Den här kölen

Eta Carina ( η Car, η Carinae), Foramen ( lat. Foramen ), kallades fram till 1700-talet Eta Ship Argo , ( η Arg, η Argus Navis) är en dubbelstjärna - en hyperjätte i stjärnbilden Carina med en total ljusstyrka av mer än 5 miljoner komponenter gånger större än solens ljusstyrka . Den ligger på ett avstånd av 7500 ljusår (2300 parsecs ). Nämndes först som en stjärna av 4 :e magnituden , men mellan 1837 och 1856, under en händelse som kallas "den stora blixten", ökade den avsevärt sin ljusstyrka. Denna Carina nådde en ljusstyrka på -0,8 m och blev under perioden 11 till 14 mars 1843 den näst ljusaste stjärnan (efter Sirius) på jordens himmel, varefter den gradvis började minska i ljusstyrka och på 1870-talet upphörde den. att vara synlig för blotta ögat. Stjärnan, från och med 1940, ökar gradvis sin ljusstyrka igen. År 2014 hade den nått en magnitud på 4,5 m . Denna Carina är en stjärna som inte sätter sig söder om 30°S, aldrig synlig över 30°N.  

Två stjärnor i Eta Carinae rör sig runt ett gemensamt masscentrum i långsträckta elliptiska banor ( excentricitet 0,9) med en period på 5,54 jordår. Huvudkomponenten i systemet är en hyperjätte, en ljusblå variabel (BLV), som från början hade en massa på 150-250 solmassor, varav cirka 30 solmassor redan har gått förlorade. Det är en av de största och mest instabila stjärnor som är kända, med en massa nära den teoretiska övre gränsen. Som väntat kommer det att bli en supernova inom en astronomiskt nära framtid (flera tiotals årtusenden) . Eta Carina A är den enda kända stjärnan som producerar ultraviolett laserljus .[ förtydliga ] strålning. Den andra stjärnan, η Car B, kännetecknas också av en mycket hög yttemperatur och ljusstyrka, troligen av spektraltyp O, med en massa på cirka 30–80 M ⊙ .

Ljus från komponenterna i Eta Carinae-systemet absorberas starkt av den lilla bipolära Homunculus-nebulosan med dimensionerna 12×18 bågsekunder [15] , som består av materialet från den centrala stjärnan som skjuts ut under den "stora blossen". Massan av stoft i Homunculus uppskattas till 0,04 M⊙ . Denna Carina A förlorar massa så snabbt att dess fotosfär inte är gravitationsbunden till stjärnan och "blåses bort" av strålning in i det omgivande rymden.

Stjärnan är en del av den öppna stjärnhopen Trumpler 16 i den mycket större Carinanebulosan . Oavsett stjärna eller nebulosa finns det en svag Eta Carinids- meteorregn . med en strålande mycket nära stjärnan på himlen.

Stjärnan har det moderna namnet Foramen (från latinets  foramen "hål"), associerat med nyckelhålsnebulosan (NGC 3324) nära stjärnan .

Observationshistorik

Upptäckt och namn på en stjärna

Fram till 1600-talet finns det inga tillförlitliga uppgifter om observationen eller upptäckten av Eta Carinae, även om den holländska navigatören Peter Keyser omkring 1595-1596 beskrev en stjärna av 4:e magnituden på en plats som ungefär motsvarar positionen för Eta Carinae. Dessa data reproducerades på Peter Plancius och Jodocus Hondius himlaklot och dök upp 1603 i Uranometria av Johann Bayer . Frederick de Houtmanns oberoende stjärnkatalog från 1603 inkluderade dock inte Eta Carinae eller någon annan stjärna av fjärde magnituden i regionen. Det första säkra omnämnandet av Eta Carinae tillhör Edmund Halley , som beskrev det 1677 som Sequens (det vill säga "nästa" i förhållande till en annan stjärna) inuti den då nya stjärnbilden Oak Karla . Halley's Catalog of the Southern Sky publicerades 1679 [16] . Stjärnan var också känd under Bayer-beteckningen som Eta Karla Oak och Eta Ship Argo [3] . År 1751 delade Nicolas Louis de Lacaille , efter att ha kartlagt "Ship Argo" och "Charles Oak", dem i flera mindre konstellationer. Stjärnan hamnade i "kölen" i Argoskeppet , som fick namnet Carina- stjärnbilden [17] . Stjärnan var inte allmänt känd som Eta Carinae förrän 1879, då stjärnorna på Argoskeppet tilldelades sina dotterkonstellationer i den argentinska uranometrin av B. Gould [18] .

Denna Carina ligger för långt söderut för att vara en del av de " 28 husen " av traditionell kinesisk astronomi , men den ingick i de sydliga asterismerna som identifierades på 1600-talet. Tillsammans med Carina , Lambda Centauri och Lambda Muhi , bildade Eta Carina asterismen 海山( Hav och berg ) [19] . Denna köl kallades också Tin-Sho (天社 - "Himmelska altare") och Foramen. Den var också känd som Hai-Shan-ar (海山二), "den andra stjärnan i havet och bergen" [20] .

Halley nämnde att stjärnans magnitud var ungefär 4 vid tiden för upptäckten av stjärnan, vilket motsvarar ungefär 3,3 m på modern skala. Flera spridda tidiga observationer tyder på att stjärnan inte var signifikant ljusare än denna magnitud under större delen av 1600-talet [3] . Sporadiska observationer under de kommande 70 åren nämner också en stjärna med en ljusstyrka som inte är ljusare än 3 magnituder, men 1751 bestämmer Lacaille på ett tillförlitligt sätt dess ljusstyrka vid en nivå av 2 m [3] . Det finns osäkerheter om huruvida stjärnan skiljde sig i ljusstyrka under de kommande 50 åren; Det finns sällsynta uppgifter, såsom William Burchells observation från 1815 som nämner Eta Carinae som en stjärna med 4:e magnituden, men det är inte klart om dessa uppgifter är baserade på ursprungliga observationer eller är upprepningar av tidigare information [3] .

The Great Flash

År 1827 noterade Burchell en ökning av Eta Carinas ljusstyrka till 1:a magnituden och var den första som antog dess variabilitet [3] . John Herschel gjorde en serie exakta mätningar på 1830-talet som visade att stjärnans ljusstyrka fluktuerade runt 1,4 magnitud fram till november 1837. På kvällen den 16 december 1837 blev Herschel förvånad över att stjärnan överträffade Rigel i sin ljusstyrka [21] . Denna händelse markerade början på en 18-årig period i Eta Carinas utveckling, känd som "den stora blixten" [3] .

Denna karina ökade i ljusstyrka fram till januari 1838 och nådde en ljusstyrka ungefär lika med Alpha Centauri , varefter den började försvagas något under de kommande 3 månaderna. Efter detta lämnade Herschel södra halvklotet och upphörde att observera stjärnan, men fick korrespondens från pastorn W. S. McKay i Calcutta och skrev till honom 1843: "Till min stora förvåning observerade jag i mars (1843) att stjärnan This Argo Ship blev en stjärna av den första storleken och lyser med ljusstyrkan av Canopus , och i färg och storlek är mycket lik Arcturus . Observationer vid Godahoppsudden visade att stjärnan var ljusare än Canopus från 11 mars till 14 mars 1843, sedan började blekna, men började sedan återigen öka i ljusstyrka och nådde en nivå av ljusstyrka mellan Alpha Centauri och Canopus från mars 24 till 28, och började dimma igen [21] . Under större delen av 1844 var stjärnan halvvägs mellan Alpha och Beta Centauri i ljusstyrka , det vill säga dess skenbara ljusstyrka var cirka +0,2 m , men i slutet av året började den växa igen. 1845 nådde stjärnans ljusstyrka −0,8 m , därefter −1,0 m [5] . Ljustopparna som inträffade 1827, 1838 och 1843 beror tydligen på periastronens passage av stjärnorna i Eta Carinas binära system , när deras banor passerade närmast varandra [22] . Från 1845 till 1856 sjönk ljusstyrkan med cirka 0,1 magnitud per år, men med snabba och stora fluktuationer [5] .

Från 1857 minskade ljusstyrkan snabbt, tills 1886 stjärnsystemet inte längre var synligt för blotta ögat. Det har visat sig att denna effekt orsakades av kondensering av damm från det utstötta materialet som omger stjärnan, och inte av inneboende förändringar i ljusstyrka [23] [24] .

Mindre utbrott

Nästa ökning av ljusstyrkan började omkring 1887. Stjärnan nådde magnituden 6,2 år 1892, sedan i mars 1895 sjönk ljusstyrkan till 7,5 m [3] . Trots den rent visuella karaktären hos observationer av 1890 års bloss, har det uppskattats att Eta Carina förlorade omkring 4,3 magnituder på grund av moln av gas och damm som kastades ut under den tidigare "Great Flash". I frånvaro av dessa störningar borde stjärnsystemets ljusstyrka vid den tiden ha nått omkring 1,5-1,9 magnituder, mycket ljusare än den observerade ljusstyrkan [25] . Det var en sorts mindre kopia av "Great Flash", med mycket mindre utsläpp av materia [26] [27] .

1900-talet

Mellan 1900 och 1940 verkade Eta Carina sluta förändras i ljusstyrka och frysa till magnituden 7,6 [3] . Men 1953 noterades en ökning av ljusstyrkan upp till 6,5 m [28] . Ökningen i ljusstyrka var stabil, men med mycket regelbundna variationer på flera tiondelar av en magnitud [22] .

År 1996 visade sig ljusstyrkavariationer uppvisa en periodicitet på 5,52 år [22] . Perioden justerades senare till 5,54 år. Hypotesen om närvaron av den andra komponenten i systemet bekräftades av observationer av förändringar i systemets radiella hastighet, såväl som förändringar i profilen för spektrallinjer. Systemet observerades i radio, optiska och nära infraröda områden vid tiden för den förmodade periastronen i slutet av 1997 och början av 1998 [29] . Samtidigt observerades det fullständiga försvinnandet av röntgenstrålning från stjärnsystemet, orsakat av effekten av solens motvind [30] . Bekräftelsen av existensen av en ljus följeslagare till stjärnan har avsevärt förbättrat förståelsen av de fysiska egenskaperna hos Eta Carinae och dess variation [7] .

En oväntad fördubbling av ljusstyrkan 1998-1999 återförde stjärnsystemet för blotta ögat. Vid tidpunkten för spektroskopiska studier 2014 övervann den skenbara stjärnstorleken märket på 4,5 m [31] . Ljusstyrkan ändras inte alltid konsekvent vid olika våglängder och följer inte alltid en 5,4-årig cykel exakt [32] [33] . Radio- och infraröda observationer, samt observationer från kretsande teleskop, har utökat möjligheterna att observera Eta Carina och gjort det möjligt att spåra förändringar i spektrumet [34] .

Observationer

Som en för närvarande stjärna av 4:e magnituden är Eta Carina tydligt synlig för blotta ögat i frånvaro av ljusföroreningar [35] . Men i historisk tid har dess ljusstyrka fluktuerat över ett mycket brett område - från den näst ljusaste på natthimlen på 1800-talet till osynlig för blotta ögat. Stjärnan ligger med en deklination på −59° på södra himmelska halvklotet och kan därför inte observeras från större delen av Eurasien och större delen av Nordamerika.

Belägen mellan Canopus och södra korset [36] är Eta Carinae tydligt synlig som den ljusaste av stjärnorna i den stora och synliga Carina-nebulosan. När den observeras i ett amatörteleskop är stjärnan synlig inuti nebulosans V-formade stoftbana, har en orange färg och ser inte ut som ett stjärnobjekt [37] . Högupplösta observationer visar två orange "kronblad" av den omgivande bipolära reflektionsnebulosan , känd som " Homonculus ", som sträcker sig utåt från den ljusa centrala kärnan. Amatörastronomer som spårar variabla stjärnor kan jämföra dess ljusstyrka med flera stjärnor av 4:e och 5:e storleken nära nebulosan.

Strålningen från den svaga Eta Carinids meteorregn som upptäcktes 1961 ligger mycket nära Eta Carina. Meteorskuren är tydligt synlig från 14 januari till 28 januari, med en topp som faller den 21 januari. Meteorskurar har ingenting att göra med kroppar utanför solsystemet, och närheten till Ete Carina är en ren slump [38] .

Synligt spektrum

Bredden och formen på Eta Carinaes spektrallinjer är mycket varierande, men uppvisar samtidigt ett antal särdrag. Eta Carinaes spektrum har framträdande emissionslinjer , vanligtvis breda, även om de överlagras av en smal central komponent av spektrumet från den täta joniserade gasen i nebulosan, särskilt från Weigelt-kulorna (små reflektionsnebulosor i mitten av Homunculus). De flesta av linjerna är av P Cygni stjärnprofilen (en linjeprofil som är vanlig för ljusblå variabler ), men med absorption mycket svagare än emission. Breda spektrallinjer av typen P Cygnus är karakteristiska för en stark stjärnvind , men i det här fallet har de mycket låg absorption, eftersom stjärnan är dold av ett expanderande gashölje. I linjevingarna kan man märka tecken på Thomson -spridning på elektroner, även om de är svaga, vilket kan tolkas som en manifestation av stjärnvindens inhomogena struktur. Vätelinjerna är starkt uttalade, vilket talar för att Eta Carina har behållit det mesta av sitt vätehölje . He I [n 1] -linjerna är mycket svagare än vätelinjerna, och frånvaron av He II-linjer gör att man kan sätta en övre gräns för huvudstjärnans temperatur. N II -linjerna är identifierbara men svaga, medan kollinjerna inte detekteras alls, och syrelinjerna är i bästa fall extremt svaga, vilket indikerar förbränning av väte i kärnan genom CNO-cykeln , vilket också påverkar den nära ytan skikten. Ett av de mest karakteristiska särdragen i Eta Carinaes spektrum är kanske den betydande närvaron av Fe II-emissionslinjer, både tillåtna och förbjudna ; de senare uppstår när gasen i en lågdensitetsnebulosa runt en stjärna exciteras [39] [40] .

De tidigaste analyserna av stjärnans spektrum är baserade på observationer 1869, under vilka linjerna "C, D, b, F, med den huvudsakliga gröna kvävelinjen" hittades. Observatören indikerade att inga absorptionslinjer observerades alls [41] . Bokstavsbeteckningar ges enligt Fraunhofer och motsvarar: H α , HeI ("D" användes vanligtvis för att indikera den dubbla natriumlinjen, men "d" eller "D 3 " användes för den nära heliumlinjen), FeII och H β . Det antas att den sist angivna linjen tillhör FeII, mycket nära den gröna linjen av " nebulium ", nu känt som dubbeljoniserat syre, OIII [42] .

De fotografiska spektra från 1893 beskrevs som liknande en F5-stjärna, men med svaga emissionslinjer. Analys av moderna spektrografiska standarder indikerar en stjärna av tidig spektral typ F. År 1895 observerades återigen starka emissionslinjer i spektrumet, medan absorptionslinjer fanns, men kraftigt överlappades av emissionslinjer. Sådana spektrala övergångar från en superjätte av F- klass till starka emissionslinjer är karakteristiska för nya stjärnor , när det utstrålade materialet initialt strålar ut som en pseudofotosfär , och sedan, när skalet expanderar och blir optiskt tunnare, uppträder strålningsemissionsspektrumet [ 42] .

Emissionslinjespektrumet associerat med täta stjärnvindar har fortsatt att observeras sedan slutet av 1800-talet. Enskilda linjer uppvisar stora variationer i bredd, profil och dopplerförskjutning, och ibland finns olika hastighetskomponenter inom en enda linje. Spektrallinjerna förändras också med tiden, starkast med en period på 5,5 år , men kortare eller längre perioder med mindre amplitud är också synliga, liksom pågående sekulära (icke-periodiska) förändringar [43] [44] . Spektrum av ljus som reflekteras av Weigelt-kulorna liknar i sina huvuddrag stjärnan HDE 316285 , som uppvisar P Cygni -typ egenskaper extremt ljust och har en spektral typ av B0Ieq [45] .

Ultraviolett spektrum

Det ultravioletta spektrumet av Eta Carinae-systemet är rikt på emissionslinjer av joniserade metaller, såsom Fe II och Cr II, det har en uttalad Lyman α (Ly α ) linje och ett kontinuum (kontinuerlig spektrumstrålning) från en het central källa. Joniseringsnivåer och kontinuum kräver en källa med en temperatur på minst 37 000 K [46] .

Vissa linjer som tillhör FeII är ovanligt starka i ultraviolett ljus. De är lokaliserade i Weigelt-kulor och tros vara orsakade av en mekanism som i huvudsak liknar driften av en laser med låg förstärkning . Det joniserade vätet mellan kulorna och den centrala stjärnan genererar intensiva Ly α- utsläpp, som tränger in i kulorna. Kulorna innehåller atomärt väte med en liten blandning av andra grundämnen, inklusive järn fotojoniserat från strålningen från de centrala stjärnorna. Slumpmässig resonans (när emissionsstrålningen av en slump har rätt energi för att pumpa ett exciterat tillstånd) tillåter Ly α- emission att excitera Fe + -joner till ett visst pseudo-metastabilt tillstånd [47] , vilket skapar en populationsinversion , vilket i sin tur orsakar stimulerad emission [ 47] 48] . Denna effekt liknar till sin natur maser- emissionen i de täta "fickorna" som omger många kalla superjättar, men den senare effekten är mycket svagare i det synliga och UV-spektrumet, och Eta Carinae är det enda tillförlitliga exemplet på en ultraviolett kosmisk laser. En liknande effekt från pumpningen av det metastabila tillståndet OI genom Ly β -emission i kulorna som omger Eto Carina bekräftas också som ett annat fall av en astrofysisk UV-laser [49] .

Infrarött spektrum

Infraröda observationer av Eta Carina blir allt viktigare. Den stora majoriteten av den elektromagnetiska strålningen från de centrala stjärnorna absorberas av det omgivande dammet och strålar sedan ut i det mellan- och fjärrinfraröda spektrumet som motsvarar dammets temperatur. Detta gör att nästan hela energiflödet från systemet kan observeras vid en våglängd som är lite påverkad av utsläckning , vilket gör att mycket mer exakta uppskattningar av ljusstyrkan kan göras än i fallet med andra extremt ljusstarka stjärnor . Denna Carina är den ljusaste källan på himmelssfären i mitten av det infraröda spektrumet [50] .

Långt infraröda observationer gör det möjligt att urskilja en enorm stoftmassa med en temperatur i storleksordningen 100-150 K , vilket leder till en uppskattning av massan av Homunculusnebulosan som 20 solmassor eller mer. Detta är mycket mer än tidigare uppskattningar, och man tror att allt detta damm kastades ut inom några år under "den stora blixten" [51] .

Infraröda observationer kan penetrera dammet och med hög upplösning observera egenskaper som är helt osynliga i det optiska området, men inte själva centralstjärnorna. Den centrala regionen av Homunculus innehåller mindre regioner: Lesser Homunculus , kvar från 1890-talets utbrott, Butterfly —öppna hopar  och filament som blivit över efter två utbrott, och ett avlångt stjärnvindområde [52] .

Högenergistrålning

Flera röntgen- och gammastrålkällor har upptäckts i Eta Kiel-regionen , till exempel 4U 1037-60 , inkluderad i den fjärde katalogen av Uhuru rymdobservatorium , eller 1044-59 enligt HEAO-2- katalogen . De tidigaste röntgenobservationerna i Eta Kiel-regionen gjordes från den meteorologiska raketen Terrier -Sandhawk som sköts upp i USA 1972 [53] , sedan fortsatte de på Ariel V rymdobservatorier [ 54] . OSO 8 [55] och "Uhuru" [56] . Mer detaljerade observationer gjordes sedan av HEAO-2- uppdraget [57] , ROSAT -röntgenteleskopet [58] , ASCA - uppdraget [59] och Chandra - teleskopet . Många källor över det högenergielektromagnetiska spektrumet har upptäckts: hårda röntgenstrålar och gammastrålar inom en region 1 ljusmånad från Eta Carinae; hård röntgenstrålning från den centrala regionen med en diameter på 3 ljusmånader; en distinkt hästskoformad struktur som är 0,67 parsec (2,2 ljusår) lång, avger lågenergiröntgenstrålar och motsvarar fronten av chockvågen under "den stora blixten"; spridd röntgenstrålning fördelad över hela området av Homunculus; talrika tätningar och bågar utanför huvudringen [60] [61] [62] [63] .

All högenergistrålning associerad med Eta Carinae varierar under loppet av en omloppscykel. I juli och augusti 2003 observerades ett spektralt minimum, eller "röntgenförmörkelse". Under 2009 och 2014 observerades en i huvudsak liknande händelse [64] . Den högsta energigammastrålningen med en energi av storleksordningen 100 MeV registrerades av rymdfarkosten AGILE ; den uppvisade hög variabilitet, medan de gammastrålar med lägre energi som observerades av Fermi-rymdskeppet endast varierade något [60] [65] .

Radioutsändning

Radioemissionen från Eta Carina observeras främst i mikrovågsområdet . Det upptäcktes vid våglängden för den neutrala väteradiolinjen , men studerades mer i millimeter- och centimeterintervallet . Inom dessa områden har maserlinjer för väterekombination detekterats. Emissionen är koncentrerad i en liten icke-punkt radiokälla mindre än 4 bågsekunder över; det är främst strålning på fria fria övergångar (termisk bremsstrahlung ), som är förenlig med hypotesen om en kompakt HII-region med en temperatur i storleksordningen 10 000 K [66] . Mer detaljerade radioobservationer gör det möjligt att urskilja en radiokälla i form av en skiva med en diameter på flera bågsekunder (10 000 AU ) som omger Eta Carina [67] .

Radioemissionen från Eta Carina kännetecknas av konstanta förändringar i intensitet och spektral fördelning med en cykel på 5,5 år. Intensiteten hos H II och rekombinationslinjer varierar mycket, medan kontinuumemission (bredbandsstrålning vid olika våglängder) är mindre utsatt för sådana förändringar. Detta beror på kraftiga minskningar i nivån av vätejonisering under korta perioder i varje cykel, vilket sammanfaller med spektroskopiska händelser vid andra våglängder [67] [68] .

Miljö

Denna Carina ligger djupt inne i Carina-nebulosan, en gigantisk region av stjärnbildning i Skyttens arm i vår Vintergatans galax . Denna nebulosa är ett tydligt synligt föremål på den södra natthimlen med blotta ögat och är en komplex kombination av emission, reflektion och mörka nebulosor. Som bekant ligger Eta Carinae på samma avstånd från jorden som nebulosan, och reflektioner av dess spektrum kan ses på många stjärnbildningsmoln i närheten [69] . Utseendet på Carina-nebulosan, och i synnerhet nyckelhålsregionen , har förändrats avsevärt sedan den beskrevs av John Herschel för över 150 år sedan [42] . Detta tros vara direkt relaterat till minskningen av joniserande strålning från Eta Carina sedan "den stora blixten" [70] . Före "det stora utbrottet" bidrog Eta Carinae-systemet med cirka 20 % till joniseringen av nebulosan, men är nu tätt blockerad av gas- och dammmoln [69] .

Trumpler 16

Denna Carina ligger inuti den öppna stjärnhopen Trumpler 16. Alla andra stjärnor i klustret ligger under tröskeln för observerbarhet med blotta ögat, även om WR 25  är en annan av de extremt ljusstarka stjärnorna [71] . Trumpler 16 och dess granne Trumpler 14  är de två mest synliga stjärnhoparna i stjärnföreningen OB1 Carina , en stor grupp ljusa och unga stjärnor som förenas av en gemensam rörelse genom rymden [72] .

Homunculus

Denna Carina ligger inuti Homunculusnebulosan och lyser upp den [73] . I sin kärna är Homunculus sammansatt av gas och skräp som kastades ut under "den stora blixten" i mitten av 1800-talet. Nebulosan består av två "lober" som är polära mot varandra, i linje med stjärnans rotationsaxel, och en ekvatorial "kjol". Observationer vid maximal upplösning avslöjar fler fina detaljer: Homunculus Minor i huvudnebulosan, möjligen från 1890 års flare; jet; tunna strömmar av gas och knölar av materia, särskilt märkbara i "kjolen" -regionen; och tre Weigeltkulor, täta gasmoln som ligger mycket nära stjärnan [49] [74] .

Homunculus-vingar tros ha bildats omedelbart efter det initiala utbrottet, mer sannolikt än från förutsprutad materia eller interstellär materia, men bristen på materia nära ekvatorialplanet möjliggör en senare interaktion mellan stjärnvinden och utstött materia. Massan av Homunculus Vanes ger en tydlig indikation på omfattningen av den "stora blixten" med uppskattningar som sträcker sig från 12-15 till 40 solmassor av utbruten materia [51] [75] . Forskning tyder på att materia från Great Flash är mer koncentrerad kring polerna; 75 % av massan och 90 % av den kinetiska energin kastades ut över en latitud på 45° [76] .

Homunculus kännetecknas av en unik egenskap - förmågan att få data om det centrala objektets spektrum på olika breddgrader genom dess reflektion i olika delar av "bladen". Detta antyder en polarvind , där stjärnvinden är snabbare och starkare på höga breddgrader på grund av den snabba rotationen som orsakas av " gravitationell ljusning " mot polerna. Däremot visar spektrumet en högre excitationstemperatur närmare ekvatorialplanet [77] . Tydligen är de yttre skalen på Eta Carinae A inte för starkt konvektiva - annars skulle detta förhindra " gravitationsmörkning ". Stjärnans nuvarande rotationsaxel matchar inte nebulosans inriktning i rymden. Detta orsakas troligen av att Eta Carinae B påverkar den observerade stjärnvinden [78] .

Avstånd

Avståndet till Eta Carina bestämdes genom att kombinera olika metoder, vilket gav ett allmänt accepterat värde på 2 300 pc (7 800 ljusår), med ett fel på cirka 100 pc (330 ljusår) [79] . Avståndet till Eta Carina kan inte fastställas med parallaxmätningar på grund av avståndet och omgivande nebulosa. Endast två stjärnor finns på liknande avstånd i Hipparcos-katalogen : HD 93250 i Trumpler 16 - klustret och HD 93403 , en annan medlem av Trumpler 16, eller möjligen Trumpler 15 . Dessa två stjärnor, på samma avstånd som Eta Carinae, tros ha bildats i samma molekylära moln, men deras avstånd är för stora för parallaxmätningar. Parallaxmätningar för HD 93250 och HD 93403 ger värden på 0,53 ± 0,42 millibågsekunder respektive 1,22 ± 0,45 bågmillisekunder, vilket ger ett avstånd på 2 000 till 30 000 ljusår till 9 000 st . Man tror att de mest exakta parallaxdata erhölls av Gaia- uppdraget . Den första publiceringen av uppdragsdata nämnde en parallax på 0,42 ± 0,22 bågmillisekunder och −0,25 ± 0,33 bågmillisekunder för HD 93250 respektive HD 93204, men inte för Eta Carinae.

Avstånd till stjärnhopar kan uppskattas med hjälp av Hertzsprung-Russell- eller färg-kromaticitetsdiagrammet för att kalibrera stjärnors absoluta magnituddata för att passa huvudsekvensen eller för att identifiera egenskaper som att tillhöra den " horisontella grenen ", och därmed deras avstånd från jorden . Det är också nödvändigt att förstå volymerna av interstellär utrotning mot stjärnhopen, vilket är problematiskt i fallet med Eta Carinae och liknande områden i rymden [81] . Avståndet på 7330 ljusår (2250 pc) erhölls genom att kontrollera ljusstyrkan hos klass O-stjärnor i Trumpler 16-klustret [82] . Efter upptäckten av interstellär rodnad på grund av utrotning och motsvarande korrigering av mätningar, fastställdes avståndet till de flesta av stjärnorna Trumpler 14 och 16 till 9500 ± 1000 ljusår (2900 ± 300 pc) [83] .

Den kända expansionshastigheten för Homunculus ger ett ovanligt geometriskt sätt att mäta avstånd. Baserat på det faktum att nebulosans blad är symmetriska, beror nebulosans projektion på himlen på avståndet till den. Värden på 2300, 2250 och 2300 parsecs har fastställts för Homunculus och Eta Carina på samma avstånd [79] .

Egenskaper

Eta Carinas stjärnsystem är för närvarande ett av de mest massiva systemen som kan studeras i detalj. Fram till nyligen ansågs Eta Carina vara den mest massiva av de enskilda stjärnorna, men 1996 föreslogs systemets binära karaktär av den brasilianske astronomen Augusto Daminieli [22] och bekräftades 2005 [84] . För det mesta döljs stjärnsystemets detaljer av cirkumstellär materia som kastas ut från Eta Carinae A, stjärnans temperatur och ljusstyrka kan endast bestämmas genom observationer i det infraröda spektrumet. Snabba förändringar i stjärnvinden under 2000-talet tyder på att vi kan få se själva stjärnan inom en överskådlig framtid, eftersom dess omgivning gradvis renas från damm [85] .

Orbit

Systemets binära natur är tydligt fastställd, även om komponenterna inte kan ses direkt eller lösas upp spektrografiskt på grund av spridning av strålning och excitationer i den omgivande nebulosan. Periodiska förändringar i fotometri och spektrum föranledde sökandet efter en följeslagare, och simuleringar av kolliderande stjärnvindar och förmörkelse av några av funktionerna i systemets spektrum gjorde det möjligt att fastställa ungefärliga banor [10] .

Ledsagarens nuvarande omloppsperiod är satt till exakt 5,539 år, trots förändringar på grund av förlust av materia och ackretion. Omloppstiden mellan "den stora blixten" och den mindre blixten 1890 var ungefär 5,52 år, medan den före "den stora blixten" var snabbare, kanske mellan 4,8 och 5,4 år [13] . Banavståndet är endast känt ungefär, med omloppsbanans halvstora axel runt 15-16 AU. e. Banan har en hög excentricitet, e = 0,9. Det betyder att avståndet mellan stjärnorna ibland är cirka 1,6 AU. e. ungefär avståndet mellan Mars och solen, och ibland 30 a. e. som avståndet till Neptunus [10] .

Det kanske mest värdefulla med att känna till banorna för ett tvåstjärnigt system är förmågan att direkt beräkna massan av stjärnorna i ett par. Detta kräver kunskap om de exakta parametrarna för banan och dess lutning. De flesta av omloppsparametrarna i Eta Carinae-systemet är inte exakt kända på grund av att stjärnorna inte kan ses direkt och särskiljas. Lutningen antas ligga i nivån 130-145 grader, vilket är ett viktigt hinder för att förädla komponenternas massa [10] .

Klassificering

Denna Carina A klassificeras som en ljusblå variabel (BLV) på grund av distinkta fluktuationer i spektrum och ljusstyrka. Denna typ av variabel stjärna kännetecknas av oregelbundna övergångar från högtemperaturvila till lågtemperaturutbrott med ungefär konstant ljusstyrka. NGNs i vila är belägna i en smal "rand av instabilitet av typ S-stjärnor Doradus ", detta inkluderar de ljusaste och hetaste stjärnorna. Under utbrott har alla NGN ungefär samma temperatur, cirka 8 000 K. I ett typiskt utbrott blir NGN visuellt ljusare än i vila, medan den bolometriska ljusstyrkan förblir oförändrad.

En händelse som liknar den "stora blossen" som inträffade på Eta Carinae A har bara setts en gång i Vintergatan hittills i observationshistorien - på P Cygnus  - och i flera troliga NGL i andra galaxer. Men ingen av blixtarna nådde samma styrka som Eta Kiels. Det är inte säkert känt om detta är en egenskap hos de mest massiva NGB:erna, om det är associerat med närheten till en följeslagare eller om detta är en kort men vanlig livsfas för stora stjärnor. Många liknande händelser i andra galaxer förväxlades med supernovaexplosioner, för vilka de kallades " pseudo- supernovor ", denna grupp kan också inkludera stjärnor med andra icke-termiska transienter, vilket för stjärnan närmare en supernova i ljusstyrka [51] .

Denna Carina A är ingen typisk YGP. Den har en större ljusstyrka än någon annan NGN i Vintergatan, även om den kan vara jämförbar med "pseudo-supernovor" som finns i andra galaxer. För tillfället är stjärnan inte i "S Doradus instabilitetsbandet", även om temperaturen eller spektraltypen för huvudstjärnan fortfarande inte är klar, själva "Great Flare" var något kallare än en typisk YGB-flare. 1890-talets flamma liknade mer ett typiskt YGB-ljus med en tidig spektral typ F, och man tror nu att stjärnan har en ogenomskinlig stjärnvind som bildar en pseudofotosfär med temperaturer i området 9000 - 14000 K, vilket också är typiskt för YGB under blossen [23] .

Denna Carina B är en massiv och ljus stjärna som lite är känt om. Att döma av separata och okarakteristiska för de huvudsakliga stjärnemissionslinjerna i spektrat kan Eta Carinae B vara en ung stjärna av spektraltyp O. Många författare tror också att stjärnan antingen är en superjätte eller bara en jätte, även om de inte utesluter att stjärnan tillhör vargklassen Rayet [84] .

Mass

Det är svårt att bestämma massan av stjärnor i systemet utan att med noggrannhet känna till alla element i omloppsbanan. Denna Carina är ett tvåkomponentsystem, men det finns inga exakta uppgifter om stjärnors banor. Vi kan bara med säkerhet säga att den centrala stjärnans massa knappast är mindre än 90 solmassor, baserat på dess höga ljusstyrka [39] . Standardmodellen av systemet antar en central stjärnmassa på 100–120 solmassor [12] [13] och en satellitmassa på 30–60 solmassor [13] [86] . En stor massa antas simulera energiutbytet och massöverföringen av "Great Flash" med en total massa av ett binärt system på 250 solmassor före den första blixten [13] . Denna Carina förlorade en enorm mängd massa under uppblossningen och tros ursprungligen ha haft en massa mellan 150 och 250 solmassor, även om en sällskapsstjärna också kan ha bidragit till blossen [87] [88] .

Massförlust

Massförlust är en av de mest intensivt studerade aspekterna av existensen av massiva stjärnor. Att bara infoga observerade massförlusthastigheter i de bästa modellerna av stjärnutveckling matchar inte de observerade egenskaperna hos utvecklande massiva stjärnor som Wolf-Rayet, antalet och typerna av supernovor eller deras förfäder. För att matcha observationerna kräver modellerna mycket högre volymer av massförlust. Denna Carina A har den högsta graden av massförlust, för närvarande på cirka 10 −3 solmassor per år, och är en självklar kandidat för forskning [89] .

Denna Carina A förlorar så mycket massa på grund av dess kraftfulla ljusstyrka och relativt svaga yttyngdkraft. Dess stjärnvind är helt ogenomskinlig och ser ut som en pseudo-fotosfär. Detta optiskt täta fenomen blockerar stjärnans verkliga yta. Under "den stora blixten" var massförlusthastigheten tusen gånger större, cirka 1 solmassa per år, under tio eller fler år. Den ackumulerade massaförlusten under flamman är i storleksordningen 10-20 solmassor, vilket gjorde att Homunculus kunde bildas. En mindre flamma på 1890-talet skapade Lesser Homunculus , en mycket mindre massförlust på endast 0,1 solmassor [14] . Det mesta av materien lämnar Etu Carinae med en hastighet av cirka 420 km/s, men en del materia förs bort av stjärnvinden i hastigheter upp till 3 200 km/s, möjligen utskjuten av medföljande stjärna från ansamlingsskivan [90] .

Även denna Carina B tappar massa genom stjärnvinden, men detta kan inte observeras direkt. Modeller av strålning orsakad av kollisionen av två stjärnvindar tyder på en massförlusthastighet i området 10 −5 solmassor per år vid hastigheter upp till 3 000 km/s, vilket är typiskt för heta stjärnor i O-klassen [62] . På den mycket excentriska delen av omloppsbanan tar den andra komponenten i systemet emot material från Eta Carinae A via ackretion. Under den "stora blossen" på den centrala stjärnan samlade satellitstjärnan flera solmassor av materia och slängde ut kraftfulla strålar, som bildade det bipolära utseendet av Homunculusnebulosan [89] .

Ljusstyrka

Komponenterna i Eta Carinas binära system är helt skymd av damm och ogenomskinlig stjärnvind, med mycket av den ultravioletta och visuella strålningen förskjuten till det infraröda spektrumet. Den totala elektromagnetiska strålningen av alla våglängder för båda komponenterna i systemet är flera miljoner solljusstyrkor [91] . Den bästa uppskattningen av ljusstyrkan för den centrala stjärnan är 5 miljoner solenergi. Ljusstyrkan hos Eta Carinae B är inte känd med tillräcklig noggrannhet, kanske flera hundra tusen – men inte mer än en miljon.

Det mest anmärkningsvärda särdraget hos Eta Carinae är en kraftfull pseudo-supernovaexplosion som inträffade på den centrala stjärnan 1843. Några år efter det producerade stjärnan lika mycket ljus som en dunkel supernova, och fortfarande fanns kvar. Det har uppskattats att den maximala ljusstyrkan för systemet var så hög som 50 miljoner solenergi [51] . Flera liknande händelser har registrerats i andra galaxer, till exempel händelsen SN 1961v i galaxen NGC 1058 och SN 2006jc i galaxen UGC 4904 [93] .

Efter "Great Flash" mörklades Eta Carina av utstött materia, vilket ledde till en förskjutning av visuell strålning till den röda delen av spektrumet. Stjärnan har förlorat cirka 4 magnituder vid visuell våglängd, vilket betyder att stjärnan har återgått till sin ljusstyrka innan utblossningen [94] . Denna karina är fortfarande ljusare i det infraröda, även om det ska finnas heta stjärnor strax bortom nebulosan. Den nuvarande ökningen av stjärnans ljusstyrka orsakas av en minskning av utsläckning och spridning av damm från systemet, eller en minskning av massutstötning, men inte den faktiska ökningen av stjärnans ljusstyrka [85] .

Temperatur

Fram till slutet av 1900-talet troddes temperaturen på Eta Carinae vara över 30 000 K på grund av att spektrallinjerna upplevde "maxima", men andra aspekter av spektrumet gjorde att lägre temperaturer kunde antas, så modeller skapades för att förklara detta [95] . Det är nu känt att Eta Carinae-systemet består av två stjärnor med starka stjärnvindar och en kollisionszon belägen inuti en dammig nebulosa som omdirigerar 90 % av den elektromagnetiska strålningen till de mellersta och avlägsna infraröda områdena av spektrumet. På grund av dessa egenskaper är det problematiskt att fastställa den exakta temperaturen för den centrala stjärnan eller dess följeslagare.

Kraftfulla stjärnvindar kolliderar inuti den dammiga nebulosan och orsakar temperaturer på 100 MK (megakelviner) på toppen av kollisionskonen mellan två stjärnor. Denna zon strålar ut i det hårda röntgenspektrumet och gammastrålningen nära stjärnorna. Nära periastronen passerar den andra stjärnan genom tätare lager av stjärnvinden från den centrala stjärnan, och vindkollisionszonen upplever störningar och vrider sig till en spiral som sträcker sig bortom Eta Carinae B [96] .

Vindkollisionszonen skiljer stjärnvindar från två stjärnor. På en nivå av 55 - 75 ° bakom den andra stjärnan finns det en svag och varm vind, typisk för stjärnor av spektraltyp O eller för Wolf-Rayet-stjärnor. Detta gör det möjligt att detektera en del strålning från Eta Carinae B, samt att bestämma dess temperatur med viss noggrannhet, tack vare spektrallinjer som inte exakt tillhör någon annan källa. Trots frånvaron av direkta observationer för en sällskapsstjärna finns det ett allmänt accepterat antagande för modeller där stjärnan har en temperatur mellan 37 000 K och 41 000 K [7] .

I alla andra riktningar på andra sidan vindkollisionszonen utbreder sig stjärnvinden från Eta Carina A som är mycket kallare och mer än 100 gånger tätare än vinden från Eta Carina B. Dessutom är den optiskt tät, helt döljer detaljerna i den verkliga stjärnfotosfärens centrala stjärna och komplicerar avsevärt all bestämning av den redan kontroversiella temperaturen. Den observerade strålningen kommer från pseudofotosfären - där stjärnvindens optiska densitet tenderar till noll och Rosselands transparens är 2 ⁄ 3 . Pseudofotosfären, när den observeras, ser långsträckt och särskilt varm ut längs den förmodade rotationsaxeln [97] .

Vid Edmund Halleys tid var Eta Carinae A med största sannolikhet en spektral klass B hyperjätte med en temperatur mellan 20 000 K och 25 000 K vid observationstillfället. Den effektiva temperaturen som bestäms för en sfärisk optiskt tät stjärnvind på ett avstånd av flera hundra solradier skulle behöva vara mellan 9 400 och 15 000 K, medan temperaturen för en teoretisk hydrostatisk kärna på 60 solradier och med ett optiskt djup på 150 skulle ha att vara i storleksordningen 35 200 K [34] [85] [91] [98] . Den effektiva temperaturen på den synliga ytterkanten av den ogenomskinliga huvudvinden från den centrala stjärnan tas vanligtvis på nivån 15000 K - 25000 K på basis av särdrag som är synliga i det visuella och ultravioletta spektrumet, som är märkbara antingen i själva spektrumet eller reflekteras genom Weigelt-kulor [51] [14] .

Homunculus innehåller damm med temperaturer som sträcker sig från 150 K till 400 K. Detta är källan till nästan all infraröd strålning från Eta Carina, vilket gör det till ett ljust föremål vid dessa våglängder [51] .

Vidare kolliderar den expanderande gasen efter "den stora blixten" med interstellär materia och värms upp till cirka 5 megakelvin, vilket skapar en svag röntgenstrålning, synlig i "hästskon" eller "ring" [99] [100] .

Dimensioner

Det är svårt att säga något specifikt om storleken på komponenterna i det binära systemet Eta Carinae på grund av svårigheten med direkt observation. Eta Carinae B ska ha en tydligt synlig fotosfär, och radien kan ställas in utifrån stjärnans accepterade spektralklass. En superjätte av O-klass med en ljusstyrka på 933 000 solenergi och en temperatur på 37 200 K bör ha en radie på 23,6 solenergi [6] .

Måtten på Eta Carina A är svåra att bestämma ens ungefär. Den centrala stjärnan har en optiskt tät stjärnvind, så den klassiska förståelsen av stjärnytan blir vag. Enligt vissa data var det möjligt att beräkna radien för en varm stjärnkärna med en temperatur på 35 000 kelvin (det vill säga själva stjärnan inuti en optiskt tät stjärnvind) som 60 sol vid ett optiskt djup av 150 nära vad som kunde vara kallas stjärnans fysiska yta. Mätningar vid ett optiskt djup av 0,67 indikerar en radie på mer än 800 sol, vilket indikerar en svullen optiskt tät stjärnvind [39] . Vid toppen av den stora blixten fluktuerade radien, såvitt ett sådant koncept är tillämpligt på utstötningsögonblicket av en enorm massa av materia, runt 1 400 solceller, vilket är jämförbart med storleken på de största kända stjärnorna [101] .

Storleken på en stjärna i ett binärt system bör motsvara avståndet mellan de två följeslagarna, som i periastron endast är 250 solradier. Den andra stjärnans anhopningsradie bör vara 60 solradier, vilket tyder på kraftig ackretion nära periastronen, vilket leder till kollapsen av stjärnvinden Eta Carinae B [13] . Det har föreslagits att den initiala ljusningen från 4:e till 1:a magnituden med relativt konstant bolometrisk ljusstyrka var ett normalt YGB-utbrott, om än alltför extremt för denna klass. Den medföljande stjärnan passerade sedan genom den expanderade fotosfären av den första stjärnan vid periastron, vilket orsakade en ytterligare ökning av ljusstyrka, ljusstyrka och massaförlust i en "Great Flash" [101] .

Rotation

Rotationshastigheten för massiva stjärnor har ett viktigt inflytande på deras utveckling och undergång. Rotationshastigheten för Eta Carinae-stjärnor kan inte mätas direkt på grund av ytans osynlighet. Ensamma massiva stjärnor stoppar sin accelererade rotation relativt snabbt på grund av inbromsning av deras egna starka stjärnvindar, men det finns antydningar om att både A och B i Eta Carinae är snabbt roterande stjärnor och närmar sig 90 % av deras kritiska rotationshastighet. En eller båda stjärnorna roterar genom interaktion, till exempel på grund av accretion på den andra komponenten och orbital interaktion med den primära. [78]

Evolution

Potentiell supernova

Med största sannolikhet kommer nästa supernova som observeras i Vintergatan att härröra från en okänd vit dvärg eller oansenlig röd superjätte, som, ganska troligt, inte ens kommer att vara synlig för blotta ögat [102] . Trots det är utsikterna till en supernova från ett sådant objekt som den nära och välstuderade stjärnan Eta Carina, som är extrem i många avseenden, av stort intresse [103] .

Som regel inträffar kollapsen av en stjärnas kärna, initialt cirka 150 gånger solens massa, enligt scenariot med kollapsen av en Wolf-Rayet-stjärna inom 3 miljoner år [104] . Med låg metallicitet kollapsar många massiva stjärnor direkt in i ett svart hål utan en synlig explosion eller bildandet av en svag supernova, och en liten del av dem bildar den sällsynta klassen av parinstabila supernovor , men vid solmetallicitet och högre är det förväntas att massförlusten före kollapsen kommer att vara tillräcklig för uppkomsten av en synlig supernova typ Ib eller Ic [105] . Om det fortfarande finns en stor mängd utstött material nära stjärnan, kan chockvågen som bildas av supernovaexplosionen och som påverkar den cirkumstellära materien effektivt omvandla kinetisk energi till strålning, vilket leder till bildandet av en supernova (SLSN) eller hypernova , flera gånger ljusare och mycket längre än en typisk core-kollaps supernova. Förfädersstjärnor med hög massa kan också skjuta ut tillräckligt med nickel för att orsaka en SLSN-explosion helt enkelt genom radioaktivt sönderfall [106] . Den resulterande kvarlevan skulle vara ett svart hål, eftersom det är högst osannolikt att en så massiv stjärna skulle kunna förlora tillräckligt med massa för att hålla sin kärna från att överskrida den teoretiska gränsen för neutronstjärnes bildning [107] .

Förekomsten av en massiv följeslagare ger många andra möjligheter. Om Eta Carinae A snabbt hade släppt sina yttre lager, kunde den i början av kollapsen ha blivit en mindre massiv stjärna av WC- eller WO-typ. Detta skulle resultera i en supernova av typ Ib eller typ Ic på grund av bristen på väte och möjligen helium. Denna typ av supernova tros vara stamfadern till vissa typer av gammastrålningskurar, men modellering förutspår att de vanligtvis bara förekommer i mindre massiva stjärnor [104] [108] [109] .

Flera ovanliga supernovor och pseudosupernovor har jämförts med Eta Carina för att analysera dess möjliga öde. En av de mest attraktiva är SN 2009ip, en blå superjätte som 2009 blev en pseudo-supernova liknande Eta Carinaes "Stora utbrott", och som sedan upplevde en ännu ljusare explosion 2012, som förmodligen var en riktig supernova [110] . Supernova SN 2006jc, belägen cirka 77 miljoner ljusår bort i galaxen UGC 4904 i stjärnbilden Lodjur, blev också en ljusstark pseudo-supernova 2004 och exploderade sedan som en supernova av typ Ib med en ljusstyrka på 13,8, som först observerades på 9 oktober 2006. Denna Carina har även jämförts med andra möjliga pseudo-supernovor som SN 1961V och supernovor som SN 2006gy.

Möjlig påverkan på jorden

De flesta vetenskapliga källor tror att bildandet av en hypernova på ett avstånd av 7500 ljusår (avståndet till Eta Carinae från solen) inte kan orsaka några betydande skador på jordlevande livsformer. Ozonskiktet kan vara skadat, satelliter i omloppsbana kan inaktiveras, astronauternas liv kan vara i fara, men allt på jordens yta kommer att skyddas av atmosfären [111] .

En typisk supernova som härrör från kollapsen av kärnan av en ursprunglig stjärna som ligger på samma avstånd som Eta Carinae skulle nå sin topp i skenbar magnitud runt -4, som Venus. SLSN kan vara fem magnituder ljusare, potentiellt den ljusaste supernovan i historien (för närvarande SN 1006). På ett avstånd av 7500 ljusår från stjärnan är det osannolikt att explosionen direkt påverkar jordlevande livsformer, eftersom de kommer att skyddas från gammastrålar av atmosfären och från vissa andra kosmiska strålar av magnetosfären. De största skadorna kommer att finnas i den övre atmosfären, ozonskiktet, rymdfarkoster, inklusive satelliter, och eventuella astronauter i rymden. Det finns åtminstone ett papper som tyder på att en supernovaexplosion kan resultera i fullständig förlust av jordens ozonskikt, vilket resulterar i en betydande ökning av UV-strålningen på ytan som når jordens yta från solen. Detta kräver att en typisk supernova är närmare än 50 ljusår från jorden, och även en potentiell hypernova skulle behöva vara närmare än Eta Carinae för att orsaka sådan skada [111] . En annan möjlig konsekvensanalys diskuterar mer subtila effekter från ovanlig belysning, såsom undertryckande av melatonin , vilket kommer att orsaka sömnlöshet och en ökad risk för cancer och depression. Den drar slutsatsen att en supernova av den här storleken skulle behöva vara mycket närmare än Eta Carina för att ha någon större inverkan på jorden [112] .

Eta Carinae förväntas inte producera en gammastrålning och befinner sig för närvarande inte på en axel nära jorden, men en direkt träff av en gammastrålning kan orsaka katastrofala skador och en allvarlig massutrotning. Beräkningar visar att den ackumulerade energin från en sådan gammastrålning som träffar jordens atmosfär kommer att motsvara ett kiloton TNT per kvadratkilometer över hela halvklotet som är vänd mot stjärnan, och den joniserande strålningen kommer att vara tio gånger högre än den dödliga dosen av bestrålning av hela organismen [112] .

Anteckningar

1. ↑ Astrofysisk beteckning för graden av jonisering av en atom, där "I" betecknar en neutral atom, "II" en enkeljoniserad atom, etc.

1. ↑ 1 2 Skiff BA VizieR Online Data Catalogue: Catalog of Stellar Spectral Classifications (Skiff, 2009–2014). Ursprungligen publicerad i: Lowell Observatory (oktober 2014).
2. ↑ 1 2 3 4 Høg E. et al. Tycho-2-katalogen över de 2,5 miljoner ljusaste stjärnorna  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2000. - Vol. 355 . — P.L27 . - .
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Frew DJ The Historical Record of η Carinae I. The Visual Light Curve, 1595–2000  //  The Journal of Astronomical Data. - 2004. - Vol. 10 , nej. 6 . - S. 1-76 . — .
4. ↑ Wilson RE Allmän katalog över stjärnors radiella hastigheter. – Washington, 1953.
5. ↑ 1 2 3 Smith N., Frew DJ En reviderad historisk ljuskurva för Eta Carinae och tidpunkten för nära periastronmöten  // Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2011. - Vol. 415 , nr. 3 . - P. 2009-2019 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18993.x . - . - arXiv : 1010.3719 .
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 Verner E. et al. Binariteten hos η Carinae avslöjad från fotojoniseringsmodellering av den spektrala variationen hos Weigelt-blobbarna B och D  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2005. - Vol. 624 , nr. 2 . — S. 973 . - doi : 10.1086/429400 . - . - arXiv : astro-ph/0502106 .
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Mehner A. et al. High-excitation Emission Lines nära Eta Carinae, and Its Likely Companion Star  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2010. - Vol. 710 . — S. 729 . - doi : 10.1088/0004-637X/710/1/729 . - . - arXiv : 0912.1067 .
8. ↑ 1 2 Ducati JR VizieR Online Data Catalog: Catalog of Stellar Photometry i Johnsons 11-färgssystem [CDS/ADC Collection of Electronic Catalogs ]. – 2002.
9. ↑ Damineli A. et al. Periodiciteten av η Carinae-händelserna  // Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2008. - Vol. 384 , nr. 4 . — S. 1649 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.12815.x . - . - arXiv : 0711.4250 .
10. ↑ 1 2 3 4 5 Madura, T.I.; Gull, TR; Owocki, S.P.; Groh, JH; Okazaki, A.T.; Russell, CMP Begränsning av den absoluta orienteringen av η Carinaes binära bana: En dynamisk 3D-modell för den breda [Fe III] emissionen  // Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2012. - Vol. 420 , nr. 3 . — S. 2064 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.20165.x . - . - arXiv : 1111.2226 .
11. ↑ Damineli A. et al. Eta Carinae: En lång period binär? (engelska)  // Ny astronomi. - 1997. - Vol. 2 , nr. 2 . — S. 107 . - doi : 10.1016/S1384-1076(97)00008-0 . — .
12. ↑ 1 2 Clementel N. et al. 3D-strålningsöverföringssimuleringar av Eta Carinaes inre kolliderande vindar - I. Joniseringsstruktur av helium vid apastron  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2015. - Vol. 447 , nr. 3 . — S. 2445 . - doi : 10.1093/mnras/stu2614 . - . - arXiv : 1412.7569 .
13. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Kashi A., Soker N. Periastron Passage Triggering of the 19th Century Eruptions of Eta Carinae  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2010. - Vol. 723 . — S. 602 . - doi : 10.1088/0004-637X/723/1/602 . - . - arXiv : 0912.1439 .
14. ↑ 1 2 3 Gull TR, Damineli A. JD13 – Eta Carinae in the Context of the Most Massive Stars  // Proceedings of the International Astronomical Union  . - Cambridge University Press , 2010. - Vol. 5 . — S. 373 . - doi : 10.1017/S1743921310009890 . — . - arXiv : 0910.3158 .
15. ↑ Krugel E., Shustov B.M. Damm i rymden // Vetenskap och mänsklighet . - M . : Kunskap , 1989. - S. 296 .
16. ↑ Halley E. Catalogus stellarum australium; sive, Supplementum catalogi Tychenici, exhibens longitudines et latitudines stellarum fixarum, quae, prope polum Antarcticum sitae, in horizonte Uraniburgico Tychoni inconspicuae fuere, accurato calculo ex distantiis supputatas, & ad completum 16as7Acnumitum 16as astroappen ... - London: T. James, 1679. - s. 13.
17. ↑ Warner B. Lacaille 250 år på  //  Astronomi och geofysik. - 2002. - Vol. 43 , nr. 2 . - P. 2,25-2,26 . — ISSN 1366-8781 . - doi : 10.1046/j.1468-4004.2002.43225.x . - .
18. ↑ Wagman M. Förlorade stjärnor: Förlorade, saknade och besvärliga stjärnor från Johannes Bayers, Nicholas Louis de Lacailles, John Flamsteeds och diverse andras kataloger. - Blacksburg, Virginia: The McDonald & Woodward Publishing Company, 2003. - s. 7-8, 82-85. — ISBN 978-0-939923-78-6 .
19. ↑ 陳久金 (Chen Jiu Jin). Kinesisk horoskopmytologi = zh:中國星座神 (kinesiska) . - 台灣書房出版有限公司 (Taiwan Book House Publishing Co., Ltd.), 2005. - ISBN 978-986-7332-25-7 .
20. ↑ 陳輝樺 (Chen Huihua):天文教育資訊網. Aktiviteter för utställning och utbildning i astronomi  (kinesiska) (28 juli 2006) . Hämtad: 30 december 2012.
21. ↑ 1 2 Herschel, John Frederick William. Resultaten av astronomiska observationer gjorda under åren 1834, 5, 6, 7, 8, vid Godahoppsudden: fullbordandet av en teleskopisk undersökning av hela ytan av den synliga himlen, började 1825 . - London, Storbritannien: Smith, Elder and Co., 1847. - V. 1. - S. 33-35.
22. ↑ 1 2 3 4 Damineli A. Eta Carinaes 5,52 års cykel  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1996. - Vol. 460 . — P.L49 . - doi : 10.1086/309961 . — .
23. ↑ 1 2 Davidson K., Humphreys RM Eta Carinae och dess miljö  //  Annual Review of Astronomy and Astrophysics. — Annual Reviews , 1997. — Vol. 35 . — S. 1 . - doi : 10.1146/annurev.astro.35.1.1 . — .
24. ↑ Hamacher DW, Frew DJ An aboriginal Australian Record of the Great Eruption of Eta Carinae  //  Journal of Astronomical History and Heritage. - 2010. - Vol. 13 , nr. 3 . - S. 220-234 . — . - arXiv : 1010.4610 .
25. ↑ Humphreys RM, Davidson K., Smith N. Eta Carinaes andra utbrott och ljuskurvorna för eta Carinae-variablerna  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific  . - 1999. - Vol. 111 , nr. 763 . - P. 1124-1231 . - doi : 10.1086/316420 . - .
26. ↑ Smith N. Eta Carinaes systemhastighet  // Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2004. - Vol. 351 . — P.L15 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07943.x . - . — arXiv : astro-ph/0406523 .
27. ↑ Ishibashi K. et al. Upptäckt av en liten homunculus i Homunculus-nebulosan av η Carinae  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Vol. 125 , nr. 6 . — S. 3222 . - doi : 10.1086/375306 . - .
28. ↑ Thackeray AD Stars, Variable: Note on the brightening of Eta Carinae  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1953. - Vol. 113 , nr. 2 . — S. 237 . - doi : 10.1093/mnras/113.2.237 . - .
29. ↑ Damineli A. et al. Η Carinae: Binarity Confirmed  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2000. - Vol. 528 , nr. 2 . — P.L101 . - doi : 10.1086/312441 . - . - arXiv : astro-ph/9912387 . — PMID 10600628 .
30. ↑ Ishibashi K. et al. Återkommande variationer av röntgenstrålning av η Carinae och den binära hypotesen  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1999. - Vol. 524 , nr. 2 . — S. 983 . - doi : 10.1086/307859 . - .
31. ↑ Humphreys RM et al. Eta Carinae - Fångad i övergång till det fotometriska minimum  //  Astronomens telegram. - 2014. - Vol. 6368 . — S. 1 . - .
32. ↑ Mehner A. , ​​Ishibashi K. , Whitelock P. , Nagayama T. , Feast M. , van Wyk F. , de Wit W.-J. Nära-infraröda bevis för en plötslig temperaturökning i Eta Carinae  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2014. - Vol. 564 . —P.A14 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201322729 . - . - arXiv : 1401.4999 .
33. ↑ Landes H., Fitzgerald M. Photometric Observations of the η Carinae 2009.0 Spectroscopic Event  //  Publications of the Astronomical Society of Australia. - 2010. - Vol. 27 , nr. 3 . - S. 374 . - doi : 10.1071/AS09036 . - . - arXiv : 0912.2557 .
34. ↑ 1 2 Martin JC et al. Eta Carinaes tillståndsbyte: Första nya HST/NUV-data sedan 2010, och den första nya FUV sedan 2004  //  American Astronomical Society. - 2014. - Vol. 223 . — S. #151.09 . - .
35. ↑ Bortle JE introducerar Bortle Dark-Sky Scale  //  Sky and Telescope. - 2001. - Vol. 101 . — S. 126 . - .
36. ↑ Thompson M. En jordnära guide till kosmos . - Random House, 2013. - ISBN 978-1-4481-2691-0 .
37. ↑ Ian Ridpath. Astronomi. - Dorling Kindersley, 2008. - ISBN 978-1-4053-3620-8 .
38. ↑ Kronk GR Meteorskurar: En kommenterad katalog . - New York: Springer Science & Business Media, 2013. - P. 22. - ISBN 978-1-4614-7897-3 .
39. ↑ 1 2 3 D. John Hillier. Om den centrala källans natur i η Carinae  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2001. - Vol. 553 , nr. 837 . — S. 837 . - doi : 10.1086/320948 . - .
40. ↑ Hillier DJ, Allen D. A. En spektroskopisk undersökning av Eta Carinae och Homunculus Nebula. I - Översikt över spektra  (engelska)  // Astronomy and Astrophysics . - EDP Sciences , 1992. - Vol. 262 . — S. 153 . — ISSN 0004-6361 . - .
41. ↑ Le Sueur A. On the Nebulae of Argo and Orion, and on the Spectrum of Jupiter  //  Proceedings of the Royal Society of London. - 1869. - Vol. 18 , nr. 114-122 . — S. 245 . - doi : 10.1098/rspl.1869.0057 . - .
42. ↑ 1 2 3 Walborn NR, Liller MH De tidigaste spektroskopiska observationerna av eta Carinae och dess interaktion med Carinanebulosan  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1977. - Vol. 211 . — S. 181 . - doi : 10.1086/154917 . - .
43. ↑ Baxandall FE Notera om skenbara förändringar i spektrumet av η Carinæ  //  Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society . - Oxford University Press , 1919. - Vol. 79 , nr. 9 . — S. 619 . - doi : 10.1093/mnras/79.9.619 . - .
44. ↑ Gaviola E. Eta Carinae. II. The Spectrum  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1953. - Vol. 118 . — S. 234 . - doi : 10.1086/145746 . - .
45. ↑ Gull TR, Damineli A. JD13 - Eta Carinae in the Context of the Most Massive Stars  // Proceedings of the International Astronomical Union  . - Cambridge University Press , 2010. - Vol. 5 . — S. 373 . - doi : 10.1017/S1743921310009890 . — . - arXiv : 0910.3158 .
46. ↑ Nielsen, K.E.; Ivarsson, S.; Gull, TR Eta Carinae över 2003.5 Minimum: Dechiffrera spektrumet mot Weigelt D  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2007. - Vol. 168 , nr. 2 . — S. 289 . - doi : 10.1086/509785 . - .
47. ↑ Vladilen Letokhov; Sveneric Johansson. Astrofysiska lasrar. - OUP Oxford, 2008. - P. 39. - ISBN 978-0-19-156335-5 .
48. ↑ Johansson S., Zethson T. Atomic Physics Aspects on Previous and Newly Identified Iron Lines in the HST Spectrum of η Carinae : [ eng. ] . — Eta Carinae vid millenniet. - 1999. - S. 171. - (ASP Conference Series; v. 179). - .
49. ↑ 1 2 Johansson S., Letokhov VS Astrofysisk laser som arbetar i OI 8446-Å-linjen i Weigelt-blobbarna av η Carinae  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2005. - Vol. 364 , nr. 2 . - S. 731 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09605.x . - .
50. ↑ Mehner A. et al. Nära-infraröda bevis för en plötslig temperaturökning i Eta Carinae  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2014. - Vol. 564 . —P.A14 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201322729 . - . - arXiv : 1401.4999 .
51. ↑ 1 2 3 4 5 6 Davidson, Kris; Humphreys, Roberta M. Eta Carinae och supernovabedragarna. - New York, New York: Springer Science & Business Media, 2012. - T. 384. - S. 26-27. — (Astrophysics and Space Science Library). — ISBN 978-1-4614-2274-7 . - doi : 10.1007/978-1-4614-2275-4 .
52. ↑ Artigau E. et al. Penetrating the Homunculus—Near-Infrared Adaptive Optics Images of Eta Carinae  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2011. - Vol. 141 , nr. 6 . — S. 202 . - doi : 10.1088/0004-6256/141/6/202 . - . - arXiv : 1103.4671 .
53. ↑ Hill RW et al. En mjuk röntgenundersökning från Galactic Center till VELA  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1972. - Vol. 171 . — S. 519 . - doi : 10.1086/151305 . - .
54. ↑ Seward F. D. et al. Röntgenkällor i södra Vintergatan  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1976. - Vol. 177 . — S. 13P . - doi : 10.1093/mnras/177.1.13p . - .
55. ↑ Becker RH et al. Röntgenstrålning från supernovaresten G287.8–0.5  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1976. - Vol. 209 . — P.L65 . - doi : 10.1086/182269 . - .
56. ↑ Forman W. et al. Den fjärde Uhuru-katalogen över röntgenkällor  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1978. - Vol. 38 . - S. 357 . - doi : 10.1086/190561 . - .
57. ↑ Seward F. D. et al. Röntgenstrålar från Eta Carinae och den omgivande nebulosan  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1979. - Vol. 234 . — P.L55 . - doi : 10.1086/183108 . - .
58. ↑ Corcoran MF, Rawley GL, Swank JH, Petre R. Första upptäckt av röntgenvariabilitet hos Eta Carinae  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1995. - Vol. 445 . — P.L121 . - doi : 10.1086/187904 . - .
59. ↑ Tsuboi Y., Koyama K., Sakano M., Petre R. ASCA Observations of Eta Carinae   // Publications of the Astronomical Society of Japan. - Astronomical Society of Japan, 1997. - Vol. 49 . — S. 85 . - doi : 10.1093/pasj/49.1.85 . - .
60. ↑ 1 2 Tavani M. et al. Detektion av gammastrålning från Eta-Carinae-regionen  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2009. - Vol. 698 , nr. 2 . — P.L142 . - doi : 10.1088/0004-637X/698/2/L142 . - . - arXiv : 0904.2736 .
61. ↑ Leyder J.-C., Walter R., Rauw G. Hård röntgenstrålning från η Carinae  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2008. - Vol. 477 , nr. 3 . — P.L29 . - doi : 10.1051/0004-6361:20078981 . - . - arXiv : 0712.1491 .
62. ↑ 1 2 Pittard JM, Corcoran MF På jakt efter den dolda följeslagaren eta Carinae: En röntgenbestämning av vindparametrarna  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2002. - Vol. 383 , nr. 2 . — S. 636 . - doi : 10.1051/0004-6361:20020025 . - . - arXiv : astro-ph/0201105 .
63. ↑ Weis K., Duschl WJ, Bomans DJ Höghastighetsstrukturer i och röntgenstrålningen från LBV-nebulosan runt η Carinae  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2001. - Vol. 367 , nr. 2 . - S. 566 . - doi : 10.1051/0004-6361:20000460 . - . - arXiv : astro-ph/0012426 .
64. ↑ Hamaguchi K. et al. X-Ray Spectral Variation of η Carinae genom 2003 X-Ray Minimum  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2007. - Vol. 663 . — S. 522 . - doi : 10.1086/518101 . - . - arXiv : astro-ph/0702409 .
65. ↑ Abdo A. A. et al. Fermi Large Area Telescope Observation av en gammastrålningskälla vid positionen Eta Carinae  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2010. - Vol. 723 . — S. 649 . - doi : 10.1088/0004-637X/723/1/649 . - . - arXiv : 1008.3235 .
66. ↑ Abraham Z. et al. Millimetervågemission under 2003 års lågexcitationsfas av η Carinae  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2005. - Vol. 437 , nr. 3 . — S. 977 . - doi : 10.1051/0004-6361:20041604 . - . — arXiv : astro-ph/0504180 .
67. ↑ 1 2 Kashi A., Soker N. Modeling the Radio Light Curve of Eta Carinae  // Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2007. - Vol. 378 , nr. 4 . - P. 1609-1618 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.11908.x . - . — arXiv : astro-ph/0702389 .
68. ↑ White SM, Duncan RA, Chapman JM, Koribalski B. The Radio Cycle of Eta Carinae: [ eng. ]  / Redigerad av R. Humphreys och K. Stanek // The Fate of the Most Massive Stars: Proceedings of the konferens som hölls 23-28 maj 2004 i Grand Teton National Park, Wyoming. - San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2005. - s. 126. - (ASP Conference Series ; v. 332). - .
69. ↑ 12 Smith, Nathan . En folkräkning av Carina-nebulosan – I. Kumulativ energitillförsel från massiva stjärnor  (engelska)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - Oxford University Press , 2006. - Vol. 367 , nr. 2 . — S. 763 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10007.x . - . — arXiv : astro-ph/0601060 .
70. ↑ Smith, N.; Brooks, KJ The Carina Nebula: A Laboratory for Feedback and Triggered Star Formation  (engelska)  // Handbook of Star Forming Regions. - 2008. - S. 138 . - .
71. ↑ Wolk, Scott J.; Broos, Patrick S.; Getman, Konstantin V.; Feigelson, Eric D.; Preibisch, Thomas; Townsley, Leisa K.; Wang, Junfeng; Stassun, Keivan G.; King, Robert R.; McCaughrean, Mark J.; Moffat, Anthony FJ; Zinnecker, Hans. Chandra Carina Complex Project View of Trumpler 16  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2011. - Vol. 194 , nr. 1 . — S. 15 . - doi : 10.1088/0067-0049/194/1/12 . — . - arXiv : 1103.1126 .
72. ↑ Turner, DG; Grieve, G.R.; Herbst, W.; Harris, W.E. Det unga öppna klustret NGC 3293 och dess relation till CAR OB1 och Carina Nebula-komplexet  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1980. - Vol. 85 . — S. 1193 . - doi : 10.1086/112783 . - .
73. ↑ Aitken, DK; Jones, B. Det infraröda spektrumet och strukturen hos Eta Carinae  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1975. - Vol. 172 . — S. 141 . - doi : 10.1093/mnras/172.1.141 . - .
74. ↑ Weigelt, G.; Ebersberger, J. Eta Carinae löst med fläckinterferometri  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 1986. - Vol. 163 . — P.L5 . — ISSN 0004-6361 . - .
75. ↑ Gomez, HL; Vlahakis, C.; Stretch, C.M.; Dunne, L.; Eales, S.A.; Beelen, A.; Gomez, E.L.; Edmunds, MG Submillimetervariabilitet av Eta Carinae: Svalt damm inom det yttre utkastet  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. - 2010. - Vol. 401 . — P.L48 . - doi : 10.1111/j.1745-3933.2009.00784.x . — . - arXiv : 0911.0176 .
76. ↑ Smith, Nathan. Homunculus struktur. I. Form- och latitudberoende från H 2 och [Fe II] Hastighetskartor för η Carinae  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2006. - Vol. 644 , nr. 2 . — S. 1151 . - doi : 10.1086/503766 . - . - arXiv : astro-ph/0602464 .
77. ↑ Smith, Nathan; Davidson, Chris; Gull, Theodore R.; Ishibashi, Kazunori; Hillier, D. John. Latitude-beroende effekter i Stellar Wind of η Carinae  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Vol. 586 . - S. 432 . - doi : 10.1086/367641 . - . - arXiv : astro-ph/0301394 .
78. ↑ 12 Groh , JH; Madura, T.I.; Owocki, S.P.; Hillier, DJ; Weigelt, G. Är Eta Carinae en snabb rotator, och hur mycket påverkar följeslagaren den inre vindstrukturen? (engelska)  // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2010. - Vol. 716 , nr. 2 . — P.L223 . - doi : 10.1088/2041-8205/716/2/L223 . - . - arXiv : 1006.4816 .
79. ↑ 1 2 Walborn, Nolan R. Företaget Eta Carinae håller: Stjärn- och interstellärt innehåll i Carinanebulosan // Eta Carinae och supernovabedragarna. - 2012. - T. 384. - S. 25-27. — (Astrophysics and Space Science Library). — ISBN 978-1-4614-2274-7 . - doi : 10.1007/978-1-4614-2275-4_2 .
80. ↑ van Leeuwen, F. Validering av den nya Hipparcos-reduktionen  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2007. - Vol. 474 , nr. 2 . — S. 653 . - doi : 10.1051/0004-6361:20078357 . - . - arXiv : 0708.1752 .
81. ↑ Den, PS; Baker, R.; Antalova, A. Studier av Carinanebulosan. IV – En ny bestämning av avstånden för de öppna klustren TR 14, TR 15, TR 16 och CR 228 baserat på Walraven-fotometri  // Astronomy and Astrophysics Supplement Series  . - EDP Sciences , 1980. - Vol. 41 . — S. 93 . - .
82. ↑ Walborn, NR Carinanebulosans stjärninnehåll (inbjudet papper  )  // Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica Serie de Conferencias. - 1995. - Vol. 2 . — S. 51 . - .
83. ↑ Hur, Hyeonoh; Sung, Hwankyung; Bessell, Michael S. Avstånd och den initiala massfunktionen hos unga öppna kluster i η Carina-nebulosan: Tr 14 och Tr 16  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2012. - Vol. 143 , nr. 2 . - S. 41 . - doi : 10.1088/0004-6256/143/2/41 . — . - arXiv : 1201.0623 .
84. ↑ 1 2 Iping, RC; Sonneborn, G.; Gull, TR; Ivarsson, S.; Nielsen, K. Searching for Radial Velocity Variations in eta Carinae  //  American Astronomical Society Meeting 207. - 2005. - Vol. 207 . - S. 1445 . - .
85. ↑ 1 2 3 Mehner, Andrea; Davidson, Chris; Humphreys, Roberta M.; Ishibashi, Kazunori; Martin, John C.; Ruiz, Maria Teresa; Walter, Frederick M. Sekulära förändringar i Eta Carinaes vind 1998–2011  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2012. - Vol. 751 . — S. 73 . - doi : 10.1088/0004-637X/751/1/73 . — . - arXiv : 1112.4338 .
86. ↑ Mehner, A.; Davidson, K.; Humphreys, R.M.; Walter, F.M.; Baade, D.; De Wit, WJ; Martin, J.; Ishibashi, K.; Rivinius, T.; Martayan, C.; Ruiz, M.T.; Weis, K. Eta Carinaes spektroskopiska händelse 2014.6: Ledtrådar till den långsiktiga återhämtningen från dess stora utbrott  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2015. - Vol. 578 . —P.A122 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201425522 . - . - arXiv : 1504.04940 .
87. ↑ Smith, Nathan; Tombleson, Ryan. Lysande blå variabler är asociala: Deras isolering innebär att de sparkas i massvinster i binär evolution  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2015. - Vol. 447 . — S. 598 . - doi : 10.1093/mnras/stu2430 . - . - arXiv : 1406.7431 .
88. ↑ Smith, Nathan. En sprängvåg från 1843 års utbrott av η Carinae  (engelska)  // Nature. - 2008. - Vol. 455 , nr. 7210 . - S. 201-203 . - doi : 10.1038/nature07269 . — . - arXiv : 0809.1678 . — PMID 18784719 .
89. ↑ 1 2 Kashi, A.; Soker, N. Möjliga konsekvenser av masstillväxt i Eta Carinae  //  New Astronomy. - 2009. - Vol. 14 . — S. 11 . - doi : 10.1016/j.newest.2008.04.003 . — . - arXiv : 0802.0167 .
90. ↑ Soker, Noam. Varför en enstjärnig modell inte kan förklara den bipolära nebulosan av η Carinae  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2004. - Vol. 612 , nr. 2 . — S. 1060 . - doi : 10.1086/422599 . - . - arXiv : astro-ph/0403674 .
91. ↑ 1 2 Groh, Jose H.; Hillier, D. John; Madura, Thomas I.; Weigelt, Gerd. Om inflytandet av följeslagningsstjärnan i Eta Carinae: 2D-strålningsöverföringsmodellering av de ultravioletta och optiska spektra  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2012. - Vol. 423 , nr. 2 . — S. 1623 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.20984.x . - . - arXiv : 1204.1963 .
92. ↑ Pastorello, A.; Smartt, SJ; Mattila, S.; Eldridge, JJ; Young, D.; Itagaki, K.; Yamaoka, H.; Navasardyan, H.; Valentin, S.; Patat, F.; Agnoletto, I.; Augusteijn, T.; Benetti, S.; Capellaro, E.; Boles, T.; Bonnet-Bidaud, J.-M.; Botticella, M.T.; Bufano, F.; Cao, C.; Deng, J.; Dennefeld, M.; Elias-Rosa, N.; Harutyunyan, A.; Keenan, F.P.; Iijima, T.; Lorenzi, V.; Mazzali, PA; Meng, X.; Nakano, S.; Nielsen, TB Ett jätteutbrott två år före kärnkollapsen av en massiv stjärna   // Nature . - 2007. - Vol. 447 , nr. 7146 . — S. 829 . - doi : 10.1038/nature05825 . — . — arXiv : astro-ph/0703663 . — PMID 17568740 .
93. ↑ Smith, Nathan; Li, Weidong; Silverman, Jeffrey M.; Ganeshalingam, Mohan; Filippenko, Alexei V. Luminous blue variable eruptions and related transients: Diversity of progenitors and outburst properties  (engelska)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - Oxford University Press , 2011. - Vol. 415 . — S. 773 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18763.x . - . - arXiv : 1010.3718 .
94. ↑ Davidson, K. On the Nature of Eta Carinae  // Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1971. - Vol. 154 , nr. 4 . - S. 415 . - doi : 10.1093/mnras/154.4.415 . - .
95. ↑ Madura, T.I.; Gull, TR; Okazaki, A.T.; Russell, CMP; Owocki, S.P.; Groh, JH; Corcoran, M.F.; Hamaguchi, K.; Teodoro, M. Restriktioner för minskningar av η Carinaes massförlust från hydrodynamiska 3D-simuleringar av dess binära kolliderande vindar  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2013. - Vol. 436 , nr. 4 . — S. 3820 . - doi : 10.1093/mnras/stt1871 . - . - arXiv : 1310.0487 .
96. ↑ van Boekel, R.; Kervella, P.; Schöller, M.; Herbst, T.; Brandner, W.; de Koter, A.; Waters, LBFM; Hillier, DJ; Paresce, F.; Lenzen, R.; Lagrange, A.-M. Direkt mätning av storleken och formen på den nuvarande stjärnvinden av η Carinae  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2003. - Vol. 410 , nr. 3 . — P.L37 . - doi : 10.1051/0004-6361:20031500 . - . — arXiv : astro-ph/0310399 .
97. ↑ Martin, John C.; Davidson, Chris; Humphreys, Roberta M.; Mehner, Andrea. Mid-cycle Changes in Eta Carinae  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2010. - Vol. 139 , nr. 5 . — S. 2056 . - doi : 10.1088/0004-6256/139/5/2056 . - . - arXiv : 0908.1627 .
98. ↑ Corcoran, Michael F.; Ishibashi, Kazunori; Davidson, Chris; Swank, Jean H.; Peter, Robert; Schmitt, Jurgen HMM Ökande röntgenstrålning och periodiska utbrott från den massiva stjärnan Eta Carinae   // Nature . - 1997. - Vol. 390 , nr. 6660 . — S. 587 . - doi : 10.1038/37558 . — .
99. ↑ Chlebowski, T.; Seward, F.D.; Swank, J.; Szymkowiak, A. Röntgen från Eta Carinae  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1984. - Vol. 281 . — S. 665 . - doi : 10.1086/162143 . - .
100. ↑ 12 Smith, Nathan . Explosioner utlösta av våldsamma dubbelstjärnekollisioner: Applikation på Eta Carinae och andra eruptiva transienter  // Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2011. - Vol. 415 , nr. 3 . — S. 2020 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18607.x . — . - arXiv : 1010.3770 .
101. ↑ Adams, Scott M.; Kochanek, CS; Beacom, John F.; Vagins, Mark R.; Stanek, KZ Observerar nästa galaktiska supernova  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2013. - Vol. 778 , nr. 2 . - S. 164 . - doi : 10.1088/0004-637X/778/2/164 . - . - arXiv : 1306.0559 .
102. ↑ McKinnon, Darren; Gull, TR; Madura, T. Eta Carinae: Ett astrofysiskt laboratorium för att studera förhållanden under övergången mellan en pseudo-supernova och en supernova  //  American Astronomical Society. - 2014. - Vol. 223 . — S. #405.03 . - .
103. ↑ 1 2 Groh, Jose H.; Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Ekström, Sylvia. Grundläggande egenskaper hos core-kollaps supernova och GRB progenitors: Förutsäga utseendet på massiva stjärnor före döden  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2013. - Vol. 558 . — P. A131 . - doi : 10.1051/0004-6361/201321906 . - . - arXiv : 1308.4681 .
104. ↑ Heger, A.; Fryer, C.L.; Woosley, SE; Langer, N.; Hartmann, D. H. Hur massiva singelstjärnor slutar sitt liv  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Vol. 591 . — S. 288 . - doi : 10.1086/375341 . - . - arXiv : astro-ph/0212469 .
105. ↑ Gal-Yam, A. Luminous Supernovae   // Vetenskap . - 2012. - Vol. 337 , nr. 6097 . - P. 927-932 . - doi : 10.1126/science.1203601 . - . - arXiv : 1208.3217 . — PMID 22923572 .
106. ↑ Smith, Nathan; Owocki, Stanley P. Om rollen av kontinuumdrivna utbrott i utvecklingen av mycket massiva stjärnor  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2006. - Vol. 645 , nr. 1 . — P.L45 . - doi : 10.1086/506523 . - . - arXiv : astro-ph/0606174 .
107. ↑ Sana, H.; de Mink, SE; de Koter, A.; Langer, N.; Evans, CJ; Gieles, M.; Gosset, E.; Izzard, R.G.; Le Bouquin, J.-B.; Schneider, FRN Binär interaktion dominerar utvecklingen av massiva stjärnor   // Vetenskap . - 2012. - Vol. 337 , nr. 6093 . - S. 444 . - doi : 10.1126/science.1223344 . - . - arXiv : 1207.6397 . — PMID 22837522 .
108. ↑ Claeys, JSW; de Mink, SE; Pols, OR; Eldridge, JJ; Baes, M. Binära progenitormodeller av supernovor av typ IIb  (engelska)  // Astronomy and Astrophysics . - EDP Sciences , 2011. - Vol. 528 . — P. A131 . - doi : 10.1051/0004-6361/201015410 . - . - arXiv : 1102.1732 .
109. ↑ Smith, Nathan; Mauerhan, John C.; Prieto, Jose L. SN 2009ip och SN  2010mc : Core-collapse Type IIn supernovor som uppstår från blå superjättar  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - Oxford University Press , 2014. - Vol. 438 , nr. 2 . — S. 1191 . - doi : 10.1093/mnras/stt2269 . - . - arXiv : 1308.0112 .
110. ↑ 1 2 Ruderman MA Möjliga konsekvenser av närliggande supernovaexplosioner för atmosfäriskt ozon och jordiskt liv: [ eng. ] // Vetenskap. - 1974. - Vol. 184, nr. 4141. - P. 1079-1081. - .
111. ↑ 12 Thomas , Brian; Melott, A.L.; Fields, B.D.; Anthony-Twarog, BJ Superluminous Supernovae: No Threat from Eta Carinae  //  American Astronomical Society. - 2008. - Vol. 212 . — S. 193 . - .

Länkar

• Artikel om Eta Carina, Big Universe
• Miranda Magazine, Astronet - Eta Carina - detaljerade populära artiklar
•  Eta Carinae @ Hubble Space Telescope Treasury Programs
• Chandra röntgenteleskop  webbplats
• ESO: Eta Kiels rekordupplösning fångas
• Julian Pittard . Enigmatic Eta Carinae, Astronomy & Geophysics, vol. 44,  1,17

Ordböcker och uppslagsverk	Stor dansk Stor norsk Britannica (online)
I bibliografiska kataloger	BNF : 16612794t GND : 4342628-1 J9U : 987007290981105171 LCCN : sh00000390