Эта киля как найти

η Киля AB
Двойная звезда
Звезда η Киля — белая точка в центре изображения, на стыке двух лопастей туманности Гомункул.
Графики временно недоступны из-за технических проблем.
История исследования
Открыватель	Питер Кейзер
Дата открытия	1595—1596
Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0)
Тип	двойной переменный гипергигант[1]
Прямое восхождение	10ч 45м 3,59с[2]
Склонение	−59° 41′ 4,26″[2]
Расстояние	7500 световых лет (2300 пк)
Видимая звёздная величина (V)	от −1,0m до ~7,6m[3]
Созвездие	Киль
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv)	−25,0[4] км/c
Собственное движение
• прямое восхождение	−7,6[2] mas в год
• склонение	1,0[2] mas в год
Абсолютная звёздная величина (V)	−8,6 (2012)[5]
Спектральные характеристики
Спектральный класс	переменная[1] и O[6][7]
Показатель цвета
• B−V	+0,61[8]
• U−B	−0,45[8]
Переменность	ЯГП и двойная
Физические характеристики
Радиус	800 R☉
Элементы орбиты
Период (P)	2022,7±1,3 суток[9] (5,54 года) лет
Большая полуось (a)	15,4 а. е.[10]″
Эксцентриситет (e)	0,9[11]
Наклонение (i)	130—145[10]°v
Коды в каталогах SAO 238429, HR 4210, IRAS 10431-5925, 2MASS J10450360-5941040, HD 93308, AAVSO 1041-59, η Car, 1ES 1043-59.4, ALS 1868, CD-59 3306, CEL 3689, CPC 20 3145, CPD-59 2620, CSI-59 2620 41, CSI-59-10431, GC 14799, GCRV 6692, GCRV 6693, HD 93308B, JP11 1994, PPM 339408, RAFGL 4114, TYC 8626-2809-1, eta Car, WDS J10451-5941A, UCAC4 152-053215, 3FHL J1045.1-5941, 3A 1042-595, 4U 1053-58, 4U 1037-60, GPS 1043-595, PBC J1044.8-5942, 2FGL J1045.0-5941, 3FGL J1045.1-5941, 2FHL J1045.2-5942 и WEB 9578
Информация в базах данных
SIMBAD	* eta Car
Звёздная система
У звезды существует 2 компонента Их параметры представлены ниже:
Компонент A η Car A Масса ~100—200[12][13] M⊙ Радиус 60—800[14] R⊙ Возраст < 3 млн. [7] лет Температура 9 400—35 200[6] K Светимость 5×106[6][7] L⊙
Компонент B η Car B Масса 30—80[13] M⊙ Радиус 14,3—23,6[13] R⊙ Возраст < 3 млн. [7] лет Температура 37 200[6] K Светимость < 1×106[6][7] L⊙
Информация в Викиданных
Медиафайлы на Викискладе

Э́та Ки́ля (η Car, η Carinae), Форамен (лат. Foramen), до XVIII века называлась Э́та Корабля Арго, (η Arg, η Argus Navis) — двойная звезда-гипергигант в созвездии Киля с совокупной светимостью компонент более чем в 5 миллионов раз превосходящей солнечную светимость. Находится на расстоянии в 7500 световых лет (2300 парсек). Впервые упоминается как звезда 4-й звёздной величины, но в период с 1837 по 1856 годы в ходе события, известного как «Великая вспышка», значительно увеличила свою яркость. Эта Киля достигла блеска −0,8^m и на период с 11 по 14 марта 1843 года стала второй по яркости звездой (после Сириуса) на земном небе, после чего постепенно начала уменьшать светимость, и к 1870-м годам перестала быть видимой невооружённым глазом. Звезда, начиная с 1940 года, снова постепенно увеличивает яркость. К 2014 году она достигла звёздной величины 4,5^m. Эта Киля является незаходящей звездой к югу от 30° южной широты, никогда не видна выше 30° северной широты.

Две звезды в системе Эта Киля движутся вокруг общего центра масс по вытянутым эллиптическим орбитам (эксцентриситет 0,9) с периодом в 5,54 земного года. Основной компонент системы — гипергигант, яркая голубая переменная (ЯГП), изначально обладавшая массой в 150—250 солнечных, из которых утрачено уже около 30 солнечных масс. Это одна из самых больших и неустойчивых известных звёзд, её масса близка к теоретическому верхнему пределу. Как ожидается, в астрономически близком будущем (несколько десятков тысячелетий) она станет сверхновой. Эта Киля А — единственная известная звезда, производящая ультрафиолетовое лазерное^{[уточнить]} излучение. Вторая звезда, η Car B, тоже характеризуется очень высокой поверхностной температурой и светимостью, вероятно спектрального класса O, массой около 30—80 M_⊙.

Свет от компонент системы Эта Киля сильно поглощается небольшой биполярной туманностью Гомункул с размерами 12×18 угловых секунд^[15], которая состоит из вещества центральной звезды, выброшенного в ходе «Великой вспышки». Масса пыли в Гомункуле оценивается в 0,04 M_⊙. Эта Киля А теряет массу настолько быстро, что её фотосфера гравитационно не связана со звездой и «сдувается» излучением в окружающее пространство.

Звезда входит в рассеянное звёздное скопление Трюмплер 16 в гораздо более крупной туманности Киля. Безотносительно к звезде или туманности существует слабый метеорный поток Эта-Кариниды  (англ.) (рус. с радиантом, очень близким к звезде на небе.

Звезда имеет современное название Форамен (от лат. foramen «отверстие»), связанное с близкой к звезде туманностью Замочная скважина (NGC 3324).

История наблюдений[править | править код]

Открытие и получение имени звезды[править | править код]

До XVII столетия не существует достоверных записей о наблюдении или открытии Эты Киля, хотя нидерландский мореплаватель Питер Кейзер примерно в 1595—1596 годах описал звезду 4-й величины в месте, приблизительно соответствующем положению Эты Киля. Эти данные были воспроизведены на небесных глобусах Петера Планциуса и Йодокуса Хондиуса и в 1603 году появились в «Уранометрии» Иоганна Байера. Тем не менее, независимый звёздный каталог Фредерика де Хаутмана от 1603 года не включал в себя ни Эту Киля, ни какую-либо другую звезду четвёртой величины в данном регионе. Первое уверенное упоминание об Эте Киля принадлежит Эдмунду Галлею, который описал её в 1677 году как Sequens (то есть «следующую» относительно другой звезды) внутри нового на то время созвездия Дуб Карла. «Каталог Южного неба» Галлея был опубликован в 1679 году^[16]. Звезда была также известна под обозначением Байера как Эта Дуба Карла и Эта Корабля Арго^[3]. В 1751 году Никола Луи де Лакайль, нанеся на карту «Корабль Арго» и «Дуб Карла», разделил их на несколько меньших созвездий. Звезда оказалась в «килевой» части «Корабля Арго», получившей наименование созвездия Киля^[17]. Звезда не была широко известна как Эта Киля вплоть до 1879 года, когда звезды «Корабля Арго» были разнесены по дочерним созвездиям в Аргентинской уранометрии за авторством Б. Гулда^[18].

Эта Киля лежит слишком далеко на юге, чтобы быть частью «28 домов» традиционной китайской астрономии, но она включалась в Южные астеризмы, выделенные в XVII столетии. Вместе с s Киля, Лямбдой Центавра и Лямбдой Мухи, Эта Киля формировала астеризм 海山 (Море и Горы)^[19]. Эта Киля называлась также Тинь-Шо (天社 — «Небесный алтарь») и Форамен. Также была известна как Хай-Шань-ар (海山二), «вторая звезда Моря и Гор»^[20].

Галлей упоминал, что звёздная величина примерно равнялась 4 на момент открытия звезды, что соответствует примерно 3,3^m на современной шкале. Несколько разрозненных ранних наблюдений позволяют сделать вывод, что звезда в течение большей части 17 столетия не была значимо ярче этой величины^[3]. Спорадические наблюдения на протяжении последующих 70 лет тоже упоминают звезду на уровне блеска не ярче 3 величины, однако в 1751 году Лакайль надёжно определяет её яркость на уровне 2^m[3]. Есть неясности касательно того, отличалась ли звезда по яркости последующие 50 лет; существуют редкие записи, такие как наблюдение Уильяма Бёрчелла 1815 года, упоминающее Эту Киля как звезду 4-й величины, но не ясно, основаны ли эти записи на оригинальных наблюдениях или являются повтором более ранней информации^[3].

«Великая вспышка»[править | править код]

В 1827 году Бёрчелл отметил увеличение яркости Эты Киля до 1-й звёздной величины и стал первым, кто высказал гипотезу о её переменности^[3]. Джон Гершель в 1830-х годах проделал серию точных измерений, которая показала, что яркость звезды колебалась в районе 1,4 звёздной величины вплоть до ноября 1837 года. Вечером 16 декабря 1837 года Гершель был поражён тем, что звезда по своей яркости превзошла Ригель^[21]. Это событие положило начало 18-летнему периоду в эволюции Эты Киля, известному как «Великая вспышка»^[3].

Эта Киля увеличивала свою яркость до января 1838 года, достигнув блеска, примерно равного Альфе Центавра, после чего начала несколько ослабевать в течение последующих 3 месяцев. После этого Гершель покинул Южное полушарие и перестал наблюдать звезду, но получал корреспонденцию от преподобного У. С. МакКея в Калькутте, писавшего ему в 1843 году: «К моему большому удивлению, в марте (1843) я наблюдал, что звезда Эта Корабля Арго стала звездой первой величины и сияет с яркостью Канопуса, а цветом и размерами очень схожа с Арктуром». Наблюдения на Мысе Доброй Надежды показали, что звезда с 11 по 14 марта 1843 года превосходила по яркости Канопус, затем начала меркнуть, но затем вновь стала увеличивать блеск, достигнув уровня яркости между Альфой Центавра и Канопусом с 24 по 28 марта, и снова начала тускнеть^[21]. На протяжении большей части 1844 года звезда по яркости находилась посередине между Альфой и Бетой Центавра, то есть её видимый блеск составлял около +0,2^m, но к концу года он вновь начал расти. В 1845 году яркость звезды достигла −0,8^m, затем −1,0^m[5]. Пики яркости, пришедшиеся на 1827, 1838 и 1843 годы, судя по всему, обусловлены прохождением периастра звёздами двойной системы Эта Киля, когда их орбиты проходили ближе всего друг к другу^[22]. С 1845 по 1856 яркость падала примерно на 0,1 звёздной величины в год, но с быстрыми и большими колебаниями^[5].

С 1857 года яркость уменьшалась быстрыми темпами, пока в 1886 году звёздная система перестала быть видимой невооружённым взглядом. Было показано, что этот эффект был вызван конденсацией пыли из выброшенного вещества, окружающего звезду, а не собственными переменами в светимости^[23][24].

Меньшая вспышка[править | править код]

Очередное увеличение яркости началось в районе 1887 года. Звезда достигла отметки в 6,2 звёздной величины к 1892 году, затем к марту 1895 блеск упал до 7,5^m[3]. Несмотря на исключительно визуальный характер наблюдений вспышки 1890 года, было подсчитано, что Эта Киля потеряла около 4,3 звёздной величины из-за облаков газа и пыли, выброшенных в ходе предшествовавшей «Великой вспышки». В отсутствие этих помех яркость звёздной системы на тот момент должна была бы достигать около 1,5—1,9 звёздной величины, значительно ярче, чем наблюдавшийся блеск^[25]. Это была своего рода уменьшенная копия «Великой вспышки», со значительно меньшими выбросами вещества^[26][27].

20-е столетие[править | править код]

Между 1900 и 1940 годом казалось, что Эта Киля перестала меняться в яркости и застыла на уровне 7,6 звёздной величины^[3]. Однако в 1953 году было отмечено повышение яркости до 6,5^m[28]. Повышение яркости шло стабильно, но с весьма регулярными вариациями в несколько десятых долей звёздной величины^[22].

В 1996 году было обнаружено, что вариации яркости проявляют 5,52-летнюю периодичность^[22]. Позднее период был уточнён до 5,54 года. Гипотеза о наличии в системе второго компонента была подтверждена наблюдениями за изменениями в радиальной скорости системы, а также за изменением профиля спектральных линий. Наблюдения системы велись в радио-, оптическом и ближнем инфракрасном диапазоне в момент предположительного периастра в конце 1997 и начале 1998 года^[29]. В то же время было замечено полное исчезновение рентгеновского излучения от звёздной системы, вызванного эффектом встречного солнечного ветра^[30]. Подтверждение существования яркого компаньона у звезды значительно улучшило понимание физических характеристик Эты Киля и её переменности^[7].

Неожиданное удвоение яркости в 1998—1999 годах возвратило звёздную систему в зону видимости невооружённым глазом. На момент спектроскопических исследований 2014 года видимая звёздная величина преодолела отметку в 4,5^m[31]. Яркость не всегда последовательно меняется на разных длинах волн и не всегда в точности следует 5,4-летнему циклу^[32][33]. Радио- и инфракрасные наблюдения, а также наблюдения с орбитальных телескопов расширили возможности по наблюдению за Этой Киля и позволили отследить изменения в спектре^[34].

Наблюдения[править | править код]

Как звезда, имеющая в настоящее время 4-ю звёздную величину, Эта Киля при отсутствии светового загрязнения хорошо видна невооружённым взглядом^[35]. Тем не менее, в историческое время её яркость колебалась в очень широком диапазоне — от второй по яркости на ночном небе в XIX столетии до невидимой невооружённым глазом. Звезда расположена на склонении −59° на южной небесной полусфере, следовательно, её нельзя наблюдать из большей части Евразии и большей части Северной Америки.

Расположенная между Канопусом и Южным Крестом^[36], Эта Киля хорошо различима как ярчайшая из звёзд внутри крупной и видной невооружённым взглядом туманности Киля. При наблюдении в любительский телескоп звезда видна внутри V-образной пылевой полосы туманности, имеет оранжевый цвет и не похожа на звёздный объект^[37]. Наблюдения при высоком разрешении позволяют увидеть два оранжевых «лепестка» окружающей биполярной отражательной туманности, известной как «Гомункул», простирающиеся в стороны от яркого центрального ядра. Астрономы-любители, отслеживающие переменные звезды, могут сравнить её яркость с несколькими звёздами 4-й и 5-й величины, близкими к туманности.

Радиант обнаруженного в 1961 году слабого метеорного потока Эта-Кариниды очень близок к Эте Киля. Метеорный поток отчётливо наблюдается с 14 по 28 января, с пиком, приходящимся на 21 января. Метеорные дожди никак не связаны с телами вне Солнечной системы, и близость к Эте Киля — простое совпадение^[38].

Видимый спектр[править | править код]

Ширина и форма спектральных линий Эты Киля обладают значительной изменчивостью, но вместе с тем проявляют целый ряд отличительных особенностей. В спектре Эты Киля ярко выражены эмиссионные линии, обычно широкие, хотя на них и накладывается узкий центральный компонент спектра из плотного ионизированного газа туманности, особенно от глобул Вайгельта (маленьких отражательных туманностей в центре Гомункула). Большинство линий имеют тип профиля звезды P Лебедя (профиль линий, обычный для ярких голубых переменных), но с абсорбцией много более слабой, чем эмиссия. Широкие спектральные линии типа P Лебедя характерны для сильного звёздного ветра, но в данном случае они обладают очень низкой абсорбцией, так как звезда скрыта расширяющейся газовой оболочкой. В крыльях линий можно заметить признаки томсоновского рассеяния на электронах, хотя и слабого, что можно интерпретировать как проявление неоднородной структуры звёздного ветра. Линии водорода сильно выражены, что говорит в пользу того, что Эта Киля сохранила большую часть своей водородной оболочки. Линии HeI^{[n 1]} намного слабее водородных, а отсутствие линий HeII позволяет установить верхний предел на температуру главной звезды. Линии NII идентифицируемы, но слабы, тогда как углеродные линии не обнаружены вовсе, а линии кислорода в лучшем случае крайне слабы, что говорит о горении водорода в ядре через CNO-цикл, который затрагивает и приповерхностные слои. Возможно, одна из наиболее характерных особенностей спектра Эты Киля — значимое присутствие эмиссионных линий FeII, как разрешённых, так и запрещённых; последние возникают при возбуждении газа низкоплотностной туманности вокруг звезды^[39][40].

Самые ранние анализы спектра звезды опираются на наблюдения 1869 года, в ходе которых были обнаружены линии «C, D, b, F, с главной зелёной азотной линией». Наблюдатель указал, что линии поглощения не наблюдаются вовсе^[41]. Буквенные обозначения даны по Фраунгоферу и соответствуют: H_α, HeI («D» обычно применялось для обозначения двойной линии натрия, но «d» или «D₃» было использовано для близкой линии гелия), FeII и H_β. Предполагается, что последняя указанная линия принадлежит FeII, очень близкая к зелёной линии «небулия», ныне известного как дважды ионизированный кислород, OIII^[42].

Фотографические спектры 1893 года описывались как сходные со звездой спектрального класса F5, но со слабыми эмиссионными линиями. Анализ по современным стандартам спектрографии указывает на звезду раннего спектрального класса F. В 1895 году в спектре опять наблюдались сильные эмиссионные линии, при этом линии поглощения присутствовали, но были сильно перекрыты эмиссионными. Такого рода спектральные переходы от сверхгиганта класса F к сильным эмиссионным линиям характерны для новых звёзд, когда выброшенное вещество первоначально излучает как псевдо-фотосфера, а затем, когда оболочка расширяется и становится более тонкой оптически, проявляется эмиссионный спектр излучения^[42].

Эмиссионный линейчатый спектр, ассоциированный с плотными звёздными ветрами, продолжал наблюдаться с конца XIX века. Отдельные линии демонстрируют широкие вариации ширины, профиля и доплеровского сдвига, иногда разные скоростные компоненты обнаруживаются внутри одной линии. Спектральные линии меняются также со временем, наиболее сильно с периодом в 5,5 года, но видны и более короткие или длинные периоды с меньшей амплитудой, а также продолжающиеся секулярные (непериодические) изменения^[43][44]. Спектр света, отражаемого глобулами Вайгельта, схож в основных чертах с звездой HDE 316285, предельно ярко проявляющей особенности типа P Лебедя и обладающей спектральным классом B0Ieq^[45].

Ультрафиолетовый спектр[править | править код]

Ультрафиолетовый спектр системы Эты Киля богат эмиссионными линиями ионизированных металлов, например FeII и CrII, в нём присутствует ярко выраженная линия Лайман_α (Ly_α) и континуум (излучение непрерывного спектра) от горячего центрального источника. Уровни ионизации и континуум требуют наличие источника с температурой как минимум 37 000 K^[46].

Некоторые принадлежащие FeII линии в ультрафиолете необычно сильны. Они локализуются в глобулах Вайгельта и, как считается, вызваны механизмом, схожим по сути с работой лазера с низким коэффициентом усиления. Ионизированный водород между глобулами и центральной звездой генерирует интенсивную Ly_α эмиссию, которая проникает в глобулы. Глобулы содержат атомарный водород с малой примесью других элементов, включая фотоионизированное от радиации центральных звёзд железо. Случайный резонанс (когда эмиссионное излучение по совпадению имеет подходящую энергию для накачки возбуждённого состояния) позволяет Ly_α эмиссии возбуждать ионы Fe⁺ до определённого псевдо-метастабильного состояния^[47], создавая инверсию населённости, которая в свою очередь вызывает вынужденное излучение^[48]. Этот эффект схож по своей сути с мазерной эмиссией в плотных «карманах», окружающих многие холодные сверхгиганты, но последний эффект куда слабее в видимом и УФ спектре, и Эта Киля — единственный достоверный пример ультрафиолетового космического лазера. Подобный эффект от накачки метастабильного состояния OI эмиссией Ly_β в окружающих Эту Киля глобулах также подтверждается как ещё один случай астрофизического УФ лазера^[49].

Инфракрасный спектр[править | править код]

Инфракрасные наблюдения за Этой Киля становятся всё более и более важными. Подавляющее большинство электромагнитной радиации от центральных звёзд поглощается окружающей пылью и затем излучается в среднем и дальнем инфракрасном спектре соответственно температуре пыли. Это позволяет почти всему энергетическому потоку от системы наблюдаться на длине волны, мало подверженной экстинкции, что позволяет делать гораздо более точные оценки светимости, чем в случае остальных экстремально ярких звёзд. Эта Киля — ярчайший источник на небесной сфере в середине инфракрасного спектра^[50].

Наблюдения в дальнем инфракрасном спектре позволяют различить огромную массу пыли, обладающую температурой порядка 100—150 K, что позволяет прийти к оценке массы туманности Гомункул как 20 солнечных масс или более. Это куда больше, чем предыдущие оценки, и считается, что вся эта пыль была выброшена в течение нескольких лет во время «Великой вспышки»^[51].

Наблюдения в инфракрасном спектре могут проникнуть сквозь пыль и с высокой степенью разрешения наблюдать особенности, полностью невидимые в оптическом диапазоне, однако не сами центральные звёзды. Центральный регион Гомункула содержит меньшие регионы: Малый Гомункул, оставшийся после вспышки 1890-х годов, Бабочку — рассеянные скопления и нити, оставшиеся после двух вспышек, и вытянутую область звёздного ветра^[52].

Высокоэнергетическое излучение[править | править код]

В районе Эты Киля было обнаружено несколько источников рентгеновского и гамма-излучения, например 4U 1037-60, входящий в 4-й каталог космической обсерватории «Uhuru», или 1044-59 по каталогу HEAO-2. Самые ранние наблюдения рентгеновского излучения в регионе Эты Киля были сделаны с метеорологической ракеты «Терьер-СэндХоук» (Terrier-Sandhawk), запущенной в США в 1972 году^[53], затем они были продолжены на космических обсерваториях «Ariel V»^[54], OSO 8^[55] и «Uhuru»^[56].
Более детальные наблюдения были затем проделаны миссией HEAO-2^[57], рентгеновским телескопом ROSAT^[58], миссией ASCA^[59] и телескопом «Чандра». Было обнаружено множество источников во всём высокоэнергетическом электромагнитном спектре: жёсткие рентгеновские и гамма-лучи внутри области в 1 световой месяц от Эты Киля; жёсткое рентгеновское излучение из центрального района поперечником в 3 световых месяца; отчётливо различимая подковообразная структура протяжённостью 0,67 парсека (2,2 светового года), излучающая низкоэнергетические рентгеновские лучи и соответствующая фронту ударной волны времён «Великой Вспышки»; рассеянное рентгеновское излучение, распределённое по всей площади Гомункула; многочисленные уплотнения и дуги за пределами главного кольца^{[60][61][62][63]}.

Всё высокоэнергетическое излучение, ассоциируемое с Этой Киля, варьируется в течение орбитального цикла. В июле и августе 2003 года наблюдался спектральный минимум, или «рентгеновское затмение». В 2009 и 2014 годах наблюдалось схожее по сути событие^[64]. Самое высокоэнергетическое гамма-излучение с энергией порядка 100 МэВ было зафиксировано КА AGILE; оно продемонстрировало высокую изменчивость, тогда как гамма-лучи более низкой энергии, наблюдавшиеся КА «Ферми», изменялись слабо^[60][65].

Радиоизлучение[править | править код]

Радиоизлучение от Эты Киля в основном наблюдается в микроволновом диапазоне. Оно было обнаружено на длине волн радиолинии нейтрального водорода, однако было более изучено в миллиметровом и сантиметровом диапазонах. В этих диапазонах были обнаружены мазерные линии рекомбинации водорода. Эмиссия сконцентрирована в небольшом неточечном радиоисточнике с поперечником менее чем в 4 угловых секунды; она представляет собой главным образом излучение на свободно-свободных переходах (тепловое тормозное излучение), что совместимо с гипотезой о компактной области HII, обладающей температурой порядка 10 000 K^[66]. Более детальные радионаблюдения позволяют различить радиоисточник в виде диска диаметром несколько угловых секунд (10 000 а. е.), окружающий Эту Киля^[67].

Для радиоизлучения Эты Киля характерны постоянные изменения в интенсивности и спектральном распределении с циклом в 5,5 года. Интенсивность H_II и линий рекомбинации варьируется очень сильно, тогда как эмиссия в континууме (широпоколосное излучение на разных длинах волн) менее подвержена таким изменениям. Это обусловлено резкими снижениями уровня ионизации водорода в течение кратких периодов в каждом цикле, совпадающими со спектроскопическими событиями на других длинах волн^[67][68].

Окружающее пространство[править | править код]

Эта Киля расположена в глубине туманности Киля, гигантской области звёздного формирования в рукаве Стрельца нашей галактики Млечный Путь. Эта туманность — хорошо заметный невооружённым взглядом объект на южном ночном небе и представляет собой сложное сочетание из эмиссионной, отражательной, и тёмной туманности. Как известно, Эта Киля расположена на одном и том же с туманностью расстоянии от Земли, и отражения её спектра можно увидеть на множестве облаков звездообразования поблизости^[69]. Внешний вид туманности Киля, и в частности района «Замочной скважины» значительно изменился с тех пор, как был описан Джоном Гершелем более 150 лет назад^[42]. Считается, что это напрямую увязано с сокращением ионизирующего излучения от Эты Киля, начиная с «Великой Вспышки»^[70]. До «Великой Вспышки» система Эты Киля вносила около 20 % в ионизацию туманности, но теперь плотно блокирована облаками газа и пыли^[69].

Трюмплер 16[править | править код]

Эта Киля расположена внутри рассеянного звёздного скопления Трюмплер 16. Все остальные звезды скопления находятся ниже порога наблюдаемости невооружённым глазом, даже несмотря на то, что WR 25 — ещё одна из экстремально ярких звёзд^[71]. Трюмплер 16 и её сосед Трюмплер 14 — два наиболее заметных звёздных скопления в звёздной ассоциации OB1 Киля, крупной группы из ярких и молодых звёзд, объединённых общим движением сквозь пространство^[72].

Гомункул[править | править код]

Эта Киля расположена внутри туманности Гомункул и её освещает^[73]. В основе своей Гомункул состоит из газа и обломков, исторгнутых в ходе «Великой вспышки» в середине XIX века. Туманность состоит из двух полярных друг к другу «лопастей», выравненных к оси вращения звезды, и экваториальной «юбки». Наблюдения при максимальном разрешении выявляют больше мелких деталей: Малый Гомункул внутри основной туманности, возможно появившийся в ходе вспышки 1890 года; струю; тонкие потоки газа и узелки материи, особо заметные в регионе «юбки»; и три глобулы Вайгельта — плотные газовые облака, расположенные очень близко от звезды^[49][74].

Лопасти Гомункула, как считается, были сформированы сразу после первоначальной вспышки с большей вероятностью, чем из предварительно исторгнутой материи или межзвёздной материи, однако дефицит материи вблизи от экваториальной плоскости допускает более позднее взаимодействие между звёздным ветром и исторгнутой материей. Масса Лопастей Гомункула даёт чёткое представление о масштабах «Великой вспышки» с оценками в пределах от 12-15 до 40 солнечных масс извергнутой материи^[51][75]. Исследования говорят о том, что материя от «Великой вспышки» больше сконцентрирована в районе полюсов; 75 % массы и 90 % кинетической энергии были исторгнуты выше широты в 45°^[76].

Для Гомункула характерна уникальная особенность — возможность получить данные о спектре центрального объекта на разных широтах по его отражению на самых разных участках «лопастей». Это говорит о полярном ветре, когда звёздный ветер быстрее и сильнее на высоких широтах из-за быстрого вращения, вызванного «гравитационным посветлением» в направлении полюсов. В противоположность этому спектр показывает более высокую температуру возбуждения ближе к экваториальной плоскости^[77]. Судя по всему, внешние оболочки Эты Киля A не слишком сильно конвективны — иначе бы это предотвратило «гравитационное потемнение». Текущая ось вращения звезды не соответствует выравниванию туманности в пространстве. Скорее всего, это вызвано воздействием Эты Киля B, меняющей наблюдаемый звёздный ветер^[78].

Дистанция[править | править код]

Расстояние до Эты Киля было выяснено совмещением различных методов, что дало широко принятую величину в 2 300 пк (7 800 световых лет), с погрешностью около 100 пк (330 световых лет)^[79]. Расстояние до Эты Киля не может быть установлено с использованием замеров параллакса из-за большого расстояния и окружающей туманности. Только две звезды находятся на схожем расстоянии в каталоге «Гиппаркос»: HD 93250 в скоплении Трюмплер 16 и HD 93403, другой член Трюмплер 16 или, возможно, Трюмплер 15. Считается, что эти две звезды, на том же расстоянии, что и Эта Киля, сформировались в одном и том же молекулярном облаке, но расстояния до них слишком большие для замеров параллакса. Замеры параллакса для HD 93250 и HD 93403 дают показатели в 0,53 ± 0,42 угловых миллисекунд и 1,22 ± 0,45 угловых миллисекунд соответственно, что даёт расстояние от 2 000 до 30 000 световых лет (от 600 до 9 000 пк)^[80]. Как считается, наиболее точные данные о параллаксе удалось получить миссии «Gaia». Первая публикация данных миссии упоминала параллакс в 0,42 ± 0,22 угловых миллисекунд и −0,25 ± 0,33 угловых миллисекунд соответственно для HD 93250 и HD 93204, но не для Эты Киля.

Расстояния до звёздных скоплений можно примерно установить с использованием Диаграммы Герцшпрунга-Рассела или диаграммы цвета-цветности для калибровки данных об абсолютной величине звёзд для подгонки под главную последовательность или идентификации таких особенностей, как принадлежность к «горизонтальной ветви», а значит и их расстояния от Земли. Также необходимо понимать объёмы межзвёздной экстинкции по направлению к звёздному скоплению, что проблематично в случае Эты Киля и схожих областей пространства^[81]. Дистанция в 7 330 световых лет (2 250 пк) была получена через поверку светимости звёзд класса O в скоплении Трюмплер 16^[82]. После обнаружения межзвёздного покраснения ввиду экстинкции и соответствующей коррекции измерений, расстояние до большинства звёзд Трюмплер 14 и 16 было установлено как 9 500 ± 1000 световых лет (2 900 ± 300 пк)^[83].

Известные темпы расширения Гомункула дают необычный геометрический способ замера расстояния. Исходя из того, что лопасти туманности симметричны, проекция туманности на небе зависит от расстояния до неё. Величины в 2 300, 2 250 и 2 300 парсек были установлены для Гомункула и Эты Киля на одном и том же расстоянии^[79].

Характеристики[править | править код]

Звёздная система Эты Киля на данный момент одна из самых массивных систем, которые можно детально изучить. До недавнего времени Эта Киля считалась самой массивной из одиночных звёзд, однако в 1996 году двойной характер системы был предположен бразильским астрономом Аугусто Даминиэли^[22] и подтверждён в 2005 году^[84]. В основной своей части детали звёздной системы затемнены околозвёздной материей, исторгнутой с Эты Киля A, температуру и яркость звезды можно пока установить лишь при наблюдениях в инфракрасном спектре. Быстрые перемены в звёздном ветре в XXI веке позволяют считать, что саму звезду мы сможем увидеть в обозримом будущем, так как её окрестности постепенно очищаются от пыли^[85].

Орбита[править | править код]

Двойная природа системы установлена ясно, даже несмотря на невозможность видеть компоненты напрямую или их спектрографически разрешить из-за рассеивания излучения и возбуждений в окружающей туманности. Периодические изменения в фотометрии и спектре побудили поиски компаньона, а моделирование сталкивающихся звёздных ветров и затмения некоторых деталей в спектре системы позволили установить примерные орбиты^[10].

Текущий период орбиты компаньона установлен точно как 5,539 лет, несмотря на перемены, связанные с потерей вещества и аккрецией. Орбитальный период между «Великой Вспышкой» и меньшей вспышкой в 1890 году составлял примерно 5,52 лет, тогда как до «Великой Вспышки» был быстрее, возможно между 4,8 и 5,4 годами^[13]. Орбитальное расстояние известно лишь примерно, с большой полуосью орбиты около 15-16 а. е. Орбита обладает высоким эксцентриситетом, e = 0,9. Это означает, что расстояние между звёздами составляет иногда около 1,6 а. е., примерно как расстояние между Марсом и Солнцем, а иногда 30 а. е., как расстояние до Нептуна^[10].

Возможно, ценнейшее в знании орбит системы из двух звёзд — это возможность напрямую вычислить массу звёзд в паре. Это требует знания точных параметров орбиты и её наклонения. Большинство параметров орбиты в системе Эты Киля точно не известны из-за того, что звёзды нельзя увидеть напрямую и различить. Наклонение же предполагается на уровне 130—145 градусов, что и является важным препятствием к уточнению массы компонентов^[10].

Классификация[править | править код]

Эта Киля A классифицируется как яркая голубая переменная (ЯГП) из-за отличительных колебаний в спектре и яркости. Этот тип переменных звёзд характеризуется нерегулярными переменами от высокотемпературного состояния покоя к низкотемпературным вспышкам при примерно постоянной светимости. ЯГП в состоянии покоя находятся на узкой «полосе нестабильности звёзд типа S Золотой Рыбы», туда входят самые яркие и горячие звёзды. Во время вспышек все ЯГП обладают примерно одной температурой, около 8 000 K. ЯГП в ходе типичной вспышки становится визуально ярче, чем в состоянии покоя, при том что болометрическая светимость остаётся без перемен.

Событие, схожее с «Великой вспышкой», произошедшей на Эте Киля A, было замечено за историю наблюдений в Млечном пути пока только раз — на P Лебедя — и в нескольких вероятных ЯГП в других галактиках. Но ни одна из вспышек не достигала такой же силы, как у Эты Киля. Досконально неизвестно, является ли это особенностью самых массивных ЯГП, связано ли с близостью компаньона, или это краткая, но общая для крупных звёзд фаза жизни. Многие схожие события в остальных галактиках были ошибочно приняты за взрывы сверхновых, за что и названы «псевдосверхновыми», в эту группу могут входить и звёзды с иными переходными процессами нетермического характера, приближающие звезду по яркости к сверхновой^[51].

Эта Киля A — нетипичная ЯГП. Она обладает большей светимостью, чем любая другая ЯГП в Млечном Пути, хотя может быть сопоставима с «псевдосверхновыми», обнаруженными в иных галактиках. В данный момент звезда не находится в «полосе нестабильности S Золотой Рыбы», хотя до сих пор не ясен температурный или спектральный класс основной звезды, сама «Великая вспышка» была несколько более холодная, чем типичная вспышка ЯГП. Вспышка 1890-х была более похожа на типичную вспышку ЯГП с ранним спектральным типом F, и, как считается сейчас — звезда обладает непрозрачным звёздным ветром, формирующим псевдофотосферу с температурами в районе 9 000 — 14 000 K, что тоже типично для ЯГП в ходе вспышки^[23].

Эта Киля B — это массивная и яркая звезда, о которой мало что достоверно известно. Судя по отдельным и нехарактерным для основной звезды эмиссионным линиям в спектре, Эта Киля B может являться молодой звездой спектрального класса O. Множество авторов также полагают, что звезда представляет собой либо сверхгигант, либо просто гигант, хотя не исключают и принадлежность звезды к классу Вольфа-Райе^[84].

Масса[править | править код]

Массу звёзд в системе сложно установить, не зная с точностью все элементы орбиты. Эта Киля — двухкомпонентная система, но нет точных данных по орбитам звёзд. Достоверно можно сказать только, что масса центральной звезды вряд ли менее 90 солнечных, исходя из eё высокой светимости^[39]. Стандартная модель системы предполагает массу центральной звезды в 100—120 солнечных^[12][13] и массу спутника в 30-60 масс Солнца^[13][86].
Большая масса предполагается для моделирования энерговыхода и массообмена «Великой вспышки» с общей массой двойной системы в 250 солнечных масс до первой вспышки^[13]. Эта Киля потеряла огромную часть массы в ходе вспышки и, как считается, изначально обладала массой между 150 и 250 солнечными, хотя возможно во вспышку внёс вклад и компаньон звезды^[87][88].

Потеря массы[править | править код]

Потеря массы — один из наиболее интенсивно изучаемых аспектов существования массивных звёзд. Простая вставка с использованием наблюдаемых масштабов утраты массы в лучшие модели звёздной эволюции не отвечает наблюдаемым характеристикам эволюционирующих массивных звёзд вроде Вольфа-Райе, числу и типам сверхновых или их прародителей. Чтобы соответствовать наблюдениям, модели требуют намного более высоких объёмов потери массы. Эта Киля A обладает высочайшими объёмами утраты массы, сейчас примерно 10⁻³ солнечных масс в год, и является очевидным кандидатом для исследований^[89].

Эта Киля A теряет так много массы благодаря мощнейшей светимости и относительно слабой поверхностной гравитации. Её звёздный ветер совершенно непрозрачен и проявляется в виде псевдофотосферы. Это оптически плотное явление блокирует истинную поверхность звезды. Во время «Великой вспышки» уровень потери массы был в тысячу раз больше, около 1 солнечной массы в год, на протяжении десяти или более лет. Совокупная потеря в массе на протяжении вспышки составляет порядка 10-20 солнечных масс, что и позволило сформироваться Гомункулу. Меньшая вспышка в 1890-х создала Малого Гомункула, намного меньшую потерю массы — всего 0,1 солнечной массы^[14]. Большая часть вещества покидает Эту Киля на скорости около 420 км/с, но некоторая материя уносится звёздным ветром на скорости до 3 200 км/с, возможно эта материя исторгается звездой-спутником из аккреционного диска^[90].

Эта Киля B тоже теряет массу через звёздный ветер, но напрямую это наблюдать невозможно. Модели излучения, вызванного столкновением двух звёздных ветров, говорят о темпе уноса массы в районе 10⁻⁵ солнечных масс в год на скорости до 3 000 км/с, что типично для горячих звёзд класса O^[62]. На части высокоэксцентричной орбиты второй компонент системы получает материал с Эты Киля А через аккрецию. В ходе «Великой вспышки» на центральной звезде, звезда-спутник аккрецировала несколько солнечных масс вещества и исторгнула мощные струи, которые и сформировали биполярный облик туманности Гомункул^[89].

Светимость[править | править код]

Компоненты в двойной системе Эты Киля полностью скрыты пылью и непрозрачным звёздным ветром, с большей частью ультрафиолетового и визуального излучения смещёнными к инфракрасному спектру. Суммарное электромагнитное излучение всех длин волн для обоих компонентов системы составляет несколько миллионов светимостей Солнца^[91]. Наилучшая оценка светимости для центральной звезды — 5 миллионов солнечных. Светимость Эты Киля B неизвестна с достаточной точностью, возможно несколько сот тысяч — но не более миллиона.

Наиболее достойная внимания особенность Эты Киля — мощнейшая вспышка псевдосверхновой, произошедшая на центральной звезде в 1843 году. Несколько лет после этого звезда производила столько же света, сколько неяркая сверхновая, и при этом осталась существовать. Было подсчитано, что пиковая светимость системы достигала 50 миллионов солнечных^[51]. Несколько похожих случаев было зафиксировано в других галактиках, для примера, событие SN 1961v в галактике NGC 1058^[92] и SN 2006jc в галактике UGC 4904^[93].

После «Великой вспышки» Эта Киля была затемнена исторгнутой материей, что привело к смещению визуального излучения к красной части спектра. Звезда потеряла примерно 4 звёздные величины на визуальной длине волн, это означает, что звезда вернулась к яркости до вспышки^[94]. Эта Киля по-прежнему более яркая именно в инфракрасном спектре, даже несмотря на предполагаемые горячие звезды прямо за туманностью. Современное увеличение яркости звезды вызвано уменьшением экстинкции и рассеиванием пыли из системы, либо уменьшением выброса массы, но не собственно увеличением яркости звезды^[85].

Температура[править | править код]

До конца 20-го столетия температура Эты Киля составляла, как полагалось, свыше 30 000 К из-за испытывающих «максимумы» спектральных линий, но остальные аспекты спектра позволяли полагать более низкие температуры, поэтому были созданы модели, объясняющие это^[95]. Теперь известно, что система Эты Киля состоит из двух звёзд с сильными звёздными ветрами и зоной их столкновения, расположенной внутри пылевой туманности, которая перенаправляет 90 % электромагнитного излучения в средний и дальний инфракрасный участки спектра. Из-за этих особенностей установить точную температуру центральной звезды или её компаньона проблематично.

Мощные звёздные ветра сталкиваются внутри пылевой туманности, что становится причиной температур в 100 МК (мегакельвинов) на вершине конуса столкновения между двумя звёздами. Эта зона излучает в жёстком рентгеновском спектре и гамма-излучении вблизи от звёзд. Вблизи от периастра вторая звезда проходит через более плотные слои звёздного ветра от центральной звезды, и зона столкновения ветров испытывает пертурбации, закручиваясь в спираль, тянущуюся за Эта Киля B^[96].

Зона столкновения ветров разделяет звёздные ветра от двух звёзд. На уровне 55 — 75° позади второй звезды слабый и горячий ветер, типичный для звёзд спектрального класса O или для звёзд Вольфа-Райе. Это позволяет обнаружить некоторое излучение от Эты Киля B, а также с некоторой точностью установить её температуру благодаря спектральным линиям, которые точно не принадлежат любому другому источнику. Несмотря на отсутствие прямых наблюдений для компаньона звезды, есть широко распространённое допущение для моделей, где звезда обладает температурой между 37 000 K и 41 000 К^[7].

На всех иных направлениях по другую сторону зоны столкновения ветров распространяется звёздный ветер с Эты Киля A, куда более холодный и более чем в 100 раз более плотный, чем ветер с Эты Киля B. Помимо этого, он оптически плотен, полностью скрывает детали подлинной звёздной фотосферы центральной звезды и сильно усложняет любое определение и без того спорной температуры. Наблюдаемое излучение происходит из псевдофотосферы — где оптическая плотность звёздного ветра стремится к нулю и Росселандова прозрачность составляет ²⁄₃. Псевдофотосфера при наблюдении выглядит удлинённой и особо горячей вдоль предполагаемой оси вращения^[97].

Во времена Эдмунда Галлея Эта Киля A скорее всего была гипергигантом спектрального класса B с температурой между 20 000 K и 25 000 K на момент наблюдения. Эффективная температура, определённая для сферического оптически плотного звёздного ветра на расстоянии в несколько сотен солнечных радиусов, должна была быть от 9 400 до 15 000 K, тогда как температура теоретического гидростатического ядра в 60 солнечных радиусов и с оптической глубиной 150 должна была быть порядка 35 200 K^{[34][85][91][98]}. Эффективную температуру видимого внешнего края непрозрачного основного ветра от центральной звезды принимают обычно на уровне 15 000 K — 25 000 K на основании особенностей, видных в визуальном и ультрафиолетовом спектре, которые заметны либо в самом спектре, либо отражены через глобулы Вайгельта^[51][14].

Гомункул содержит пыль с температурами от 150 K до 400 K. Это источник почти всего инфракрасного излучения от Эты Киля, делающего её ярким объектом на этих длинах волн^[51].

Далее, расширяющийся после «Великой вспышки» газ сталкивается с межзвёздной материей и нагревается до примерно 5 мегакельвинов, создавая слабое рентгеновское излучение, заметное в «подкове» или «кольце»^[99][100].

Размеры[править | править код]

Сложно сказать нечто конкретное о размерах компонентов двойной системы Эты Киля ввиду трудностей с непосредственным наблюдением. У Эты Киля B должна быть чётко различимая фотосфера, а радиус можно установить исходя из принятого спектрального класса звезды. Сверхгигант O класса при светимости в 933 000 солнечных и при температуре в 37 200 K должен быть радиусом в 23,6 солнечных^[6].

Размеры Эты Киля A сложно определить даже примерно. У центральной звезды — оптически плотный звёздный ветер, потому классическое понимание звёздной поверхности становится расплывчатым. По одним данным удалось вычислить радиус горячего звёздного ядра с температурой в 35 000 кельвинов (то есть самой звезды внутри оптически плотного звёздного ветра) как 60 солнечных при оптической глубине в 150 вблизи от того, что можно было бы назвать физической поверхностью звезды. Замеры при оптической глубине в 0,67 говорят о радиусе в более 800 солнечных, указывая на раздутый оптически плотный звёздный ветер^[39]. На пике «Великой вспышки» радиус, насколько такое понятие применимо к моменту выброса огромной массы материи, колебался в районе 1 400 солнечных, что сопоставимо с размерами крупнейших известных звёзд^[101].

Размеры звезды в двойной системе должны соответствовать расстоянию между двумя компаньонами, которое в периастре составляет всего 250 солнечных радиусов. Радиус аккреции второй звезды должен составлять 60 солнечных радиусов, что предполагает сильную аккрецию вблизи от периастра, приводящую к коллапсу звёздного ветра Эты Киля B^[13]. Было предположено, что изначальное прояснение с 4-ой звёздной величины до 1-ой относительно постоянной болометрической светимости было нормальной вспышкой ЯГП, хотя и чрезмерно экстремальной для этого класса. Затем звезда-спутник прошла через расширенную фотосферу первой звезды в периастре, вызвав дальнейшее повышение яркости, повышение светимости и уровня потери массы в ходе «Великой вспышки»^[101].

Вращение[править | править код]

Скорость вращения массивных звёзд оказывает важное влияние на их эволюцию и прекращение существования. Скорость вращения звёзд класса Эта Киля не может быть напрямую измерена из-за невидимости поверхности. Одинокие массивные звезды относительно быстро прекращают ускоренное вращение из за торможения своими же сильными звёздными ветрами, но есть намёки что и A и B Эты Киля — быстро вращающиеся звезды, приблизившиеся к 90 % от критической скорости вращения. Одна или обе звезды вращаются путём взаимодействия, например за счёт аккреции на второго компонента и орбитального взаимодействия с первичной.^[78]

Эволюция[править | править код]

Потенциальная сверхновая[править | править код]

С наибольшей вероятностью следующая сверхновая, наблюдаемая в Млечном Пути, возникнет от неизвестного белого карлика или неприметного красного сверхгиганта, который, вполне вероятно, даже не будет виден невооружённым глазом^[102]. Тем не менее, перспектива возникновения сверхновой из такого объекта, как экстремальная по многим параметрам, близкая и хорошо изученная звезда Эта Киля вызывает большой интерес^[103].

Как правило, коллапс ядра одиночной звезды, первоначально примерно в 150 раз превосходящей по массе Солнце, происходит по сценарию коллапса звезды Вольфа — Райе в течение 3 миллионов лет^[104]. Обладая низкой металличностью многие массивные звезды сколлапсируют непосредственно в чёрную дыру без видимого взрыва или образования слабой сверхновой, а небольшая их часть образует редчайший класс парно-нестабильных сверхновых, но при солнечной металличности и выше, как ожидается, потеря массы перед коллапсом будет достаточной для возникновения видимой сверхновой типа Ib или Ic^[105]. Если по-прежнему будет оставаться большое количество выброшенного материала вблизи звезды, то ударная волна, образованная взрывом сверхновой и воздействующая на околозвёздное вещество, может эффективно преобразовывать кинетическую энергию в излучение, приводя к образованию сверхмощной сверхновой (SLSN) или гиперновой, в несколько раз более яркой и намного более продолжительной, чем типичная сверхновая, возникшая в результате коллапса ядра. Звезды-прародители большой массы также могут выбрасывать достаточное количество никеля, чтобы вызвать взрыв SLSN просто за счёт радиоактивного распада^[106]. Полученный остаток будет чёрной дырой, так как весьма маловероятно, чтобы такая массивная звезда могла потерять достаточную массу, чтобы её ядро не превысило теоретического предела на образование нейтронной звезды^[107].

Существование массивного компаньона приносит много других возможностей. Если бы Эта Киля A быстро лишилась своих внешних слоёв, то к началу коллапса она могла бы стать менее массивной звездой типа WC или WO. Это привело бы к возникновению сверхновой звезды типа Ib или типа Ic из-за отсутствия водорода и, возможно, гелия. Считается, что этот тип сверхновой является прародителем некоторых типов гамма-всплесков, но моделирование предсказывает, что они встречаются обычно только в менее массивных звёздах^{[104][108][109]}.

Несколько необычных сверхновых и псевдосверхновых были сопоставлены с Эта Киля для анализа её возможной судьбы. Одной из наиболее привлекательных является SN 2009ip — голубой сверхгигант, который в 2009 году стал псевдосверхновой, похожей на «Великую Вспышку» Эта Киля, а затем пережил и ещё более яркий всплеск в 2012 году, который, вероятно, был настоящей сверхновой^[110]. Сверхновая SN 2006jc, расположенная на расстоянии около 77 миллионов световых лет в галактике UGC 4904 в созвездии Рыси, также в 2004 году стала яркой псевдосверхновой, а затем взорвалась как сверхновая типа Ib с яркостью 13,8, которую впервые наблюдали 9 октября 2006 года. Эту Киля также сравнили с другими возможными псевдосверхновыми, такими, как SN 1961V, и сверхмощными сверхновыми, такими, как SN 2006gy.

Возможное влияние на Землю[править | править код]

Большинство научных источников считает, что образование гиперновой звезды на расстоянии 7500 световых лет (расстояние до Эты Киля от Солнца) не может нанести какого-либо существенного ущерба земным формам жизни. Может пострадать озоновый слой, могут быть выведены из строя спутники на орбите, может оказаться в опасности жизнь космонавтов, однако всё, что находится на поверхности Земли, будет защищено атмосферой^[111].

Типичная сверхновая, образовавшаяся в результате коллапса ядра исходной звезды, расположенной на том же расстоянии, что и Эта Киля, достигла бы пика видимой звёздной величины около −4, как у Венеры. SLSN может быть на пять звёздных величин ярче, как потенциально самая яркая сверхновая в истории (в настоящее время это SN 1006). На расстоянии в 7500 световых лет от звезды взрыв вряд ли непосредственно повлияет на земные формы жизни, поскольку они будут защищены от гамма-лучей атмосферой, а от некоторых других космических лучей — магнитосферой. Основной ущерб будет нанесён верхней части атмосферы, озоновому слою, космическим аппаратам, включая спутники, и любым космонавтам, находящимся в космосе. Есть, по крайней мере, одна работа, в которой предполагается, что в результате взрыва сверхновой возможна полная потеря озонового слоя Земли, что приведёт к значительному увеличению поверхностного УФ-излучения, достигающего поверхности Земли от Солнца. Для этого требуется, чтобы типичная сверхновая была ближе, чем в 50 световых годах от Земли, и даже потенциальной гиперновой для нанесения такого ущерба потребуется быть ближе, чем Эта Киля^[111]. В другом анализе возможного воздействия обсуждаются более тонкие эффекты от необычного освещения, такие как подавление мелатонина, что вызовет бессонницу, и повышенный риск развития рака и депрессии. В нём делается вывод о том, что сверхновая такой яркости должна быть намного ближе, чем Эта Киля, чтобы иметь какое-либо серьёзное воздействие на Землю^[112].

Ожидается, что Эта Киля не произведёт гамма-всплеск и её ось в настоящее время не направлена на область вблизи Земли, но прямое попадание гамма-всплеска может привести к катастрофическим повреждениям и серьёзному массовому вымиранию. Расчёты показывают, что накопленная энергия такого гамма-всплеска, поразившего земную атмосферу, будет эквивалентна одной килотонне тринитротолуола на квадратный километр по всему полушарию, обращённому к звезде, причём ионизирующее излучение будет в десять раз превышать смертельную дозу облучения всего организма^[112].

Примечания[править | править код]

Комментарии

Источники

Ссылки[править | править код]

• Статья об Эте Киля, Большая Вселенная
• Журнал Миранда, Астронет — Эта Киля — подробные популярные статьи
• Eta Carinae @ Hubble Space Telescope Treasury Programs (англ.)
• На сайте рентгеновского телескопа Чандра (англ.)
• ESO: Получен снимок Эты Киля с рекордным разрешением
• Julian Pittard. Enigmatic Eta Carinae, Astronomy & Geophysics, vol. 44, 1.17 (англ.)

Что может быть ярче Солнца в погожий летний день? Кажется, ничего. Смотреть на него без средств защиты невозможно. Но во Вселенной есть звезда, которая светит в миллионы раз ярче.

Двойная звезда

Эта Киля находится на огромном от Земли расстоянии — около 7 500 световых лет. Она является двойной звездой, то есть состоит из 2-х тел, которые движутся вокруг общего центра тяжести и объединены друг с другом посредством гравитации. Одно из них — главное, гипергигант. Его масса огромна, составляет более 200 масс Солнца. Это близко к теоретически допустимому пределу. Масса второго из небесных тел примерно на треть меньше.

Самая яркая из известных

Главная особенность — чрезвычайно яркий свет, который излучает наибольшая из звезд. Говорить о яркости второго объекта затруднительно, так как большую ее часть скрывает туманность.

На сегодняшний день эта необычная звезда является самой яркой из тех, что известны человечеству. Но найти ее на ночном небосводе не представляется возможным. Все дело в том, что ее свет поглощается туманностью под названием Гомункул. Хотя, считается, что однажды человечество могло видеть ее гиперсвечение. Это произошло в самом начале XX в.

Предположительно, в это время на ней произошла мощнейшая вспышка, в результате которой Эта Киля стала видна на небосводе без телескопа. Прошло совсем немного времени, и гигант вновь исчез из поля зрения человечества.

В связи с тем, что у звезды высокая светимость, звездное вещество достаточно быстро перетекает в пространство, в связи с чем масса и продолжительность жизни объекта достаточно быстро уменьшается.

Уже взаимодействовала с Землей?

Многие из астрономов прочат двойной звезде печальную судьбу. В скором времени она превратится в сверхновую. На время ее яркость увеличится в несколько раз. Звезда выбросит в космическое пространство огромное количество вещества, а также произведет сильнейший всплеск гамма-излучения. Он может длиться от нескольких миллисекунд до часа и представлять собой мощный пучок лучей, который всего за несколько секунд выделяют энергию, равную произведенной Солнцем за всю его жизнь.

Среди некоторых ученых существует теория, что вымирание морских беспозвоночных, которое произошло более 440 млн. лет назад, спровоцировал гамма-удар в направлении Земли.

Самая опасная звезда

По мнению многих планетологов, она является самой опасной звездой для нашей планеты. Предполагается, что ее поведение не стабильно, звезда может начать переход в сверхновую в любой момент. Если это произойдет, взрывная волна достигнет нашей планеты. Будет существенно поврежден озоновый слой, после чего жизнь на Земле не будет возможной даже на уровне бактерий.

Как поведет себя звезда Эта Киля, сверкающая на просторах Млечного Пути, не знает никто.

Category:

• Космос
• Cancel

Великая вспышка Эта Киля могла быть вызвана слиянием двух звезд

Сейчас звезду Эта Киля не так то и просто найти на ночном небе. Но 170 лет тому назад все было совершенно по-другому. В первой половине 19 века блеск звезды начал стремительно увеличиваться. К 1843 году Эта Киля стала вторым по яркости светилом на земном небе после Сириуса. Астрономы назвали эти события «Великой вспышкой». Однако Эта Киля блистала недолго. Уже через несколько лет яркость звезды стала уменьшаться и к 1870-м годам она на некоторое время вовсе перестала быть видимой невооруженным глазом.

Сейчас астрономам известно, что система Эта Киля состоит из пары светил, находящихся на расстоянии около 7500 световых лет от Земли. Главный компонент системы является одной из самых массивных звезд Млечного пути. Он весит, по меньшей мере, в 100 раз больше Солнца и в ближайшие полмиллиона лет превратится в сверхновую. Масса второй звезды оценивается в 30 солнечных. Эта Киля окружена туманностью Гомункул, по форме напоминающей песочные часы. Считается, что она сформирована из вещества, выброшенного главным компонентом системы во время «Великой вспышки».

Международная команда исследователей попыталась найти ответ на вопрос, что же вызвало «Великую вспышку» и привело к выбросу вещества. Ученые тщательно изучили архивные записи, а также выполнили множество наблюдений Эта Киля и туманности Гомункул при помощи наземных телескопов, а также космического телескопа «Хаббл».

В ходе исследования, ученым удалось зафиксировать световое эхо «Великой вспышки». Этот феномен заключается в том, что свет от вспышки догоняет ранее сброшенное звездой вещество, подсвечивает его, отражается и затем может приходить к наблюдателю разными путями.

Наблюдения светового эха позволили ученым определить начальную скорость разлета выброшенного Эта Киля материала. Вычисления показали, что она составляла от 10 тысяч до 20 тысяч км/c. Это в 20 раз больше, чем считалось ранее. Зафиксированное значение является рекордным для событий, не приведших к уничтожению звезды.

По словам астрономов, наиболее вероятное объяснение столь большой скорости разлета вещества — последствия слияния двух звезд. Скорее всего, изначально система Эта Киля была тройной. Затем две звезды слились воедино, что и привело к беспрецедентному выбросу энергии, наблюдавшемуся в 19 веке.

Материал на сайте журнала «Вселенная, пространство, время»

Eta Carinae

The Homunculus Nebula, surrounding Eta Carinae, imaged by WFPC2 at red and near-ultraviolet wavelengths Credit: Jon Morse (University of Colorado) & NASA Hubble Space Telescope
Observation data Epoch J2000      Equinox J2000
Constellation	Carina
Right ascension	10h 45m 03.591s[1]
Declination	−59° 41′ 04.26″[1]
Apparent magnitude (V)	−1.0 to ~7.6[2] 4.8 (2011) 4.6 (2013) 4.3 (2018)
Characteristics
Evolutionary stage	Luminous blue variable
Spectral type	variable[3] (LBV) + O (WR?)[4][5]
Apparent magnitude (U)	6.37[6]
Apparent magnitude (B)	6.82[6]
Apparent magnitude (R)	4.90[6]
Apparent magnitude (J)	3.39[6]
Apparent magnitude (H)	2.51[6]
Apparent magnitude (K)	0.94[6]
U−B colour index	−0.45[6]
B−V colour index	+0.61[6]
Variable type	LBV[7] & binary[8]
Astrometry
Radial velocity (Rv)	−125.0[9] km/s
Proper motion (μ)	RA: −17.6[1] mas/yr Dec.: 1.0[1] mas/yr
Distance	7,500 ly (2,300[10] pc)
Absolute magnitude (MV)	−8.6 (2012)[11]
Orbit
Primary	η Car A
Companion	η Car B
Period (P)	2,022.7±1.3 days[12] (5.54 yr)
Semi-major axis (a)	15.4[13] AU
Eccentricity (e)	0.9[14]
Inclination (i)	130–145[13]°
Periastron epoch (T)	2009.03[15]
Details
η Car A
Mass	~100[10] M☉
Radius	~240[16] (60[a] – 881[b])[17] R☉
Luminosity	4.6 million[10] (2.96 million – 4.1 million[18]) L☉
Temperature	9,400–35,200[19] K
Age	<3[5] Myr
η Car B
Mass	30–80[15] M☉
Radius	14.3–23.6[15] R☉
Luminosity	<1 million[4][5] L☉
Temperature	37,200[4] K
Age	<3[5] Myr
Other designations
Foramen,[20] Tseen She,[21] 231 G Carinae,[22] HR 4210, HD 93308, CD−59°2620, IRAS 10431-5925, GC 14799, AAVSO 1041–59
Database references
SIMBAD	data

Eta Carinae (η Carinae, abbreviated to η Car), formerly known as Eta Argus, is a stellar system containing at least two stars with a combined luminosity greater than five million times that of the Sun, located around 7,500 light-years (2,300 parsecs) distant in the constellation Carina. Previously a 4th-magnitude star, it brightened in 1837 to become brighter than Rigel, marking the start of its so-called “Great Eruption”. It became the second-brightest star in the sky between 11 and 14 March 1843 before fading well below naked-eye visibility after 1856. In a smaller eruption, it reached 6th magnitude in 1892 before fading again. It has brightened consistently since about 1940, becoming brighter than magnitude 4.5 by 2014.

At declination −59° 41′ 04.26″, Eta Carinae is circumpolar from locations on Earth south of latitude 30°S, (for reference, the latitude of Johannesburg is 26°12′S); and is not visible north of about latitude 30°N, just south of Cairo, which is at a latitude of 30°2′N.

The two main stars of the Eta Carinae system have an eccentric orbit with a period of 5.54 years. The primary is an extremely unusual star, similar to a luminous blue variable (LBV). It was initially 150–250 M_☉, of which it has already lost at least 30 M_☉, and it is expected to explode as a supernova in the astronomically near future. This is the only star known to produce ultraviolet laser emission. The secondary star is hot and also highly luminous, probably of spectral class O, around 30–80 times as massive as the Sun. The system is heavily obscured by the Homunculus Nebula, which consists of material ejected from the primary during the Great Eruption. It is a member of the Trumpler 16 open cluster within the much larger Carina Nebula.

Although unrelated to the star and nebula, the weak Eta Carinids meteor shower has a radiant very close to Eta Carinae.

Observational history[edit]

Eta Carinae was first recorded as a fourth-magnitude star in the 16th or 17th century. It became the second-brightest star in the sky in the mid-19th century, before fading below naked-eye visibility. During the second half of the 20th century, it slowly brightened to again become visible to the naked eye, and by 2014 was again a fourth-magnitude star.

Discovery and naming[edit]

There is no reliable evidence of Eta Carinae being observed or recorded before the 17th century, although Dutch navigator Pieter Keyser described a fourth-magnitude star at approximately the correct position around 1595–1596, which was copied onto the celestial globes of Petrus Plancius and Jodocus Hondius and the 1603 Uranometria of Johann Bayer. Frederick de Houtman’s independent star catalogue from 1603 does not include Eta Carinae among the other 4th-magnitude stars in the region. The earliest firm record was made by Edmond Halley in 1677 when he recorded the star simply as Sequens (i.e. “following” relative to another star) within a new constellation Robur Carolinum. His Catalogus Stellarum Australium was published in 1679.^[23] The star was also known by the Bayer designations Eta Roboris Caroli, Eta Argus or Eta Navis.^[2] In 1751 Nicolas-Louis de Lacaille gave the stars of Argo Navis and Robur Carolinum a single set of Greek letter Bayer designations within his constellation Argo, and designated three areas within Argo for the purposes of using Latin letter designations three times over. Eta fell within the keel portion of the ship which was later to become the constellation Carina.^[24] It was not generally known as Eta Carinae until 1879, when the stars of Argo Navis were finally given the epithets of the daughter constellations in the Uranometria Argentina of Gould.^[25]

Eta Carinae is too far south to be part of the mansion-based traditional Chinese astronomy, but it was mapped when the Southern Asterisms were created at the start of the 17th century. Together with s Carinae, λ Centauri and λ Muscae, Eta Carinae forms the asterism 海山 (Sea and Mountain).^[26] Eta Carinae has the names Tseen She (from the Chinese 天社 [Mandarin: tiānshè] “Heaven’s altar”) and Foramen. It is also known as 海山二 (Hǎi Shān èr, English: the Second Star of Sea and Mountain).^[27]

Halley gave an approximate apparent magnitude of 4 at the time of discovery, which has been calculated as magnitude 3.3 on the modern scale. The handful of possible earlier sightings suggest that Eta Carinae was not significantly brighter than this for much of the 17th century.^[2] Further sporadic observations over the next 70 years show that Eta Carinae was probably around 3rd magnitude or fainter, until Lacaille reliably recorded it at 2nd magnitude in 1751.^[2] It is unclear whether Eta Carinae varied significantly in brightness over the next 50 years; there are occasional observations such as William Burchell’s at 4th magnitude in 1815, but it is uncertain whether these are just re-recordings of earlier observations.^[2]

Great Eruption[edit]

In 1827, Burchell specifically noted Eta Carinae’s unusual brightness at 1st magnitude, and was the first to suspect that it varied in brightness.^[2] John Herschel, who was in South Africa at the time, made a detailed series of accurate measurements in the 1830s showing that Eta Carinae consistently shone around magnitude 1.4 until November 1837. On the evening of 16 December 1837, Herschel was astonished to see that it had brightened to slightly outshine Rigel.^[28] This event marked the beginning of a roughly 18-year period known as the Great Eruption.^[2]

Eta Carinae was brighter still on 2 January 1838, equivalent to Alpha Centauri, before fading slightly over the following three months. Herschel did not observe the star after this, but received correspondence from the Reverend W.S. Mackay in Calcutta, who wrote in 1843, “To my great surprise I observed this March last (1843), that the star Eta Argus had become a star of the first magnitude fully as bright as Canopus, and in colour and size very like Arcturus.” Observations at the Cape of Good Hope indicated it peaked in brightness, surpassing Canopus, from 11 to 14 March 1843, then began to fade, then brightened to between the brightness of Alpha Centauri and Canopus between 24 and 28 March before fading once again.^[28] For much of 1844 the brightness was midway between Alpha Centauri and Beta Centauri, around magnitude +0.2, before brightening again at the end of the year. At its brightest in 1843 it likely reached an apparent magnitude of −0.8, then −1.0 in 1845.^[11] The peaks in 1827, 1838 and 1843 are likely to have occurred at the periastron passage—the point the two stars are closest together—of the binary orbit.^[8] From 1845 to 1856, the brightness decreased by around 0.1 magnitudes per year, but with possible rapid and large fluctuations.^[11]

In their oral traditions, the Boorong clan of the Wergaia people of Lake Tyrrell, north-western Victoria, Australia, told of a reddish star they knew as Collowgullouric War “Old Woman Crow”, the wife of War “Crow” (Canopus).^[29] In 2010, astronomers Duane Hamacher and David Frew from Macquarie University in Sydney showed that this was Eta Carinae during its Great Eruption in the 1840s.^[30] From 1857, the brightness decreased rapidly until it faded below naked-eye visibility by 1886. This has been calculated to be due to the condensation of dust in the ejected material surrounding the star, rather than to an intrinsic change in luminosity.^[31]

Lesser Eruption[edit]

A new brightening started in 1887, peaked at about magnitude 6.2 in 1892, then at the end of March 1895 faded rapidly to about magnitude 7.5.^[2] Although there are only visual records of the 1890 eruption, it has been calculated that Eta Carinae was suffering 4.3 magnitudes of visual extinction due to the gas and dust ejected in the Great Eruption. An unobscured brightness would have been magnitude 1.5–1.9, significantly brighter than the historical magnitude. Despite this, it was similar to the first one, even almost matching its brightness, but not the amount of material expelled.^[32][33][34]

Twentieth century[edit]

Between 1900 and at least 1940, Eta Carinae appeared to have settled at a constant brightness of around magnitude 7.6,^[2] but in 1953 it was noted to have brightened again to magnitude 6.5.^[35] The brightening continued steadily, but with fairly regular variations of a few tenths of a magnitude.^[8]

In 1996, the variations were first identified as having a 5.52-year period,^[8] later measured more accurately at 5.54 years, leading to the idea of a binary system. The binary theory was confirmed by observations of radio, optical and near-infrared radial velocity and line profile changes, referred to collectively as a spectroscopic event, at the predicted time of periastron passage in late 1997 and early 1998.^[36] At the same time there was a complete collapse of the X-ray emission presumed to originate in a colliding wind zone.^[37] The confirmation of a luminous binary companion greatly modified the understanding of the physical properties of the Eta Carinae system and its variability.^[5]

A sudden doubling of brightness was observed in 1998–99 bringing it back to naked-eye visibility. During the 2014 spectroscopic event, the apparent visual magnitude became brighter than magnitude 4.5.^[38] The brightness does not always vary consistently at different wavelengths, and does not always exactly follow the 5.5 year cycle.^[39][40] Radio, infrared and space-based observations have expanded coverage of Eta Carinae across all wavelengths and revealed ongoing changes in the spectral energy distribution.^[41]

In July 2018, Eta Carinae was reported to have the strongest colliding wind shock in the solar neighbourhood. Observations with the NuSTAR satellite gave much higher resolution data than the earlier Fermi Gamma-ray Space Telescope. Using direct focussing observations of the non-thermal source in the extremely hard X-ray band that is spatially coincident with the star, they showed that the source of non-thermal X-rays varies with the orbital phase of the binary star system and that the photon index of the emission is similar to that derived through analysis of the γ-ray (gamma) spectrum.^[42][43]

Visibility[edit]

As a fourth-magnitude star, Eta Carinae is comfortably visible to the naked eye in all but the most light-polluted skies in inner-city areas according to the Bortle scale.^[44] Its brightness has varied over a wide range, from the second-brightest star in the sky for a few days in the 19th century, to well below naked-eye visibility. Its location at around 60°S in the far southern celestial hemisphere means it cannot be seen by observers in Europe and much of North America.

Located between Canopus and the Southern Cross,^[45] Eta Carinae is easily pinpointed as the brightest star within the large naked-eye Carina Nebula. In a telescope the “star” is framed within the dark “V” dust lane of the nebula and appears distinctly orange and clearly non-stellar.^[46] High magnification will show the two orange lobes of a surrounding reflection nebula known as the Homunculus Nebula on either side of a bright central core. Variable star observers can compare its brightness with several 4th- and 5th-magnitude stars closely surrounding the nebula.

Discovered in 1961, the weak Eta Carinids meteor shower has a radiant very close to Eta Carinae. Occurring from 14 to 28 January, the shower peaks around 21 January. Meteor showers are not associated with bodies outside the Solar System, making the proximity to Eta Carinae merely a coincidence.^[47]

Visual spectrum[edit]

The strength and profile of the lines in the Eta Carinae spectrum are highly variable, but there are a number of consistent distinctive features. The spectrum is dominated by emission lines, usually broad although the higher excitation lines are overlaid by a narrow central component from dense ionised nebulosity, especially the Weigelt Blobs. Most lines show a P Cygni profile but with the absorption wing much weaker than the emission. The broad P Cygni lines are typical of strong stellar winds, with very weak absorption in this case because the central star is so heavily obscured. Electron scattering wings are present but relatively weak, indicating a clumpy wind. Hydrogen lines are present and strong, showing that Eta Carinae still retains much of its hydrogen envelope.

He^I[c] lines are much weaker than the hydrogen lines, and the absence of He^II lines provides an upper limit to the possible temperature of the primary star. N^II lines can be identified but are not strong, while carbon lines cannot be detected and oxygen lines are at best very weak, indicating core hydrogen burning via the CNO cycle with some mixing to the surface. Perhaps the most striking feature is the rich Fe^II emission in both permitted and forbidden lines, with the forbidden lines arising from excitation of low density nebulosity around the star.^[17][48]

The earliest analyses of the star’s spectrum are descriptions of visual observations from 1869, of prominent emission lines “C, D, b, F and the principal green nitrogen line”. Absorption lines are explicitly described as not being visible.^[49] The letters refer to Fraunhofer’s spectral notation and correspond to H_α, He^I,^[d] Fe^II, and H_β.
It is assumed that the final line is from Fe^II very close to the green nebulium line now known to be from O^III.^[50]

Photographic spectra from 1893 were described as similar to an F5 star, but with a few weak emission lines. Analysis to modern spectral standards suggests an early F spectral type. By 1895 the spectrum again consisted mostly of strong emission lines, with the absorption lines present but largely obscured by emission. This spectral transition from F supergiant to strong emission is characteristic of novae, where ejected material initially radiates like a pseudo-photosphere and then the emission spectrum develops as it expands and thins.^[50]

The emission line spectrum associated with dense stellar winds has persisted ever since the late 19th century. Individual lines show widely varying widths, profiles and Doppler shifts, often multiple velocity components within the same line. The spectral lines also show variation over time, most strongly with a 5.5-year period but also less dramatic changes over shorter and longer periods, as well as ongoing secular development of the entire spectrum.^[51][52] The spectrum of light reflected from the Weigelt Blobs, and assumed to originate mainly with the primary, is similar to the extreme P Cygni-type star HDE 316285 which has a spectral type of B0Ieq.^[16]

Direct spectral observations did not begin until after the Great Eruption, but light echoes from the eruption reflected from other parts of the Carina Nebula were detected using the U.S. National Optical Astronomy Observatory’s Blanco 4-meter telescope at the Cerro Tololo Inter-American Observatory. Analysis of the reflected spectra indicated the light was emitted when Eta Carinae had the appearance of a 5,000 K G2-to-G5 supergiant, some 2,000 K cooler than expected from other supernova impostor events.^[53] Further light echo observations show that following the peak brightness of the Great Eruption the spectrum developed prominent P Cygni profiles and CN molecular bands, although this is likely from the material being ejected which may have been colliding with circumstellar material in a similar way to a type IIn supernova.^[54]

In the second half of the 20th century, much higher-resolution visual spectra became available. The spectrum continued to show complex and baffling features, with much of the energy from the central star being recycled into the infrared by surrounding dust, some reflection of light from the star from dense localised objects in the circumstellar material, but with obvious high-ionisation features indicative of very high temperatures. The line profiles are complex and variable, indicating a number of absorption and emission features at various velocities relative to the central star.^[55][56]

The 5.5-year orbital cycle produces strong spectral changes at periastron that are known as spectroscopic events. Certain wavelengths of radiation suffer eclipses, either due to actual occultation by one of the stars or due to passage within opaque portions of the complex stellar winds. Despite being ascribed to orbital rotation, these events vary significantly from cycle to cycle. These changes have become stronger since 2003 and it is generally believed that long-term secular changes in the stellar winds or previously ejected material may be the culmination of a return to the state of the star before its Great Eruption.^[40][41][57]

Ultraviolet[edit]

The ultraviolet spectrum of the Eta Carinae system shows many emission lines of ionised metals such as Fe_II and Cr_II, as well as Lyman_α (Ly_α) and a continuum from a hot central source. The ionisation levels and continuum require the existence of a source with a temperature at least 37,000 K.^[58]

Certain Fe_II UV lines are unusually strong. These originate in the Weigelt Blobs and are caused by a low-gain lasing effect. Ionised hydrogen between a blob and the central star generates intense Ly_α emission which penetrates the blob. The blob contains atomic hydrogen with a small admixture of other elements, including iron photo-ionised by radiation from the central stars. An accidental resonance (where emission coincidentally has a suitable energy to pump the excited state) allows the Ly_α emission to pump the Fe⁺ ions to certain pseudo-metastable states,^[59] creating a population inversion that allows the stimulated emission to take place.^[60] This effect is similar to the maser emission from dense pockets surrounding many cool supergiant stars, but the latter effect is much weaker at optical and UV wavelengths and Eta Carinae is the only clear instance detected of an ultraviolet astrophysical laser. A similar effect from pumping of metastable O_I states by Ly_β emission has also been confirmed as an astrophysical UV laser.^[61]

Infrared[edit]

Infrared observations of Eta Carinae have become increasingly important. The vast majority of the electromagnetic radiation from the central stars is absorbed by surrounding dust, then emitted as mid- and far infrared appropriate to the temperature of the dust. This allows almost the entire energy output of the system to be observed at wavelengths that are not strongly affected by interstellar extinction, leading to estimates of the luminosity that are more accurate than for other extremely luminous stars. Eta Carinae is the brightest source in the night sky at mid-infrared wavelengths.^[62]

Far infrared observations show a large mass of dust at 100–150 K, suggesting a total mass for the Homunculus of 20 solar masses (M_☉) or more. This is much larger than previous estimates, and is all thought to have been ejected in a few years during the Great Eruption.^[7]

Near-infrared observations can penetrate the dust at high resolution to observe features that are completely obscured at visual wavelengths, although not the central stars themselves. The central region of the Homunculus contains a smaller Little Homunculus from the 1890 eruption, a butterfly of separate clumps and filaments from the two eruptions, and an elongated stellar wind region.^[63]

High energy radiation[edit]

Several X-ray and gamma ray sources have been detected around Eta Carinae, for example 4U 1037–60 in the 4th Uhuru catalogue and 1044–59 in the HEAO-2 catalog. The earliest detection of X-rays in the Eta Carinae region was from the Terrier-Sandhawk rocket,^[64] followed by Ariel 5,^[65] OSO 8,^[66] and Uhuru^[67] sightings.

More detailed observations were made with the Einstein Observatory,^[68] ROSAT X-ray telescope,^[69] Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics (ASCA),^[70] and Chandra X-ray Observatory. There are multiple sources at various wavelengths right across the high energy electromagnetic spectrum: hard X-rays and gamma rays within 1 light-month of the Eta Carinae; hard X-rays from a central region about 3 light-months wide; a distinct partial ring “horse-shoe” structure in low-energy X-rays 0.67 parsec (2.2 light-years) across corresponding to the main shockfront from the Great Eruption; diffuse X-ray emission across the whole area of the Homunculus; and numerous condensations and arcs outside the main ring.^{[71][72][73][74]}

All the high-energy emission associated with Eta Carinae varies during the orbital cycle. A spectroscopic minimum, or X-ray eclipse, occurred in July and August 2003, and similar events in 2009 and 2014 have been intensively observed.^[75] The highest-energy gamma rays above 100 MeV detected by AGILE show strong variability, while lower-energy gamma rays observed by Fermi show little variability.^[71][76]

Radio emission[edit]

Radio emissions have been observed from Eta Carinae across the microwave band. It has been detected in the 21 cm H_I line, but has been particularly closely studied in the millimetre and centimetre bands. Masing hydrogen recombination lines (from the combining of an electron and proton to form a hydrogen atom) have been detected in this range. The emission is concentrated in a small non-point source less than 4 arcseconds across and appears to be mainly free-free emission (thermal bremsstrahlung) from ionised gas, consistent with a compact H_II region at around 10,000 K.^[77] High resolution imaging shows the radio frequencies originating from a disk a few arcseconds in diameter, 10,000 astronomical units (AU) wide at the distance of Eta Carinae.^[78]

The radio emission from Eta Carinae shows continuous variation in strength and distribution over a 5.5-year cycle. The H_II and recombination lines vary very strongly, with continuum emission (electromagnetic radiation across a broad band of wavelengths) less affected. This shows a dramatic reduction in the ionisation level of the hydrogen for a short period in each cycle, coinciding with the spectroscopic events at other wavelengths.^[78][79]

Surroundings[edit]

Eta Carinae is found within the Carina Nebula, a giant star-forming region in the Carina–Sagittarius Arm of the Milky Way. The nebula is a prominent naked-eye object in the southern skies showing a complex mix of emission, reflection and dark nebulosity. Eta Carinae is known to be at the same distance as the Carina Nebula and its spectrum can be seen reflected off various star clouds in the nebula.^[80] The appearance of the Carina Nebula, and particularly of the Keyhole region, has changed significantly since it was described by John Herschel over 150 years ago.^[50] This is thought to be due to the reduction in ionising radiation from Eta Carinae since the Great Eruption.^[81] Prior to the Great Eruption the Eta Carinae system contributed up to 20% of the total ionising flux for the whole Carina Nebula, but that is now mostly blocked by the surrounding gas and dust.^[80]

Trumpler 16[edit]

Eta Carinae lies within the scattered stars of the Trumpler 16 open cluster. All the other members are well below naked eye visibility, although WR 25 is another extremely massive luminous star.^[82] Trumpler 16 and its neighbour Trumpler 14 are the two dominant star clusters of the Carina OB1 association, an extended grouping of young luminous stars with a common motion through space.^[83]

Homunculus[edit]

Eta Carinae is enclosed by, and lights up, the Homunculus Nebula,^[84] a small emission and reflection nebula composed mainly of gas ejected during the Great Eruption event in the mid-19th century, as well as dust that condensed from the debris. The nebula consists of two polar lobes aligned with the rotation axis of the star, plus an equatorial “skirt”, the whole being around 18″ long.^[85] Closer studies show many fine details: a Little Homunculus within the main nebula, probably formed by the 1890 eruption; a jet; fine streams and knots of material, especially noticeable in the skirt region; and three Weigelt Blobs—dense gas condensations very close to the star itself.^[61][86]

The lobes of the Homunculus are considered to be formed almost entirely due to the initial eruption, rather than shaped by or including previously ejected or interstellar material, although the scarcity of material near the equatorial plane allows some later stellar wind and ejected material to mix. Therefore, the mass of the lobes gives an accurate measure of the scale of the Great Eruption, with estimates ranging from 12–15 M_☉ up to as high as 45 M_☉.^[7][18][87] The results show that the material from the Great Eruption is strongly concentrated towards the poles; 75% of the mass and 90% of the kinetic energy were released above latitude 45°.^[88]

A unique feature of the Homunculus is the ability to measure the spectrum of the central object at different latitudes by the reflected spectrum from different portions of the lobes. These clearly show a polar wind where the stellar wind is faster and stronger at high latitudes thought to be due to rapid rotation causing gravity brightening towards the poles. In contrast the spectrum shows a higher excitation temperature closer to the equatorial plane.^[89] By implication the outer envelope of Eta Carinae A is not strongly convective as that would prevent the gravity darkening. The current axis of rotation of the star does not appear to exactly match the alignment of the Homunculus. This may be due to interaction with Eta Carinae B which also modifies the observed stellar winds.^[90]

Distance[edit]

The distance to Eta Carinae has been determined by several different methods, resulting in a widely accepted value of 2,330 parsecs (7,600 light-years), with a margin of error around 100 parsecs (330 light-years).^[91] The distance to Eta Carinae itself cannot be measured using parallax due to its surrounding nebulosity, but other stars in the Trumpler 16 cluster are expected to be at a similar distance and are accessible to parallax. Gaia Data Release 2 has provided the parallax for many stars considered to be members of Trumpler 16, finding that the four hottest O-class stars in the region have very similar parallaxes with a mean value of 0.383±0.017 milliarcseconds (mas), which translates to a distance of 2,600±100 parsecs. This implies that Eta Carinae may be more distant than previously thought, and also more luminous, although it is still possible that it is not at the same distance as the cluster or that the parallax measurements have large systematic errors.^[92]

The distances to star clusters can be estimated by using a Hertzsprung–Russell diagram or colour–colour diagram to calibrate the absolute magnitudes of the stars, for example fitting the main sequence or identifying features such as a horizontal branch, and hence their distance from Earth. It is also necessary to know the amount of interstellar extinction to the cluster and this can be difficult in regions such as the Carina Nebula.^[93] A distance of 7,330 light-years (2,250 parsecs) has been determined from the calibration of O-type star luminosities in Trumpler 16.^[94] After determining an abnormal reddening correction to the extinction, the distance to both Trumpler 14 and Trumpler 16 has been measured at 9,500±1,000 light-years (2,900±300 parsecs).^[95]

The known expansion rate of the Homunculus Nebula provides an unusual geometric method for measuring its distance. Assuming that the two lobes of the nebula are symmetrical, the projection of the nebula onto the sky depends on its distance. Values of 2,300, 2,250 and 2,300 parsecs have been derived for the Homunculus, and Eta Carinae is clearly at the same distance.^[91]

Properties[edit]

The Eta Carinae star system is currently one of the most massive stars that can be studied in great detail. Until recently Eta Carinae was thought to be the most massive single star, but the system’s binary nature was proposed by the Brazilian astronomer Augusto Damineli in 1996^[8] and confirmed in 2005.^[96] Both component stars are largely obscured by circumstellar material ejected from Eta Carinae A, and basic properties such as their temperatures and luminosities can only be inferred. Rapid changes to the stellar wind in the 21st century suggest that the star itself may be revealed when dust from the great eruption finally clears.^[97]

Orbit[edit]

The binary nature of Eta Carinae is clearly established, although the components have not been directly observed and cannot even be clearly resolved spectroscopically due to scattering and re-excitation in the surrounding nebulosity. Periodic photometric and spectroscopic variations prompted the search for a companion, and modelling of the colliding winds and partial “eclipses” of some spectroscopic features have constrained the possible orbits.^[13]

The period of the orbit is accurately known at 5.539 years, although this has changed over time due to mass loss and accretion. Between the Great Eruption and the smaller 1890 eruption, the orbital period was apparently 5.52 years, while before the Great Eruption it may have been lower still, possibly between 4.8 and 5.4 years.^[15] The orbital separation is only known approximately, with a semi-major axis of 15–16 AU. The orbit is highly eccentric, e = 0.9. This means that the separation of the stars varies from around 1.6 AU, similar to the distance of Mars from the Sun, to 30 AU, similar to the distance of Neptune.^[13]

Perhaps the most valuable use of an accurate orbit for a binary star system is to directly calculate the masses of the stars. This requires the dimensions and inclination of the orbit to be accurately known. The dimensions of Eta Carinae’s orbit are only known approximately as the stars cannot be directly and separately observed. The inclination has been modelled at 130–145 degrees, but the orbit is still not known accurately enough to provide the masses of the two components.^[13]

Classification[edit]

Eta Carinae A is classified as a luminous blue variable (LBV) due to the distinctive spectral and brightness variations. This type of variable star is characterised by irregular changes from a high temperature quiescent state to a low temperature outburst state at roughly constant luminosity. LBVs in the quiescent state lie on a narrow S Doradus instability strip, with more luminous stars being hotter. In outburst all LBVs have about the same temperature, which is near 8,000 K. LBVs in a normal outburst are visually brighter than when quiescent although the bolometric luminosity is unchanged.

An event similar to Eta Carinae A’s Great Eruption has been observed in only one other star in the Milky Way—P Cygni—and in a handful of other possible LBVs in other galaxies. None of them seem to be quite as violent as Eta Carinae’s. It is unclear if this is something that only a very few of the most massive LBVs undergo, something that is caused by a close companion star, or a very brief but common phase for massive stars. Some similar events in external galaxies have been mistaken for supernovae and have been called supernova impostors, although this grouping may also include other types of non-terminal transients that approach the brightness of a supernova.^[7]

Eta Carinae A is not a typical LBV. It is more luminous than any other LBV in the Milky Way although possibly comparable to other supernova impostors detected in external galaxies. It does not currently lie on the S Doradus instability strip, although it is unclear what the temperature or spectral type of the underlying star actually is, and during its Great Eruption it was much cooler than a typical LBV outburst, with a middle-G spectral type. The 1890 eruption may have been fairly typical of LBV eruptions, with an early F spectral type, and it has been estimated that the star may currently have an opaque stellar wind, forming a pseudo-photosphere with a temperature of 9,000–10,000 K.^[17][19][31]

Eta Carinae B is a massive luminous hot star, about which little else is known. From certain high excitation spectral lines that ought not to be produced by the primary, Eta Carinae B is thought to be a young O-type star. Most authors suggest it is a somewhat evolved star such as a supergiant or giant, although a Wolf–Rayet star cannot be ruled out.^[96]

Mass[edit]

The masses of stars are difficult to measure except by determination of a binary orbit. Eta Carinae is a binary system, but certain key information about the orbit is not known accurately. The mass can be strongly constrained to be greater than 90 M_☉, due to the high luminosity.^[17] Standard models of the system assume masses of 100–120 M_☉^[15][98][99] and 30–60 M_☉^[15] for the primary and secondary, respectively. Higher masses have been suggested, to model the energy output and mass transfer of the Great Eruption, with a combined system mass of over 250 M_☉ before the Great Eruption.^[15] Eta Carinae A has clearly lost a great deal of mass since it formed, and it is thought that it was initially 150–250 M_☉, although it may have formed through binary merger.^[100][101] Masses of 200 M_☉ for the primary and 90 M_☉ for the secondary best-fit one-mass-transfer model of the Great Eruption event.^[15]

Mass loss[edit]

Mass loss is one of the most intensively studied aspects of massive star research. Put simply, calculated mass loss rates in the best models of stellar evolution do not reproduce the observed properties of evolved massive stars such as Wolf–Rayets, the number and types of core collapse supernovae, or their progenitors. To match those observations, the models require much higher mass loss rates. Eta Carinae A has one of the highest known mass loss rates, currently around 10⁻³ M_☉/year, and is an obvious candidate for study.^[102]

Eta Carinae A is losing a lot of mass due to its extreme luminosity and relatively low surface gravity. Its stellar wind is entirely opaque and appears as a pseudo-photosphere; this optically dense surface hides any true physical surface of the star that may be present. (At extreme rates of radiative mass loss, the density gradient of lofted material may become continuous enough that a meaningfully discrete physical surface may not exist.) During the Great Eruption the mass loss rate was a thousand times higher, around 1 M_☉/year sustained for ten years or more. The total mass loss during the eruption was at least 10–20 M_☉ with much of it now forming the Homunculus Nebula. The smaller 1890 eruption produced the Little Homunculus Nebula, much smaller and only about 0.1 M_☉.^[16] The bulk of the mass loss occurs in a wind with a terminal velocity of about 420 km/s, but some material is seen at higher velocities, up to 3,200 km/s, possibly material blown from the accretion disk by the secondary star.^[103]

Eta Carinae B is presumably also losing mass via a thin, fast stellar wind, but this cannot be detected directly. Models of the radiation observed from interactions between the winds of the two stars show a mass loss rate of the order of 10⁻⁵ M_☉/year at speeds of 3,000 km/s, typical of a hot O-class star.^[73] For a portion of the highly eccentric orbit, it may actually gain material from the primary via an accretion disk. During the Great Eruption of the primary, the secondary could have accreted several M_☉, producing strong jets which formed the bipolar shape of the Homunculus Nebula.^[102]

Luminosity[edit]

The stars of the Eta Carinae system are completely obscured by dust and opaque stellar winds, with much of the ultraviolet and visual radiation shifted to infrared. The total electromagnetic radiation across all wavelengths for both stars combined is several million solar luminosities (L_☉).^[19] The best estimate for the luminosity of the primary is 5 million L_☉ making it one of the most luminous stars in the Milky Way. The luminosity of Eta Carinae B is particularly uncertain, probably several hundred thousand L_☉ and almost certainly no more than 1 million L_☉.

The most notable feature of Eta Carinae is its giant eruption or supernova impostor event, which originated in the primary star and was observed around 1843. In a few years, it produced almost as much visible light as a faint supernova explosion, but the star survived. It is estimated that at peak brightness the luminosity was as high as 50 million L_☉.^[7] Other supernova impostors have been seen in other galaxies, for example the possible false supernova SN 1961V in NGC 1058^[104] and SN 2006jc’s pre-explosion outburst in UGC 4904.^[105]

Following the Great Eruption, Eta Carinae became self-obscured by the ejected material, resulting in dramatic reddening. This has been estimated at four magnitudes at visual wavelengths, meaning the post-eruption luminosity was comparable to the luminosity when first identified.^[106] Eta Carinae is still much brighter at infrared wavelengths, despite the presumed hot stars behind the nebulosity. The recent visual brightening is considered to be largely caused by a decrease in the extinction, due to thinning dust or a reduction in mass loss, rather than an underlying change in the luminosity.^[97]

Temperature[edit]

Until late in the 20th century, the temperature of Eta Carinae was assumed to be over 30,000 K because of the presence of high-excitation spectral lines, but other aspects of the spectrum suggested much lower temperatures and complex models were created to account for this.^[107] It is now known that the Eta Carinae system consists of at least two stars, both with strong stellar winds and a shocked colliding wind (wind-wind collision or WWC) zone, embedded within a dusty nebula that reprocesses 90% of the electromagnetic radiation into the mid and far infrared. All of these features have different temperatures.

The powerful stellar winds from the two stars collide in a roughly conical WWC zone and produce temperatures as high as 100 MK at the apex between the two stars. This zone is the source of the hard X-rays and gamma rays close to the stars. Near periastron, as the secondary ploughs through ever denser regions of the primary wind, the colliding wind zone becomes distorted into a spiral trailing behind Eta Carinae B.^[108]

The wind-wind collision cone separates the winds of the two stars. For 55–75° behind the secondary, there is a thin hot wind typical of O or Wolf–Rayet stars. This allows some radiation from Eta Carinae B to be detected and its temperature can be estimated with some accuracy due to spectral lines that are unlikely to be produced by any other source. Although the secondary star has never been directly observed, there is widespread agreement on models where it has a temperature between 37,000 K and 41,000 K.^[5]

In all other directions on the other side of the wind-wind collision zone, there is the wind from Eta Carinae A, cooler and around 100 times denser than Eta Carinae B’s wind. It is also optically dense, completely obscuring anything resembling a true photosphere and rendering any definition of its temperature moot. The observable radiation originates from a pseudo-photosphere where the optical density of the wind drops to near zero, typically measured at a particular Rossland opacity value such as 2⁄3. This pseudo-photosphere is observed to be elongated and hotter along the presumed axis of rotation.^[109]

Eta Carinae A is likely to have appeared as an early B hypergiant with a temperature of between 20,000 K and 25,000 K at the time of its discovery by Halley. An effective temperature determined for the surface of a spherical optically thick wind at several hundred R_☉ would be 9,400–15,000 K, while the temperature of a theoretical 60 R_☉ hydrostatic “core” at optical depth 150 would be 35,200 K.^{[19][41][97][110]} The effective temperature of the visible outer edge of the opaque primary wind is generally treated as being 15,000–25,000 K on the basis of visual and ultraviolet spectral features assumed to be directly from the wind or reflected via the Weigelt Blobs.^[7][16] During the great eruption, Eta Carinae A was much cooler at around 5,000 K.^[53]

The Homunculus contains dust at temperatures varying from 150 K to 400 K. This is the source of almost all the infrared radiation that makes Eta Carinae such a bright object at those wavelengths.^[7]

Further out, expanding gases from the Great Eruption collide with interstellar material and are heated to around 5 MK, producing less energetic X-rays seen in a horseshoe or ring shape.^[111][112]

Size[edit]

The size of the two main stars in the Eta Carinae system is difficult to determine precisely, for neither star can be seen directly. Eta Carinae B is likely to have a well-defined photosphere, and its radius can be estimated from the assumed type of star. An O supergiant of 933,000 L_☉ with a temperature of 37,200 K has an effective radius of 23.6 R_☉.^[4]

The size of Eta Carinae A is not even well defined. It has an optically dense stellar wind, so the typical definition of a star’s surface being approximately where it becomes opaque gives a very different result to where a more traditional definition of a surface might be. One study calculated a radius of 60 R_☉ for a hot “core” of 35,000 K at optical depth 150, near the sonic point or very approximately what might be called a physical surface. At optical depth 0.67 the radius would be over 800 R_☉, indicating an extended optically thick stellar wind.^[17] At the peak of the Great Eruption the radius, so far as such a thing is meaningful during such a violent expulsion of material, would have been around 1,400 R_☉, comparable to the largest-known red supergiants, including VY Canis Majoris.^[113]

The stellar sizes should be compared with their orbital separation, which is only around 250 R_☉ at periastron. The accretion radius of the secondary is around 60 R_☉, suggesting strong accretion near periastron leading to a collapse of the secondary wind.^[15] It has been proposed that the initial brightening from 4th magnitude to 1st at relatively constant bolometric luminosity was a normal LBV outburst, albeit from an extreme example of the class. Then the companion star passing through the expanded photosphere of the primary at periastron triggered the further brightening, increase in luminosity, and extreme mass loss of the Great Eruption.^[113]

Rotation[edit]

Rotation rates of massive stars have a critical influence on their evolution and eventual death. The rotation rate of the Eta Carinae stars cannot be measured directly because their surfaces cannot be seen. Single massive stars spin down quickly due to braking from their strong winds, but there are hints that both Eta Carinae A and B are fast rotators, up to 90% of critical velocity. One or both could have been spun up by binary interaction, for example accretion onto the secondary and orbital dragging on the primary.^[90]

Eruptions[edit]

Two eruptions have been observed from Eta Carinae, the Great Eruption of the mid-19th century and the Lesser Eruption of 1890. In addition, studies of outlying nebulosity suggest at least one earlier eruption around 1250 AD. A further eruption may have occurred around 1550 AD, although it is possible that the material indicating this eruption is actually from the Great Eruption slowed down by colliding with older nebulosity.^[114] The mechanism producing these eruptions is unknown. It is not even clear whether the eruptions involve explosive events or so-called super-Eddington winds, an extreme form of stellar wind involving very high mass loss induced by an increase in the luminosity of the star. The energy source for the explosions or luminosity increase is also unknown.^[115]

Theories about the various eruptions must account for: repeating events, at least three eruptions of various sizes; ejecting 20 M_☉ or more without destroying the star; the highly unusual shape and expansion rates of the ejected material; and the light curve during the eruptions involving a brightness increases of several magnitudes over a period of decades. The best-studied event is the Great Eruption. As well as photometry during the 19th century, light echoes observed in the 21st century give further information about the progression of the eruption, showing a brightening with multiple peaks for approximately 20 years, followed by a plateau period in the 1850s. The light echoes show that the outflow of material during the plateau phase was much higher than before the peak of the eruption.^[115] Possible explanations for the eruptions include: a binary merger in what was then a triple system;^[116] mass transfer from Eta Carinae B during periastron passages;^[15] or a pulsational pair-instability explosion.^[115]

Evolution[edit]

Eta Carinae is a unique object, with no very close analogues currently known in any galaxy. Therefore, its future evolution is highly uncertain, but almost certainly involves further mass loss and an eventual supernova.^[117]

Eta Carinae A would have begun life as an extremely hot star on the main sequence, already a highly luminous object over a million L_☉. The exact properties would depend on the initial mass, which is expected to have been at least 150 M_☉ and possibly much higher. A typical spectrum when first formed would be O2If and the star would be mostly or fully convective due to CNO cycle fusion at the very high core temperatures. Sufficiently massive or differentially rotating stars undergo such strong mixing that they remain chemically homogeneous during core hydrogen burning.^[80]

As core hydrogen burning progresses, a very massive star would slowly expand and become more luminous, becoming a blue hypergiant and eventually an LBV while still fusing hydrogen in the core. When hydrogen at the core is depleted after 2–2.5 million years, hydrogen shell burning continues with further increases in size and luminosity, although hydrogen shell burning in chemically homogeneous stars may be very brief or absent since the entire star would become depleted of hydrogen. In the late stages of hydrogen burning, mass loss is extremely high due to the high luminosity and enhanced surface abundances of helium and nitrogen. As hydrogen burning ends and core helium burning begins, massive stars transition very rapidly to the Wolf–Rayet stage with little or no hydrogen, increased temperatures and decreased luminosity. They are likely to have lost over half their initial mass at this point.^[118]

It is unclear whether triple-alpha helium fusion has started at the core of Eta Carinae A. The elemental abundances at the surface cannot be accurately measured, but ejecta within the Homunculus are around 60% hydrogen and 40% helium, with nitrogen enhanced to ten times solar levels. This is indicative of ongoing CNO cycle hydrogen fusion.^[119]

Models of the evolution and death of single very massive stars predict an increase in temperature during helium core burning, with the outer layers of the star being lost. It becomes a Wolf–Rayet star on the nitrogen sequence, moving from WNL to WNE as more of the outer layers are lost, possibly reaching the WC or WO spectral class as carbon and oxygen from the triple alpha process reach the surface. This process would continue with heavier elements being fused until an iron core develops, at which point the core collapses and the star is destroyed. Subtle differences in initial conditions, in the models themselves, and most especially in the rates of mass loss, produce different predictions for the final state of the most massive stars. They may survive to become a helium-stripped star or they may collapse at an earlier stage while they retain more of their outer layers.^{[120][121][122]} The lack of sufficiently luminous WN stars and the discovery of apparent LBV supernova progenitors has also prompted the suggestion that certain types of LBVs explode as a supernova without evolving further.^[123]

Eta Carinae is a close binary and this complicates the evolution of both stars. Compact massive companions can strip mass from larger primary stars much more quickly than would occur in a single star, so the properties at core collapse can be very different. In some scenarios, the secondary can accrue significant mass, accelerating its evolution, and in turn be stripped by the now compact Wolf–Rayet primary.^[124] In the case of Eta Carinae, the secondary is clearly causing additional instability in the primary, making it difficult to predict future developments.

Potential supernova[edit]

The overwhelming probability is that the next supernova observed in the Milky Way will originate from an unknown white dwarf or anonymous red supergiant, very likely not even visible to the naked eye.^[125] Nevertheless, the prospect of a supernova originating from an object as extreme, nearby, and well studied as Eta Carinae arouses great interest.^[126]

As a single star, a star originally around 150 times as massive as the Sun would typically reach core collapse as a Wolf–Rayet star within 3 million years.^[120] At low metallicity, many massive stars will collapse directly to a black hole with no visible explosion or a sub-luminous supernova, and a small fraction will produce a pair-instability supernova, but at solar metallicity and above, there is expected to be sufficient mass loss before collapse to allow a visible supernova of type Ib or Ic.^[127] If there is still a large amount of expelled material close to the star, the shock formed by the supernova explosion impacting the circumstellar material can efficiently convert kinetic energy to radiation, resulting in a superluminous supernova (SLSN) or hypernova, several times more luminous than a typical core collapse supernova and much longer-lasting. Highly massive progenitors may also eject sufficient nickel to cause a SLSN simply from the radioactive decay.^[128] The resulting remnant would be a black hole, for it is highly unlikely such a massive star could ever lose sufficient mass for its core not to exceed the limit for a neutron star.^[129]

The existence of a massive companion brings many other possibilities. If Eta Carinae A was rapidly stripped of its outer layers, it might be a less massive WC- or WO-type star when core collapse was reached. This would result in a type Ib or type Ic supernova due to the lack of hydrogen and possibly helium. This supernova type is thought to be the originator of certain classes of gamma-ray bursts, but models predict they occur only normally in less massive stars.^{[120][124][130]}

Several unusual supernovae and impostors have been compared to Eta Carinae as examples of its possible fate. One of the most compelling is SN 2009ip, a blue supergiant which underwent a supernova impostor event in 2009 with similarities to Eta Carinae’s Great Eruption, then an even brighter outburst in 2012 which is likely to have been a true supernova.^[131] SN 2006jc, some 77 million light-years away in UGC 4904, in the constellation Lynx, also underwent a supernova impostor brightening in 2004, followed by a magnitude 13.8 type Ib supernova, first seen on 9 October 2006. Eta Carinae has also been compared to other possible supernova impostors such as SN 1961V and iPTF14hls, and to superluminous supernovae such as SN 2006gy.

Possible effects on Earth[edit]

A typical core collapse supernova at the distance of Eta Carinae would peak at an apparent magnitude around −4, similar to Venus. A SLSN could be five magnitudes brighter, potentially the brightest supernova in recorded history (currently SN 1006). At 7,500 light-years from the star it is unlikely to directly affect terrestrial lifeforms, as they will be protected from gamma rays by the atmosphere and from some other cosmic rays by the magnetosphere. The main damage would be restricted to the upper atmosphere, the ozone layer, spacecraft, including satellites and any astronauts in space.

At least one paper has projected that complete loss of the Earth’s ozone layer is a plausible consequence of a nearby supernova, which would result in a significant increase in UV radiation reaching Earth’s surface from the Sun, but this would require a typical supernova to be closer than 50 light-years from Earth, and even a potential hypernova would need to be closer than Eta Carinae.^[132] Another analysis of the possible impact discusses more subtle effects from the unusual illumination, such as possible melatonin suppression with resulting insomnia and increased risk of cancer and depression. It concludes that a supernova of this magnitude would have to be much closer than Eta Carinae to have any type of major impact on Earth.^[133]

Eta Carinae is not expected to produce a gamma-ray burst, and its axis is not currently aimed near Earth.^[133] The Earth’s atmosphere protects its inhabitants from all the radiation apart from UV light (it is opaque to gamma rays, which have to be observed using space telescopes). The main effect would result from damage to the ozone layer. Eta Carinae is too far away to do that even if it did produce a gamma-ray burst.^[134][135]

See also[edit]

• Lists of astronomical objects

Notes[edit]

References[edit]

External links[edit]

• Goddard Media Studios NASA Missions Take an Unparalleled Look into Superstar Eta Carinae
• Fernández-Lajús, Eduardo. “Optical monitoring of Eta Carinae”. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata, Argentina.
• Eta Carinae profile at Solstation
• X-ray Monitoring by RXTE
• The 2003 Observing Campaign Archived 19 March 2006 at the Wayback Machine
• AAVSO comparison chart Archived 22 December 2019 at the Wayback Machine
• ESO: Highest Resolution Image of Eta Carinae including photos and animation