✖


Jump to content

и Карина

Координаты : Карта неба 10 час 45 м 03.591 с , −59° 41′ 04.26″

и Карина
и Карина
, Туманность Гомункул окружающая Эта Киля, снимок WFPC2 в красных и близких к ультрафиолету длинах волн.
Авторы и права : Джон Морс ( Университет Колорадо ) и НАСА «Хаббл». космический телескоп
Данные наблюдений
Эпоха J2000 Равноденствие J2000
Созвездие Карина
Right ascension10h 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 stageLuminous blue variable
Spectral typevariable[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 typeLBV[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
Distance7,500 ly
(2,300[10] pc)
Absolute magnitude (MV)−8.6 (2012)[11]
Orbit
Primaryη Car A
Companionη 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[17][a]–742[18][b]) R☉
Luminosity4 million[18] (2.96 million – 4.1 million[19]) L☉
Temperature9,470[18]–35,200[20] K
Age<3[5] Myr
η Car B
Mass30–80[15] M☉
Radius14.3–23.6[15] R☉
Luminosity<1 million[4][5] L☉
Temperature37,200[4] K
Age<3[5] Myr
Other designations
Foramen,[21] Tseen She,[22] 231 G Carinae,[23] HR 4210, HD 93308, CD−59°2620, IRAS 10431-5925, GC 14799, AAVSO 1041–59
Database references
SIMBADdata

Эта Киля ( η Carinae , сокращенно η Car ), ранее известная как Эта Аргус , — звездная система, содержащая как минимум две звезды с совокупной светимостью , более чем в пять миллионов раз превышающей солнечную, расположенная на расстоянии около 7500 световых лет (2300 парсеков). ) далекая в созвездии Киля . Раньше это была звезда 4-й величины , но в 1837 году она стала ярче Ригеля , что ознаменовало начало ее так называемого «Великого извержения». В период с 11 по 14 марта 1843 года она стала второй по яркости звездой на небе, а после 1856 года она исчезла значительно ниже видимости невооруженным глазом. При меньшем извержении она достигла 6-й звездной величины в 1892 году, а затем снова погасла. Примерно с 1940 года она постоянно увеличивала яркость, а к 2014 году стала ярче 4,5 звездной величины.

При склонении -59 ° 41 '04,26 дюйма Эта Киля находится циркумполярно из мест на Земле к югу от 30 ° южной широты (для справки, широта Йоханнесбурга составляет 26 ° 12' южной широты) и не видна к северу примерно от 30 ° широты. северной широты , к югу от Каира , на 30°2’ северной широты.

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.[24] 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.[25] 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.[26]

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).[27] 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).[28]

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]
Historical visual lightcurve for Eta Carinae from 1686 to 2015
The lightcurve of Eta Carinae from some of the earliest observations to the current day

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.[29] 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.[29] 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 /ˈkɒləɡʌlərɪk ˈwɑːr/ "Old Woman Crow", the wife of War "Crow" (Canopus).[30] 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.[31] 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.[32]

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.[33][34][35]

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.[36] The brightening continued steadily, but with fairly regular variations of a few tenths of a magnitude.[8]

Light curve for Eta Carinae between 1972 and 2019

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.[37] At the same time there was a complete collapse of the X-ray emission presumed to originate in a colliding wind zone.[38] 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.[39] The brightness does not always vary consistently at different wavelengths, and does not always exactly follow the 5.5 year cycle.[40][41] Radio, infrared and space-based observations have expanded coverage of Eta Carinae across all wavelengths and revealed ongoing changes in the spectral energy distribution.[42]

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.[43][44]

Visibility

[edit]
A chart of the constellation of Carinae with a white background. Eta Carinae is circled in red on the left side.
Eta Carinae and Carina Nebula in the constellation of Carina
Position of Eta Carinae comparing to PP Carinae
Position of Eta Carinae (top left) compared to PP Carinae (bottom right)

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.[45] 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,[46] 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.[47] 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.[48]

Visual spectrum

[edit]
Hubble composite of Eta Carinae, montage showing a spectrum against an actual image of the Homunculus Nebula
Hubble Space Telescope composite of Eta Carinae showing the unusual emission spectrum (near-IR image spectrum from the Hubble Space Telescope Imaging Spectrograph CCD)

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.

HeI[c] lines are much weaker than the hydrogen lines, and the absence of HeII lines provides an upper limit to the possible temperature of the primary star. NII 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 FeII emission in both permitted and forbidden lines, with the forbidden lines arising from excitation of low density nebulosity around the star.[17][49]

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.[50] The letters refer to Fraunhofer's spectral notation and correspond to Hα, HeI,[d] FeII, and Hβ.It is assumed that the final line is from FeII very close to the green nebulium line now known to be from OIII.[51]

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.[51]

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.[52][53] 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]

Animation showing the expanding light echo caused by the Eta Carinae eruption in the Carina Nebula

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.[54] 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.[55]

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.[56][57]

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.[41][42][58]

Ultraviolet

[edit]
Ultraviolet image of Homunculus Nebula taken by ESA/Hubble

The ultraviolet spectrum of the Eta Carinae system shows many emission lines of ionised metals such as FeII and CrII, as well as Lymanα (Lyα) 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.[59]

Certain FeII 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 Lyα 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 Lyα emission to pump the Fe+ ions to certain pseudo-metastable states,[60] creating a population inversion that allows the stimulated emission to take place.[61] 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 OI states by Lyβ emission has also been confirmed as an astrophysical UV laser.[62]

Infrared

[edit]
Array of images of ten stars similar to Eta Carinae in nearby galaxies
Stars similar to Eta Carinae in nearby galaxies

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.[63]

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.[64]

High energy radiation

[edit]
An X-ray image of Eta Carinae from Chandra X-Ray Observatory
X-rays around Eta Carinae (red is low energy, blue higher)

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,[65] followed by Ariel 5,[66] OSO 8,[67] and Uhuru[68] sightings.

More detailed observations were made with the Einstein Observatory,[69] ROSAT X-ray telescope,[70] Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics (ASCA),[71] 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.[72][73][74][75]

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.[76] 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.[72][77]

Radio emission

[edit]

Radio emissions have been observed from Eta Carinae across the microwave band. It has been detected in the 21 cm HI 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 HII region at around 10,000 K.[78] 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.[79]

The radio emission from Eta Carinae shows continuous variation in strength and distribution over a 5.5-year cycle. The HII 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.[79][80]

Surroundings

[edit]
Main article: Carina Nebula
A 50-light-year wide nebula containing star clusters, dust pillars, Herbig-Haro object stellar jets, bright rimmed globules and the Keyhole Nebula
Annotated image of Carina Nebula

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.[81] The appearance of the Carina Nebula, and particularly of the Keyhole region, has changed significantly since it was described by John Herschel over 160 years ago.[51] This is thought to be due to the reduction in ionising radiation from Eta Carinae since the Great Eruption.[82] 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.[81]

Trumpler 16

[edit]
Main article: Trumpler 16

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.[83] 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.[84]

Homunculus

[edit]
Main article: Homunculus Nebula
3D model of Homunculus Nebula, shown from front and rear, on either side of an actual image
A 3D model of the Homunculus Nebula

Eta Carinae is enclosed by, and lights up, the Homunculus Nebula,[85] 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.[86] 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.[62][87]

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][19][88] 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°.[89]

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.[90] 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.[91]

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).[92] 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.[93]

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.[94] A distance of 7,330 light-years (2,250 parsecs) has been determined from the calibration of O-type star luminosities in Trumpler 16.[95] 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).[96]

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.[92]

Properties

[edit]
Eta Carinae star system, 3 views side by side
X-ray, optical and infrared images of Eta Carinae (26 August 2014)

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.[97] 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.[98]

Orbit

[edit]
Eta Carinae B orbits in large ellipse, and Eta Carinae A in a smaller elliptical orbit.
Eta Carinae orbit

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][20][32]

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.[97]

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][99][100] 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.[101][102] 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]
Carina Nebula
The Carina Nebula. Eta Carinae is the brightest star, on the left side.

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.[103]

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.[104]

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.[74] 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.[103]

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☉).[20] 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[105] and SN 2006jc's pre-explosion outburst in UGC 4904.[106]

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.[107] 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.[98]

Temperature

[edit]
The Homunculus Nebula on the left, and a zoomed-in infrared image on the right
Хабблом Изображение туманности Гомункул, сделанное ; на вставке — VLT NACO. инфракрасное изображение Эта Киля, полученное

До конца 20 века предполагалось, что температура Эта Киля превышает 30 000 К из-за присутствия спектральных линий с сильным возбуждением, но другие аспекты спектра предполагали гораздо более низкие температуры, и для объяснения этого были созданы сложные модели. [108] 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.

Мощные звездные ветры от двух звезд сталкиваются в примерно конической зоне WWC и создают температуру до 100 МК в вершине между двумя звездами. Эта зона является источником жесткого рентгеновского и гамма-лучей вблизи звезд. Вблизи периастра, когда вторичный ветер проходит через все более плотные области первичного ветра, зона встречного ветра искажается и превращается в спираль, идущую за Эта Килем B. [109]

Конус столкновения ветров разделяет ветры двух звезд. На 55–75° позади вторичной звезды наблюдается тонкий горячий ветер, типичный для звезд О или Вольфа–Райе. Это позволяет обнаружить некоторое излучение Эта Киля B и оценить его температуру с некоторой точностью благодаря спектральным линиям, которые вряд ли будут созданы каким-либо другим источником. Хотя вторичная звезда никогда не наблюдалась напрямую, существует широко распространенное мнение о моделях, в которых ее температура находится в диапазоне от 37 000 К до 41 000 К. [5]

Во всех остальных направлениях по другую сторону зоны столкновения ветров дует ветер от Эта Киля А, более прохладный и примерно в 100 раз плотнее, чем ветер Эта Киля B. Он также оптически плотен, полностью скрывает все, что напоминает настоящую фотосферу, и делает любое определение его температуры спорным. Наблюдаемое излучение исходит из псевдофотосферы, где оптическая плотность ветра падает почти до нуля, обычно измеряется при определенном значении непрозрачности Россланда , например 2 ⁄ 3 . Наблюдается, что эта псевдофотосфера вытянута и более горячая вдоль предполагаемой оси вращения. [110]

Эта Киля А, вероятно, возникла как ранний гипергигант B с температурой от 20 000 до 25 000 К на момент ее открытия Галлеем. Эффективная температура , определенная для поверхности сферического оптически толстого ветра при нескольких сотнях R ☉, составит 9 400–15 000 К, а температура теоретического 60 R ☉ гидростатического «ядра» на оптической глубине 150 составит 35 200 К. [20] [42] [98] [111] Эффективная температура видимого внешнего края непрозрачного первичного ветра обычно считается равной 15 000–25 000 К на основании визуальных и ультрафиолетовых спектральных характеристик, которые, как предполагается, исходят непосредственно от ветра или отражаются через капли Вейгельта. [7] [16] Во время великого извержения Эта Киля А была намного холоднее — около 5000 К. [54]

Гомункул содержит пыль с температурой от 150 К до 400 К. Это источник почти всего инфракрасного излучения, которое делает Эта Киля таким ярким объектом на этих длинах волн. [7]

Далее расширяющиеся газы Великого извержения сталкиваются с межзвездным материалом и нагреваются примерно до 5 МК , производя менее энергичные рентгеновские лучи, наблюдаемые в форме подковы или кольца. [112] [113]

Размер

[ редактировать ]

Размер двух главных звезд системы Эта Киля трудно определить точно, поскольку ни одну из звезд нельзя увидеть напрямую. Эта Киля B, вероятно, будет иметь четко выраженную фотосферу, и ее радиус можно оценить по предполагаемому типу звезды. O-сверхгигант размером 933 000 L ☉ с температурой 37 200 K имеет эффективный радиус 23,6 R ☉ . [4]

Размер Эта Киля А даже точно не определен. У нее оптически плотный звездный ветер, поэтому типичное определение поверхности звезды примерно там, где она становится непрозрачной, дает совсем другой результат, чем более традиционное определение поверхности. В одном исследовании был рассчитан радиус 60 R ☉ для горячего «ядра» с температурой 35 000 К при оптической глубине 150, вблизи звуковой точки или очень приблизительно того, что можно было бы назвать физической поверхностью. При оптической глубине 0,67 радиус будет более 800 R ☉ , что указывает на протяженный оптически толстый звездный ветер. [17] На пике Великого извержения радиус, насколько это имеет смысл во время такого сильного выброса материала, должен был составлять около 1400 R ☉ , что сопоставимо с радиусом крупнейших известных красных сверхгигантов , включая VY Canis Majoris . [114]

Размеры звезд следует сравнивать с их орбитальным расстоянием, которое составляет всего около 250 R ☉ в периастре. Радиус аккреции вторичного компонента составляет около 60 R ☉ , что предполагает сильную аккрецию вблизи периастра, приводящую к коллапсу вторичного ветра. [15] Было высказано предположение, что первоначальное повышение яркости с 4-й звездной величины до 1-й при относительно постоянной болометрической светимости было нормальной вспышкой LBV, хотя и являющейся крайним примером этого класса. Затем звезда-компаньон, прошедшая через расширенную фотосферу главной звезды в периастре, вызвала дальнейшее увеличение яркости, увеличение светимости и чрезвычайную потерю массы Великого извержения. [114]

Вращение

[ редактировать ]

Скорость вращения массивных звезд оказывает решающее влияние на их эволюцию и возможную смерть. Скорость вращения звезд Эта Киля невозможно измерить напрямую, поскольку их поверхности нельзя увидеть. Одиночные массивные звезды быстро вращаются вниз из-за торможения из-за сильного ветра, но есть намеки на то, что и Эта Киля A, и B являются быстрыми ротаторами, достигающими 90% критической скорости. Один или оба могли быть раскручены в результате бинарного взаимодействия, например, аккреции на вторичную и орбитального сопротивления первичной. [91]

Извержения

[ редактировать ]
и Карина
Изображение космического телескопа Хаббл, показывающее биполярную туманность Гомункул , окружающую Эта Киля.

На вулкане Эта Киля наблюдались два извержения: Великое извержение середины 19 века и Малое извержение 1890 года. Кроме того, исследования внешней туманности предполагают, что по крайней мере одно более раннее извержение произошло около 1250 года нашей эры. Дальнейшее извержение могло произойти около 1550 года нашей эры, хотя возможно, что материал, указывающий на это извержение, на самом деле является результатом Великого извержения, замедленного в результате столкновения с более старой туманностью. [115] Механизм возникновения этих извержений неизвестен. Неясно даже, связаны ли извержения с взрывными событиями или с так называемыми супер-эддингтоновскими ветрами, крайней формой звездного ветра, вызывающей очень большую потерю массы, вызванную увеличением светимости звезды. Источник энергии для взрывов или увеличения светимости также неизвестен. [116]

Теории о различных извержениях должны учитывать: повторяющиеся события, по крайней мере, три извержения разного размера; выброс 20 M ☉ и более без разрушения звезды; весьма необычная форма и скорость расширения выброшенного материала; а кривая блеска во время извержений, сопровождающихся яркостью, увеличивается на несколько звездных величин за период десятилетий. Наиболее изученным событием является Великое извержение. Помимо фотометрии 19 века, световое эхо, наблюдаемое в 21 веке, дает дополнительную информацию о развитии извержения, показывая увеличение яркости с несколькими пиками в течение примерно 20 лет, за которым следовал период плато в 1850-х годах. Световое эхо показывает, что отток материала во время фазы плато был намного выше, чем до пика извержения. [116] Возможные объяснения извержений включают: бинарное слияние в тогдашней тройной системе; [117] перенос массы от Эта Киля B во время прохождения периастра; [15] или пульсационный взрыв парной неустойчивости . [116]

Эволюция

[ редактировать ]
Многоцветный график с 1987 по 2015 год, показывающий постепенный рост с 1994 года.
Недавняя кривая блеска Эта Киля с отмеченными наблюдениями на стандартных длинах волн

Эта Киля — уникальный объект, близких аналогов которому в настоящее время не известно ни в одной галактике. Поэтому ее будущая эволюция весьма неопределенна, но почти наверняка предполагает дальнейшую потерю массы и возможное появление сверхновой. [118]

Эта Киля А начала свою жизнь как чрезвычайно горячая звезда на главной последовательности, уже являясь объектом с яркостью более миллиона L ☉ . Точные свойства будут зависеть от начальной массы, которая, как ожидается, будет не менее 150 M ☉ и, возможно, намного выше. Типичный спектр при первом формировании будет O2If, и звезда будет в основном или полностью конвективной из-за слияния цикла CNO при очень высоких температурах ядра. Достаточно массивные или дифференциально вращающиеся звезды подвергаются настолько сильному перемешиванию, что остаются химически однородными во время горения водорода в ядре. [81]

По мере горения водорода в ядре очень массивная звезда будет медленно расширяться и становиться более яркой, становясь голубым гипергигантом и, в конечном итоге, LBV, продолжая при этом синтезировать водород в ядре. Когда водород в ядре истощается через 2–2,5 миллиона лет, горение водородной оболочки продолжается с дальнейшим увеличением размера и светимости, хотя горение водородной оболочки в химически однородных звездах может быть очень кратким или отсутствовать, поскольку вся звезда будет обеднена водородом. На поздних стадиях горения водорода потеря массы чрезвычайно высока из-за высокой светимости и повышенного поверхностного содержания гелия и азота. Когда горение водорода заканчивается и начинается горение гелия в ядре , массивные звезды очень быстро переходят на стадию Вольфа-Райе с небольшим количеством водорода или без него, повышенными температурами и пониженной светимостью. Вероятно, к этому моменту они потеряли более половины своей первоначальной массы. [119]

Неясно, начался ли синтез тройного альфа- гелия в ядре Эта Киля А. Содержание элементов на поверхности невозможно точно измерить, но выбросы внутри Гомункула содержат около 60% водорода и 40% гелия, а азот увеличен до десяти. раз уровень солнечной энергии. Это свидетельствует о продолжающемся синтезе водорода в цикле CNO. [120]

Модели эволюции и гибели одиночных очень массивных звезд предсказывают повышение температуры при горении гелиевого ядра с потерей внешних слоев звезды. Она становится звездой Вольфа-Райе в азотной последовательности , перемещаясь от WNL к WNE по мере потери большего количества внешних слоев, возможно, достигая спектрального класса WC или WO, когда углерод и кислород из тройного альфа-процесса достигают поверхности. Этот процесс будет продолжаться при слиянии более тяжелых элементов до тех пор, пока не образуется железное ядро, после чего ядро ​​коллапсирует и звезда разрушается. Небольшие различия в начальных условиях, в самих моделях и особенно в скорости потери массы приводят к различным предсказаниям конечного состояния самых массивных звезд. Они могут выжить и стать звездой, лишенной гелия, или могут разрушиться на более ранней стадии, сохранив большую часть своих внешних слоев. [121] [122] [123] Отсутствие достаточно ярких звезд WN и открытие очевидных предшественников сверхновых LBV также привели к предположению, что некоторые типы LBV взрываются как сверхновые без дальнейшего развития. [124]

Эта Киля — тесная двойная система, и это усложняет эволюцию обеих звезд. Компактные массивные компаньоны могут лишать массу более крупных первичных звезд гораздо быстрее, чем это произошло бы с одиночной звездой, поэтому свойства при коллапсе ядра могут сильно различаться. В некоторых сценариях вторичная обмотка может набрать значительную массу, ускоряя свою эволюцию, и, в свою очередь, быть лишена теперь компактной первичной обмотки Вольфа-Райе. [125] В случае Эта Киля вторичная звезда явно вызывает дополнительную нестабильность первичной звезды, что затрудняет прогнозирование будущего развития.

Потенциальная сверхновая

[ редактировать ]
Области двумерной карты показывают, какие сверхновые или белые карлики возникают в результате появления разных звезд.
Типы сверхновых в зависимости от начальной массы и металличности

Подавляющая вероятность состоит в том, что следующая сверхновая, наблюдаемая в Млечном Пути, возникнет от неизвестного белого карлика или анонимного красного сверхгиганта , весьма вероятно, даже невидимого невооруженным глазом. [126] Тем не менее перспектива возникновения сверхновой от такого экстремального, близкого и хорошо изученного объекта, как Эта Киля, вызывает большой интерес. [127]

Будучи одиночной звездой, звезда, изначально примерно в 150 раз массивнее Солнца, обычно достигает коллапса ядра как звезда Вольфа-Райе в течение 3 миллионов лет. [121] При низкой металличности многие массивные звезды коллапсируют непосредственно в черную дыру без видимого взрыва или досветящейся сверхновой, а небольшая часть образует сверхновую с парной нестабильностью , но при солнечной металличности и выше ожидается, что их будет достаточно. потеря массы перед коллапсом, позволяющая увидеть видимую сверхновую типа Ib или Ic . [128] Если рядом со звездой все еще есть большое количество выброшенного материала, ударная волна, образовавшаяся в результате взрыва сверхновой, воздействующая на околозвездный материал, может эффективно преобразовать кинетическую энергию в излучение , что приведет к образованию сверхсветящейся сверхновой (SLSN) или гиперновой , в несколько раз более яркой, чем типичная сверхновая с коллапсом ядра и гораздо более продолжительная. Очень массивные предшественники могут также выбрасывать достаточно никеля , чтобы вызвать SLSN просто в результате радиоактивного распада . [129] В результате остаток станет черной дырой, поскольку маловероятно, что такая массивная звезда когда-либо потеряет достаточную массу, чтобы ее ядро ​​не превысило предел для нейтронной звезды . [130]

Существование массивного компаньона открывает множество других возможностей. Если бы Эта Киля А быстро лишилась своих внешних слоев, она могла бы стать менее массивной звездой типа WC или WO, когда наступил коллапс ядра. Это привело бы к возникновению сверхновой типа Ib или типа Ic из-за отсутствия водорода и, возможно, гелия. Считается, что этот тип сверхновых является источником некоторых классов гамма-всплесков, но модели предсказывают, что они обычно происходят только у менее массивных звезд. [121] [125] [131]

Несколько необычных сверхновых и самозванцев сравнивали с Эта Килем как примеры ее возможной судьбы. Одним из наиболее впечатляющих является SN 2009ip , синий сверхгигант, который в 2009 году подвергся событию- самозванцу сверхновой , похожему на Великое извержение Эта Киля, а затем еще более яркой вспышке в 2012 году, которая, вероятно, была настоящей сверхновой. [132] SN 2006jc, находящаяся на расстоянии около 77 миллионов световых лет от UGC 4904 в созвездии Рыси , также претерпела в 2004 году яркую сверхновую-самозванку, за которой последовала сверхновая типа Ib с величиной 13,8, впервые замеченная 9 октября 2006 года. Эта Киля также сравнивалась. к другим возможным самозванцам сверхновых, таким как SN 1961V и iPTF14hls , а также к сверхярким сверхновым, таким как SN 2006gy .

Возможные последствия для Земли

[ редактировать ]
Оболочки из постепенного горения элементов, водорода, гелия, углерода-кислорода-азота, кремния, магния-неона и железа с последующим коллапсом с струями гамма-излучения, развивающимися от полюсов.
Одна из теорий окончательной судьбы Эта Киля заключается в коллапсе с образованием черной дыры — энергия, высвобождаемая в виде струй вдоль оси вращения, образует гамма-всплески .

Типичная сверхновая с коллапсом ядра на расстоянии Эта Киля будет иметь максимальную видимую звездную величину около -4, как и Венера . SLSN может быть на пять звездных величин ярче и потенциально является самой яркой сверхновой в истории человечества (в настоящее время SN 1006 ). они будут защищены На расстоянии 7500 световых лет от звезды оно вряд ли окажет непосредственное воздействие на земные формы жизни, поскольку от гамма-лучей атмосферой, а от некоторых других космических лучей — магнитосферой . Основной ущерб будет ограничен верхними слоями атмосферы, озоновым слоем , космическими кораблями, включая спутники , и любыми космонавтами в космосе.

По крайней мере, в одной статье прогнозируется, что полная потеря озонового слоя Земли является вероятным последствием близкой сверхновой, что приведет к значительному увеличению УФ-излучения, достигающего поверхности Земли от Солнца, но для этого потребуется, чтобы типичная сверхновая оказалась ближе на расстоянии более 50 световых лет от Земли, и даже потенциальная гиперновая должна быть ближе, чем Эта Киля. [133] В другом анализе возможного воздействия обсуждаются более тонкие эффекты необычного освещения, такие как возможное мелатонина подавление , что приводит к бессоннице и повышенному риску рака и депрессии. В нем делается вывод, что сверхновая такой величины должна быть намного ближе, чем Эта Киля, чтобы оказать какое-либо серьезное воздействие на Землю. [134]

Ожидается, что Эта Киля не вызовет гамма-всплеск, и ее ось в настоящее время не направлена ​​​​на Землю. [134] Атмосфера Земли защищает ее обитателей от всех излучений, кроме УФ-излучения (она непрозрачна для гамма-лучей, которые приходится наблюдать с помощью космических телескопов). Основной эффект будет вызван повреждением озонового слоя . Эта Киля находится слишком далеко, чтобы сделать это, даже если бы она действительно произвела гамма-всплеск. [135] [136]

См. также

[ редактировать ]

Примечания

[ редактировать ]
  1. ^ на оптической глубине 155, под ветром.
  2. ^ на оптической глубине 2/3, возле вершины ветра.
  3. ^ Римские цифры обозначают ионы , где «I» обозначает нейтральные элементы, «II» — однократно ионизированные элементы и т. д. См. Спектральную линию .
  4. ^ Фраунгофера «D» обычно относится к дублету натрия; «d» или «D 3 » использовались для обозначения ближайшей линии гелия.

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Перейти обратно: а б с д Хёг, Э.; Фабрициус, К.; Макаров В.В.; Урбан, С.; Корбин, Т.; Вайкофф, Г.; Бастиан, У.; Швекендик, П.; Виценец, А. (2000). «Каталог 2,5 миллионов ярчайших звезд Тихо-2». Астрономия и астрофизика . 355 : Л27. Бибкод : 2000A&A...355L..27H . дои : 10.1888/0333750888/2862 . ISBN  0-333-75088-8 .
  2. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я Фрю, Дэвид Дж. (2004). «Исторические записи η Киля. I. Кривая визуального блеска, 1595–2000». Журнал астрономических данных . 10 (6): 1–76. Бибкод : 2004JAD....10....6F .
  3. ^ Скифф, бакалавр (2014). «Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездных спектральных классификаций (Скифф, 2009–2014)». Онлайн-каталог данных VizieR: B/Mk. Первоначально опубликовано в: Обсерватория Лоуэлла (октябрь 2014 г.) . 1 : 2023. Бибкод : 2014yCat....1.2023S .
  4. ^ Перейти обратно: а б с д Вернер, Э.; Брювайлер, Ф.; Галл, Т. (2005). «Бинарность η Килей, выявленная на основе фотоионизационного моделирования спектральной переменности капель Вейгельта B и D». Астрофизический журнал . 624 (2): 973–982. arXiv : astro-ph/0502106 . Бибкод : 2005ApJ...624..973В . дои : 10.1086/429400 . S2CID   18166928 .
  5. ^ Перейти обратно: а б с д и ж Менер, Андреа; Дэвидсон, Крис; Ферланд, Гэри Дж.; Хамфрис, Роберта М. (2010). «Эмиссионные линии высокого возбуждения возле Эта Киля и ее вероятной звезды-спутника». Астрофизический журнал . 710 (1): 729–742. arXiv : 0912.1067 . Бибкод : 2010ApJ...710..729M . дои : 10.1088/0004-637X/710/1/729 . S2CID   5032987 .
  6. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час Дукати-младший (2002 г.). «Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездной фотометрии в 11-цветной системе Джонсона». Коллекция электронных каталогов CDS/ADC . 2237 : 0. Бибкод : 2002yCat.2237....0D .
  7. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г Дэвидсон, Крис; Хамфрис, Роберта М. (2012). Эта Киля и самозванцы сверхновых . Библиотека астрофизики и космических наук. Том. 384. Нью-Йорк, штат Нью-Йорк: Springer Science & Business Media. стр. 26–27. дои : 10.1007/978-1-4614-2275-4 . ISBN  978-1-4614-2274-7 .
  8. ^ Перейти обратно: а б с д и Даминели, А. (1996). «5,52-летний цикл Эта Киля» . Письма астрофизического журнала . 460 : Л49. Бибкод : 1996ApJ...460L..49D . дои : 10.1086/309961 .
  9. ^ Уилсон, Ральф Элмер (1953). «Генеральный каталог лучевых скоростей звезд». Вашингтон : 0. Бибкод : 1953GCRV..C......0W .
  10. ^ Перейти обратно: а б Менер, А.; Де Вит, В.-Дж.; Асмус, Д.; Моррис, PW; Аглиоццо, К.; Барлоу, MJ; Галл, ТР; Хиллиер, диджей; Вайгельт, Г. (2019). «Эволюция η Киля в среднем инфракрасном диапазоне с 1968 по 2018 год». Астрономия и астрофизика . 630 : Л6. arXiv : 1908.09154 . Бибкод : 2019A&A...630L...6M . дои : 10.1051/0004-6361/201936277 . S2CID   202149820 .
  11. ^ Перейти обратно: а б с Смит, Натан; Фрю, Дэвид Дж. (2011). «Пересмотренная историческая кривая блеска Эта Киля и время близких сближений с периастром» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 415 (3): 2009–2019. arXiv : 1010.3719 . Бибкод : 2011МНРАС.415.2009С . дои : 10.1111/j.1365-2966.2011.18993.x . S2CID   118614725 .
  12. ^ Даминелли, А.; Хиллиер, диджей; Коркоран, МФ; Шталь, О.; Левенхаген, РС; Лейстер, Невада; Гро, Дж. Х.; Теодор, М.; Альбасете Коломбо, JF; Гонсалес, Ф.; Ариас, Дж.; Левато, Х.; Гроссо, М.; Моррелл, Н.; Гамен, Р.; Валлерстайн, Г.; Ниемела, В. (2008). «Периодичность событий η Киля» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 384 (4): 1649. arXiv : 0711.4250 . Бибкод : 2008MNRAS.384.1649D . дои : 10.1111/j.1365-2966.2007.12815.x . S2CID   14624515 .
  13. ^ Перейти обратно: а б с д и Мадура, Техас; Галл, ТР; Овоцкий, СП; Гро, Дж. Х.; Оказаки, АТ; Рассел, CMP (2012). «Ограничение абсолютной ориентации двойной орбиты η Киля: трехмерная динамическая модель широкой эмиссии [Fe III]» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 420 (3): 2064. arXiv : 1111.2226 . Бибкод : 2012МНРАС.420.2064М . дои : 10.1111/j.1365-2966.2011.20165.x . S2CID   119279180 .
  14. ^ Даминели, Аугусто; Конти, Питер С.; Лопес, Далтон Ф. (1997). «Эта Киля: двойная система с длинным периодом?» . Новая астрономия . 2 (2): 107. Бибкод : 1997NewA....2..107D . дои : 10.1016/S1384-1076(97)00008-0 .
  15. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж Каши, А.; Сокер, Н. (2010). «Проход Периастра, вызывающий извержения Эта Киля в XIX веке». Астрофизический журнал . 723 (1): 602–611. arXiv : 0912.1439 . Бибкод : 2010ApJ...723..602K . дои : 10.1088/0004-637X/723/1/602 . S2CID   118399302 .
  16. ^ Перейти обратно: а б с д Галл, ТР; Даминели, А. (2010). «JD13 - Эта Киля в контексте самых массивных звезд». Труды Международного астрономического союза . 5 : 373–398. arXiv : 0910.3158 . Бибкод : 2010HiA....15..373G . дои : 10.1017/S1743921310009890 . S2CID   1845338 .
  17. ^ Перейти обратно: а б с д и Хиллер, Д. Джон; Дэвидсон, К.; Ишибаси, К.; Галл, Т. (июнь 2001 г.). «О природе центрального источника в η Килях» . Астрофизический журнал . 553 (837): 837. Бибкод : 2001ApJ...553..837H . дои : 10.1086/320948 .
  18. ^ Перейти обратно: а б с Галл, Теодор Р.; Хиллер, Д. Джон; Хартман, Хенрик; Коркоран, Майкл Ф.; Даминели, Аугусто; Эспиноза-Галеас, Дэвид; Хамагучи, Кенджи; Наварете, Фелипе; Нильсен, Кристер; Мадура, Томас; Моффат, Энтони Ф.Дж.; Моррис, Патрик; Ричардсон, Ноэль Д.; Рассел, Кристофер, член парламента; Стивенс, Ян Р. (1 июля 2022 г.). «Эта Киля: развивающийся взгляд на центральную двойную систему, ее взаимодействующие ветры и выбросы на переднем плане» . Астрофизический журнал . 933 (2): 175. arXiv : 2205.15116 . Бибкод : 2022ApJ...933..175G . дои : 10.3847/1538-4357/ac74c2 . ISSN   0004-637X .
  19. ^ Перейти обратно: а б Моррис, Патрик В.; Галл, Теодор Р.; Хиллер, Д. Джон; Барлоу, MJ; Ройе, Пьер; Нильсен, Кристер; Блэк, Джон; Суиньярд, Брюс (2017). «Туманность Пыльный Гомункул η Киля от ближнего инфракрасного до субмиллиметрового диапазона волн: масса, состав и доказательства уменьшения непрозрачности» . Астрофизический журнал . 842 (2): 79. arXiv : 1706.05112 . Бибкод : 2017ApJ...842...79M . дои : 10.3847/1538-4357/aa71b3 . ПМЦ   7323744 . ПМИД   32601504 . S2CID   27906029 .
  20. ^ Перейти обратно: а б с д Гро, Хосе Х.; Хиллер, Д. Джон; Мадура, Томас И.; Вайгельт, Герд (2012). «О влиянии звезды-компаньона в Эта Киля: двумерное моделирование переноса излучения в ультрафиолетовом и оптическом спектрах» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 423 (2): 1623. arXiv : 1204.1963 . Бибкод : 2012MNRAS.423.1623G . дои : 10.1111/j.1365-2966.2012.20984.x . S2CID   119205238 .
  21. ^ Гейтер, Уилл; Вамплев, Антон ; Миттон, Жаклин (июнь 2010 г.). Практический астроном . Дорлинг Киндерсли. ISBN  978-1-4053-5620-6 .
  22. ^ Аллен, Ричард Хинкли (1963). Имена звезд: их знания и значение . Дуврские публикации. п. 73 . ISBN  978-0-486-21079-7 .
  23. ^ Гулд, Бенджамин Апторп (1879). «Аргентинская уранометрия: яркость и положение неподвижных звезд до седьмой величины в пределах ста градусов от южного полюса: с атласом». Результаты Аргентинской национальной обсерватории в Кордове . 1 . Бибкод : 1879RNAO....1.....G .
  24. ^ Галлей, Эдмунд (1679). Каталог южных звезд; или Дополнение к каталогу Тичениуса, показывающее долготы и широты неподвижных звезд, которые, находясь вблизи антарктического полюса, были невидимы на уранибургском горизонте Тихо, рассчитанные путем точного расчета по расстояниям и исправленные к 1677 году. завершено... Добавлено приложение по некоторым астрономическим вопросам . Лондон: Т. Джеймс. п. 13. Архивировано из оригинала 6 ноября 2015 года.
  25. ^ Уорнер, Брайан (2002). «Лакайль 250 лет спустя» . Астрономия и геофизика . 43 (2): 2,25–2,26. Бибкод : 2002A&G....43b..25W . дои : 10.1046/j.1468-4004.2002.43225.x . ISSN   1366-8781 .
  26. ^ Вагман, Мортон (2003). Потерянные звезды: потерянные, пропавшие без вести и проблемные звезды из каталогов Йоханнеса Байера, Николаса Луи де Лакайля, Джона Флемстида и многих других . Блэксбург, Вирджиния: Издательская компания McDonald & Woodward. стр. 7–8, 82–85. ISBN  978-0-939923-78-6 .
  27. ^ 陳久金 (Чэнь Цзю Цзинь) (2005). Китайская мифология гороскопа Китайский бог гороскопа (на китайском языке) Тайваньское издательство Book House Publishing Co., Ltd.. ISBN.  978-986-7332-25-7 .
  28. ^ 陳輝樺 (Чэнь Хуэйхуа), изд. (28 июля 2006 г.). «Выставочная и образовательная деятельность по астрономии» Информационная сеть астрономического образования . nmns.edu.tw (на китайском языке). Архивировано из оригинала 13 мая 2013 года . Проверено 30 декабря 2012 г.
  29. ^ Перейти обратно: а б Гершель, Джон Фредерик Уильям (1847). Результаты астрономических наблюдений, произведенных в 1834, 5, 6, 7, 8 годах на мысе Доброй Надежды: являвшиеся завершением телескопического обзора всей поверхности видимого неба, начатого в 1825 году . Том. 1. Лондон: Смит, Элдер и Ко, стр. 33–35. Бибкод : 1847raom.book.....H .
  30. ^ Или, точнее, гала-гала гуррк ваа , с началом гуррк «женщина», потерявшаяся в Стэнбридже. Рид, Джули (2008). Грамматика и словарь сообщества Wergaia .
  31. ^ Хамахер, Дуэйн В.; Фрю, Дэвид Дж. (2010). «Запись австралийских аборигенов о великом извержении Эта Киля». Журнал астрономической истории и наследия . 13 (3): 220–234. arXiv : 1010.4610 . Бибкод : 2010JAHH...13..220H . дои : 10.3724/SP.J.1440-2807.2010.03.06 . S2CID   118454721 .
  32. ^ Перейти обратно: а б Дэвидсон, Крис; Хамфрис, Роберта М. (1997). «Эта Киля и ее окружающая среда». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 35 : 1–32. Бибкод : 1997ARA&A..35....1D . дои : 10.1146/annurev.astro.35.1.1 . S2CID   122193829 .
  33. ^ Хамфрис, Роберта М .; Дэвидсон, Крис; Смит, Натан (1999). «Второе извержение η Киля и кривые блеска переменных η Киля» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 111 (763): 1124–1131. Бибкод : 1999PASP..111.1124H . дои : 10.1086/316420 .
  34. ^ Смит, Натан (2004). «Системная скорость Эта Киля» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 351 (1): Л15–Л18. arXiv : astro-ph/0406523 . Бибкод : 2004MNRAS.351L..15S . дои : 10.1111/j.1365-2966.2004.07943.x . S2CID   17051247 .
  35. ^ Исибаши, Кадзунори; Галл, Теодор Р.; Дэвидсон, Крис; Смит, Натан; Ланц, Тьерри; Линдлер, Дон; Фегганс, Кейт; Вернер, Екатерина; Вудгейт, Брюс Э.; Кимбл, Рэнди А.; Бауэрс, Чарльз В.; Кремер, Стивен; Хип, Сара Р.; Дэнкс, Энтони К.; Маран, Стивен П.; Джозеф, Чарльз Л.; Кайзер, Мэри Элизабет; Лински, Джеффри Л.; Рослер, Фред; Вейстроп, Донна (2003). «Открытие маленького гомункула в туманности Гомункул η Киля» . Астрономический журнал . 125 (6): 3222. Бибкод : 2003AJ....125.3222I . дои : 10.1086/375306 .
  36. ^ Теккерей, AD (1953). «Заметка о просветлении Эта Киля» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 113 (2): 237–238. Бибкод : 1953МНРАС.113..237Т . дои : 10.1093/mnras/113.2.237 .
  37. ^ Даминели, август; Кауфер, Эндрю; Вольф, Бернхард; Шталь, Отмар; Лопес, Далтон Ф.; Араужо, Франциск X. (2000). «Η Киля: двойственность подтверждена». Астрофизический журнал . 528 (2): Л101–Л104. arXiv : astro-ph/9912387 . Бибкод : 2000ApJ... 528L.101D дои : 10.1086/312441 . ПМИД   10600628 . S2CID   9385537 .
  38. ^ Ишибаси, К.; Коркоран, МФ; Дэвидсон, К.; Суонк, Дж. Х.; Петре, Р.; Дрейк, ЮАР; Даминели, А.; Уайт, С. (1999). «Рекуррентные вариации рентгеновского излучения η Килей и бинарная гипотеза» . Астрофизический журнал . 524 (2): 983. Бибкод : 1999ApJ...524..983I . дои : 10.1086/307859 .
  39. ^ Хамфрис, Р.М.; Мартин, Джей Си; Менер, А.; Ишибаси, К.; Дэвидсон, К. (2014). «Эта Киля - переход к фотометрическому минимуму». Телеграмма астронома . 6368 : 1. Бибкод : 2014ATel.6368....1H .
  40. ^ Менер, Андреа; Исибаши, Кадзунори; Уайтлок, Патрисия; Нагаяма, Такахиро; Праздник, Майкл; Ван Вик, Франсуа; Де Вит, Виллем-Ян (2014). «Свидетельства внезапного повышения температуры в Эта Киля в ближнем инфракрасном диапазоне». Астрономия и астрофизика . 564 : А14. arXiv : 1401.4999 . Бибкод : 2014A&A...564A..14M . дои : 10.1051/0004-6361/201322729 . S2CID   119228664 .
  41. ^ Перейти обратно: а б Ландес, Х.; Фицджеральд, М. (2010). «Фотометрические наблюдения спектроскопического события η Carinae 2009.0». Публикации Астрономического общества Австралии . 27 (3): 374–377. arXiv : 0912.2557 . Бибкод : 2010PASA...27..374L . дои : 10.1071/AS09036 . S2CID   118568091 .
  42. ^ Перейти обратно: а б с Мартин, Джон К.; Менер, А.; Ишибаси, К.; Дэвидсон, К.; Хамфрис, RM (2014). «Изменение состояния Эта Киля: первые новые данные HST/NUV с 2010 года и первые новые FUV с 2004 года». Американское астрономическое общество . 223 (151): 09. Бибкод : 2014AAS...22315109M .
  43. ^ Хамагучи, Кенджи; Коркоран, Майкл Ф; Питтард, Джулиан М; Шарма, Нитика; Такахаси, Хиромицу; Рассел, Кристофер М.П.; Грефенстетт, Брайан В.; Вик, Дэниел Р.; Галл, Теодор Р.; Ричардсон, Ноэль Д; Мадура, Томас I; Моффат, Энтони Ф.Дж. (2018). «Нетепловые рентгеновские лучи от ударного ударного ветра в массивной двойной системе Эта Киля». Природная астрономия . 2 (9): 731–736. arXiv : 1904.09219 . Бибкод : 2018NatAs...2..731H . дои : 10.1038/s41550-018-0505-1 . S2CID   126188024 . Альтернативный URL
  44. ^ «GIF компьютерного моделирования звездных ветров Эта Киля» . НАСА . Проверено 2 августа 2018 г.
  45. ^ Бортл, Джон Э. (2001). «Представляем шкалу темного неба Бортла». Небо и телескоп . 101 (2): 126. Бибкод : 2001S&T...101b.126B .
  46. ^ Томпсон, Марк (2013). Путеводитель по космосу с Земли . Случайный дом. ISBN  978-1-4481-2691-0 .
  47. ^ Ян Ридпат (1 мая 2008 г.). Астрономия . Дорлинг Киндерсли. ISBN  978-1-4053-3620-8 .
  48. ^ Кронк, Гэри Р. (2013). Метеоритные дожди: Аннотированный каталог . Нью-Йорк, Нью-Йорк: Springer Science & Business Media. п. 22. ISBN  978-1-4614-7897-3 .
  49. ^ Хиллиер, диджей; Аллен, окружной прокурор (1992). «Спектроскопическое исследование Эта Киля и туманности Гомункул. I – Обзор спектров». Астрономия и астрофизика . 262 : 153. Бибкод : 1992A&A...262..153H . ISSN   0004-6361 .
  50. ^ Ле Сюёр, А. (1869). «О туманностях Арго и Ориона и о спектре Юпитера». Труды Лондонского королевского общества . 18 (114–122): 245. Бибкод : 1869RSPS...18..245L . дои : 10.1098/rspl.1869.0057 . S2CID   122853758 .
  51. ^ Перейти обратно: а б с Уолборн, Северная Каролина; Лиллер, МЗ (1977). «Самые ранние спектроскопические наблюдения Эта Киля и ее взаимодействие с туманностью Киля». Астрофизический журнал . 211 : 181. Бибкод : 1977ApJ...211..181W . дои : 10.1086/154917 .
  52. ^ Баксандалл, Ф.Е. (1919). «Обратите внимание на очевидные изменения в спектре η Киля» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 79 (9): 619. Бибкод : 1919MNRAS..79..619B . дои : 10.1093/mnras/79.9.619 .
  53. ^ Гавиола, Э. (1953). «Эта Киля. II. Спектр» . Астрофизический журнал . 118 : 23. Бибкод : 1953ApJ...118..234G . дои : 10.1086/145746 .
  54. ^ Перейти обратно: а б Рест, А.; Прието, Дж.Л.; Уолборн, Северная Каролина; Смит, Н.; Бьянко, ФБ; Чорнок, Р.; и др. (2012). «Световое эхо показывает неожиданно прохладное η Киля во время Великого извержения девятнадцатого века». Природа . 482 (7385): 375–378. arXiv : 1112.2210 . Бибкод : 2012Natur.482..375R . дои : 10.1038/nature10775 . ПМИД   22337057 . S2CID   205227548 .
  55. ^ Прието, Дж.Л.; Рест, А.; Бьянко, ФБ; Мэтисон, Т.; Смит, Н.; Уолборн, Северная Каролина; и др. (2014). «Световое эхо от Великого извержения η Киля: спектрофотометрическая эволюция и быстрое образование молекул, богатых азотом». Письма астрофизического журнала . 787 (1): Л8. arXiv : 1403.7202 . Бибкод : 2014ApJ...787L...8P . дои : 10.1088/2041-8205/787/1/L8 . S2CID   119208968 .
  56. ^ Дэвидсон, К.; Дюфур, Р.Дж.; Уолборн, Северная Каролина; Галл, Т.Р. (1986). «Ультрафиолетовая и визуальная спектроскопия длин волн газа вокруг Эта Киля». Астрофизический журнал . 305 : 867. Бибкод : 1986ApJ...305..867D . дои : 10.1086/164301 .
  57. ^ Дэвидсон, Крис; Эббетс, Деннис; Вайгельт, Герд; Хамфрис, Роберта М.; Хаджян, Арсен Р.; Уолборн, Нолан Р.; Роза, Майкл (1995). «HST/FOS-спектроскопия эта Киля: сама звезда и выброс в пределах 0,3 угловых секунды». Астрономический журнал . 109 : 1784. Бибкод : 1995AJ....109.1784D . дои : 10.1086/117408 . ISSN   0004-6256 .
  58. ^ Дэвидсон, Крис; Менер, Андреа; Хамфрис, Роберта; Мартин, Джон К.; Исибаши, Кадзунори (2014). «Спектроскопическое событие Эта Киля 2014.6: необычайные особенности He II и N II». Астрофизический журнал . 1411 (1): 695. arXiv : 1411.0695 . Бибкод : 2015ApJ...801L..15D . дои : 10.1088/2041-8205/801/1/L15 . S2CID   119187363 .
  59. ^ Нильсен, Кентукки; Иварссон, С.; Галл, ТР (2007). «Эта Киля через минимум 2003,5: расшифровка спектра в направлении Вейгельта D» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 168 (2): 289. Бибкод : 2007ApJS..168..289N . дои : 10.1086/509785 .
  60. ^ Владилен Летохов; Свенерик Йоханссон (июнь 2008 г.). Астрофизические лазеры . ОУП Оксфорд. п. 39. ИСБН  978-0-19-156335-5 .
  61. ^ Йоханссон, С.; Зетсон, Т. (1999). «Аспекты атомной физики ранее и вновь идентифицированных линий железа в спектре HST η Киля». Эта Киля в Тысячелетии . 179 : 171. Бибкод : 1999ASPC..179..171J .
  62. ^ Перейти обратно: а б Йоханссон, С.; Летохов, В.С. (2005). «Астрофизический лазер, работающий в линии OI 8446-Å в сгустках Вейгельта η Киля» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 364 (2): 731. Бибкод : 2005MNRAS.364..731J . дои : 10.1111/j.1365-2966.2005.09605.x .
  63. ^ Менер, Андреа; Исибаши, Кадзунори; Уайтлок, Патрисия; Нагаяма, Такахиро; Праздник, Майкл; ван Вик, Франсуа; де Вит, Виллем-Ян (2014). «Свидетельства внезапного повышения температуры в Эта Киля в ближнем инфракрасном диапазоне». Астрономия и астрофизика . 564 : А14. arXiv : 1401.4999 . Бибкод : 2014A&A...564A..14M . дои : 10.1051/0004-6361/201322729 . S2CID   119228664 .
  64. ^ Артиго, Этьен; Мартин, Джон К.; Хамфрис, Роберта М.; Дэвидсон, Крис; Шено, Оливье; Смит, Натан (2011). «Проникновение в гомункула — изображения Эта Киля, полученные с помощью адаптивной оптики ближнего инфракрасного диапазона». Астрономический журнал . 141 (6): 202. arXiv : 1103.4671 . Бибкод : 2011AJ....141..202A . дои : 10.1088/0004-6256/141/6/202 . S2CID   119242683 .
  65. ^ Хилл, RW; Бургиньон, Г.; Грейдер, Р.Дж.; Пальмиери, ТМ; Сьюард, Флорида; Сторинг, JP (1972). «Мягкий рентгеновский обзор от Галактического центра до ВЕЛЫ». Астрофизический журнал . 171 : 519. Бибкод : 1972ApJ...171..519H . дои : 10.1086/151305 .
  66. ^ Сьюард, Флорида; Пейдж, CG; Тернер, MJL; Паундс, Калифорния (1976). «Рентгеновские источники в южной части Млечного Пути» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 177 : 13П–20П. Бибкод : 1976MNRAS.177P..13S . дои : 10.1093/mnras/177.1.13p .
  67. ^ Беккер, Р.Х.; Болдт, Э.А.; Холт, СС; Правда, С.Х.; Ротшильд, RE; Серлемитсос, П.Дж.; Суонк, Дж. Х. (1976). «Рентгеновское излучение остатка сверхновой G287.8–0,5». Астрофизический журнал . 209 : Л65. Бибкод : 1976ApJ...209L..65B . дои : 10.1086/182269 . hdl : 2060/19760020047 . S2CID   122613896 .
  68. ^ Форман, В.; Джонс, К.; Коминский, Л.; Жюльен, П.; Мюррей, С.; Питерс, Г.; Тананбаум, Х.; Джаккони, Р. (1978). «Четвертый каталог рентгеновских источников Ухуру» . Астрофизический журнал . 38 : 357. Бибкод : 1978ApJS...38..357F . дои : 10.1086/190561 .
  69. ^ Сьюард, Флорида; Форман, WR; Джаккони, Р.; Гриффитс, RE; Харнден, Франция; Джонс, К.; Пай, JP (1979). «Рентгеновские лучи Эта Киля и окружающей туманности». Астрофизический журнал . 234 : Л55. Бибкод : 1979ApJ...234L..55S . дои : 10.1086/183108 .
  70. ^ Коркоран, МФ; Роули, GL; Суонк, Дж. Х.; Петре, Р. (1995). «Первое обнаружение рентгеновской изменчивости Eta Carinae» (PDF) . Астрофизический журнал . 445 : Л121. Бибкод : 1995ApJ...445L.121C . дои : 10.1086/187904 . Архивировано (PDF) из оригинала 10 октября 2022 года.
  71. ^ Цубои, Ёко; Кояма, Кацудзи; Сакано, Масааки; Петре, Роберт (1997). «Наблюдения ASCA за Эта Килем» . Публикации Астрономического общества Японии . 49 : 85–92. Бибкод : 1997PASJ...49...85T . дои : 10.1093/pasj/49.1.85 .
  72. ^ Перейти обратно: а б Тавани, М.; Сабатини, С.; Пиан, Э.; Булгарелли, А.; Каравео, П.; Виотти, РФ; Коркоран, штат МФ; Джулиани, А.; Художники, К.; Верреккья, Ф.; Верселлоне, С.; Мерегетти, С.; Арган, А.; Барбиеллини, Дж.; Боффелли, Ф.; Каттанео, PW; Чен, AW; Кокко, В.; д'Аммандо, Ф.; Коста, Э.; Депарис, Г.; Дель Монте, Э.; Ди Кокко, Дж.; Доннарумма, И.; Евангелиста, Ю.; Феррари, А.; Фероци, М.; Фиорини, М.; Фройсленд, Т.; и др. (2009). «Обнаружение гамма-излучения из области Эта-Киля». Письма астрофизического журнала . 698 (2): L142. arXiv : 0904.2736 . Бибкод : 2009ApJ...698L.142T . дои : 10.1088/0004-637X/698/2/L142 . S2CID   18241474 .
  73. ^ Лейдер, Ж.-К.; Уолтер, Р.; Рау, Г. (2008). «Жесткое рентгеновское излучение η Киля». Астрономия и астрофизика . 477 (3): Л29. arXiv : 0712.1491 . Бибкод : 2008A&A...477L..29L . дои : 10.1051/0004-6361:20078981 . S2CID   35225132 .
  74. ^ Перейти обратно: а б Питтард, Дж. М.; Коркоран, МФ (2002). «По горячим следам скрытого спутника η Киля: рентгеновское определение параметров ветра». Астрономия и астрофизика . 383 (2): 636. arXiv : astro-ph/0201105 . Бибкод : 2002A&A...383..636P . дои : 10.1051/0004-6361:20020025 . S2CID   119342823 .
  75. ^ Вайс, К.; Душл, В.Дж.; Боманс, диджей (2001). «Высокоскоростные структуры и рентгеновское излучение туманности LBV вокруг η Киля». Астрономия и астрофизика . 367 (2): 566. arXiv : astro-ph/0012426 . Бибкод : 2001A&A...367..566W . дои : 10.1051/0004-6361:20000460 . S2CID   16812330 .
  76. ^ Хамагучи, К.; Коркоран, МФ; Галл, Т.; Ишибаси, К.; Питтард, Дж. М.; Хиллиер, диджей; Даминели, А.; Дэвидсон, К.; Нильсен, Кентукки; Кобер, Г.В. (2007). «Рентгеновское спектральное изменение η Киля в пределах рентгеновского минимума 2003 года». Астрофизический журнал . 663 (1): 522–542. arXiv : astro-ph/0702409 . Бибкод : 2007ApJ...663..522H . дои : 10.1086/518101 . S2CID   119341465 .
  77. ^ Абдо, А.А.; Акерманн, М.; Аджелло, М.; Аллафорт, А.; Бальдини, Л.; Балет, Дж.; Барбиеллини, Дж.; Бастиери, Д.; Бечтол, К.; Беллаццини, Р.; Беренджи, Б.; Блэндфорд, Р.Д.; Молодец, Е.; Боргланд, AW; Бувье, А.; Брандт, Ти Джей; Брегеон, Дж.; Брез, А.; Бригида, М.; Брюэль, П.; Бюлер, Р.; Бернетт, TH; Калиандро, Джорджия; Кэмерон, РА; Каравео, Пенсильвания; Кэрриган, С.; Касанджян, Дж. М.; Чекки, К.; Челик, О.; и др. (2010). «Наблюдение с помощью телескопа большой площади Ферми источника гамма-излучения в положении Эта Киля». Астрофизический журнал . 723 (1): 649–657. arXiv : 1008.3235 . Бибкод : 2010ApJ...723..649A . дои : 10.1088/0004-637X/723/1/649 . S2CID   51412901 .
  78. ^ Авраам, З.; Фальчета-Гонсалвес, Д.; Доминичи, ТП; Найман, Л.-О.; Дюрушу, П.; Маколифф, Ф.; Капрони, А.; Джатенко-Перейра, В. (2005). «Миллиметровое излучение во время фазы низкого возбуждения η Киля в 2003 году». Астрономия и астрофизика . 437 (3): 977. arXiv : astro-ph/0504180 . Бибкод : 2005A&A...437..977A . дои : 10.1051/0004-6361:20041604 . S2CID   8057181 .
  79. ^ Перейти обратно: а б Каши, Амит; Сокер, Ноам (2007). «Моделирование радиокривой блеска η Киля» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 378 (4): 1609–18. arXiv : astro-ph/0702389 . Бибкод : 2007MNRAS.378.1609K . дои : 10.1111/j.1365-2966.2007.11908.x . S2CID   119334960 .
  80. ^ Уайт, С.М.; Дункан, РА; Чепмен, Дж. М.; Корибальски, Б. (2005). Радиоцикл Эта Киля . Судьба самых массивных звезд . Том. 332. с. 126. Бибкод : 2005ASPC..332..126W .
  81. ^ Перейти обратно: а б с Смит, Натан (2006). «Перепись туманности Киля - I. Совокупный приток энергии от массивных звезд» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 367 (2): 763–772. arXiv : astro-ph/0601060 . Бибкод : 2006MNRAS.367..763S . дои : 10.1111/j.1365-2966.2006.10007.x . S2CID   14060690 .
  82. ^ Смит, Н.; Брукс, К.Дж. (2008). «Туманность Киля: лаборатория обратной связи и запуска звездообразования». Справочник по областям звездообразования : 138. arXiv : 0809.5081 . Бибкод : 2008hsf2.book..138S .
  83. ^ Волк, Скотт Дж.; Броос, Патрик С.; Гетман Константин Владимирович; Фейгельсон, Эрик Д.; Прейбиш, Томас; Таунсли, Лейза К.; Ван, Цзюньфэн; Стассун, Кейван Г.; Кинг, Роберт Р.; МакКогрин, Марк Дж.; Моффат, Энтони Ф.Дж.; Циннекер, Ганс (2011). «Комплексный проект Чандра Карина, вид на Трамплер 16». Приложение к астрофизическому журналу . 194 (1): 15. arXiv : 1103.1126 . Бибкод : 2011ApJS..194...12W . дои : 10.1088/0067-0049/194/1/12 . S2CID   13951142 . 12.
  84. ^ Тернер, Д.Г.; Грив, GR; Хербст, В.; Харрис, МЫ (1980). «Молодое рассеянное скопление NGC 3293 и его связь с CAR OB1 и комплексом туманности Киля» . Астрономический журнал . 85 : 1193. Бибкод : 1980AJ.....85.1193T . дои : 10.1086/112783 .
  85. ^ Эйткен, Дания; Джонс, Б. (1975). «Инфракрасный спектр и строение Эта Киля» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 172 : 141–147. Бибкод : 1975MNRAS.172..141A . дои : 10.1093/mnras/172.1.141 .
  86. ^ Авраам, Зулем; Фальчета-Гонсалвес, Диего; Беаклини, Питер П.Б. (2014). «Детский гомункул Η Carinae, обнаруженный ALMA» Астрофизический журнал . 791 (2): 95. arXiv : 1406.6297 . Бибкод : 2014ApJ...791... 95A дои : 10.1088/0004-637X/791/2/95 . S2CID   62893264 .
  87. ^ Вайгельт, Г.; Эберсбергер, Дж. (1986). «Эта Киля, разрешенная методом спекл-интерферометрии». Астрономия и астрофизика . 163 : Л5. Бибкод : 1986A&A...163L...5W . ISSN   0004-6361 .
  88. ^ Гомес, Х.Л.; Влахакис, К.; Растяжка, СМ; Данн, Л.; Илс, ЮАР; Билен, А.; Гомес, Эль; Эдмундс, МГ (2010). «Субмиллиметровая изменчивость Эта Киля: холодная пыль внутри внешнего выброса» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 401 (1): L48–L52. arXiv : 0911.0176 . Бибкод : 2010MNRAS.401L..48G . дои : 10.1111/j.1745-3933.2009.00784.x . S2CID   119295262 .
  89. ^ Смит, Натан (2006). «Строение гомункула. ​​I. Зависимость формы и широты от H 2 карт скоростей и [Fe II] η Килей». Астрофизический журнал . 644 (2): 1151–1163. arXiv : astro-ph/0602464 . Бибкод : 2006ApJ...644.1151S . дои : 10.1086/503766 . S2CID   12453761 .
  90. ^ Смит, Натан; Дэвидсон, Крис; Галл, Теодор Р.; Исибаши, Кадзунори; Хиллер, Д. Джон (2003). «Эффекты, зависящие от широты, в звездном ветре η Киля». Астрофизический журнал . 586 (1): 432–450. arXiv : astro-ph/0301394 . Бибкод : 2003ApJ...586..432S . дои : 10.1086/367641 . S2CID   15762674 .
  91. ^ Перейти обратно: а б Гро, Дж. Х.; Мадура, Техас; Овоцкий, СП; Хиллиер, диджей; Вайгельт, Г. (2010). «Является ли Эта Киля быстрым ротатором и насколько спутник влияет на структуру внутреннего ветра?». Письма астрофизического журнала . 716 (2): L223. arXiv : 1006.4816 . Бибкод : 2010ApJ...716L.223G . дои : 10.1088/2041-8205/716/2/L223 . S2CID   119188874 .
  92. ^ Перейти обратно: а б Уолборн, Нолан Р. (2012). «Компания Эта Киля держит: звездное и межзвездное содержимое туманности Киля». Эта Киля и самозванцы сверхновых . Библиотека астрофизики и космических наук. Том. 384. стр. 25–27. Бибкод : 2012ASSL..384...25W . дои : 10.1007/978-1-4614-2275-4_2 . ISBN  978-1-4614-2274-7 .
  93. ^ Дэвидсон, Крис; Хельмель, Грета; Хамфрис, Роберта М. (2018). «Гея, Трамплер 16 и Эта Киля» . Исследовательские заметки Американского астрономического общества . 2 (3): 133. arXiv : 1808.02073 . Бибкод : 2018RNAAS...2..133D . дои : 10.3847/2515-5172/aad63c . S2CID   119030757 .
  94. ^ PS; Баккер, Р.; Анталова, А. (1980). «Исследования туманности Киля. IV - Новое определение расстояний до рассеянных скоплений TR 14, TR 15, TR 16 и CR 228 на основе фотометрии Вальравена». Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 41 : 93. Бибкод : 1980A&AS...41...93T .
  95. ^ Уолборн, Северная Каролина (1995). «Звездное содержание туманности Киля (приглашенный доклад)». Мексиканский журнал астрономии и астрофизики, серия конференций . 2 : 51. Бибкод : 1995RMxAC...2...51W .
  96. ^ Ур, Хёно; Сун, Хванкён; Бесселл, Майкл С. (2012). «Расстояние и начальная функция масс молодых рассеянных скоплений в туманности η Киля: Tr 14 и Tr 16». Астрономический журнал . 143 (2): 41. arXiv : 1201.0623 . Бибкод : 2012AJ....143...41H . дои : 10.1088/0004-6256/143/2/41 . S2CID   119269671 .
  97. ^ Перейти обратно: а б Айпинг, RC; Зоннеборн, Г.; Галл, ТР; Иварссон, С.; Нильсен, К. (2005). «Поиск изменений лучевой скорости в эта Килях». Заседание Американского астрономического общества 207 . 207 : 1445. Бибкод : 2005AAS...20717506I .
  98. ^ Перейти обратно: а б с Менер, Андреа; Дэвидсон, Крис; Хамфрис, Роберта М.; Исибаши, Кадзунори; Мартин, Джон К.; Руис, Мария Тереза; Уолтер, Фредерик М. (2012). «Вековые изменения в ветре Эта Киля 1998–2011 гг.». Астрофизический журнал . 751 (1): 73. arXiv : 1112.4338 . Бибкод : 2012ApJ...751...73M . дои : 10.1088/0004-637X/751/1/73 . S2CID   119271857 .
  99. ^ Менер, А.; Дэвидсон, К.; Хамфрис, Р.М.; Уолтер, FM; Бааде, Д.; де Вит, WJ; и др. (2015). «Спектроскопическое событие Эта Киля 2014.6: ключ к долгосрочному восстановлению после Великого извержения». Астрономия и астрофизика . 578 : А122. arXiv : 1504.04940 . Бибкод : 2015A&A...578A.122M . дои : 10.1051/0004-6361/201425522 . S2CID   53131136 .
  100. ^ Клементел, Н.; Мадура, Техас; Круип, CJH; Паардекупер, Ж.-П.; Чайка, ТР (2015). «Трехмерное моделирование переноса излучения внутренних сталкивающихся ветров Эта Киля - I. Ионизационная структура гелия на апастроне» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 447 (3): 2445. arXiv : 1412.7569 . Бибкод : 2015MNRAS.447.2445C . дои : 10.1093/mnras/stu2614 . S2CID   118405692 .
  101. ^ Смит, Натан; Томблсон, Райан (2015). «Светящиеся синие переменные антисоциальны: их изоляция подразумевает, что они являются лидерами по набору массы в бинарной эволюции» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 447 (1): 598–617. arXiv : 1406.7431 . Бибкод : 2015MNRAS.447..598S . дои : 10.1093/mnras/stu2430 . S2CID   119284620 .
  102. ^ Смит, Натан (2008). «Взрывная волна от извержения η Киля в 1843 году». Природа . 455 (7210): 201–203. arXiv : 0809.1678 . Бибкод : 2008Natur.455..201S . дои : 10.1038/nature07269 . ПМИД   18784719 . S2CID   4312220 .
  103. ^ Перейти обратно: а б Каши, А.; Сокер, Н. (2009). «Возможные последствия массовой аккреции в Эта Киля». Новая астрономия . 14 (1): 11–24. arXiv : 0802.0167 . Бибкод : 2009НовыйА...14...11К . дои : 10.1016/j.newast.2008.04.003 . S2CID   11665477 .
  104. ^ Сокер, Ноам (2004). «Почему модель одиночной звезды не может объяснить биполярную туманность η Киля». Астрофизический журнал . 612 (2): 1060–1064. arXiv : astro-ph/0403674 . Бибкод : 2004ApJ...612.1060S . дои : 10.1086/422599 . S2CID   5965082 .
  105. ^ Стокдейл, Кристофер Дж.; Рупен, Майкл П.; Коуэн, Джон Дж.; Чу, Ю-Хуа; Джонс, Стивен С. (2001). «Затухающее радиоизлучение сверхновой SN 1961v: свидетельство пекулярной сверхновой типа II?». Астрономический журнал . 122 (1): 283. arXiv : astro-ph/0104235 . Бибкод : 2001AJ....122..283S . дои : 10.1086/321136 . S2CID   16159958 .
  106. ^ Пасторелло, А.; Смартт, С.Дж.; Маттила, С.; Элдридж, Джей-Джей; Янг, Д.; Итагаки, К.; Ямаока, Х.; Навасардян О.; Валенти, С.; Патат, Ф.; Аньолетто, И.; Огюстейн, Т.; Бенетти, С.; Каппелларо, Э.; Болес, Т.; Бонне-Бидо, Ж.-М.; Боттичелла, штат Монтана; Буфано, Ф.; Цао, К.; Дэн, Дж.; Деннефельд, М.; Элиас-Роза, Н.; Арутюнян А.; Кинан, Ф.П.; Иидзима, Т.; Лоренци, В.; Маццали, Пенсильвания; Мэн, X.; Накано, С.; и др. (2007). «Гигантская вспышка за два года до коллапса ядра массивной звезды». Природа . 447 (7146): 829–832. arXiv : astro-ph/0703663 . Бибкод : 2007Natur.447..829P . дои : 10.1038/nature05825 . PMID   17568740 . S2CID   4409319 .
  107. ^ Смит, Натан; Ли, Вэйдун; Сильверман, Джеффри М.; Ганешалингам, Мохан; Филиппенко, Алексей В. (2011). «Светящиеся синие переменные извержения и связанные с ними переходные процессы: разнообразие предшественников и свойств вспышек» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 415 (1): 773–810. arXiv : 1010.3718 . Бибкод : 2011MNRAS.415..773S . дои : 10.1111/j.1365-2966.2011.18763.x . S2CID   85440811 .
  108. ^ Дэвидсон, К. (1971). «О природе Эта Киля» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 154 (4): 415–427. Бибкод : 1971MNRAS.154..415D . дои : 10.1093/mnras/154.4.415 .
  109. ^ Мадура, Техас; Галл, ТР; Оказаки, АТ; Рассел, CMP; Овоцкий, СП; Гро, Дж. Х.; Коркоран, МФ; Хамагучи, К.; Теодоро, М. (2013). «Ограничения на уменьшение потери массы η Киля на основе трехмерного гидродинамического моделирования его двойных сталкивающихся ветров» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 436 (4): 3820. arXiv : 1310.0487 . Бибкод : 2013MNRAS.436.3820M . дои : 10.1093/mnras/stt1871 . S2CID   118407295 .
  110. ^ ван Букель, Р.; Кервелла, П.; Шёллер, М.; Хербст, Т.; Бранднер, В.; де Котер, А.; Уотерс, LBFM; Хиллиер, диджей; Пареске, Ф.; Ленцен, Р.; Лагранж, А.-М. (2003). «Прямое измерение размера и формы современного звездного ветра η Киля». Астрономия и астрофизика . 410 (3): Л37. arXiv : astro-ph/0310399 . Бибкод : 2003A&A...410L..37V . дои : 10.1051/0004-6361:20031500 . S2CID   18163131 .
  111. ^ Мартин, Джон К.; Дэвидсон, Крис; Хамфрис, Роберта М.; Менер, Андреа (2010). «Изменения в середине цикла Эта Киля» Астрономический журнал . 139 (5): 2056.arXiv : 0908.1627 . Бибкод : 2010AJ....139.2056M . дои : 10.1088/0004-6256/139/5/2056 . S2CID   118880932 .
  112. ^ Коркоран, Майкл Ф.; Исибаши, Кадзунори; Дэвидсон, Крис; Суонк, Джин Х.; Петре, Роберт; Шмитт, Юрген ХММ (1997). «Увеличение рентгеновского излучения и периодические вспышки массивной звезды Эта Киля». Природа . 390 (6660): 587. Бибкод : 1997Natur.390..587C . дои : 10.1038/37558 . S2CID   4431077 .
  113. ^ Хлебовский, Т.; Сьюард, Флорида; Суонк, Дж.; Шимковяк, А. (1984). «Рентгеновские лучи Эта Киля». Астрофизический журнал . 281 : 665. Бибкод : 1984ApJ...281..665C . дои : 10.1086/162143 .
  114. ^ Перейти обратно: а б Смит, Натан (2011). «Взрывы, вызванные сильными столкновениями двойных звезд: применение к Эта Киля и другим переходным процессам извержений» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 415 (3): 2020–2024 гг. arXiv : 1010.3770 . Бибкод : 2011МНРАС.415.2020С . дои : 10.1111/j.1365-2966.2011.18607.x . S2CID   119202050 .
  115. ^ Киминки, Меган М.; Райтер, Меган; Смит, Натан (2016). «Древние извержения η Киля: рассказ, написанный в правильных движениях» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 463 (1): 845–857. arXiv : 1609.00362 . Бибкод : 2016MNRAS.463..845K . дои : 10.1093/mnras/stw2019 . S2CID   119198766 .
  116. ^ Перейти обратно: а б с Смит, Натан; Отдыхай, Армин; Эндрюс, Дженнифер Э.; Мэтисон, Том; Бьянко, Федерика Б.; Прието, Хосе Л.; Джеймс, Дэвид Дж.; Смит, Р. Крис; Стрампелли, Джованни Мария; Зентено, А. (2018). «Исключительно быстрый выброс виден в световых отголосках Великого извержения Эта Киля» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 480 (2): 1457–1465. arXiv : 1808.00991 . Бибкод : 2018MNRAS.480.1457S . дои : 10.1093/mnras/sty1479 . S2CID   119343623 .
  117. ^ Портегиес Цварт, Сан-Франциско; Ван Ден Хеувел, EPJ (2016). «Было ли гигантское извержение Эта Киля в девятнадцатом веке событием слияния в тройную систему?» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 456 (4): 3401–3412. arXiv : 1511.06889 . Бибкод : 2016MNRAS.456.3401P . дои : 10.1093/mnras/stv2787 . S2CID   53380205 .
  118. ^ Хан, Рубаб; Кочанек, CS; Станек, Казахстан; Герке, Джилл (2015). «Обнаружение аналогов η автомобилей в близлежащих галактиках с помощью Спитцера. II. Идентификация нового класса внегалактических самозатмевающихся звезд». Астрофизический журнал . 799 (2): 187. arXiv : 1407.7530 . Бибкод : 2015ApJ...799..187K . дои : 10.1088/0004-637X/799/2/187 . S2CID   118438526 .
  119. ^ Юсоф, Норхаслиза; Хирши, Рафаэль; Мейне, Жорж; Кроутер, Пол А.; Экстрем, Сильвия; Фришкнехт, Урс; Георгий, Кирилл; Абу Кассим, Хасан; Шнурр, Оливье (2013). «Эволюция и судьба очень массивных звезд» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 433 (2): 1114. arXiv : 1305.2099 . Бибкод : 2013MNRAS.433.1114Y . дои : 10.1093/mnras/stt794 . S2CID   26170005 .
  120. ^ Гро, Хосе Х.; Мейне, Жорж; Экстрем, Сильвия; Георгий, Кирилл (2014). «Эволюция массивных звезд и их спектры. I. Невращающаяся звезда с массой 60 M ☉ от главной последовательности нулевого возраста до стадии перед сверхновой». Астрономия и астрофизика . 564 : А30. arXiv : 1401.7322 . Бибкод : 2014A&A...564A..30G . дои : 10.1051/0004-6361/201322573 . S2CID   118870118 .
  121. ^ Перейти обратно: а б с Гро, Хосе Х.; Мейне, Жорж; Георгий, Кирилл; Экстрем, Сильвия (2013). «Фундаментальные свойства сверхновых с коллапсом ядра и прародителей GRB: предсказание внешнего вида массивных звезд перед смертью». Астрономия и астрофизика . 558 : А131. arXiv : 1308.4681 . Бибкод : 2013A&A...558A.131G . дои : 10.1051/0004-6361/201321906 . S2CID   84177572 .
  122. ^ Мейне, Жорж; Георгий, Кирилл; Хирши, Рафаэль; Медер, Андре; Мэсси, Фил; Пшибилла, Норберт; Ньева, М.-Фернанда (2011). «Красные сверхгиганты, светящиеся синие переменные и звезды Вольфа – Райе: перспектива одной массивной звезды». Королевское общество наук Льежа . 80 : 266. arXiv : 1101.5873 . Бибкод : 2011BSRSL..80..266M .
  123. ^ Экстрем, С.; Георгий, К.; Эггенбергер, П.; Мейне, Г.; Моулави, Н.; Виттенбах, А.; Гранада, А.; Декрессин, Т.; Хирши, Р.; Фришкнехт, У.; Шарбоннель, К.; Медер, А. (2012). «Сетки звездных моделей с вращением. I. Модели от 0,8 до 120 M ☉ при солнечной металличности (Z = 0,014)». Астрономия и астрофизика . 537 : А146. arXiv : 1110.5049 . Бибкод : 2012A&A...537A.146E . дои : 10.1051/0004-6361/201117751 . S2CID   85458919 .
  124. ^ Смит, Натан; Конти, Питер С. (2008). «О роли фазы WNH в эволюции очень массивных звезд: обеспечение нестабильности LBV с помощью обратной связи». Астрофизический журнал . 679 (2): 1467–1477. arXiv : 0802.1742 . Бибкод : 2008ApJ...679.1467S . дои : 10.1086/586885 . S2CID   15529810 .
  125. ^ Перейти обратно: а б Сана, Х.; де Минк, SE ; де Котер, А.; Лангер, Н.; Эванс, CJ; Гилес, М.; Госсет, Э.; Иззард, Р.Г.; Ле Букен, Ж.-Б.; Шнайдер, ФРН (2012). «Двойное взаимодействие доминирует в эволюции массивных звезд». Наука . 337 (6093): 444–6. arXiv : 1207.6397 . Бибкод : 2012Sci...337..444S . дои : 10.1126/science.1223344 . ПМИД   22837522 . S2CID   53596517 .
  126. ^ Адамс, Скотт М.; Кочанек, CS; Биком, Джон Ф.; Вагинс, Марк Р.; Станек, Казахстан (2013). «Наблюдение следующей галактической сверхновой». Астрофизический журнал . 778 (2): 164. arXiv : 1306.0559 . Бибкод : 2013ApJ...778..164A . дои : 10.1088/0004-637X/778/2/164 . S2CID   119292900 .
  127. ^ Маккиннон, Даррен; Галл, ТР; Мадура, Т. (2014). «Эта Киля: астрофизическая лаборатория для изучения условий перехода между псевдосверхновой и сверхновой». Американское астрономическое общество . 223 : #405.03. Бибкод : 2014AAS...22340503M .
  128. ^ Хегер, А.; Фрайер, CL; Вусли, ЮВ; Лангер, Н.; Хартманн, Д.Х. (2003). «Как массивные одиночные звезды заканчивают свою жизнь». Астрофизический журнал . 591 (1): 288–300. arXiv : astro-ph/0212469 . Бибкод : 2003ApJ...591..288H . дои : 10.1086/375341 . S2CID   59065632 .
  129. ^ Гал-Ям, А. (2012). «Светящиеся сверхновые». Наука . 337 (6097): 927–932. arXiv : 1208.3217 . Бибкод : 2012Sci...337..927G . дои : 10.1126/science.1203601 . ПМИД   22923572 . S2CID   206533034 .
  130. ^ Смит, Натан; Овоцки, Стэнли П. (2006). «О роли извержений, вызванных континуумом, в эволюции очень массивных звезд». Астрофизический журнал . 645 (1): Л45. arXiv : astro-ph/0606174 . Бибкод : 2006ApJ...645L..45S . дои : 10.1086/506523 . S2CID   15424181 .
  131. ^ Клейс, JSW; де Минк, SE ; Полс, Орегон; Элдридж, Джей-Джей; Баес, М. (2011). «Двойные модели-прародители сверхновых типа IIb». Астрономия и астрофизика . 528 : А131. arXiv : 1102.1732 . Бибкод : 2011A&A...528A.131C . дои : 10.1051/0004-6361/201015410 . S2CID   54848289 .
  132. ^ Смит, Натан; Мауэрхан, Джон С.; Прието, Хосе Л. (2014). «SN 2009ip и SN 2010mc: сверхновые с коллапсом ядра типа II, возникающие из голубых сверхгигантов» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 438 (2): 1191. arXiv : 1308.0112 . Бибкод : 2014MNRAS.438.1191S . дои : 10.1093/mnras/stt2269 . S2CID   119208317 .
  133. ^ Рудерман, Массачусетс (1974). «Возможные последствия близлежащих взрывов сверхновых для атмосферного озона и земной жизни». Наука . 184 (4141): 1079–1081. Бибкод : 1974Sci...184.1079R . дои : 10.1126/science.184.4141.1079 . ПМИД   17736193 . S2CID   21850504 .
  134. ^ Перейти обратно: а б Томас, Брайан; Мелотт, Алабама; Филдс, Б.Д.; Энтони-Тварог, Би Джей (2008). «Сверхяркие сверхновые: никакой угрозы со стороны Эта Киля». Американское астрономическое общество . 212 : 193. Бибкод : 2008AAS...212.0405T .
  135. ^ Томас, Британская Колумбия (2009). «Гамма-всплески как угроза жизни на Земле». Международный журнал астробиологии . 8 (3): 183–186. arXiv : 0903.4710 . Бибкод : 2009IJAsB...8..183T . дои : 10.1017/S1473550409004509 . S2CID   118579150 .
  136. ^ Мартин, Осмель; Карденас, Роландо; Гимарайс, Майрен; Пеньяте, Люба; Хорват, Хорхе; Галанте, Дуглас (2010). «Последствия гамма-всплесков в биосфере Земли». Астрофизика и космическая наука . 326 (1): 61–67. arXiv : 0911.2196 . Бибкод : 2010Ap&SS.326...61M . дои : 10.1007/s10509-009-0211-7 . S2CID   15141366 .
[ редактировать ]
Викискладе есть медиафайлы по теме Эта Киля .
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Eta_Carinae&oldid=1237268616"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 52eba21c8de8ec714cae4ac2a009a745__1722199260
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/52/45/52eba21c8de8ec714cae4ac2a009a745.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Eta Carinae - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)