✖


Jump to content

и Карина

Координаты : Карта неба 10 час 45 м 03.591 с , −59° 41′ 04.26″
(Перенаправлено с Η Carinae )

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
Прямое восхождение 10 час 45 м 03.591 с [ 1 ]
Склонение −59° 41′ 04.26″ [ 1 ]
Apparent magnitude  (V) от −1,0 до ~7,6 [ 2 ]
4.8 (2011)
4.6 (2013)
4.3 (2018) [ нужна ссылка ]
Характеристики
Эволюционный этап Светящаяся синяя переменная
Спектральный тип переменная [ 3 ] (ЛБВ) + О ( WR ?) [ 4 ] [ 5 ]
Видимая величина (U) 6.37 [ 6 ]
Видимая величина (B) 6.82 [ 6 ]
Они проявляются в величине (R) 4.90 [ 6 ]
Видимая величина (Дж) 3.39 [ 6 ]
Видимая величина (H) 2.51 [ 6 ]
Видимая магнитуда (К) 0.94 [ 6 ]
U-B Индекс цвета −0.45 [ 6 ]
B-V Индекс цвета +0.61 [ 6 ]
Тип переменной ЛБВ [ 7 ] и двоичный [ 8 ]
Астрометрия
Радиальная скорость (R v ) −125.0 [ 9 ] км/с
Собственное движение (μ) ДАТА: −17,6 [ 1 ]  мас / ​
Декабрь: 1.0 [ 1 ]  мас / ​
Расстояние 7500 лий
(2,300 [ 10 ]  ПК )
Абсолютная магнитуда ( МВ ) −8.6 (2012) [ 11 ]
Орбита
Начальный Автомобиль А
Компаньон Автомобиль Б
Период (П) 2022,7 ± 1,3 дня [ 12 ]
(5,54 за )
Большая полуось (а) 15.4 [ 13 ] В
Эксцентриситет (е) 0.9 [ 14 ]
Наклон (я) 130–145 [ 13 ] °
Периастровая эпоха (Т) 2009.03 [ 15 ]
Подробности
Автомобиль А
Масса ~100 [ 10 ]  M ☉
Радиус ~240 [ 16 ] (60 [ 17 ] [ а ] –742 [ 18 ] [ б ] )  R ☉
Яркость 4 миллиона [ 18 ] (2,96 млн – 4,1 млн [ 19 ] )  L ☉
Температура 9,470 [ 18 ] –35,200 [ 20 ]  К
Возраст <3 [ 5 ]  Мир
Автомобиль Б
Масса 30–80 [ 15 ]  M ☉
Радиус 14.3–23.6 [ 15 ]  R ☉
Яркость <1 миллиона [ 4 ] [ 5 ]  L ☉
Температура 37,200 [ 4 ]  К
Возраст <3 [ 5 ]  Мир
Другие обозначения
Форамен, [ 21 ] Да, она [ 22 ] 231 G Киля, [ 23 ] HR 4210, HD 93308, CD −59°2620, IRAS 10431-5925, GC 14799, AAVSO 1041–59.
Ссылки на базы данных
СИМБАД данные

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.

Две главные звезды системы Эта Киля имеют эксцентричную орбиту с периодом 5,54 года. Главная звезда — чрезвычайно необычная звезда, похожая на светящуюся синюю переменную (LBV). Первоначально она составляла 150–250 M ☉ , из которых она уже потеряла как минимум 30 M ☉ , и ожидается, что она взорвется как сверхновая в астрономически ближайшем будущем . Это единственная известная звезда, производящая ультрафиолетовое лазерное излучение. Вторичная звезда горячая и очень яркая, вероятно, спектрального класса O , примерно в 30–80 раз массивнее Солнца. Система сильно скрыта туманностью Гомункул , которая состоит из материала, выброшенного из первичной звезды во время Великого извержения. Это член Трамплер 16 рассеянного скопления в гораздо большей туманности Киля .

не связан со звездой и туманностью, Эта Кариниды Хотя слабый метеорный поток его радиант очень близок к Эта Киля.

История наблюдений

[ редактировать ]

Эта Киля была впервые зарегистрирована как звезда четвертой величины в 16 или 17 веке. В середине 19 века она стала второй по яркости звездой на небе, а затем исчезла из-под видимости невооруженным глазом. Во второй половине 20-го века она медленно стала ярче и снова стала видимой невооруженным глазом, а к 2014 году снова стала звездой четвертой величины.

Открытие и присвоение имени

[ редактировать ]

Надежных свидетельств того, что Эта Киля наблюдалась или регистрировалась до 17 века, нет, хотя голландский мореплаватель Питер Кейзер описал звезду четвертой величины примерно в правильном положении около 1595–1596 годов, которая была скопирована на небесные глобусы Петра Планциуса и Йодокуса. Хондиус и Уранометрия 1603 Иоганна Байера года . Независимый звездный каталог Фредерика де Хаутмана 1603 года не включает Эта Киля среди других звезд 4-й величины в этом регионе. Самая ранняя твердая запись была сделана Эдмоном Галлеем в 1677 году, когда он записал звезду просто как Sequens (то есть «следующую» относительно другой звезды) в новом созвездии Робур Каролинум . Его «Каталог Stellarum Australium» был опубликован в 1679 году. [ 24 ] Звезда также была известна под обозначениями Байера Eta Roboris Caroli, Eta Argus или Eta Navis. [ 2 ] В 1751 году Николя-Луи де Лакайль дал звездам Арго Навис и Робур Каролинум единый набор обозначений Байера греческими буквами в своем созвездии Арго и обозначил три области внутри Арго для целей трехкратного использования обозначений латинскими буквами. Эта упала в килевую часть корабля, который позже стал созвездием Киля . [ 25 ] Оно не было широко известно как Эта Киля до 1879 года, когда звезды Арго Навис наконец получили эпитеты дочерних созвездий в Аргентины Гулда Уранометрии . [ 26 ]

Эта Киля находится слишком далеко на юге, чтобы быть частью основанной на особняках традиционной китайской астрономии, , но она была нанесена на карту, когда южные астеризмы в начале 17 века были созданы . Вместе с s Килями , λ Центавра и λ Муски , Эта Киля образует астеризм 海山 ( Море и Гора ). [ 27 ] Эта Киля имеет имена Цин Ше (от китайского 天社 [мандаринский язык: tiānshè ] «Небесный алтарь») и Форамен. Она также известна как 海山二 ( Hui Shān èr , англ. Вторая Звезда Моря и Горы ). [ 28 ]

Галлей дал приблизительную видимую звездную величину 4 на момент открытия, которая была рассчитана как 3,3 по современной шкале. Несколько возможных более ранних наблюдений позволяют предположить, что Эта Киля не была значительно ярче этой на протяжении большей части 17 века. [ 2 ] Дальнейшие спорадические наблюдения в течение следующих 70 лет показывают, что Эта Киля, вероятно, имела около 3-й звездной величины или слабее, пока Лакайль надежно не зафиксировал ее 2-ю звездную величину в 1751 году. [ 2 ] Неясно, значительно ли изменилась яркость Эта Киля в течение следующих 50 лет; время от времени происходят наблюдения, такие как наблюдения Уильяма Берчелла 4-й звездной величины в 1815 году, но неясно, являются ли это просто перезаписями более ранних наблюдений. [ 2 ]

Великое извержение

[ редактировать ]
Историческая визуальная кривая блеска Эта Киля с 1686 по 2015 год.
Кривая блеска Эта Киля от некоторых из самых ранних наблюдений до наших дней

В 1827 году Берчелл специально отметил необычную яркость Эта Киля на уровне 1-й звездной величины и первым заподозрил, что ее яркость варьируется. [ 2 ] Джон Гершель , находившийся в то время в Южной Африке, в 1830-х годах провел подробную серию точных измерений, показав, что Эта Киля постоянно сияла с звездной величиной около 1,4 до ноября 1837 года. Вечером 16 декабря 1837 года Гершель был удивлен, увидев, что это стал ярче, чтобы слегка затмить Ригеля . [ 29 ] Это событие ознаменовало начало примерно 18-летнего периода, известного как Великое извержение. [ 2 ]

2 января 1838 года Эта Киля была еще ярче, что соответствовало Альфе Центавра , а затем немного потускнело в течение следующих трех месяцев. После этого Гершель не наблюдал звезду, но получил письмо от преподобного У.С. Маккея из Калькутты, который писал в 1843 году: «К моему большому удивлению, в марте прошлого года (1843 года) я заметил, что звезда Эта Аргус стала звездой первой величины полностью такой же яркий, как Канопус , а по цвету и размеру очень похожий на Арктур ». Наблюдения на мысе Доброй Надежды показали, что он достиг пика яркости, превзойдя Канопус, с 11 по 14 марта 1843 года, затем начал тускнеть, затем увеличился до уровня между яркостью Альфы Центавра и Канопуса между 24 и 28 марта, прежде чем снова исчезнуть. [ 29 ] На протяжении большей части 1844 года яркость была на полпути между Альфой Центавра и Бетой Центавра , около +0,2 звездной величины, а затем снова поярче в конце года. В самый яркий момент в 1843 году он, вероятно, достиг видимой величины -0,8, а затем -1,0 в 1845 году. [ 11 ] Пики в 1827, 1838 и 1843 годах, вероятно, произошли в периастре — точке, где две звезды находятся ближе всего друг к другу, — двойной орбиты. [ 8 ] С 1845 по 1856 год яркость уменьшалась примерно на 0,1 звездной величины в год, но с возможными быстрыми и большими колебаниями. [ 11 ]

В своих устных традициях клан Буронг Вергайя народа озера Тиррелл , на северо-западе Виктории, Австралия, рассказывал о красноватой звезде, которую они знали как Коллогуллурская война / ˈ k ɒ l ə ɡ ʌ l ə r ɪ k ˈ w ɑːr / «Старуха Ворона», жена Военного «Ворона» ( Канопус ). [ 30 ] В 2010 году астрономы Дуэйн Хамахер и Дэвид Фрю из Университета Маккуори в Сиднее показали, что это была Эта Киля во время Великого извержения в 1840-х годах. [ 31 ] С 1857 года яркость быстро уменьшалась, пока к 1886 году она не стала ниже видимости невооруженным глазом . Было рассчитано, что это происходит из-за конденсации пыли в выброшенном материале, окружающем звезду, а не из-за внутреннего изменения светимости. [ 32 ]

Малое извержение

[ редактировать ]

Новое прояснение началось в 1887 году, достигло максимума примерно в 6,2 звездной величины в 1892 году, а затем в конце марта 1895 года быстро исчезло до примерно 7,5 звездной величины. [ 2 ] Хотя существуют только визуальные записи извержения 1890 года, было подсчитано, что Эта Киля пострадала от визуального угасания в 4,3 балла из-за газа и пыли, выброшенных во время Великого извержения. Незатененная яркость должна была составлять 1,5–1,9 звездной величины, что значительно ярче исторической величины. Несмотря на это, он был похож на первый, даже почти совпадал по яркости, но не по количеству выбрасываемого материала. [ 33 ] [ 34 ] [ 35 ]

Двадцатый век

[ редактировать ]

Между 1900 и, по крайней мере, 1940 годом Эта Киля, по-видимому, имела постоянную яркость около 7,6 звездной величины. [ 2 ] но в 1953 году было отмечено, что его яркость снова увеличилась до звездной величины 6,5. [ 36 ] Поярчание продолжалось стабильно, но с довольно регулярными изменениями в несколько десятых звездной величины. [ 8 ]

Кривая блеска Эта Киля с 1972 по 2019 год.

В 1996 году впервые было выявлено, что вариации имеют период 5,52 года. [ 8 ] позже было измерено более точно - 5,54 года, что привело к идее двойной системы. Теория двойной системы была подтверждена наблюдениями радио-, оптической и ближней инфракрасной лучевой скорости и изменений профиля линий, называемых все вместе спектроскопическим событием , в предсказанное время прохождения периастра в конце 1997 и начале 1998 года. [ 37 ] В то же время произошел полный коллапс рентгеновского излучения, предположительно возникшего в зоне встречного ветра . [ 38 ] Подтверждение существования светящегося бинарного спутника значительно изменило понимание физических свойств системы Эта Киля и ее изменчивости. [ 5 ]

В 1998–1999 годах наблюдалось внезапное удвоение яркости, в результате чего она снова стала видимой невооруженным глазом. Во время спектроскопического события 2014 года видимая визуальная величина стала ярче, чем 4,5. [ 39 ] Яркость не всегда изменяется последовательно на разных длинах волн и не всегда точно соответствует 5,5-летнему циклу. [ 40 ] [ 41 ] Радио-, инфракрасные и космические наблюдения расширили охват Эта Киля на всех длинах волн и выявили постоянные изменения в спектральном распределении энергии . [ 42 ]

В июле 2018 года сообщалось, что Эта Киля испытала самый сильный столкновительный ветровой удар в окрестностях Солнца. Наблюдения со спутника NuSTAR дали данные гораздо более высокого разрешения, чем более ранний космический гамма-телескоп Ферми . Используя наблюдения с прямой фокусировкой нетеплового источника в чрезвычайно жестком рентгеновском диапазоне, пространственно совпадающем со звездой, они показали, что источник нетеплового рентгеновского излучения меняется в зависимости от орбитальной фазы двойной звездной системы и что фотонный индекс излучения аналогичен индексу, полученному при анализе спектра γ-лучей (гамма). [ 43 ] [ 44 ]

Видимость

[ редактировать ]
Карта созвездия Киля на белом фоне. Эта Киля обведена красным с левой стороны.
Эта Киля и Туманность Киля в созвездии Киля.
Положение Эта Киля по сравнению с PP Килями
Положение Eta Carinae (вверху слева) по сравнению с PP Carinae (внизу справа)

Как звезда четвертой величины, Эта Киля хорошо видна невооруженным глазом на всех участках неба, кроме самых засветленных, в городских районах согласно шкале Бортла . [ 45 ] Ее яркость варьировалась в широком диапазоне: от второй по яркости звезды на небе в течение нескольких дней в 19 веке до значительно меньшей, чем видимость невооруженным глазом. Его расположение примерно на 60°ю.ш. в крайнем южном небесном полушарии означает, что наблюдатели в Европе и большей части Северной Америки не могут его увидеть.

Расположен между Канопусом и Южным Крестом. [ 46 ] Эта Киля легко определить как самую яркую звезду в большой туманности Киля, наблюдаемой невооруженным глазом. В телескоп «звезда» обрамлена темной V-образной пылевой полосой туманности и выглядит отчетливо оранжевой и явно незвездной. [ 47 ] При сильном увеличении можно увидеть две оранжевые доли окружающей отражательной туманности, известной как Туманность Гомункул, по обе стороны от яркого центрального ядра. Наблюдатели переменных звезд могут сравнить ее яркость с яркостью нескольких звезд 4-й и 5-й величины, близко окружающих туманность.

Обнаруженный в 1961 году слабый Эта Кариниды метеорный поток имеет радиант , очень близкий к Эта Киля. Происходит с 14 по 28 января, пик дождя приходится на 21 января. Метеоритные дожди не связаны с телами за пределами Солнечной системы, поэтому близость к Эта Киля является просто совпадением. [ 48 ]

Визуальный спектр

[ редактировать ]
Фотография Эта Киля, сделанная Хабблом, монтаж спектра на фоне реального изображения туманности Гомункул.
Составная часть Эта Киля, полученная космическим телескопом Хаббла, демонстрирует необычный спектр излучения (спектр изображения в ближнем ИК-диапазоне, полученный ПЗС- спектрографом изображений космического телескопа Хаббла )

Сила в и профиль линий сильно различаются, но Эта Киля спектре имеется ряд устойчивых отличительных особенностей. В спектре преобладают эмиссионные линии , обычно широкие, хотя линии более высокого возбуждения перекрываются узким центральным компонентом из плотной ионизированной туманности, особенно из пятен Вейгельта . Большинство линий имеют профиль P Лебедя , но с абсорбционным крылом, намного более слабым, чем эмиссионное. Широкие линии P Лебедя типичны для сильных звездных ветров с очень слабым поглощением в этом случае, поскольку центральная звезда очень сильно затемнена. Крылья рассеяния электронов присутствуют, но относительно слабые, что указывает на комковатый ветер. Линии водорода присутствуют и сильны, что показывает, что Эта Киля все еще сохраняет большую часть своей водородной оболочки.

Он я [ с ] линии значительно слабее линий водорода, а отсутствие He II линии обеспечивают верхний предел возможной температуры главной звезды. Н II линии можно идентифицировать, но они не являются сильными, в то время как линии углерода не могут быть обнаружены, а линии кислорода в лучшем случае очень слабы, что указывает на горение водорода в ядре в рамках цикла CNO с некоторым перемешиванием с поверхностью. Пожалуй, самая яркая особенность — богатое Fe. II излучение как в разрешенных, так и в запрещенных линиях , причем запрещенные линии возникают в результате возбуждения туманностей низкой плотности вокруг звезды. [ 17 ] [ 49 ]

Самый ранний анализ спектра звезды представляет собой описание визуальных наблюдений 1869 года ярких эмиссионных линий «C, D, b, F и основной зеленой линии азота». Линии поглощения явно описываются как невидимые. [ 50 ] Буквы относятся к спектральным обозначениям Фраунгофера и соответствуют H α , He я , [ д ] Фе II , и H β . Предполагается, что последняя строка от Fe II очень близко к зеленой линии небулия, которая, как теперь известно, идет от O III . [ 51 ]

Фотографические спектры 1893 года были описаны как аналогичные звезде F5, но с несколькими слабыми эмиссионными линиями. Анализ современных спектральных стандартов предполагает ранний спектральный класс F. К 1895 году спектр снова состоял в основном из сильных эмиссионных линий, при этом линии поглощения присутствовали, но в значительной степени были скрыты излучением. Этот спектральный переход от F- сверхгиганта к сильному излучению характерен для новых , где выброшенное вещество сначала излучает как псевдофотосфера , а затем спектр излучения развивается по мере его расширения и утончения. [ 51 ]

Спектр эмиссионных линий, связанный с плотными звездными ветрами, сохраняется с конца 19 века. Отдельные линии имеют сильно различающуюся ширину, профили и доплеровские сдвиги , часто несколько компонентов скорости в пределах одной линии. Спектральные линии также демонстрируют изменения во времени, наиболее сильно в течение 5,5-летнего периода, но также менее резкие изменения в течение более коротких и более длительных периодов, а также продолжающееся вековое развитие всего спектра. [ 52 ] [ 53 ] Спектр света, отраженного от капель Вейгельта и предположительно исходящего в основном от главной звезды, подобен типа P Лебедя крайней звезде HDE 316285 , которая имеет спектральный класс B0Ieq. [ 16 ]

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

Прямые спектральные наблюдения начались только после Великого извержения, но световые эхо извержения, отраженные от других частей туманности Киля, были обнаружены с помощью Национальной оптической астрономической обсерватории США 4-метрового телескопа Бланко в Межамериканской обсерватории Серро Тололо. . Анализ отраженных спектров показал, что свет был испущен, когда Эта Киля имела вид температурой 5000 К сверхгиганта от G2 до G5 с , что примерно на 2000 К холоднее, чем ожидалось от других событий- самозванцев сверхновых . [ 54 ] Дальнейшие наблюдения светового эха показывают, что после пиковой яркости Великого извержения в спектре появились заметные профили P Лебедя и молекулярные полосы CN , хотя это, вероятно, связано с выбрасываемым материалом, который мог сталкиваться с околозвездным материалом аналогично типу IВ сверхновой . [ 55 ]

Во второй половине 20-го века стали доступны визуальные спектры гораздо более высокого разрешения. Спектр продолжал демонстрировать сложные и сбивающие с толку особенности: большая часть энергии центральной звезды перерабатывалась в инфракрасное излучение окружающей пылью, некоторое отражение света звезды от плотных локализованных объектов в околозвездном материале, но с очевидной высокой ионизацией. признаки, указывающие на очень высокие температуры. Профили линий сложные и переменные, что указывает на ряд особенностей поглощения и излучения на разных скоростях относительно центральной звезды. [ 56 ] [ 57 ]

5,5-летний орбитальный цикл вызывает сильные спектральные изменения в периастре, известные как спектроскопические события. Определенные длины волн излучения подвергаются затмениям либо из-за фактического закрытия одной из звезд, либо из-за прохождения внутри непрозрачных частей сложных звездных ветров. Несмотря на то, что эти события приписываются орбитальному вращению, эти события значительно различаются от цикла к циклу. Эти изменения усилились с 2003 года, и обычно считается, что долговременные вековые изменения в звездных ветрах или ранее выброшенном материале могут стать кульминацией возвращения звезды к состоянию до ее Великого извержения. [ 41 ] [ 42 ] [ 58 ]

Ультрафиолетовый

[ редактировать ]
Ультрафиолетовое изображение туманности Гомункул, полученное ЕКА/ Хабблом.

Ультрафиолетовый II спектр системы Эта Киля показывает множество линий излучения ионизированных металлов, таких как Fe и Cr II , а также Лаймана α (Ly α ) и континуума от горячего центрального источника. Уровни ионизации и континуум требуют существования источника с температурой не менее 37 000 К. [ 59 ]

Некоторые УФ-линии Fe II необычайно сильны. Они происходят из-за капель Вейгельта и вызваны с низким коэффициентом усиления эффектом генерации . Ионизированный водород между каплей и центральной звездой генерирует интенсивное излучение Ly α , которое проникает в каплю. Капля содержит атомарный водород с небольшой примесью других элементов, в том числе железа, фотоионизированного излучением центральных звезд. Случайный резонанс (когда излучение случайно имеет подходящую энергию для накачки возбужденного состояния) позволяет излучению Ly α накачивать Fe. + ионы в определенные псевдометастабильные состояния , [ 60 ] создание инверсной населенности , которая позволяет вынужденному излучению . иметь место [ 61 ] Этот эффект аналогичен мазерному излучению из плотных карманов, окружающих многие холодные звезды-сверхгиганты, но последний эффект намного слабее в оптическом и УФ-диапазоне, и Эта Киля является единственным ярким примером ультрафиолетового астрофизического лазера . Подобный эффект от накачки метастабильных состояний O I -излучением Ly β был также подтвержден в астрофизическом УФ-лазере. [ 62 ]

Инфракрасный

[ редактировать ]
Массив изображений десяти звезд, похожих на Эта Киля, в близлежащих галактиках.
Звезды, похожие на Эта Киля, в соседних галактиках

Инфракрасные наблюдения Эта Киля становятся все более важными. Подавляющее большинство электромагнитного излучения центральных звезд поглощается окружающей пылью, а затем излучается в среднем и дальнем инфракрасном диапазоне , соответствующем температуре пыли. Это позволяет наблюдать почти всю выходную энергию системы на длинах волн, на которые не сильно влияет межзвездное поглощение , что приводит к более точным оценкам светимости, чем для других чрезвычайно ярких звезд . Эта Киля — самый яркий источник ночного неба в среднем инфракрасном диапазоне волн. [ 63 ]

Наблюдения в дальнем инфракрасном диапазоне показывают большую массу пыли при температуре 100–150 К, что позволяет предположить, что общая масса Гомункула составляет 20 солнечных масс ( M ☉ ) или более. Это намного больше, чем предыдущие оценки, и считается, что все они были выброшены за несколько лет во время Великого извержения. [ 7 ]

Наблюдения в ближнем инфракрасном диапазоне могут проникать сквозь пыль с высоким разрешением и наблюдать детали, которые полностью скрыты в видимых длинах волн, но не сами центральные звезды. Центральная область Гомункула содержит меньший по размеру Маленький Гомункул от извержения 1890 года, бабочку из отдельных комков и нитей от двух извержений, а также удлиненную область звездного ветра. [ 64 ]

Излучение высокой энергии

[ редактировать ]
Рентгеновское изображение Эта Киля, полученное рентгеновской обсерваторией Чандра.
Рентгеновские лучи вокруг Эта Киля (красный — низкая энергия, синий — более высокая)

Вокруг Эта Киля было обнаружено несколько источников рентгеновского и гамма-излучения , например 4U 1037–60 в 4-м каталоге Ухуру и 1044–59 в каталоге HEAO-2 . Самое раннее обнаружение рентгеновских лучей в районе Эта Киля было сделано ракетой Терьер-Сандхок. [ 65 ] за ним следует Ариэль 5 , [ 66 ] ОЧЕНЬ 8 , [ 67 ] и Ухуру [ 68 ] наблюдения.

Более детальные наблюдения были сделаны в обсерватории Эйнштейна . [ 69 ] РОСАТ , рентгеновский телескоп [ 70 ] Усовершенствованный спутник космологии и астрофизики (ASCA), [ 71 ] и рентгеновская обсерватория Чандра . В электромагнитном спектре высоких энергий существует множество источников на разных длинах волн: жесткие рентгеновские лучи и гамма-лучи в пределах 1 светового месяца от Эта Киля; жесткие рентгеновские лучи из центральной области шириной около 3 световых месяцев; отчетливая частичная кольцевая структура «подкова» в низкоэнергетических рентгеновских лучах диаметром 0,67 парсека (2,2 светового года), соответствующая главному фронту ударной волны Великого извержения; диффузное рентгеновское излучение по всей площади гомункула; и многочисленные сгущения и дуги за пределами главного кольца. [ 72 ] [ 73 ] [ 74 ] [ 75 ]

Все высокоэнергетическое излучение, связанное с Эта Килем, меняется в течение орбитального цикла. Спектроскопический минимум, или рентгеновское затмение, произошло в июле и августе 2003 г., аналогичные события интенсивно наблюдались в 2009 и 2014 гг. [ 76 ] Гамма-лучи с самой высокой энергией выше 100 МэВ , обнаруженные с помощью AGILE, демонстрируют сильную изменчивость, тогда как гамма-лучи с более низкой энергией, наблюдаемые Ферми, демонстрируют небольшую изменчивость. [ 72 ] [ 77 ]

Радиоизлучение

[ редактировать ]

Радиоизлучение Эта Киля наблюдалось в микроволновом диапазоне. Он обнаружен в 21 см HI линии , но особенно внимательно изучен в миллиметровом и сантиметровом диапазонах . массовой рекомбинации водорода В этом диапазоне обнаружены линии (объединения электрона и протона с образованием атома водорода). Излучение сосредоточено в небольшом неточечном источнике диаметром менее 4 угловых секунд и, по-видимому, представляет собой в основном свободное свободное излучение (тепловое тормозное излучение ) ионизированного газа, что соответствует компактной области H II при температуре около 10 000 К. [ 78 ] Изображения с высоким разрешением показывают радиочастоты, исходящие от диска диаметром в несколько угловых секунд и шириной 10 000 астрономических единиц (а.е.) на расстоянии Эта Киля. [ 79 ]

Радиоизлучение Эта Киля демонстрирует постоянные изменения силы и распределения в течение 5,5-летнего цикла. Линии H II и рекомбинационные линии изменяются очень сильно, причем континуальное излучение (электромагнитное излучение в широком диапазоне длин волн) затрагивается меньше. Это показывает резкое снижение уровня ионизации водорода на короткий период в каждом цикле, совпадающее со спектроскопическими событиями на других длинах волн. [ 79 ] [ 80 ]

Окружение

[ редактировать ]
Основная статья: Туманность Киля
Туманность шириной 50 световых лет, содержащая звездные скопления, пылевые столбы, звездные струи объекта Хербига-Аро, яркие шары с оправой и туманность Замочная скважина.
Аннотированное изображение туманности Киля

Эта Киля находится в туманности Киля, гигантской области звездообразования в рукаве Киля-Стрельца Млечного Пути . Туманность — заметный объект, видимый невооруженным глазом на южном небе, демонстрирующий сложную смесь излучения, отражения и темной туманности. Известно, что Эта Киля находится на том же расстоянии, что и туманность Киля, и ее спектр можно увидеть отраженным от различных звездных облаков в туманности. [ 81 ] Внешний вид туманности Киля, и особенно области Замочной скважины, значительно изменился с тех пор, как ее описал Джон Гершель более 160 лет назад. [ 51 ] Считается, что это связано с уменьшением ионизирующего излучения Эта Киля после Великого извержения. [ 82 ] До Великого извержения система Эта Киля давала до 20% общего ионизирующего потока всей туманности Киля, но сейчас он в основном блокируется окружающим газом и пылью. [ 81 ]

Трамплер 16

[ редактировать ]
Основная статья: Трамплер 16

Трамплера 16 Эта Киля находится внутри рассеянных звезд рассеянного скопления . Все остальные члены видны значительно ниже невооруженного глаза, хотя WR 25 — еще одна чрезвычайно массивная яркая звезда. [ 83 ] Трамплер 16 и его сосед Трамплер 14 — два доминирующих звездных скопления ассоциации Киля OB1 , обширной группы молодых светящихся звезд, имеющих общее движение в космосе. [ 84 ]

Гомункул

[ редактировать ]
Основная статья: Туманность Гомункул
3D-модель туманности Гомункул, показанная спереди и сзади, по обе стороны от реального изображения.
3D-модель туманности Гомункул.

Эта Киля окружена туманностью Гомункул и светится ею . [ 85 ] небольшая эмиссионно-отражательная туманность, состоящая в основном из газа, выброшенного во время Великого извержения в середине 19 века, а также пыли, конденсировавшейся из обломков. Туманность состоит из двух полярных долей, выровненных по оси вращения звезды, плюс экваториальной «юбки», вся длина которой составляет около 18 дюймов . [ 86 ] Более тщательные исследования показывают множество мелких деталей: Маленький Гомункул внутри главной туманности, вероятно, образовавшийся в результате извержения 1890 года; реактивный самолет; мелкие струйки и узелки материала, особенно заметные в области юбки; и три сгустка Вейгельта — плотные газовые конденсации очень близко к самой звезде. [ 62 ] [ 87 ]

Считается, что доли Гомункула образовались почти полностью в результате первоначального извержения, а не сформировались из ранее выброшенного или межзвездного материала или включали его в себя, хотя нехватка материала вблизи экваториальной плоскости позволяет некоторому более позднему звездному ветру и выброшенному материалу смешиваться. Таким образом, масса лепестков дает точную оценку масштаба Великого извержения: оценки варьируются от 12–15 M ☉ до 45 M ☉ . [ 7 ] [ 19 ] [ 88 ] Результаты показывают, что материал Великого извержения сильно сконцентрирован к полюсам; Выше 45° широты высвободилось 75% массы и 90% кинетической энергии. [ 89 ]

Уникальной особенностью гомункула является способность измерять спектр центрального объекта на разных широтах по отраженному спектру от разных участков долей. На них ясно виден полярный ветер , при котором звездный ветер в высоких широтах быстрее и сильнее, что, как полагают, связано с быстрым вращением, вызывающим усиление гравитации по направлению к полюсам. Напротив, спектр показывает более высокую температуру возбуждения ближе к экваториальной плоскости. [ 90 ] Подразумевается, что внешняя оболочка Эта Киля А не является сильно конвективной, поскольку это предотвратило бы гравитационное потемнение . Текущая ось вращения звезды, похоже, не совсем совпадает с ориентацией Гомункула. Это может быть связано с взаимодействием с Эта Киля B, которое также изменяет наблюдаемые звездные ветры. [ 91 ]

Расстояние

[ редактировать ]

Расстояние до Эта Киля было определено несколькими различными методами, в результате чего было принято общепринятое значение в 2330 парсеков (7600 световых лет) с погрешностью около 100 парсеков (330 световых лет). [ 92 ] Расстояние до самой Эта Киля невозможно измерить с помощью параллакса из-за окружающей ее туманности, но ожидается, что другие звезды в скоплении Трамплера 16 будут находиться на таком же расстоянии и доступны для параллакса. Выпуск данных Gaia Data Release 2 предоставил параллакс для многих звезд, считающихся членами Trumpler 16, обнаружив, что четыре самые горячие звезды O-класса в этом регионе имеют очень похожие параллаксы со средним значением 0,383 ± 0,017 угловых секунд (мсек), что означает на расстояние 2600 ± 100 парсеков . Это означает, что Эта Киля может быть более удаленной, чем считалось ранее, а также более яркой, хотя все еще возможно, что она не находится на том же расстоянии, что и скопление, или что измерения параллакса имеют большие систематические ошибки. [ 93 ]

Расстояния до звездных скоплений можно оценить с помощью диаграммы Герцшпрунга-Рассела или диаграммы цвет-цвет для калибровки абсолютных звездных величин звезд, например, подбора главной последовательности или определения таких особенностей, как горизонтальная ветвь , и, следовательно, их расстояния от Земли. . Также необходимо знать степень межзвездного вымирания скопления, а это может быть затруднительно в таких регионах, как туманность Киля. [ 94 ] Расстояние в 7330 световых лет (2250 парсеков) было определено на основе калибровки светимости звезд О-типа в Trumpler 16. [ 95 ] После определения поправки на аномальное покраснение к вымиранию расстояние до Трамплера 14 и Трамплера 16 было измерено как 9500 ± 1000 световых лет ( 2900 ± 300 парсеков ). [ 96 ]

Известная скорость расширения туманности Гомункул обеспечивает необычный геометрический метод измерения ее расстояния. Если предположить, что две доли туманности симметричны, проекция туманности на небо зависит от ее расстояния. значения 2300, 2250 и 2300 парсеков , и Эта Киля явно находится на таком же расстоянии. Для Гомункула были получены [ 92 ]

Характеристики

[ редактировать ]
Звездная система Эта Киля, 3 вида рядом
Рентгеновские, оптические и инфракрасные изображения Эта Киля (26 августа 2014 г.)

Звездная система Эта Киля в настоящее время является одной из самых массивных звезд , которую можно изучить очень подробно. До недавнего времени Эта Киля считалась самой массивной одиночной звездой, но двойная природа системы была предположена бразильским астрономом Аугусто Даминели в 1996 году. [ 8 ] и подтверждено в 2005 г. [ 97 ] Обе составляющие звезды в значительной степени скрыты околозвездным материалом, выброшенным из Эта Киля А, и основные свойства, такие как их температура и светимость, можно только предполагать. Быстрые изменения звездного ветра в 21 веке позволяют предположить, что сама звезда может быть обнаружена, когда пыль от великого извержения наконец рассеется. [ 98 ]

Орбита

[ редактировать ]
Эта Киля B вращается по большому эллипсу, а Эта Киля А — по меньшей эллиптической орбите.
Эта Киля вращается по орбите

Двойная природа Эта Киля четко установлена, хотя компоненты непосредственно не наблюдались и даже не могут быть четко разрешены спектроскопически из-за рассеяния и повторного возбуждения в окружающей туманности. Периодические фотометрические и спектроскопические изменения побудили к поиску спутника, а моделирование сталкивающихся ветров и частичных «затмений» некоторых спектроскопических особенностей ограничило возможные орбиты. [ 13 ]

Период обращения точно известен и составляет 5,539 лет, хотя со временем он изменился из-за потери массы и аккреции. Между Великим извержением и меньшим извержением 1890 года орбитальный период, по-видимому, составлял 5,52 года, тогда как до Великого извержения он мог быть еще меньше, возможно, от 4,8 до 5,4 года. [ 15 ] Расстояние между орбитами известно лишь приблизительно: большая полуось составляет 15–16 а.е. Орбита сильно эксцентричная, e = 0,9. Это означает, что расстояние между звездами варьируется от примерно 1,6 а.е., аналогично расстоянию Марса от Солнца, до 30 а.е., аналогично расстоянию Нептуна. [ 13 ]

Возможно, наиболее ценным применением точной орбиты двойной звездной системы является непосредственный расчет масс звезд. Для этого необходимо точно знать размеры и наклонение орбиты. Размеры орбиты Эта Киля известны лишь приблизительно, поскольку звезды невозможно наблюдать напрямую и по отдельности. Наклонение было смоделировано на уровне 130–145 градусов, но орбита до сих пор не известна достаточно точно, чтобы определить массы двух компонентов. [ 13 ]

Классификация

[ редактировать ]

Эта Киля А классифицируется как светящаяся синяя переменная (LBV) из-за характерных изменений спектра и яркости. Этот тип переменной звезды характеризуется нерегулярными переходами от высокотемпературного состояния покоя к низкотемпературному состоянию вспышки при примерно постоянной светимости. LBV в спокойном состоянии лежат на узкой полосе нестабильности S Дорадус , причем более яркие звезды более горячие. Во вспышке все LBV имеют примерно одинаковую температуру, которая составляет около 8000 К. LBV при нормальной вспышке визуально ярче, чем в состоянии покоя, хотя болометрическая светимость не меняется.

Событие, подобное Великому извержению Эта Киля А, наблюдалось только у одной звезды Млечного Пути — P Лебедя — и у нескольких других возможных LBV в других галактиках. Ни один из них не кажется таким жестоким, как у Эта Киля. Неясно, является ли это чем-то, что испытывают лишь очень немногие из самых массивных LBV, чем-то, что вызвано близкой звездой-компаньоном, или это очень короткая, но обычная фаза для массивных звезд. Некоторые подобные события во внешних галактиках были ошибочно приняты за сверхновые и названы самозванцами сверхновых , хотя в эту группу могут также входить и другие типы нетерминальных переходных процессов, приближающихся к яркости сверхновой. [ 7 ]

Эта Киля А не является типичным LBV. Она более яркая, чем любая другая LBV в Млечном Пути, хотя, возможно, сравнима с другими самозванцами сверхновых, обнаруженными во внешних галактиках. В настоящее время она не находится в полосе нестабильности S Дорадус, хотя неясно, какова на самом деле температура или спектральный класс нижележащей звезды, и во время Великого извержения она была намного холоднее, чем типичная вспышка LBV, со спектральным спектром средней G. тип. было подсчитано, что в настоящее время у звезды может быть непрозрачный звездный ветер, образующий псевдофотосферу с температурой 9 000–10 000 К. Извержение 1890 года могло быть довольно типичным для извержений LBV с ранним спектральным классом F, и [ 17 ] [ 20 ] [ 32 ]

Эта Киля B — массивная яркая горячая звезда, о которой мало что известно. Судя по некоторым спектральным линиям с высоким возбуждением, которые не должны создаваться главной звездой, Эта Киля B считается молодой звездой О-типа . Большинство авторов предполагают, что это несколько развитая звезда, такая как сверхгигант или гигант, хотя звезды Вольфа-Райе . нельзя исключать наличие [ 97 ]

Масса

[ редактировать ]

Массы звезд трудно измерить, кроме как путем определения двойной орбиты. Эта Киля — двойная система, но некоторая ключевая информация об орбите точно не известна. масса может быть строго ограничена и должна превышать 90 M ☉ . Из-за высокой светимости [ 17 ] Стандартные модели системы предполагают массу 100–120 M ☉ [ 15 ] [ 99 ] [ 100 ] и 30–60 М ☉ [ 15 ] для первичного и вторичного соответственно. Для моделирования выделения энергии и массопереноса Великого извержения были предложены более высокие массы с общей массой системы более 250 M ☉ до Великого извержения. [ 15 ] Эта Киля А явно потеряла большую массу с момента своего формирования, и считается, что первоначально ее масса составляла 150–250 M ☉ , хотя она могла образоваться в результате бинарного слияния. [ 101 ] [ 102 ] Массы 200 M ☉ для первичного и 90 M ☉ для вторичного наиболее подходят одномассообменной модели Великого извержения. [ 15 ]

Потеря массы

[ редактировать ]
Туманность Киля
Туманность Киля. Эта Киля — самая яркая звезда слева.

Потеря массы — один из наиболее интенсивно изучаемых аспектов исследования массивных звезд. Проще говоря, рассчитанные темпы потери массы в лучших моделях звездной эволюции не воспроизводят наблюдаемые свойства эволюционировавших массивных звезд, таких как Вольф-Райец, количество и типы сверхновых с коллапсом ядра или их прародителей. Чтобы соответствовать этим наблюдениям, модели требуют гораздо более высоких скоростей потери массы. Эта Киля А имеет одну из самых высоких известных скоростей потери массы, в настоящее время около 10. −3  M ☉ /год и является очевидным кандидатом для изучения. [ 103 ]

Эта Киля А теряет много массы из-за своей чрезвычайной светимости и относительно низкой поверхностной гравитации. Его звездный ветер совершенно непрозрачен и выглядит как псевдофотосфера; эта оптически плотная поверхность скрывает любую истинную физическую поверхность звезды, которая может присутствовать. (При экстремальных скоростях радиационной потери массы градиент плотности поднятого материала может стать достаточно непрерывным, и осмысленно дискретная физическая поверхность может не существовать.) Во время Великого извержения скорость потери массы была в тысячу раз выше, около 1 M ☉ /год. сохраняется в течение десяти и более лет. Общая потеря массы во время извержения составила не менее 10–20 M ☉, большая часть которой теперь образует туманность Гомункул. Меньшее извержение 1890 года привело к образованию туманности Маленький Гомункул, гораздо меньшего размера и размером всего около 0,1 M ☉ . [ 16 ] Основная часть потери массы происходит при ветре с конечной скоростью около 420 км/с, но некоторое количество материала видно и при более высоких скоростях, до 3200 км/с, возможно, материал, вынесенный из аккреционного диска вторичной звездой. [ 104 ]

Эта Киля B, предположительно, также теряет массу из-за тонкого и быстрого звездного ветра, но это невозможно обнаружить напрямую. Модели излучения, наблюдаемого при взаимодействии ветров двух звезд, показывают скорость потери массы порядка 10 −5  M ☉ /год со скоростью 3000 км/с, типичной для горячей звезды О-класса. [ 74 ] Для части сильно эксцентричной орбиты она может фактически получать материал от первичной звезды через аккреционный диск . Во время Великого извержения первичного извержения вторичное могло аккрецировать несколько M ☉ , образуя сильные струи, которые сформировали биполярную форму туманности Гомункул. [ 103 ]

Яркость

[ редактировать ]

Звезды системы Эта Киля полностью закрыты пылью и непрозрачными звездными ветрами, при этом большая часть ультрафиолетового и визуального излучения смещена в инфракрасное. Суммарное электромагнитное излучение на всех длинах волн для обеих звезд вместе взятое составляет несколько миллионов солнечных светимостей ( L ☉ ). [ 20 ] Наилучшая оценка светимости главной звезды составляет 5 миллионов л ☉, что делает ее одной из самых ярких звезд Млечного Пути. Светимость Эта Киля B особенно неопределенна: вероятно, несколько сотен тысяч л ☉ и почти наверняка не более 1 миллиона л ☉ .

Наиболее примечательной особенностью Эта Киля является ее гигантское извержение или событие-самозванец сверхновой, которое зародилось в главной звезде и наблюдалось около 1843 года. Через несколько лет оно произвело почти столько же видимого света, сколько слабый взрыв сверхновой, но звезда выжила. . Подсчитано, что при максимальной яркости светимость достигала 50 миллионов L ☉ . [ 7 ] В других галактиках были замечены и другие самозванцы сверхновых, например, возможная ложная сверхновая SN 1961V в NGC 1058. [ 105 ] и SN 2006jc предвзрывная вспышка в UGC 4904 . [ 106 ]

После Великого извержения Эта Киля сама закрылась из-за выброшенного материала, что привело к резкому покраснению. Это было оценено в четыре звездные величины на видимых длинах волн, а это означает, что светимость после извержения была сопоставима со светимостью при первом обнаружении. [ 107 ] Эта Киля по-прежнему намного ярче в инфракрасном диапазоне, несмотря на то, что за туманностью, как предполагается, находятся горячие звезды. Считается, что недавнее визуальное поярчание в значительной степени вызвано уменьшением поглощения из-за истончения пыли или уменьшения потери массы, а не основным изменением светимости. [ 98 ]

Температура

[ редактировать ]
Туманность Гомункул слева и увеличенное инфракрасное изображение справа.
Хабблом Изображение туманности Гомункул, сделанное ; на вставке — VLT NACO. инфракрасное изображение Эта Киля, полученное

До конца 20-го 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 ] Теперь известно, что система Эта Киля состоит как минимум из двух звезд, как с сильными звездными ветрами, так и с зоной шокового сталкивающегося ветра (столкновение ветров или WWC), заключенной в пылевой туманности, которая перерабатывает 90% электромагнитного излучения в средний и дальний инфракрасный диапазон. Все эти функции имеют разные температуры.

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, тянущуюся 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 других 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, составлял около 1400 R ☉ , что сопоставимо с радиусом крупнейших известных красных сверхгигантов , включая VY Canis Majoris . [ 114 ]

Размеры звезд следует сопоставить 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
Снимок космического телескопа Хаббл, показывающий 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 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 также могут 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 претерпел событие- самозванец сверхновой , похожее на Великое извержение Эта Киля, а затем еще более яркую вспышку в 2012 году, которая, вероятно, была настоящей сверхновой. [ 132 ] SN 2006jc, находящаяся примерно в 77 миллионах световых лет от UGC 4904 в созвездии Рыси , также претерпела в 2004 году яркую сверхновую-самозванец, за которой последовала сверхновая типа Ib с величиной 13,8, впервые замеченная 9 октября 2006 года. Эта Киля также сравнивалась. другим возможным самозванцам сверхновых, таким как SN 1961V и iPTF14hls и сверхярким сверхновым, таким как SN 2006gy .

Возможные последствия для Земли

[ редактировать ]
Оболочки из прогрессивного 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 это сделать, 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. Бибкод : 2012ASSL..384.....D . 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. ^ Даминели, А.; Хиллиер, диджей; Коркоран, МФ; Шталь, О.; Левенхаген, РС; Лестер, Невада; Гро, Дж. Х.; Теодор, М.; Судебный пристав 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.; Окадзаки, 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 : 2012MNRAS.420.2064M . 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, вызвавший 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 угасания 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 в области 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, Аугусто; Кауфер, Андреас; Вольф, Бернхард; Шталь, Отмар; Лопес, Далтон Ф.; де Араужо, Франсиско 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 Витт, Виллем-Ян (2014). «Свидетельства внезапного повышения температуры в Эта Киля в ближнем инфракрасном диапазоне». Астрономия и астрофизика 564 : А1 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; Такахаши, 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 обнаруживает 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 : А1 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; Питер, 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 на протяжении 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.; Бландфорд, доктор медицинских наук; Бонаменте, Э.; Боргланд, AW; Бувье, А.; Брандт, Ти Джей; Брегеон, Дж.; Брез, А.; Бриджит, 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-Гончалвес, 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, Сулема; Фальчета-Гонсалвес, Диего; Беаклини, Педро 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, Эл.; 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)». Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, 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, Г.; Валенти, С.; Патат, Ф.; Аньолетто, И.; Огюстейн, Т.; Бенетти, С.; Каппелларо, Э.; Болес, Т.; Бонне-Бидо, Ж.-М.; Боттичелла, Монтана; Буфано, Ф.; Цао, К.; Дэн, Дж.; Деннефельд, М.; Элайджа-Роуз, Н.; Арутюнян А. ; Кинан, ФП; 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 : 2007Nature.447..829P . дои : 10.1038/nature05825 . ПМИД   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; Окадзаки, 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. ^ Джозеф, Норхаслиза; Хирши, Рафаэль; Мейне, Джордж; Кроутер, Пол А.; Экстром, Сильвия; Фришкнехт, Урс; Георгий, Кирилл; Абу Кассим, Хасан; Шнурр, Оливер (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, Роланд; Гимарайс, Майрен; Пеньяте, Люба; Хорват, Джордж; Галлант, 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=1241362643"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 99f2cdc8f0ac1825115565770e09ac8d__1724169720
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/99/8d/99f2cdc8f0ac1825115565770e09ac8d.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.)