Tämä köli

Eta Carina ( η Car, η Carinae ), Foramen ( lat. Foramen ), 1700-luvulle asti kutsuttiin nimellä Eta Ship Argo , ( η Arg, η Argus Navis) on kaksoistähti - hyperjättiläinen Carinan tähdistössä , jolla on täydellinen kirkkaus . yli 5 miljoonaa komponenttia enemmän kuin auringon valovoima . Se sijaitsee 7500 valovuoden (2300 parsekin ) etäisyydellä. Mainittiin ensimmäisen kerran 4. magnitudin tähdeksi , mutta vuosina 1837–1856 "Suurena salamana" tunnetun tapahtuman aikana se lisäsi merkittävästi kirkkauttaan. Tämä Carina saavutti kirkkauden -0,8 m ja ajanjaksoksi 11.-14. maaliskuuta 1843 siitä tuli toiseksi kirkkain tähti (Siriuksen jälkeen) maan taivaalla, minkä jälkeen sen kirkkaus alkoi vähitellen laskea ja 1870-luvulla se lakkasi. olla nähtävissä paljaalla silmällä. Vuodesta 1940 lähtien tähti lisää vähitellen kirkkauttaan uudelleen. Vuoteen 2014 mennessä se oli saavuttanut 4,5 metrin magnitudin . Tämä Carina on laskeutumaton tähti 30° S eteläpuolella, ei koskaan näy yli 30° pohjoista leveyttä.  

Kaksi tähteä Eta Carinaessa liikkuvat yhteisen massakeskuksen ympäri pitkänomaisilla elliptisellä kiertoradalla ( epäkeskisyys 0,9) ajanjaksolla 5,54 Maan vuotta. Järjestelmän pääkomponentti on hypergiantti, kirkkaan sininen muuttuja (BLV), jonka massa oli alun perin 150-250 auringon massaa, joista noin 30 auringon massaa on jo menetetty. Se on yksi suurimmista ja epävakaimmista tunnetuista tähdistä, jonka massa on lähellä teoreettista ylärajaa. Kuten odotettiin, tähtitieteellisesti lähitulevaisuudessa (useita kymmeniä vuosituhansia) siitä tulee supernova . Eta Carina A on ainoa tunnettu tähti, joka tuottaa ultraviolettilaservaloa . [ selventää ] säteilyä. Toiselle tähdelle, η Car B:lle, on myös ominaista erittäin korkea pintalämpötila ja valoisuus, luultavasti spektrityyppiä O, massalla noin 30–80 M⊙ .

Eta Carinae -järjestelmän komponenttien valoa absorboi voimakkaasti pieni kaksinapainen Homunculus-sumu , jonka mitat ovat 12 × 18 kaarisekuntia [15] , joka koostuu "suuren leimahduksen" aikana sinkoutuneen keskeisen tähden materiaalista. Homunculuksen pölyn massan arvioidaan olevan 0,04 M⊙ . Tämä Carina A menettää massaa niin nopeasti, että sen fotosfääri ei ole painovoimaisesti sidottu tähteen ja se "puhalletaan" säteilyn vaikutuksesta ympäröivään avaruuteen.

Tähti on osa Trumpler 16:n avointa tähtijoukkoa paljon suuremmassa Carina -sumussa . Riippumatta tähdestä tai sumusta, siellä on heikko Eta Carinids meteorisuihku . säteilemällä hyvin lähellä taivaan tähteä.

Tähdellä on nykyaikainen nimi Foramen ( latinan sanasta  foramen "reikä"), joka liittyy tähteen lähellä olevaan avaimenreikäsumuun (NGC 3324) .

Havaintohistoria

Löytö ja tähden nimi

1600-luvulle asti ei ole olemassa luotettavia tietoja Eta Carinaen havainnoista tai löydöistä, vaikka hollantilainen merenkulkija Peter Keyser kuvasi noin vuosina 1595-1596 4. magnitudin tähden paikassa, joka vastaa suunnilleen Eta Carinaen sijaintia. Nämä tiedot toistettiin Peter Planciuksen ja Jodocus Hondiuksen taivaanpalloilla, ja ne ilmestyivät vuonna 1603 Uranometriassa Johann Bayerin toimesta . Frederick de Houtmannin vuoden 1603 riippumaton tähtiluettelo ei kuitenkaan sisältänyt Eta Carinaeta tai muita alueen neljännen magnitudin tähtiä. Ensimmäinen varma maininta Eta Carinaesta kuuluu Edmund Halleylle , joka kuvaili sitä vuonna 1677 Sequensiksi (eli "seuraavaksi" suhteessa toiseen tähteen) silloisessa uudessa Oak Karla -tähdistössä . Halley's Catalog of the Southern Sky julkaistiin vuonna 1679 [16] . Tähti tunnettiin myös Bayer - nimellä Eta Karla Oak ja Eta Ship Argo [3] . Vuonna 1751 Nicolas Louis de Lacaille kartoittanut "Ship Argo" ja "Charles Oak" jakoi ne useisiin pienempiin tähtikuvioihin. Tähti päätyi Argo-laivan "köli"-osaan, joka sai nimen Carina - tähdistö [17] . Tähti tunnettiin yleisesti nimellä Eta Carinae vasta vuonna 1879, jolloin B. Gould määritti Argo-laivan tähdet heidän tytärtähdistyksiinsä Argentiinan uranometriassa [18] .

Tämä Carina sijaitsee liian kaukana etelässä ollakseen osa perinteisen kiinalaisen tähtitieteen " 28 taloa " , mutta se sisällytettiin 1600-luvulla tunnistettuihin eteläisiin tähtiin . Yhdessä s Carinan , Lambda Centaurin ja Lambda Muhin kanssa Eta Carina muodosti asterismin海山( meri ja vuoret ) [19] . Tätä köliä kutsuttiin myös nimellä Tin-Sho (天社 - "Taivaallinen alttari") ja Foramen. Se tunnettiin myös nimellä Hai-Shan-ar (海山二), "meren ja vuorten toinen tähti" [20] .

Halley mainitsi, että tähtien magnitudi oli noin 4 tähden löytöhetkellä, mikä vastaa noin 3,3 metriä nykyajan mittakaavassa. Useat hajallaan olevat varhaiset havainnot viittaavat siihen, että tähti ei ollut merkittävästi tätä suuruusluokkaa kirkkaampi suurimman osan 1600-luvusta [3] . Seuraavien 70 vuoden satunnaisissa havainnoissa mainitaan myös tähti, jonka kirkkaus on enintään 3 magnitudia, mutta vuonna 1751 Lacaille määrittää sen kirkkauden luotettavasti 2 metrin tasolla [3] . On epävarmuutta siitä, onko tähden kirkkaus eronnut seuraavien 50 vuoden aikana; harvinaisia ​​tietueita on olemassa, kuten William Burchellin havainto vuodelta 1815, jossa Eta Carinae mainitaan 4. magnitudin tähtenä, mutta ei ole selvää, perustuvatko nämä tietueet alkuperäisiin havaintoihin vai ovatko ne toistoja aikaisemmasta tiedosta [3] .

Suuri salama

Vuonna 1827 Burchell havaitsi Eta Carinan kirkkauden lisääntymisen ensimmäiseen magnitudiin ja oli ensimmäinen, joka oletti sen vaihtelun [3] . John Herschel teki 1830-luvulla sarjan tarkkoja mittauksia, jotka osoittivat, että tähden kirkkaus vaihteli noin 1,4 magnitudia marraskuuhun 1837 asti. Illalla 16. joulukuuta 1837 Herschel hämmästyi, että tähti ylitti Rigelin kirkkaudellaan [21] . Tämä tapahtuma merkitsi 18 vuoden ajanjakson alkua Eta Carinan kehityksessä, joka tunnetaan nimellä "suuri salama" [3] .

Tämän karinan kirkkaus kasvoi tammikuuhun 1838 asti saavuttaen kirkkauden, joka on suunnilleen yhtä suuri kuin Alpha Centauri , minkä jälkeen se alkoi heiketä jonkin verran seuraavien 3 kuukauden aikana. Tämän jälkeen Herschel lähti eteläiseltä pallonpuoliskolta ja lopetti tähden havainnoinnin, mutta sai kirjeenvaihtoa pastori W. S. McKaylta Kalkutassa ja kirjoitti hänelle vuonna 1843: ”Suureksi yllätyksekseni maaliskuussa (1843) huomasin, että tähti Tämä Argo Shipistä tuli ensimmäisen suuruuden tähti ja se loistaa Canopuksen kirkkaudella ja on väriltään ja kooltaan hyvin samanlainen kuin Arcturus . Hyväntoivon niemen havainnot osoittivat, että tähti oli kirkkaampi kuin Canopus 11. maaliskuuta - 14. maaliskuuta 1843, alkoi sitten haalistua, mutta sitten taas alkoi lisääntyä kirkkaus saavuttaen kirkkaustason Alpha Centaurin ja Canopuksen välillä maaliskuussa 24–28, ja alkoi jälleen himmentää [21] . Suurimman osan 1844 tähti oli kirkkaudeltaan Alphan ja Beta Centaurin puolivälissä , eli sen näennäinen kirkkaus oli noin +0,2 m , mutta vuoden lopussa se alkoi taas kasvaa. Vuonna 1845 tähden kirkkaus saavutti −0,8 m , sitten −1,0 m [5] . Kirkkaushuiput, jotka tapahtuivat vuosina 1827, 1838 ja 1843, johtuvat ilmeisesti Eta Carina -kaksoisjärjestelmän tähtien ohittamisesta periastronin kautta , kun niiden kiertoradat kulkivat lähimpänä toisiaan [22] . Vuodesta 1845 vuoteen 1856 kirkkaus laski noin 0,1 magnitudia vuodessa, mutta nopeilla ja suurilla vaihteluilla [5] .

Vuodesta 1857 lähtien kirkkaus väheni nopeasti, kunnes vuonna 1886 tähtijärjestelmä ei enää näkynyt paljaalla silmällä. On osoitettu, että tämä vaikutus johtui pölyn tiivistymisestä tähteä ympäröivästä sinkoutuneesta aineesta, ei kirkkauden sisäisistä muutoksista [23] [24] .

Pienempi epidemia

Seuraava kirkkauden lisäys alkoi noin 1887. Tähti saavutti magnitudin 6,2 vuoteen 1892 mennessä, sitten maaliskuussa 1895 kirkkaus putosi 7,5 metriin [3] . Huolimatta vuoden 1890 soihdun havaintojen puhtaasti visuaalisesta luonteesta, on arvioitu, että Eta Carina menetti noin 4,3 magnitudia edellisen "suuren salaman" aikana sinkoutuneiden kaasu- ja pölypilvien vuoksi. Ilman näitä häiriöitä tähtijärjestelmän kirkkauden olisi tuolloin pitänyt saavuttaa noin 1,5-1,9 magnitudia, paljon kirkkaampi kuin havaittu kirkkaus [25] . Se oli eräänlainen pienempi kopio "Suuresta salamasta", paljon pienemmillä ainepäästöillä [26] [27] .

1900-luku

Vuosina 1900-1940 Eta Carinan kirkkaus näytti lakkaavan muuttumasta ja jäätyvän magnitudiin 7,6 [3] . Vuonna 1953 havaittiin kuitenkin kirkkauden lisäys jopa 6,5 ​​metriin [28] . Kirkkauden lisäys oli vakaata, mutta hyvin säännöllisin vaihteluin useiden magnitudin kymmenesosien verran [22] .

Vuonna 1996 kirkkausvaihteluilla havaittiin 5,52 vuoden jaksollisuus [22] . Aikaa muutettiin myöhemmin 5,54 vuoteen. Hypoteesi toisen komponentin läsnäolosta järjestelmässä vahvistettiin havainnot muutoksista järjestelmän säteittäisnopeudessa sekä muutokset spektriviivojen profiilissa. Järjestelmää havaittiin radio-, optisella ja lähi-infrapuna-alueella oletetun periastronin aikana vuoden 1997 lopulla ja vuoden 1998 alussa [29] . Samalla havaittiin auringon vastatuulen vaikutuksen aiheuttama röntgensäteilyn täydellinen häviäminen tähtijärjestelmästä [30] . Tähdelle kirkkaan kumppanin olemassaolon vahvistus on parantanut merkittävästi ymmärrystä Eta Carinaen fyysisistä ominaisuuksista ja sen vaihtelevuudesta [7] .

Odottamaton kirkkauden kaksinkertaistuminen vuosina 1998-1999 palautti tähtijärjestelmän paljaalle silmälle. Spekroskooppisten tutkimusten aikaan vuonna 2014 tähtien näennäinen magnitudi ylitti 4,5 metrin merkin [31] . Kirkkaus ei aina muutu johdonmukaisesti eri aallonpituuksilla, eikä se aina noudata tarkasti 5,4 vuoden sykliä [32] [33] . Radio- ja infrapunahavainnot sekä kiertoratateleskooppien havainnot ovat laajentaneet mahdollisuuksia Eta Carinan havainnointiin ja mahdollistaneet spektrin muutosten seurannan [34] .

Havainnot

Eta Carina on tällä hetkellä 4. magnitudin tähti, joka näkyy selvästi paljaalla silmällä ilman valosaastetta [35] . Kuitenkin historiallisena aikana sen kirkkaus on vaihdellut erittäin laajalla alueella - 1800-luvun toiseksi kirkkaimmasta yötaivaalla paljaalle silmälle näkymätön. Tähti sijaitsee -59°:n deklinaatiossa eteläisellä taivaanpuoliskolla, eikä sitä siksi voida havaita suurimmasta osasta Euraasiaa ja suurimmasta osasta Pohjois-Amerikkaa.

Canopuksen ja Eteläristin [ 36] välissä sijaitseva Eta Carinae on selvästi näkyvissä suuren ja näkyvän Carina-sumun kirkkaimpana tähdenä. Amatööriteleskoopilla tarkasteltuna tähti näkyy sumun V-muotoisen pölykaistan sisällä, sen väri on oranssi, eikä se näytä tähtiobjektilta [37] . Korkean resoluution havainnot osoittavat kaksi oranssia "terälehteä" ympäröivästä bipolaarisesta heijastussumusta , joka tunnetaan nimellä " Homunculus ", jotka ulottuvat ulospäin kirkkaasta keskusytimestä. Amatööritähtitieteilijät, jotka seuraavat muuttuvia tähtiä, voivat verrata sen kirkkautta useisiin 4. ja 5. magnitudin tähtiin, jotka ovat lähellä sumua.

Vuonna 1961 löydetyn heikon Eta Carinidsin meteorisuihkun säteily on hyvin lähellä Eta Carinaa. Meteorisuihku on selvästi näkyvissä tammikuun 14. ja 28. tammikuuta välisenä aikana, ja huippu on 21. tammikuuta. Meteorisadeilla ei ole mitään tekemistä aurinkokunnan ulkopuolisten kappaleiden kanssa, ja Ete Carinan läheisyys on pelkkä sattuma [38] .

Näkyvä spektri

Eta Carinaen spektriviivojen leveys ja muoto vaihtelevat suuresti, mutta samalla niissä on useita erityispiirteitä. Eta Carinaen spektrissä on näkyvät emissioviivat , yleensä leveät, vaikka niitä peittää spektrin kapea keskuskomponentti sumun tiheästä ionisoidusta kaasusta, erityisesti Weigelt-palloista (pienet heijastussumut Homunculuksen keskustassa). Suurin osa viivoista on P Cygni -tähtiprofiilia (viivaprofiili, joka on yhteinen kirkkaansinisille muuttujille ), mutta niiden absorptio on paljon heikompi kuin emissio. Leveät P Cygnus -tyyppiset spektriviivat ovat ominaisia ​​voimakkaalle tähtituulelle , mutta tässä tapauksessa niillä on erittäin alhainen absorptio, koska tähti on piilossa laajenevan kaasuverhon alla. Viivan siivessä on havaittavissa merkkejä Thomsonin siroamisesta elektroneissa, vaikkakin heikkoja, mikä voidaan tulkita ilmentymäksi tähtituulen epähomogeenisesta rakenteesta. Vetyviivat korostuvat voimakkaasti, mikä puhuu sen tosiasian puolesta, että Eta Carina on säilyttänyt suurimman osan vetykuorestaan . He I [n 1] -viivat ovat paljon heikompia kuin vetyviivat, ja He II -viivojen puuttuminen mahdollistaa päätähden lämpötilan ylärajan asettamisen. N II -linjat ovat tunnistettavissa, mutta heikkoja, kun taas hiiliviivoja ei havaita ollenkaan ja happilinjat ovat parhaimmillaan erittäin heikkoja, mikä viittaa vedyn palamiseen ytimessä CNO-kierron kautta , mikä vaikuttaa myös pinnan läheisyyteen. kerroksia. Ehkä yksi Eta Carinaen spektrin tunnusomaisimmista piirteistä on Fe II -päästölinjojen merkittävä esiintyminen, sekä sallittuja että kiellettyjä ; jälkimmäiset syntyvät, kun tähtiä ympäröivän matalatiheyksisen sumun kaasu viritetään [39] [40] .

Varhaisimmat analyysit tähden spektristä perustuvat vuoden 1869 havaintoihin, joiden aikana löydettiin viivat "C, D, b, F, pääviivalla vihreä typpi". Tarkkailija osoitti, että absorptioviivoja ei havaittu lainkaan [41] . Kirjainmerkit on annettu Fraunhoferin mukaan ja vastaavat: H α , HeI ("D" käytettiin yleensä osoittamaan natriumkaksoisviivaa, mutta "d" tai "D 3 " käytettiin läheiselle heliumviivalle), FeII ja H β . Oletetaan, että viimeinen osoitettu viiva kuuluu FeII:lle, hyvin lähellä "sumun" vihreää viivaa , joka tunnetaan nykyään kaksoisionisoituneena hapena OIII [42] .

Vuoden 1893 valokuvaspektrit kuvattiin F5-tähden kaltaisiksi , mutta niissä oli himmeitä emissioviivoja. Analyysi nykyaikaisilla spektrografisilla standardeilla osoittaa varhaisen spektrityypin F tähden. Vuonna 1895 spektrissä havaittiin jälleen voimakkaita emissioviivoja, kun taas absorptioviivoja oli, mutta ne olivat vahvasti päällekkäisiä emissioviivojen kanssa. Tällaiset spektrisiirtymät F-luokan superjättiläisestä voimakkaisiin emissiolinjoihin ovat tyypillisiä uusille tähdille , kun sinkoutuva aine säteilee aluksi pseudofotosfäärinä , ja sitten kuoren laajeneessa ja optisesti oheneessa säteilyn emissiospektri ilmestyy [ 42] .

Tiheisiin tähtituuliin liittyvää emissioviivaspektriä on havaittu edelleen 1800-luvun lopusta lähtien. Yksittäisillä viivoilla on suuria vaihteluita leveyden, profiilin ja Doppler-siirtymän suhteen, ja joskus yhdestä viivasta löytyy erilaisia ​​nopeuskomponentteja. Spektriviivat muuttuvat myös ajan myötä, voimakkaimmin 5,5 vuoden jaksolla , mutta myös lyhyempiä tai pidemmät jaksot pienemmällä amplitudilla ovat näkyvissä sekä meneillään olevia maallisia (ei-jaksollisia) muutoksia [43] [44] . Weigelt-pallosten heijastaman valon spektri on pääominaisuuksiltaan samanlainen kuin tähti HDE 316285 , jolla on erittäin kirkkaasti P Cygni -tyyppisiä piirteitä ja jonka spektrityyppi on B0Ieq [45] .

Ultraviolettispektri

Eta Carinae -järjestelmän ultraviolettispektri sisältää runsaasti ionisoitujen metallien, kuten Fe II ja Cr II, emissiolinjoja , siinä on selkeä Lyman α (Ly α ) -viiva ja jatkuvuus (jatkuva spektrisäteily) kuumasta keskuslähteestä. Ionisaatiotasot ja jatkuvuus vaativat lähteen, jonka lämpötila on vähintään 37 000 K [46] .

Jotkut FeII:hen kuuluvat linjat ovat epätavallisen vahvoja ultraviolettisäteilyssä. Ne sijaitsevat Weigelt-palloissa, ja niiden uskotaan johtuvan mekanismista, joka on pohjimmiltaan samanlainen kuin pienen vahvistuksen laserin toiminta. Ionisoitunut vety pallosten ja keskitähden välillä synnyttää voimakkaan Ly α -päästön, joka tunkeutuu palloihin. Pallot sisältävät atomivetyä ja pienen seoksen muita alkuaineita, mukaan lukien keskustähtien säteilystä fotoionisoitunut rauta. Satunnainen resonanssi (kun emissiosäteilyllä on sattumanvaraisesti oikea energia virittyneen tilan pumppaamiseen ) sallii Ly α -emission virittää Fe + -ionit tiettyyn pseudo-metastabiiliin tilaan [47] , mikä luo populaation inversion , joka puolestaan ​​aiheuttaa stimuloitua emissiota [ 47]. 48] . Tämä vaikutus on luonteeltaan samanlainen kuin maser - emissio monia kylmiä superjättiläisiä ympäröivissä tiheissä "taskuissa", mutta jälkimmäinen vaikutus on paljon heikompi näkyvässä ja UV-spektrissä, ja Eta Carinae on ainoa luotettava esimerkki ultraviolettikosmisesta laserista. Samanlainen vaikutus metastabiilin tilan OI:n pumppaamisesta Ly β -emissiolla Eto Carinaa ympäröivissä palloissa vahvistetaan myös toisena astrofysikaalisen UV-laserin tapauksena [49] .

Infrapunaspektri

Eta Carinan infrapunahavainnot ovat yhä tärkeämpiä. Suurin osa keskeisten tähtien sähkömagneettisesta säteilystä absorboituu ympäröivään pölyyn ja säteilee sitten pölyn lämpötilaa vastaavassa keski- ja kauko-infrapunaspektrissä. Tämä mahdollistaa lähes koko järjestelmästä tulevan energiavirtauksen havainnoinnin aallonpituudella, johon sammutus ei vaikuta juurikaan , mikä mahdollistaa paljon tarkempien valoisuusestimaattien tekemisen kuin muiden erittäin kirkkaiden tähtien tapauksessa . Tämä Carina on taivaanpallon kirkkain lähde infrapunaspektrin keskellä [50] .

Kauko-infrapunahavainnot mahdollistavat valtavan pölymassan erottamisen, jonka lämpötila on luokkaa 100-150 K , mikä johtaa Homunculus-sumun massaksi arvioon 20 auringon massasta tai enemmän. Tämä on paljon enemmän kuin aikaisemmat arviot, ja uskotaan, että kaikki tämä pöly sinkoutui muutamassa vuodessa "suuren salaman" aikana [51] .

Infrapunahavainnot voivat tunkeutua pölyn läpi ja suurella resoluutiolla havaita piirteitä, jotka ovat täysin näkymättömiä optisella alueella, mutta eivät itse keskeisiä tähtiä. Homunculuksen keskialue sisältää pienempiä alueita: Lesser Homunculus , joka jäi jäljelle 1890-luvun purkauksesta, Butterfly - avoimet  klusterit ja filamentit, jotka jäivät jäljelle kahdesta purkauksesta, sekä pitkänomainen tähtituulialue [52] .

Korkeaenerginen säteily

Eta Kielin alueella on havaittu useita röntgen- ja gammasäteilylähteitä , esimerkiksi 4U 1037-60 , joka sisältyy Uhurun ​​avaruusobservatorion 4. luetteloon , tai 1044-59 HEAO - 2- luettelon mukaan . Varhaisimmat röntgenhavainnot Eta Kielin alueella tehtiin Terrier - Sandhawk meteorologisesta raketista , joka laukaistiin USA:ssa vuonna 1972 [53] , sitten niitä jatkettiin Ariel V -avaruusobservatorioissa [54] . OSO 8 [55] ja "Uhuru" [56] . Yksityiskohtaisempia havaintoja tehtiin sitten HEAO-2- operaatiolla [57] , ROSAT -röntgenteleskoopilla [58] , ASCA - operaatiolla [59] ja Chandra - teleskoopilla . Monia lähteitä korkean energian sähkömagneettisella spektrillä on havaittu: kovat röntgensäteet ja gammasäteet alueella 1 valokuukauden päässä Eta Carinaesta; kova röntgensäteily keskialueelta, jonka halkaisija on 3 valokuukautta; erottuva hevosenkengän muotoinen rakenne, jonka pituus on 0,67 parsekkia (2,2 valovuotta) ja joka lähettää matalan energian röntgensäteitä ja vastaa "suuren salaman" aikojen iskuaallon eturintamaa; hajallaan oleva röntgensäteily, joka on jakautunut Homunculuksen koko alueelle; lukuisia tiivisteitä ja kaaria päärenkaan ulkopuolella [60] [61] [62] [63] .

Kaikki Eta Carinaeen liittyvä korkeaenerginen säteily vaihtelee kiertoradan aikana. Heinä- ja elokuussa 2003 havaittiin spektriminimi eli "röntgenpimennys". Vuosina 2009 ja 2014 havaittiin olennaisesti samanlainen tapahtuma [64] . Suurin energian gammasäteily, jonka energia oli luokkaa 100 MeV , tallensi AGILE -avaruusalus ; se osoitti suurta vaihtelua, kun taas Fermi-avaruusaluksen havaitsemat alhaisemman energian gammasäteet vaihtelivat vain vähän [60] [65] .

Radiosäteily

Eta Carinan radiosäteily havaitaan pääasiassa mikroaaltoalueella . Se löydettiin neutraalin vetyradiolinjan aallonpituudella , mutta sitä tutkittiin enemmän millimetri- ja senttimetrialueella . Näillä alueilla on havaittu vetyrekombinaation maserilinjoja . Lähetys keskittyy pieneen ei-pisteiseen radiolähteeseen, jonka halkaisija on alle 4 kaarisekuntia; se on pääasiassa säteilyä vapailla siirtymillä (thermal bremsstrahlung ), joka on yhteensopiva hypoteesin kanssa kompaktista HII-alueesta, jonka lämpötila on luokkaa 10 000 K [66] . Yksityiskohtaisemmat radiohavainnot mahdollistavat Eta Carinaa ympäröivän levyn muodossa olevan radiolähteen erottamisen, jonka halkaisija on useiden kaarisekuntien (10 000 AU ) [67] .

Eta Carinan radiosäteilylle on ominaista jatkuvat muutokset intensiteetissä ja spektrijakaumassa 5,5 vuoden jaksolla. H II :n ja rekombinaatiolinjojen intensiteetti vaihtelee suuresti, kun taas jatkuva emissio (laajakaistasäteily eri aallonpituuksilla) on vähemmän alttiina tällaisille muutoksille. Tämä johtuu vetyionisaatiotason jyrkästä laskusta lyhyitä aikoja kussakin jaksossa, mikä osuu samaan aikaan muiden aallonpituuksien spektroskooppisten tapahtumien kanssa [67] [68] .

Ympäristö

Tämä Carina sijaitsee syvällä Carina-sumussa, jättiläismäisellä tähtienmuodostuksen alueella Linnunrata-galaksimme Jousimiehen käsivarressa . Tämä sumu on paljaalla silmällä selvästi näkyvä kohde eteläisellä yötaivaalla, ja se on monimutkainen yhdistelmä säteilyä, heijastuksia ja tummia sumuja. Kuten tiedetään, Eta Carinae sijaitsee samalla etäisyydellä Maasta kuin sumu, ja sen spektrin heijastuksia voidaan nähdä monissa lähistöllä sijaitsevissa tähtienmuodostuksen pilvissä [69] . Carina-sumun ja erityisesti Avaimenreiän alueen ulkonäkö on muuttunut merkittävästi sen jälkeen, kun John Herschel kuvaili sen yli 150 vuotta sitten [42] . Tämän uskotaan liittyvän suoraan Eta Carinan ionisoivan säteilyn vähenemiseen "suuren salaman" jälkeen [70] . Ennen "suurta epidemiaa" Eta Carinae -järjestelmä vaikutti noin 20 % sumun ionisaatioon, mutta nyt kaasu- ja pölypilvet peittävät sen tiiviisti [69] .

Trumpler 16

Tämä Carina sijaitsee avoimen tähtijoukon Trumpler 16 sisällä. Kaikki muut tähtijoukon tähdet ovat paljain silmin havaittavuuden kynnyksen alapuolella, vaikka WR 25  onkin yksi erittäin kirkkaista tähdistä [71] . Trumpler 16 ja sen naapuri Trumpler 14 ovat OB1 Carina -tähtiyhdistyksen  kaksi näkyvintä tähtijoukkoa , suuri joukko kirkkaita ja nuoria tähtiä, joita yhdistää yhteinen liike avaruuden halki [72] .

Homunculus

Tämä Carina sijaitsee Homunculus-sumun sisällä ja valaisee sitä [73] . Pohjimmiltaan Homunculus koostuu kaasusta ja roskista, jotka sinkoutuivat ulos "suuren salaman" aikana 1800-luvun puolivälissä. Sumu koostuu kahdesta toisiinsa nähden napaisesta "keikasta", jotka on kohdistettu tähden pyörimisakselin kanssa, ja ekvatoriaalisesta "hameesta". Maksimiresoluutiolla tehdyt havainnot paljastavat hienompia yksityiskohtia: Homunculus Minor pääsumussa, mahdollisesti vuoden 1890 soihdutuksesta; suihkukone; ohuet kaasuvirrat ja aineen kyhmyt, erityisesti havaittavissa "hameen" alueella; ja kolme Weigelt-palloa, tiheitä kaasupilviä, jotka sijaitsevat hyvin lähellä tähteä [49] [74] .

Homunculus-siipien uskotaan muodostuneen välittömästi alkuperäisen purkauksen jälkeen, todennäköisemmin kuin ennalta sinkoutuneesta aineesta tai tähtienvälisestä aineesta, mutta aineen niukkuus lähellä päiväntasaajan tasoa mahdollistaa myöhemmän vuorovaikutuksen tähtituulen ja sinkoutuneen aineen välillä. Homunculus-siipien massa antaa selkeän viitteen "suuren salaman" suuruudesta, ja arviot vaihtelevat välillä 12-15 - 40 Auringon purkautuneen aineen massaa [51] [75] . Tutkimukset viittaavat siihen, että Suuren salaman ainekset keskittyvät enemmän napojen ympärille; 75 % massasta ja 90 % kineettisestä energiasta sinkoutui 45°:n leveysasteen yläpuolelle [76] .

Homunculukselle on ominaista ainutlaatuinen ominaisuus - kyky saada tietoa keskeisen kohteen spektristä eri leveysasteilla sen heijastuksen avulla "terien" eri osissa. Tämä viittaa napatuuleen , jossa tähtituuli on nopeampi ja voimakkaampi korkeilla leveysasteilla johtuen " gravitaation kirkastumisen " aiheuttamasta nopeasta pyörimisestä kohti napoja. Sitä vastoin spektri osoittaa korkeampaa virityslämpötilaa lähempänä ekvaattoritasoa [77] . Ilmeisesti Eta Carinae A:n ulkokuoret eivät ole liian voimakkaasti konvektiivisia - muuten tämä estäisi " gravitaation tummumisen ". Tähden nykyinen pyörimisakseli ei vastaa sumun suuntausta avaruudessa. Tämä johtuu todennäköisimmin Eta Carinae B:n vaikutuksesta, joka muuttaa havaittua tähtituulta [78] .

Etäisyys

Etäisyys Eta Carinaan määritettiin yhdistämällä eri menetelmiä, jolloin saatiin laajalti hyväksytty arvo 2300 pc (7800 valovuotta) noin 100 pc:n (330 valovuotta) virheellä [79] . Eta Carinaan ei voida määrittää parallaksimittauksilla etäisyyden ja ympäröivän sumun vuoksi. Vain kaksi tähteä on samalla etäisyydellä Hipparcos-luettelossa : HD 93250 Trumpler 16 -klusterissa ja HD 93403 , toinen Trumpler 16:n jäsen tai mahdollisesti Trumpler 15 . Näiden kahden Eta Carinaen kanssa samalla etäisyydellä olevaa tähteä uskotaan muodostuneen samassa molekyylipilvessä, mutta niiden etäisyydet ovat liian suuret parallaksimittauksiin. Parallaksimittaukset HD 93250:lle ja HD 93403:lle antavat arvot 0,53 ± 0,42 millikaaren sekuntia ja 1,22 ± 0,45 kaarimillisekuntia, jolloin etäisyys on 2 000 - 30 000 valovuotta (600 - 9,00 kpl ) 0,08 Uskotaan, että tarkimmat parallaksitiedot saatiin Gaia -operaation avulla . Ensimmäisessä tehtävätietojen julkaisussa parallaksi mainittiin 0,42 ± 0,22 kaarimillisekuntia ja -0,25 ± 0,33 kaarimillisekuntia HD 93250:lle ja HD 93204:lle, mutta ei Eta Carinaelle.

Etäisyydet tähtijoukkoihin voidaan arvioida käyttämällä Hertzsprung-Russell- tai värikromaattisuusdiagrammia tähtien absoluuttisen magnituditietojen kalibroimiseksi niin, että ne sopivat pääsarjaan tai tunnistavat piirteitä, kuten " vaakasuoraan haaraan " kuulumisen ja siten niiden etäisyyden Maasta. . On myös välttämätöntä ymmärtää tähtienvälisen sukupuuttoon tähtijoukkoa suuntautuvan sukupuuton määrät, mikä on ongelmallista Eta Carinaen ja vastaavien avaruuden alueiden tapauksessa [81] . 7330 valovuoden (2250 pc) etäisyys saatiin tarkistamalla Trumpler 16 -klusterin O-luokan tähtien kirkkaus [82] . Kun sukupuuttoon liittyvä tähtienvälinen punoitus ja vastaava mittauskorjaus löydettiin, etäisyydeksi useimpiin tähdistä Trumpler 14 ja 16 vahvistettiin 9500 ± 1000 valovuotta (2900 ± 300 pc) [83] .

Homunculuksen tunnettu laajenemisnopeus antaa epätavallisen geometrisen tavan mitata etäisyyttä. Sen perusteella, että sumun lavat ovat symmetrisiä, sumun projektio taivaalle riippuu etäisyydestä siihen. Homunculukselle ja Eta Carinalle on määritetty arvot 2300, 2250 ja 2300 parsekkia samalla etäisyydellä [79] .

Ominaisuudet

Eta Carinan tähtijärjestelmä on tällä hetkellä yksi massiivimmista järjestelmistä, jota voidaan tutkia yksityiskohtaisesti. Viime aikoihin asti Eta Carinaa pidettiin massiivimpana yksittäisistä tähdistä, mutta vuonna 1996 brasilialainen tähtitieteilijä Augusto Daminieli [22] ehdotti järjestelmän binaarista luonnetta ja vahvisti sen vuonna 2005 [84] . Suurimmaksi osaksi tähtijärjestelmän yksityiskohdat peittävät Eta Carinae A:sta sinkoutuvan tähtien ympärillä olevan aineen, tähden lämpötila ja kirkkaus voidaan määrittää vain infrapunaspektrin havainnoilla. Tähtituulen nopeat muutokset 2000-luvulla viittaavat siihen, että saatamme nähdä itse tähden lähitulevaisuudessa, kun sen ympäristö puhdistuu vähitellen pölystä [85] .

Orbit

Järjestelmän binääriluonne on selkeästi selvillä, vaikka komponentteja ei voida suoraan nähdä tai erottaa spektrografisesti ympäröivässä sumussa tapahtuvan säteilyn sironnan ja viritysten vuoksi. Säännölliset muutokset fotometriassa ja spektrissä saivat etsimään kumppania, ja törmäysten tähtituulten simulaatiot ja joidenkin järjestelmän spektrin piirteiden varjostaminen mahdollistivat likimääräisten kiertoradan määrittämisen [10] .

Seuralaisen tämänhetkinen kiertorata on tasan 5 539 vuotta, huolimatta aineen katoamisesta ja lisääntymisestä johtuvista muutoksista. Kiertojakso "Suurin salaman" ja pienemmän välähdyksen välillä vuonna 1890 oli noin 5,52 vuotta, kun taas ennen "Suuria salamaa" se oli nopeampi, ehkä 4,8 ja 5,4 vuoden välillä [13] . Rataetäisyys tunnetaan vain likimääräisesti, kiertoradan puolipääakselin ollessa noin 15-16 AU. e. Ratalla on suuri epäkeskisyys, e = 0,9. Tämä tarkoittaa, että tähtien välinen etäisyys on joskus noin 1,6 AU. eli noin Marsin ja Auringon välisestä etäisyydestä ja joskus 30 a. esim. etäisyydenä Neptunukseen [10] .

Ehkä arvokkain asia kahden tähden järjestelmän kiertoradan tuntemisessa on kyky laskea suoraan parin tähtien massa. Tämä edellyttää kiertoradan ja sen kaltevuuden tarkkojen parametrien tuntemista. Suurin osa Eta Carinae -järjestelmän kiertoradan parametreista ei ole tarkasti tiedossa, koska tähtiä ei voida nähdä suoraan ja erottaa toisistaan. Kaltevuuden oletetaan olevan 130-145 asteen tasolla, mikä on tärkeä este komponenttien massan jalostamiselle [10] .

Luokitus

Tämä Carina A on luokiteltu kirkkaan siniseksi muuttujaksi (BLV) spektrin ja kirkkauden erottuvien vaihteluiden vuoksi. Tämäntyyppisille muuttuville tähdille on ominaista epäsäännölliset siirtymät korkean lämpötilan hiljaisuudesta matalan lämpötilan purkauksiin, joiden valoisuus on suunnilleen vakio. Lepotilassa olevat NGN:t sijaitsevat kapealla " S-tyypin Doradus-tähtien epävakauden kaistalla ", johon kuuluvat kirkkaimmat ja kuumimmat tähdet. Purkausten aikana kaikilla NGN:illä on suunnilleen sama lämpötila, noin 8 000 K. Tyypillisessä purkauksessa NGN:t muuttuvat visuaalisesti kirkkaammiksi kuin levossa, kun taas bolometrinen valoisuus pysyy muuttumattomana.

Eta Carinae A:lla tapahtuneen "suuren leimahduksen" kaltainen tapahtuma on nähty Linnunradalla tähän mennessä havaintojen historiassa vain kerran - P  Cygnuksella - ja useissa todennäköisissä NGL:issä muissa galakseissa. Mutta yksikään välähdys ei saavuttanut samaa voimakkuutta kuin Eta Kielin. Ei tiedetä varmasti, onko tämä suurimpien NGB:iden ominaisuus, liittyykö se kumppanin läheisyyteen vai onko tämä lyhyt mutta yleinen elämänvaihe suurille tähdille. Monet samankaltaiset tapahtumat muissa galakseissa erehtyivät pitämään supernovaräjähdyksistä, joista niitä kutsuttiin " pseudo- supernovaiksi ", tähän ryhmään voi kuulua myös tähtiä, joilla on muita ei-termisiä transientteja, mikä tuo tähden kirkkaudeltaan lähemmäksi supernovaa [51] .

Tämä Carina A ei ole tyypillinen YGP. Sillä on suurempi kirkkaus kuin millään muulla Linnunradan NGN:llä, vaikka se voi olla verrattavissa muista galakseista löydettyihin "pseudo-supernovaihin". Tällä hetkellä tähti ei ole "S Doraduksen epävakausvyöhykkeellä", vaikka päätähden lämpötila tai spektrityyppi ei ole vielä selvillä, "Great Flare" itsessään oli jonkin verran kylmempää kuin tyypillinen YGB-soihdutus. 1890-luvun leimahdus muistutti enemmän tyypillistä YGB-soihdutusta varhaisella spektrityypillä F, ja nykyään uskotaan, että tähdellä on läpinäkymätön tähtituuli, joka muodostaa pseudofotosfäärin, jonka lämpötila on 9000 - 14000 K, mikä on myös tyypillistä YGB:lle soihdun aikana [23] .

Tämä Carina B on massiivinen ja kirkas tähti, josta tiedetään vähän. Spektrin pääemissioviivojen erillisistä ja epätyypillisistä tähtien emissiolinjoista päätellen Eta Carinae B voi olla spektrityypin O nuori tähti. Monet kirjoittajat uskovat myös, että tähti on joko superjättiläinen tai pelkkä jättiläinen, vaikka he eivät sulje pois sitä mahdollisuutta. tähti kuuluu Wolf-luokkaan Rayet [84] .

Mass

On vaikea määrittää järjestelmän tähtien massaa tietämättä tarkasti kaikkia kiertoradan elementtejä. Tämä Carina on kaksikomponenttinen järjestelmä, mutta tähtien kiertoradoista ei ole tarkkaa tietoa. Voimme vain varmuudella sanoa, että keskitähden massa on tuskin pienempi kuin 90 auringon massaa sen korkean valoisuuden perusteella [39] . Järjestelmän standardimalli olettaa 100–120 auringonmassan [12] [13] ja satelliittien massan 30–60 auringon massaa [13] [86] . Suuren massan oletetaan simuloivan "suuren salaman" energian saantoa ja massansiirtoa 250 aurinkomassan binäärijärjestelmän kokonaismassalla ennen ensimmäistä välähdystä [13] . Tämä Carina menetti valtavan määrän massaa soihdun aikana, ja sen uskotaan alun perin olleen 150-250 Auringon massaa, vaikka tähtikumppani saattoi myös olla vaikuttamassa soihdutukseen [87] [88] .

Massahäviö

Massahäviö on yksi intensiivisimmin tutkituista massiivisten tähtien olemassaolon näkökohdista. Pelkästään havaittujen massahäviömäärien lisääminen parhaisiin tähtien evoluution malleihin ei vastaa Wolf-Rayetin kaltaisten kehittyvien massiivisten tähtien havaittuja ominaisuuksia, supernovien määrää ja tyyppejä tai niiden esi-isiä. Vastatakseen havaintoihin mallit vaativat paljon suurempia massahäviöitä. Tällä Carina A:lla on korkein massahäviö, tällä hetkellä noin 10–3 auringon massaa vuodessa, ja se on ilmeinen ehdokas tutkimukseen [89] .

Tämä Carina A menettää niin paljon massaa voimakkaan valovoimansa ja suhteellisen heikon pintapainovoimansa vuoksi. Sen tähtituuli on täysin läpinäkymätön ja näyttää pseudofotosfääriltä. Tämä optisesti tiheä ilmiö estää tähden todellisen pinnan. "Suuren salaman" aikana massahäviö oli tuhat kertaa suurempi, noin 1 auringon massa vuodessa, kymmenen tai useamman vuoden ajan. Kumulatiivinen massahäviö soihdun aikana on luokkaa 10-20 auringon massaa, mikä mahdollisti Homunculuksen muodostumisen. Pienempi leimahdus 1890-luvulla loi Lesser Homunculuksen , paljon pienemmän massahäviön, vain 0,1 auringon massaa [14] . Suurin osa aineesta lähtee Etu Carinaesta noin 420 km/s nopeudella, mutta tähtituuli kuljettaa osan aineesta pois jopa 3 200 km/s nopeudella, mahdollisesti tähtikumppanin sinkoamana accretion kiekkosta [90] .

Tämä Carina B menettää myös massaa tähtituulen vaikutuksesta, mutta tätä ei voida havaita suoraan. Kahden tähtituulen törmäyksen aiheuttamien säteilymallien mukaan massahäviö on 10–5 auringon massaa vuodessa jopa 3 000 km/s nopeuksilla, mikä on tyypillistä kuumille O-luokan tähdille [62] . Radan erittäin epäkeskisessä osassa järjestelmän toinen komponentti vastaanottaa materiaalia Eta Carinae A:sta akkretion kautta. Keskitähdellä tapahtuneen "suuren leimahduksen" aikana satelliittitähti kerääntyi aurinkoon useita ainemassoja ja laukaisi voimakkaita suihkuja, jotka muodostivat Homunculus-sumun kaksinapaisen ilmeen [89] .

Luminosity

Pöly ja läpinäkymätön tähtituuli peittävät Eta Carina -binäärijärjestelmän komponentit täysin, ja suuri osa ultravioletti- ja visuaalisesta säteilystä on siirtynyt infrapunaspektriin. Järjestelmän molempien komponenttien kaikkien aallonpituuksien sähkömagneettinen säteily on yhteensä useita miljoonia auringonvaloja [91] . Keskitähden paras kirkkausarvio on 5 miljoonaa aurinkoa. Eta Carinae B:n kirkkautta ei tunneta riittävällä tarkkuudella, ehkä useita satoja tuhansia - mutta ei enempää kuin miljoona.

Eta Carinaen merkittävin piirre on voimakas pseudo-supernovaräjähdys, joka tapahtui keskeisellä tähdellä vuonna 1843. Muutama vuosi sen jälkeen tähti tuotti yhtä paljon valoa kuin himmeä supernova, mutta pysyi silti olemassa. On arvioitu, että järjestelmän huippuluminositeetti oli jopa 50 miljoonaa aurinkoenergiaa [51] . Useita samanlaisia ​​tapahtumia on tallennettu muissa galakseissa, esimerkiksi tapahtuma SN 1961v galaksissa NGC 1058 ja SN 2006jc galaksissa UGC 4904 [93] .

"Suuren salaman" jälkeen Eta Carina tummuutui sinkoutuneen aineen vaikutuksesta, mikä johti visuaalisen säteilyn siirtymiseen spektrin punaiseen osaan. Tähti on menettänyt noin 4 magnitudia visuaalisella aallonpituudella, mikä tarkoittaa, että tähti on palannut välähdystä edeltävälle kirkkaudelleen [94] . Tämä karina on edelleen kirkkaampi infrapunassa, vaikka sumun takana oletetaankin olevan kuumia tähtiä. Nykyinen tähden kirkkauden lisääntyminen johtuu sammumisen ja pölyn sironnan vähenemisestä järjestelmästä tai massan poiston vähenemisestä, mutta ei tähden kirkkauden todellisesta lisääntymisestä [85] .

Lämpötila

1900-luvun loppuun asti Eta Carinaen lämpötilan uskottiin olevan yli 30 000 K johtuen "maksimista" kokevista spektrilinjoista, mutta spektrin muut osatekijät mahdollistivat alhaisemman lämpötilan oletuksen, joten tämän selittämiseen luotiin malleja. [95] . Nyt tiedetään, että Eta Carinae -järjestelmä koostuu kahdesta tähdestä, joilla on voimakas tähtituuli, ja törmäysvyöhykkeestä, joka sijaitsee pölyisen sumun sisällä, joka ohjaa 90 % sähkömagneettisesta säteilystä spektrin keski- ja kauko-infrapuna-alueille. Näiden ominaisuuksien vuoksi on ongelmallista määrittää keskitähden tai sen kumppanin tarkka lämpötila.

Voimakkaat tähtituulet törmäävät pölyisen sumun sisällä aiheuttaen 100 MK:n (megakelvinin) lämpötiloja kahden tähden törmäyskartion huipulla. Tämä vyöhyke säteilee kovan röntgenspektrin ja gammasäteilyn lähellä tähtiä. Lähellä periastronia toinen tähti kulkee keskitähdestä tulevan tähtituulen tiheämpien kerrosten läpi, ja tuulen törmäysvyöhykkeellä on häiriöitä, jotka kiertyvät Eta Carinae B:n yli ulottuvaksi spiraaliksi [96] .

Tuulen törmäysvyöhyke erottaa tähtituulet kahdesta tähdestä. Tasolla 55 - 75 ° toisen tähden takana on heikko ja kuuma tuuli, joka on tyypillistä spektrityypin O tähdille tai Wolf-Rayet-tähdille. Tämä mahdollistaa jonkin Eta Carinae B:n säteilyn havaitsemisen sekä sen lämpötilan määrittämisen tietyllä tarkkuudella spektrilinjojen ansiosta, jotka eivät tarkalleen kuulu mihinkään muuhun lähteeseen. Huolimatta suorien havaintojen puuttumisesta seuralaistähdestä, on olemassa laajalti hyväksytty oletus malleista, joissa tähden lämpötila on 37 000 K ja 41 000 K välillä [7] .

Kaikkiin muihin suuntiin tuulen törmäysvyöhykkeen toisella puolella etenee Eta Carina A:n tähtituuli, joka on paljon kylmempää ja yli 100 kertaa tiheämpää kuin Eta Carina B:n tuuli. Lisäksi se on optisesti tiheää, täysin piilottaa todellisen tähtien fotosfäärin keskustähden yksityiskohdat ja vaikeuttaa suuresti jo ennestään kiistanalaisen lämpötilan määrittämistä. Havaittu säteily tulee pseudofotosfääristä, jossa tähtituulen optinen tiheys pyrkii olemaan nolla ja Rosselandin läpinäkyvyys on 2⁄3 . Pseudofotosfääri näyttää tarkasteltuna pitkänomaiselta ja erityisen kuumalta oletetun pyörimisakselin suhteen [97] .

Edmund Halleyn aikaan Eta Carinae A oli todennäköisimmin spektriluokan B hyperjättiläinen, jonka lämpötila havaintohetkellä oli 20 000 K ja 25 000 K välillä. Pallomaiselle optisesti tiheälle tähtituulelle usean sadan auringon säteen etäisyydellä määritetyn tehollisen lämpötilan tulisi olla välillä 9 400 - 15 000 K, kun taas teoreettisen 60 auringon säteen ja 150 optisen syvyyden omaavan hydrostaattisen ytimen lämpötilan tulisi olla luokkaa 35 200 K [34] [85] [91] [98] . Keskitähdestä tulevan läpinäkymättömän päätuulen näkyvän ulkoreunan tehollinen lämpötila otetaan yleensä tasolla 15000 K - 25000 K visuaalisessa ja ultraviolettispektrissä näkyvien piirteiden perusteella, jotka ovat havaittavissa joko itse spektrissä. tai heijastuu Weigelt-pallosten läpi [51] [14] .

Homunculus sisältää pölyä, jonka lämpötila vaihtelee 150 K - 400 K. Tämä on lähes kaiken Eta Carinan infrapunasäteilyn lähde, mikä tekee siitä kirkkaan kohteen näillä aallonpituuksilla [51] .

Lisäksi "suuren salaman" jälkeen laajeneva kaasu törmää tähtienväliseen aineeseen ja lämpenee noin 5 megakelviniin luoden heikon röntgensäteilyn, joka näkyy "hevosenkengässä" tai "renkaassa" [99] [100] .

Mitat

Eta Carinae -binäärijärjestelmän komponenttien koosta on vaikea sanoa mitään tarkkaa suoran havainnoinnin vaikeuden vuoksi. Eta Carinae B:ssä tulee olla selvästi näkyvä fotosfääri, ja säde voidaan asettaa tähden hyväksytyn spektriluokan perusteella. O-luokan superjättiläisen, jonka valovoima on 933 000 aurinkoa ja jonka lämpötila on 37 200 K, tulisi olla 23,6 auringon säde [6] .

Eta Carina A:n mittoja on vaikea määrittää edes likimääräisesti. Keskitähdellä on optisesti tiheä tähtituuli, joten klassinen käsitys tähden pinnasta tulee epämääräiseksi. Joidenkin tietojen mukaan oli mahdollista laskea kuuman tähtiytimen, jonka lämpötila on 35 000 kelviniä (eli itse tähden säde optisesti tiheän tähtituulen sisällä) sädeeksi 60 aurinkoa 150:n optisessa syvyydessä lähellä sitä, mikä voisi olla. jota kutsutaan tähden fysikaaliseksi pinnaksi. Mittaukset optisella syvyydellä 0,67 osoittavat yli 800 auringon säteen, mikä viittaa turvonneeseen optisesti tiheään tähtituuliin [39] . Suuren välähdyksen huipulla säde, sikäli kuin tällainen käsite on sovellettavissa valtavan ainemassan irtoamishetkeen, vaihteli noin 1 400 aurinkoa, mikä on verrattavissa suurimpien tunnettujen tähtien kokoon [101] . .

Binäärijärjestelmän tähden koon tulisi vastata kahden seuralaisen välistä etäisyyttä, joka periastronissa on vain 250 auringon sädettä. Toisen tähden akkretoitumissäteen tulisi olla 60 auringon sädettä, mikä viittaa vahvaan akkresioon lähellä periastronia, mikä johtaa Eta Carinae B:n tähtituulen romahtamiseen [13] . On ehdotettu, että suhteellisen vakion bolometrisen kirkkauden ensimmäinen 4. magnitudi 1. magnitudin kirkastuminen oli normaali YGB-purkaus, vaikkakin liian äärimmäinen tälle luokalle. Seuratähti kulki sitten periastronin ensimmäisen tähden laajennetun fotosfäärin läpi, mikä aiheutti kirkkauden, kirkkauden ja massahäviön entisestään "suuressa välähdyksessä" [101] .

Kierto

Massiivisten tähtien pyörimisnopeudella on tärkeä vaikutus niiden kehitykseen ja kuolemaan. Eta Carinae -tähtien pyörimisnopeutta ei voida mitata suoraan pinnan näkymättömyyden vuoksi. Yksinäiset massiiviset tähdet pysäyttävät kiihtyneen pyörimisensä suhteellisen nopeasti omien voimakkaiden tähtituuliensa aiheuttaman jarrutuksen vuoksi, mutta on vihjeitä siitä, että Eta Carinaen sekä A että B ovat nopeasti pyöriviä tähtiä, jotka lähestyvät 90 prosenttia kriittisestä pyörimisnopeudestaan. Toinen tai molemmat tähdet pyörivät vuorovaikutuksen vaikutuksesta, esimerkiksi johtuen kertymisestä toiseen komponenttiin ja kiertoradan vuorovaikutuksesta ensisijaisen kanssa. [78]

Evoluutio

Potentiaalinen supernova

Todennäköisesti seuraava Linnunradalla havaittu supernova on peräisin tuntemattomasta valkoisesta kääpiöstä tai huomaamattomasta punaisesta superjättiläisestä, joka ei todennäköisesti ole edes paljaalla silmällä näkyvissä [102] . Siitä huolimatta supernovanäkymä sellaisesta kohteesta kuin läheltä ja hyvin tutkitusta tähdestä Eta Carina, joka on monessa suhteessa äärimmäinen, on erittäin kiinnostava [103] .

Yleensä yhden tähden, alun perin noin 150 kertaa Auringon massaa suuremman, ytimen romahtaminen tapahtuu Wolf-Rayet-tähden romahtamisen skenaarion mukaan 3 miljoonan vuoden sisällä [104] . Monet massiiviset tähdet, joilla on alhainen metallisuus, romahtavat suoraan mustaan ​​aukkoon ilman näkyvää räjähdystä tai heikon supernovan muodostumista, ja pieni osa niistä muodostaa harvinaisimman luokan pari-epävakaita supernoveja , mutta aurinkometallisuudella ja sitä korkeammalla se on odotettiin, että massahäviö ennen romahtamista on riittävä näkyvän supernovatyypin Ib tai Ic ilmaantumiseen [105] . Jos tähden lähellä on edelleen suuri määrä sinkoutuvaa materiaalia, supernovaräjähdyksen muodostama ja tähtien ympärillä olevaan aineeseen vaikuttava shokkiaalto voi tehokkaasti muuntaa kineettistä energiaa säteilyksi, mikä johtaa supervoimaisen supernovan (SLSN) tai hypernovan muodostumiseen . useita kertoja kirkkaampi ja paljon pidempi kuin tyypillinen ytimen romahtamisen aiheuttama supernova. Suurimassaiset esitähdet voivat myös päästää ulos tarpeeksi nikkeliä aiheuttamaan SLSN-räjähdyksen yksinkertaisesti radioaktiivisen hajoamisen avulla [106] . Tuloksena oleva jäännös olisi musta aukko, koska on erittäin epätodennäköistä, että niin massiivinen tähti menettäisi tarpeeksi massaa estääkseen sen ydintä ylittämästä neutronitähtien muodostumisen teoreettista rajaa [107] .

Massiivisen kumppanin olemassaolo tuo monia muita mahdollisuuksia. Jos Eta Carinae A olisi nopeasti luopunut uloimmista kerroksistaan, niin romahduksen alkuun mennessä siitä olisi voinut muodostua vähemmän massiivinen WC- tai WO-tyyppinen tähti. Tämä johtaisi tyypin Ib tai tyypin Ic supernovaan vedyn ja mahdollisesti heliumin puutteen vuoksi. Tämän tyyppisten supernovien uskotaan olevan joidenkin tyyppisten gammapurkausten edeltäjä, mutta mallinnus ennustaa, että niitä esiintyy yleensä vain vähemmän massiivisissa tähdissä [104] [108] [109] .

Useita epätavallisia supernoveja ja pseudosupernoveja on verrattu Eta Carinaan sen mahdollisen kohtalon analysoimiseksi. Yksi houkuttelevimmista on SN 2009ip, sininen superjätti, josta vuonna 2009 tuli pseudo-supernova, joka oli samanlainen kuin Eta Carinaen "suuri purkaus", ja koki sitten vielä kirkkaamman purskeen vuonna 2012, joka oli luultavasti todellinen supernova [110] . Supernova SN 2006jc, joka sijaitsee noin 77 miljoonan valovuoden päässä galaksissa UGC 4904 Lynxin tähdistössä, muuttui myös kirkkaaksi pseudo-supernovaksi vuonna 2004 ja räjähti sitten tyypin Ib supernovana, jonka kirkkaus oli 13,8, mikä havaittiin ensimmäisen kerran 9. lokakuuta 2006. Tätä Carinaa on myös verrattu muihin mahdollisiin pseudo-supernoveihin, kuten SN 1961V, ja supernoveihin, kuten SN 2006gy.

Mahdollinen vaikutus Maahan

Useimmat tieteelliset lähteet uskovat, että hypernovan muodostuminen 7500 valovuoden etäisyydellä (etäisyys Eta Carinaeen Auringosta) ei voi aiheuttaa merkittäviä vahinkoja maanpäällisille elämänmuodoille. Otsonikerros voi vaurioitua, kiertoradalla olevat satelliitit voivat sammua, astronautien henki voi olla vaarassa, mutta kaikki maan pinnalla oleva ilmakehä suojelee [111] .

Tyypillinen supernova, joka johtuu alkuperäisen Eta Carinaen kanssa samalla etäisyydellä sijaitsevan alkuperäisen tähden ytimen romahtamisesta, saavuttaisi näennäisen magnitudin noin −4, kuten Venuksen. SLSN voisi olla viisi magnitudia kirkkaampi, mahdollisesti historian kirkkain supernova (tällä hetkellä SN 1006). 7500 valovuoden etäisyydellä tähdestä räjähdys ei todennäköisesti vaikuta suoraan maanpäällisiin elämänmuotoihin, koska ilmakehä suojaa niitä gammasäteiltä ja magnetosfääri joiltakin muilta kosmisilta säteiltä. Suurin vahinko kohdistuu yläilmakehään, otsonikerrokseen, avaruusaluksiin, mukaan lukien satelliitit, ja kaikkiin avaruudessa oleviin astronautiin. On olemassa ainakin yksi paperi, joka viittaa siihen, että supernovaräjähdys voisi johtaa Maan otsonikerroksen täydelliseen häviämiseen, mikä johtaisi maan pinnalle Auringosta tulevan UV-säteilyn merkittävään lisääntymiseen. Tämä edellyttää, että tyypillinen supernova on lähempänä kuin 50 valovuotta Maasta, ja jopa mahdollisen hypernovan pitäisi olla lähempänä Eta Carinaea aiheuttaakseen tällaisia ​​vahinkoja [111] . Toinen mahdollinen vaikutusanalyysi käsittelee epätavallisen valaistuksen hienovaraisempia vaikutuksia, kuten melatoniinin suppressiota , joka aiheuttaa unettomuutta ja lisääntynyttä syövän ja masennuksen riskiä. Se päättelee, että tämän suuruisen supernovan pitäisi olla paljon lähempänä kuin Eta Carina, jotta sillä olisi merkittävää vaikutusta Maahan [112] .

Eta Carinaen ei odoteta tuottavan gammapurkausta, eikä se ole tällä hetkellä akselilla lähellä Maata, mutta gammapurkauksen suora osuma voi aiheuttaa katastrofaalisia vahinkoja ja vakavan massasukupuuton. Laskelmat osoittavat, että tällaisen maan ilmakehään osuvan gammapurkauksen kertynyt energia vastaa kilotonnia TNT:tä neliökilometriä kohden koko tähteen päin olevalla pallonpuoliskolla ja ionisoiva säteily on kymmenen kertaa suurempi kuin tappava annos. koko organismin säteilytys [112] .

Muistiinpanot

1. ↑ Astrofysikaalinen merkintä atomin ionisaatioasteelle, jossa "I" tarkoittaa neutraalia atomia, "II" yksin-ionisoitua atomia jne.

1. ↑ 1 2 Skiff BA VizieR Online Data Catalog: Catalog of Stellar Spectral Classifications (Skiff, 2009–2014). Julkaistu alun perin: Lowell Observatory (lokakuu 2014).
2. ↑ 1 2 3 4 Høg E. et al. Tycho-2-luettelo 2,5 miljoonasta kirkkaimmasta tähdestä  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2000. - Voi. 355 . - P.L27 . - .
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Frew DJ The Historical Record of η Carinae I. Visual Light Curve, 1595–2000  //  The Journal of Astronomical Data. - 2004. - Voi. 10 , ei. 6 . - s. 1-76 . — .
4. ↑ Wilson RE Tähtien säteittäisten nopeuksien yleinen luettelo. – Washington, 1953.
5. ↑ 1 2 3 Smith N., Frew DJ Eta Carinaen tarkistettu historiallinen valokäyrä ja läheisten periastronin kohtaamisten ajoitus  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2011. - Voi. 415 , nro. 3 . - s. 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. η Carinaen binaarisuus, joka paljastettiin Weigelt-tilkkujen B ja D spektraalisen vaihtelun fotoionisaatiomallinnuksesta  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2005. - Voi. 624 , no. 2 . - s. 973 . - doi : 10.1086/429400 . - . - arXiv : astro-ph/0502106 .
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Mehner A. et al. Korkean virityksen päästölinjat lähellä Eta Carinaea ja sen todennäköistä kumppanitähteä  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2010. - Voi. 710 . - s. 729 . - doi : 10.1088/0004-637X/710/1/729 . - . - arXiv : 0912.1067 .
8. ↑ 1 2 Ducati JR VizieR Online Data Catalog: Tähtien fotometrian katalogi Johnsonin 11-värijärjestelmässä [CDS/ADC Collection of Electronic Catalogs ]. – 2002.
9. ↑ Damineli A. et ai. η Carinae -tapahtumien jaksollisuus  // Kuukausitiedotteet Royal Astronomical Societysta  . - Oxford University Press , 2008. - Voi. 384 , no. 4 . - s. 1649 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.12815.x . - . - arXiv : 0711.4250 .
10. ↑ 1 2 3 4 5 Madura, T.I.; Lokki, TR; Owocki, S.P.; Groh, JH; Okazaki, A. T.; Russell, CMP η Carinaen binääriradan absoluuttisen orientaation rajoittaminen: 3D-dynaaminen malli laajalle [Fe III] -emissiolle  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2012. - Voi. 420 , no. 3 . - s. 2064 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.20165.x . - . - arXiv : 1111.2226 .
11. ↑ Damineli A. et ai. Eta Carinae: Pitkä binaari? (englanniksi)  // Uusi tähtitiede. - 1997. - Voi. 2 , ei. 2 . - s. 107 . - doi : 10.1016/S1384-1076(97)00008-0 . — .
12. ↑ 1 2 Clementel N. et ai. Eta Carinaen sisäisten törmäystuulien 3D-säteilyn siirtosimulaatiot - I. Heliumin ionisaatiorakenne apastronissa  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2015. - Voi. 447 , no. 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. - Voi. 723 . - s. 602 . - doi : 10.1088/0004-637X/723/1/602 . - . - arXiv : 0912.1439 .
14. ↑ 1 2 3 Lokki TR, Damineli A. JD13 – Eta Carinae massiivisimpien tähtien kontekstissa  // Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton julkaisut  . - Cambridge University Press , 2010. - Voi. 5 . - s. 373 . - doi : 10.1017/S1743921310009890 . — . - arXiv : 0910.3158 .
15. ↑ Krugel E., Shustov B.M. Pöly avaruudessa // Tiede ja ihmiskunta . - M . : Knowledge , 1989. - S. 296 .
16. ↑ Halley E. Catalogus stellarum australium; sive, Supplementum catalogue Tychenici, exhibens longitudines et latitudines stellarum fixarum, quae, prope polum Antarcticum sitae, horisontaalisesti Uraniburgico Tychoni inconspicuae fuere, accurato calculo ex dastantiis supputatas . - Lontoo: T. James, 1679. - s. 13.
17. ↑ Warner B. Lacaille 250 vuotta  //  Tähtitiede ja geofysiikka. - 2002. - Voi. 43 , no. 2 . - P. 2.25-2.26 . — ISSN 1366-8781 . - doi : 10.1046/j.1468-4004.2002.43225.x . - .
18. ↑ Wagman M. Lost Stars: Kadonneet, kadonneet ja ongelmalliset tähdet Johannes Bayerin, Nicholas Louis de Lacaillen, John Flamsteedin ja muiden muiden luetteloista. - 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). Kiinan horoskoopin mytologia = zh:中國星座神 (kiina) . - 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. Tähtitieteen näyttely- ja koulutustoiminta  (kiina) (28. heinäkuuta 2006) . Haettu: 30. joulukuuta 2012.
21. ↑ 1 2 Herschel, John Frederick William. Vuosina 1834, 5, 6, 7, 8, Hyväntoivon niemellä tehtyjen tähtitieteellisten havaintojen tulokset: vuonna 1825 aloitetun näkyvän taivaan koko pinnan teleskooppitutkimuksen päätökseen saattaminen . - Lontoo, Yhdistynyt kuningaskunta: Smith, Elder and Co., 1847. - V. 1. - S. 33-35.
22. ↑ 1 2 3 4 Damineli A. Eta Carinaen 5,52 vuoden sykli  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1996. - Voi. 460 . - P.L49 . - doi : 10.1086/309961 . — .
23. ↑ 1 2 Davidson K., Humphreys RM Eta Carinae ja sen ympäristö  //  Annual Review of Astronomy and Astrophysics. — Annual Reviews , 1997. — Voi. 35 . — s. 1 . - doi : 10.1146/annurev.astro.35.1.1 . — .
24. ↑ Hamacher DW, Frew DJ Aboriginaalien australialainen levy Eta Carinaen suuresta purkauksesta  //  Journal of Astronomical History and Heritage. - 2010. - Vol. 13 , ei. 3 . - s. 220-234 . — . - arXiv : 1010.4610 .
25. ↑ Humphreys RM, Davidson K., Smith N. Eta Carinaen toinen purkaus ja eta Carinae -muuttujien valokäyrät  // Tyynenmeren tähtitieteellisen seuran julkaisut  . - 1999. - Voi. 111 , ei. 763 . - s. 1124-1231 . - doi : 10.1086/316420 . - .
26. ↑ Smith N. Eta Carinaen systeeminen nopeus  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2004. - Voi. 351 . - P.L15 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07943.x . - . — arXiv : astro-ph/0406523 .
27. ↑ Ishibashi K. et ai. Pienen Homunculuksen löytö η Carinaen Homunculus-sumussa  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Voi. 125 , nro. 6 . - s. 3222 . - doi : 10.1086/375306 . - .
28. ↑ Thackeray AD Stars, Variable: Huomautus Eta Carinaen kirkastumisesta  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1953. - Voi. 113 , nro. 2 . - s. 237 . - doi : 10.1093/mnras/113.2.237 . - .
29. ↑ Damineli A. et ai. Η Carinae: Binarity Confirmed  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2000. - Voi. 528 , no. 2 . — P.L101 . - doi : 10.1086/312441 . - . - arXiv : astro-ph/9912387 . — PMID 10600628 .
30. ↑ Ishibashi K. et ai. η Carinaen ja binaarisen hypoteesin toistuvat röntgensäteilyn vaihtelut  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1999. - Voi. 524 , no. 2 . - s. 983 . - doi : 10.1086/307859 . - .
31. ↑ Humphreys RM et ai. Eta Carinae - Siirtymässä fotometriseen minimiin  //  Tähtitieteilijän sähke. - 2014. - Vol. 6368 . — s. 1 . - .
32. ↑ Mehner A. , ​​Ishibashi K. , Whitelock P. , Nagayama T. , Feast M. , van Wyk F. , de Wit W.-J. Lähi-infrapunatodisteet äkillisestä lämpötilan noususta Eta Carinaessa  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2014. - Voi. 564 . -P.A14 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201322729 . - . - arXiv : 1401.4999 .
33. ↑ Landes H., Fitzgerald M. η Carinaen fotometriset havainnot 2009.0 Spektroskooppinen tapahtuma  //  Australian Astronomical Societyn julkaisut. - 2010. - Vol. 27 , ei. 3 . - s. 374 . - doi : 10.1071/AS09036 . - . - arXiv : 0912.2557 .
34. ↑ 1 2 Martin JC et ai. Eta Carinaen valtionmuutos: Ensimmäiset uudet HST/NUV-tiedot vuodesta 2010 ja ensimmäinen uusi FUV vuoden 2004 jälkeen  //  American Astronomical Society. - 2014. - Vol. 223 . — P. #151.09 . - .
35. ↑ Bortle JE esittelee Bortle Dark-Sky -asteikon  //  Sky and Telescope. - 2001. - Voi. 101 . - s. 126 . - .
36. ↑ Thompson M. Maanläheinen opas kosmokseen . - Random House, 2013. - ISBN 978-1-4481-2691-0 .
37. ↑ Ian Ridpath. Tähtitiede. - Dorling Kindersley, 2008. - ISBN 978-1-4053-3620-8 .
38. ↑ Kronk GR Meteor Showers: An Annotated Catalog . - New York: Springer Science & Business Media, 2013. - S. 22. - ISBN 978-1-4614-7897-3 .
39. ↑ 1 2 3 D. John Hillier. η Carinaen keskuslähteen luonteesta  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2001. - Voi. 553 , no. 837 . - s. 837 . - doi : 10.1086/320948 . - .
40. ↑ Hillier DJ, Allen D. A. Eta Carinaen ja Homunculus-sumun spektroskooppinen tutkimus. I - Yleiskatsaus spektreihin  (englanti)  // Astronomy and Astrophysics . - EDP Sciences , 1992. - Voi. 262 . - s. 153 . — ISSN 0004-6361 . - .
41. ↑ Le Sueur A. Argon ja Orionin sumuista ja Jupiterin spektristä  //  Proceedings of the Royal Society of London. - 1869. - Voi. 18 , ei. 114-122 . - s. 245 . - doi : 10.1098/rspl.1869.0057 . - .
42. ↑ 1 2 3 Walborn NR, Liller MH Varhaisimmat spektroskooppiset havainnot eta Carinaesta ja sen vuorovaikutuksesta Carina-sumun kanssa  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1977. - Voi. 211 . - s. 181 . - doi : 10.1086/154917 . - .
43. ↑ Baxandall FE Huomautus ilmeisistä muutoksista η Carinæn spektrissä  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - Oxford University Press , 1919. - Voi. 79 , ei. 9 . - s. 619 . - doi : 10.1093/mnras/79.9.619 . - .
44. ↑ Gaviola E. Eta Carinae. II. Spektri  // Astrophysical  Journal . - IOP Publishing , 1953. - Voi. 118 . - s. 234 . - doi : 10.1086/145746 . - .
45. ↑ Lokki TR, Damineli A. JD13 - Eta Carinae massiiviisimpien tähtien kontekstissa  // Kansainvälisen tähtitieteellisen liiton julkaisut  . - Cambridge University Press , 2010. - Voi. 5 . - s. 373 . - doi : 10.1017/S1743921310009890 . — . - arXiv : 0910.3158 .
46. ↑ Nielsen, K.E.; Ivarsson, S.; Gull, TR Eta Carinae yli 2003.5 Minimi: Deciphering the Spectrum kohti Weigelt D  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2007. - Voi. 168 , no. 2 . - s. 289 . - doi : 10.1086/509785 . - .
47. ↑ Vladilen Letokhov; Sveneric Johansson. Astrofysikaaliset laserit. - OUP Oxford, 2008. - S. 39. - ISBN 978-0-19-156335-5 .
48. ↑ Johansson S., Zethson T. Atomic Physics Aspects on aiemmin ja äskettäin tunnistetut rautalinjat η Carinaen HST-spektrissä : [ eng. ] . — Eta Carinae Milleniumissa. - 1999. - s. 171. - (ASP Conference Series; v. 179). - .
49. ↑ 1 2 Johansson S., Letokhov VS Astrofysikaalinen laser, joka toimii OI 8446-Å -linjalla η Carinaen Weigelt-blobissa  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2005. - Voi. 364 , no. 2 . - s. 731 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09605.x . - .
50. ↑ Mehner A. et ai. Lähi-infrapunatodisteet äkillisestä lämpötilan noususta Eta Carinaessa  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2014. - Voi. 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 ja Supernova-huijarit. - New York, New York: Springer Science & Business Media, 2012. - T. 384. - S. 26-27. — (Astrofysiikan ja avaruustieteen kirjasto). — ISBN 978-1-4614-2274-7 . - doi : 10.1007/978-1-4614-2275-4 .
52. ↑ Artigau E. et ai. Homunculuksen tunkeutuminen - Lähi-infrapuna-adaptiiviset optiset kuvat Eta Carinaesta  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2011. - Voi. 141 , nro. 6 . - s. 202 . - doi : 10.1088/0004-6256/141/6/202 . - . - arXiv : 1103.4671 .
53. ↑ Hill RW et ai. Pehmeä röntgentutkimus Galaktisesta keskuksesta VELA:lle  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1972. - Voi. 171 . - s. 519 . - doi : 10.1086/151305 . - .
54. ↑ Seward F. D. et ai. Röntgenlähteet eteläisellä Linnunradalla  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1976. - Voi. 177 . — s. 13P . - doi : 10.1093/mnras/177.1.13p . - .
55. ↑ Becker RH et ai. Röntgensäteily supernovajäännöksestä G287.8–0.5  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1976. - Voi. 209 . - P.L65 . - doi : 10.1086/182269 . - .
56. ↑ Forman W. et ai. Neljäs Uhurun ​​röntgenlähteiden luettelo  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1978. - Voi. 38 . - s. 357 . - doi : 10.1086/190561 . - .
57. ↑ Seward F. D. et ai. Röntgensäteet Eta Carinaesta ja ympäröivästä sumusta  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1979. - Voi. 234 . - P.L55 . - doi : 10.1086/183108 . - .
58. ↑ Corcoran MF, Rawley GL, Swank JH, Petre R. Ensimmäinen Eta Carinaen röntgensäteen vaihtelun havaitseminen  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1995. - Voi. 445 . — P.L121 . - doi : 10.1086/187904 . - .
59. ↑ Tsuboi Y., Koyama K., Sakano M., Petre R. ASCA Observations of Eta Carinae   // Julkaisut of the Astronomical Society of Japan. - Astronomical Society of Japan, 1997. - Voi. 49 . - s. 85 . - doi : 10.1093/pasj/49.1.85 . - .
60. ↑ 1 2 Tavani M. et al. Gamma-säteilyn havaitseminen Eta-Carinae-alueelta  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2009. - Voi. 698 , no. 2 . — P.L142 . - doi : 10.1088/0004-637X/698/2/L142 . - . - arXiv : 0904.2736 .
61. ↑ Leyder J.-C., Walter R., Rauw G. Kova röntgensäteily η Carinaesta  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2008. - Voi. 477 , no. 3 . - P.L29 . - doi : 10.1051/0004-6361:20078981 . - . - arXiv : 0712.1491 .
62. ↑ 1 2 Pittard JM, Corcoran MF Eta Carinaen piilotettua seuralaista etsimässä: Tuuliparametrien röntgenmääritys  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2002. - Voi. 383 , no. 2 . - s. 636 . - doi : 10.1051/0004-6361:20020025 . - . - arXiv : astro-ph/0201105 .
63. ↑ Weis K., Duschl WJ, Bomans DJ Suurinopeuksiset rakenteet ja röntgensäteily LBV-sumusta η Carinaen ympärillä  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2001. - Voi. 367 , no. 2 . - s. 566 . - doi : 10.1051/0004-6361:20000460 . - . - arXiv : astro-ph/0012426 .
64. ↑ Hamaguchi K. et ai. η Carinaen röntgenspektrivaihtelu vuoden 2003 röntgensäteen minimiin  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2007. - Voi. 663 . - s. 522 . - doi : 10.1086/518101 . - . - arXiv : astro-ph/0702409 .
65. ↑ Abdo A. A. et ai. Fermi-suuralueteleskooppi Gammasäteilylähteen havainnointi Eta Carinaen asemassa  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2010. - Voi. 723 . - s. 649 . - doi : 10.1088/0004-637X/723/1/649 . - . - arXiv : 1008.3235 .
66. ↑ Abraham Z. et ai. Millimetriaaltosäteily η Carinaen vuoden 2003 matalan viritysvaiheen aikana  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2005. - Voi. 437 , no. 3 . - s. 977 . - doi : 10.1051/0004-6361:20041604 . - . — arXiv : astro-ph/0504180 .
67. ↑ 1 2 Kashi A., Soker N. Eta Carinaen radiovalokäyrän mallintaminen  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2007. - Voi. 378 , no. 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. ]  / Toimittaneet R. Humphreys ja K. Stanek // Massiivisimpien tähtien kohtalo: konferenssin tiedote 23.-28. toukokuuta 2004 Grand Teton National Parkissa, Wyomingissa. - San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2005. - s. 126. - (ASP Conference Series ; v. 332). - .
69. ↑ 12 Smith, Nathan . Carina-sumun laskenta – I. Massiivisten tähtien kumulatiivinen energiansyöttö  (englanniksi)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - Oxford University Press , 2006. - Voi. 367 , no. 2 . - s. 763 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10007.x . - . — arXiv : astro-ph/0601060 .
70. ↑ Smith, N.; Brooks, KJ The Carina Nebula: Laboratory for Feedback and Triggered Star Formation  (englanniksi)  // 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 -kompleksiprojektin näkymä Trumplerista 16  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2011. - Voi. 194 , nro. 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. Nuori avoin klusteri NGC 3293 ja sen suhde CAR OB1:een ja Carina Nebula -kompleksiin  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 1980. - Voi. 85 . - s. 1193 . - doi : 10.1086/112783 . - .
73. ↑ Aitken, DK; Jones, B. Eta Carinaen infrapunaspektri ja rakenne  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1975. - Voi. 172 . - s. 141 . - doi : 10.1093/mnras/172.1.141 . - .
74. ↑ Weigelt, G.; Ebersberger, J. Eta Carinae erotettu pilkkuinterferometrialla  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 1986. - Voi. 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 Eta Carinaen submillimetrin vaihtelu: kylmää pölyä ulkopuhalluksessa  //  Kuukausitiedotteet Royal Astronomical Societysta: Letters. - 2010. - Vol. 401 . - P.L48 . - doi : 10.1111/j.1745-3933.2009.00784.x . — . - arXiv : 0911.0176 .
76. ↑ Smith, Nathan. Homunculuksen rakenne. I. Muodon ja leveysasteiden riippuvuus H 2 :sta ja [Fe II:sta] η Carinaen nopeuskartoista  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2006. - Voi. 644 , no. 2 . - s. 1151 . - doi : 10.1086/503766 . - . - arXiv : astro-ph/0602464 .
77. ↑ Smith, Nathan; Davidson, Chris; Gull, Theodore R.; Ishibashi, Kazunori; Hillier, D. John. Leveysasteista riippuvat vaikutukset η Carinaen tähtituulessa  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Voi. 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. Onko Eta Carinae nopea pyörittäjä, ja kuinka paljon kumppani vaikuttaa sisäiseen tuulirakenteeseen? (englanniksi)  // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2010. - Voi. 716 , no. 2 . — P.L223 . - doi : 10.1088/2041-8205/716/2/L223 . - . - arXiv : 1006.4816 .
79. ↑ 1 2 Walborn, Nolan R. Yritys Eta Carinae säilyttää: Carina-sumun tähtien ja tähtienvälinen sisältö // Eta Carinae ja supernova-huijarit. - 2012. - T. 384. - S. 25-27. — (Astrofysiikan ja avaruustieteen kirjasto). — ISBN 978-1-4614-2274-7 . - doi : 10.1007/978-1-4614-2275-4_2 .
80. ↑ van Leeuwen, F. Uuden Hipparcos-reduktion validointi  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2007. - Voi. 474 , no. 2 . - s. 653 . - doi : 10.1051/0004-6361:20078357 . - . - arXiv : 0708.1752 .
81. ↑ PS; Baker, R.; Antalova, A. Carina-sumun tutkimukset. IV – Uusi avoimien klustereiden TR 14, TR 15, TR 16 ja CR 228 etäisyyksien määritys Walraven-fotometrian perusteella  // Astronomy and Astrophysics Supplement Series  . - EDP Sciences , 1980. - Voi. 41 . - s. 93 . - .
82. ↑ Walborn, NR Carina-sumun tähtisisältö (kutsuttu paperi  )  // Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica Serie de Conferencias. - 1995. - Voi. 2 . — s. 51 . - .
83. ↑ Hur, Hyeonoh; Sung, Hwankyung; Bessell, Michael S. Etäisyys ja nuorten avointen klustereiden alkuperäinen massafunktio η Carina -sumussa: Tr 14 ja Tr 16  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2012. - Voi. 143 , no. 2 . - s. 41 . - doi : 10.1088/0004-6256/143/2/41 . — . - arXiv : 1201.0623 .
84. ↑ 1 2 Iping, RC; Sonneborn, G.; Lokki, TR; Ivarsson, S.; Nielsen, K. 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. Maalliset muutokset Eta Carinaen tuulessa 1998–2011  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2012. - Voi. 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 Carinaen 2014.6 spektroskooppinen tapahtuma: Vihjeitä pitkän aikavälin elpymiseen suuresta purkauksesta  // Tähtitiede ja astrofysiikka  . - EDP Sciences , 2015. - Voi. 578 . -P.A122 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201425522 . - . - arXiv : 1504.04940 .
87. ↑ Smith, Nathan; Tombleson, Ryan. Valoisat siniset muuttujat ovat epäsosiaalisia: Niiden eristäminen viittaa siihen, että ne ovat binäärievoluutiossa potkittuja massan kasvattajia  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2015. - Voi. 447 . - s. 598 . - doi : 10.1093/mnras/stu2430 . - . - arXiv : 1406.7431 .
88. ↑ Smith, Nathan. Räjähdysaalto vuoden 1843 η Carinaen  (englanniksi) purkauksesta  // Luonto. - 2008. - Voi. 455 , no. 7210 . - s. 201-203 . - doi : 10.1038/luonto07269 . — . - arXiv : 0809.1678 . — PMID 18784719 .
89. ↑ 1 2 Kashi, A.; Soker, N. Massan lisääntymisen mahdolliset vaikutukset Eta Carinaessa  //  New Astronomy. - 2009. - Vol. 14 . — s. 11 . - doi : 10.1016/j.newast.2008.04.003 . — . - arXiv : 0802.0167 .
90. ↑ Soker, Noam. Miksi yhden tähden malli ei voi selittää η Carinaen kaksinapaista sumua  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2004. - Voi. 612 , no. 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. Eta Carinaen kumppanitähden vaikutuksesta: ultravioletti- ja optisten spektrien 2D-säteilynsiirtomallinnus  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2012. - Voi. 423 , no. 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.; Valenti, 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 Jättiläispurkaus kaksi vuotta ennen massiivisen tähden ytimen romahdusta   // Luonto . - 2007. - Voi. 447 , no. 7146 . - s. 829 . - doi : 10.1038/luonto05825 . — . — arXiv : astro-ph/0703663 . — PMID 17568740 .
93. ↑ Smith, Nathan; Li, Weidong; Silverman, Jeffrey M.; Ganeshalingam, Mohan; Filippenko, Aleksei V. Luminous blue variable eruptions ja niihin liittyvät transientit: Diversity of progenitors and outburst properties  (englanti)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - Oxford University Press , 2011. - Voi. 415 . - s. 773 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18763.x . - . - arXiv : 1010.3718 .
94. ↑ Davidson, K. Eta Carinaen luonteesta  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 1971. - Voi. 154 , nro. 4 . - s. 415 . - doi : 10.1093/mnras/154.4.415 . - .
95. ↑ Madura, T.I.; Lokki, TR; Okazaki, A. T.; Russell, CMP; Owocki, S.P.; Groh, JH; Corcoran, M.F.; Hamaguchi, K.; Teodoro, M. Rajoitukset η Carinaen massahäviön vähenemiseen sen binaaristen törmäystuulien 3D-hydrodynaamisista simulaatioista  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2013. - Voi. 436 , no. 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. η Carinaen nykyisen tähtituulen koon ja muodon suora mittaus  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2003. - Voi. 410 , no. 3 . - P.L37 . - doi : 10.1051/0004-6361:20031500 . - . — arXiv : astro-ph/0310399 .
97. ↑ Martin, John C.; Davidson, Chris; Humphreys, Roberta M.; Mehner, Andrea. Keskivaiheen muutokset Eta Carinaessa  //  The Astronomical Journal . - IOP Publishing , 2010. - Voi. 139 , nro. 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 Massiivisen Eta Carinaen röntgensäteilyn lisääntyminen ja säännölliset purkaukset   // Luonto . - 1997. - Voi. 390 , no. 6660 . - s. 587 . - doi : 10.1038/37558 . — .
99. ↑ Chlebowski, T.; Seward, F.D.; Swank, J.; Szymkowiak, A. Eta Carinaen röntgensäteet  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1984. - Voi. 281 . - s. 665 . - doi : 10.1086/162143 . - .
100. ↑ 12 Smith, Nathan . Väkivaltaisten kaksoistähden törmäysten laukaisemat räjähdykset: Sovellus Eta Carinaeen ja muihin eruptiivisiin transientteihin  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - Oxford University Press , 2011. - Voi. 415 , nro. 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 tarkkailemassa seuraavaa galaktista supernovaa  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2013. - Voi. 778 , no. 2 . - s. 164 . - doi : 10.1088/0004-637X/778/2/164 . - . - arXiv : 1306.0559 .
102. ↑ McKinnon, Darren; Lokki, TR; Madura, T. Eta Carinae: Astrofysikaalinen laboratorio olosuhteiden tutkimiseksi pseudo-supernovan ja supernovan välisen siirtymän aikana  //  American Astronomical Society. - 2014. - Vol. 223 . — P. #405.03 . - .
103. ↑ 1 2 Groh, Jose H.; Meynet, Georges; Georgi, Cyril; Ekstrom, Sylvia. Ytimen romahtamisen supernovan ja GRB-kantaisten perusominaisuudet: Massiivisten tähtien ulkonäön ennustaminen ennen kuolemaa  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 2013. - Voi. 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. Kuinka massiiviset yksittäistähdet lopettavat elämänsä  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2003. - Voi. 591 . - s. 288 . - doi : 10.1086/375341 . - . - arXiv : astro-ph/0212469 .
105. ↑ Gal-Yam, A. Luminous Supernovae   // Tiede . - 2012. - Vol. 337 , nro. 6097 . - s. 927-932 . - doi : 10.1126/tiede.1203601 . - . - arXiv : 1208.3217 . — PMID 22923572 .
106. ↑ Smith, Nathan; Owocki, Stanley P. Jatkuvuuden aiheuttamien purkausten roolista erittäin massiivisten tähtien evoluutiossa  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2006. - Voi. 645 , no. 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 Binary Interaction hallitsee massiivisten tähtien kehitystä   // Tiede . - 2012. - Vol. 337 , nro. 6093 . - s. 444 . - doi : 10.1126/tiede.1223344 . - . - arXiv : 1207.6397 . — PMID 22837522 .
108. ↑ Claeys, JSW; de Mink, SE; Pols, OR; Eldridge, JJ; Baes, M. Tyypin IIb supernovien binaariset progenitorimallit  (englanti)  // Astronomy and Astrophysics . - EDP Sciences , 2011. - Voi. 528 . — P. A131 . - doi : 10.1051/0004-6361/201015410 . - . - arXiv : 1102.1732 .
109. ↑ Smith, Nathan; Mauerhan, John C.; Prieto, Jose L. SN 2009ip ja SN  2010mc : Sinisistä superjättiläisistä syntyneet ydin-collapse Type IIn  -supernovat // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . - Oxford University Press , 2014. - Voi. 438 , no. 2 . - s. 1191 . - doi : 10.1093/mnras/stt2269 . - . - arXiv : 1308.0112 .
110. ↑ 1 2 Ruderman MA Läheisten supernovaräjähdysten mahdolliset seuraukset ilmakehän otsonille ja maaelämälle : [ eng. ] // Tiede. - 1974. - Voi. 184, nro 4141. - P. 1079-1081. - .
111. ↑ 12 Thomas , Brian; Melott, A.L.; Fields, B.D.; Anthony-Twarog, BJ Superluminous Supernovae: Ei uhkaa Eta Carinaelta  //  American Astronomical Society. - 2008. - Voi. 212 . - s. 193 . - .

Linkit

• Artikkeli Eta Carinasta, Big Universe
• Miranda Magazine, Astronet - Eta Carina - yksityiskohtaisia ​​suosittuja artikkeleita
•  Eta Carinae @ Hubble Space Telescope Treasury ohjelmat
• Chandra X-ray teleskoopin  verkkosivusto
• ESO: Eta Kielin ennätysresoluutio taltioitu
• Julian Pittard . Enigmatic Eta Carinae, Astronomy & Geophysics, voi. 44,  1,17

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Suuri tanskalainen Hienoa norjalaista Britannica (verkossa)
Bibliografisissa luetteloissa	BNF : 16612794t GND : 4342628-1 J9U : 987007290981105171 LCCN : sh00000390