Відкрити головне меню

Координати: Карта зоряного неба 10г 45м 03.591с, −59° 41′ 04.26″

Ета Кіля
Eta Carinae.jpg
Зображення отримане "Wide Field and Planetary Camera 2" (WFPC2) у червоних та майже ультрафіолетових хвилях[1]


Дані дослідження
Епоха J2000
Сузір'я Кіль
Пряме піднесення 10h 45m 03.591s[2]
Схилення −59° 41′ 04.26″[2]
Видима величина (V) −1.0 to ~7.6[3]
Характеристики
Спектральний клас змінний[4] + O[5][6]
показник кольору U−B −0.45[7]
Тип змінності яскрава блакитна змінна(LBV)[8]
& подвійна зоря[9]
Астрометрія
Променева швидкість (Rv) −25.0[10] км/сек
Власний рух (μ) за пр. піднес.: −7.6[2] мас/рік

за схиленням: 1.0[2] мас/рік

Відстань 7 500 світлових років
2 300[11] парсек
Абсолютна величина (MV) −8.6 (2012)[12]
Подробиці
Маса 120[13] M
Радіус 60-800[14] R
Світність 5,000,000[5][6] L
Ефективна температура 15,000[5]  K
Вік <3[6] років

Шаблон:Starbox orbit

Інші позначення
Форамен,[15] Tseen She,[16] 231 G Carinae,[17] HR 4210, HD 93308, CD−59°2620, IRAS 10431-5925, GC 14799, AAVSO 1041–59
Посилання
SIMBADдані для Eta+Carinae

Ета Кіля (η Car, η Carinae) — зоряна система в сузір'ї Кіля, яка складається принаймні з двох гравітаційно пов'язаних зір, із сукупною світністю, яка в понад 5 мільйонів разів перевершує світність Сонця. Перебуває на відстані близько 7500 світлових років (2300 парсек). Вперше згадується як зоря 4-ї зоряної величини, але в період з 1837 по 1856 рік під час події, відомої як «Великий спалах», значно збільшила свою яскравість. Ета Кіля досягла блиску -0,8m і на період з 11 по 14 березня 1843 року стала другою за яскравістю зорею на земному небосхилі (після Сіріуса), після чого поступово почала зменшувати світність, і до 1870-х років перестала бути видимою неозброєним оком. Починаючи з 1940 року знову поступово збільшує яскравість. До 2014 року досягла зоряної величини 4,5m. Ета Кіля ніколи не заходить за горизонт на південь від 30° південної широти, її ніколи не видно у місцях на північ від 30° північної широти.

Дві зорі в системі Ета Кіля рухаються навколо спільного центру тяжіння по витягнутих еліптичних орбітах (ексцентриситет 0,9) з періодом 5,54 земного року. Основний компонент системи — гіпергігант, яскрава блакитна змінна (ЯБЗ), що спочатку мала масу 150-250 сонячних, з яких втратила вже принаймні 30. Це одна з найбільших і найбільш нестійких відомих науці зір. Її маса близька до теоретичної верхньої межі. Як очікують, в астрономічно близькому майбутньому (кілька десятків тисячоліть) вона стане надновою. Ета Кіля А — єдина зоря, від якої зафіксовано ультрафіолетове лазерне випромінювання. Друга зоря, η Car B, теж має дуже високу поверхневу температуру і світність, ймовірно належить до спектрального класу О, а її маса становить близько 30—80 сонячних.

Світло від компонентів системи η Кіля сильно поглинається невеликою біполярною туманністю Гомункул розмірами 12×18 кутових секунд[18], яка складається з речовини центральної зорі, викинутої під час «Великого спалаху». Масу пилу в Гомункулі оцінюють у 0,04 сонячної. Через цю туманність спостереження зір ускладнене для телескопів. Ета Кіля А втрачає масу[en] настільки швидко, що її фотосфера гравітаційно не пов'язана із зорею і «здувається» випромінюванням у навколишній простір. Система розташована на відстані 7500-8000 світлових років від Сонця.

Зоря належить до розсіяного зоряного скупчення Трюмплер 16 в набагато більшій туманності Кіля. Безвідносно до зорі або туманності існує слабкий метеорний потік Ета-Карініди[en] з радіантом, дуже близьким до зорі на небі.

Зоря має сучасну назву Форамен (від лат. foramen «отвір»), пов'язану з близькою до зорі туманністю Замкова щілина (NGC 3324).

Історія спостереженьРедагувати

Відкриття та присвоєння назвиРедагувати

Не існує достовірних записів про спостереження або відкриття Ети Кіля до XVII століття, хоча голландський мореплавець Пітер Кейзер приблизно у 1595-1596 роках описав зорю 4-ї величини в місці, яке приблизно відповідає її положенню. Петер Планціус і Йодокус Хондіус відтворили ці дані на своїх небесних глобусах, а Йоганн Байєр включив зорю в свою «Уранометрію» 1603 року. Втім, незалежний зоряний каталог Фредеріка де Хаутмана від 1603 року не містив Ету Кіля серед інших зір четвертої величини на цій ділянці неба. Перший надійний запис про неї належить Едмонду Галлею, який описав її в 1677 році як Sequens (тобто «наступну» відносно іншої зорі) всередині нового на той час сузір'я Дуб Карла[en]. «Каталог Південного неба» Галлея вийшов друком 1679 року[19]. Зоря була також відомою під позначеннями Байєра як Ета Дуба Карла і Ета Корабля Арго[3]. 1751 року Нікола Луї де Лакайль, наносячи на карту «Корабель Арго» і «Дуб Карла», розділив їх на кілька менших сузір'їв. Зоря опинилася в «кільовій» частині «Корабля Арго[en]», що пізніше дістала назву сузір'я Кіля[20]. Назва Ета Кіля стала широко відомою лише 1879 року, коли Бенджамін Гулд у своїй Аргентинській уранометрії зрештою розніс зорі «Корабля Арго» по його дочірніх сузір'ях[21].

Ета Кіля лежить надто далеко на південь, тому не належить до «28 будинків[en]» традиційної китайської астрономії, але вона потрапила до Південних астеризмів, виділених на початку XVII століття. Разом з s Кіля[en], Лямбдою Центавра і Лямбдою Мухи[en], Ета Кіля сформувала астеризм 海山 (Море і Гори)[22]. Крім того, Ета Кіля має назви Тінь-Ші (天社 — «Небесний вівтар») і Форамен. Також була відома як Хай-Шань-ер (海山二), «друга зоря Моря та Гір»[23].

 
Зміна яскравості Ети Кіля починаючи з найбільш ранніх спостережень дотепер

Впродовж історії спостережень Ета Кіля істотно змінювала свою яскравість. У своєму каталозі Галлей вказував для неї четверту видиму зоряну величину, що відповідає приблизно 3,3m за сучасною шкалою. Кілька розрізнених ранніх спостережень дозволяють припустити, що протягом більшої частини 17 століття зоря не була значно яскравішою, ніж ця величина. Спорадичні спостереження упродовж наступних 70 років теж показують, що вона ймовірно мала 3-тю величину, або й була тьмянішою, проте 1751 року Лакайль надійно визначив її яскравість на рівні 2m. Достеменно невідомо, чи змінювала зоря яскравість упродовж наступних 50 років; існують рідкісні записи, такі як спостереження Вільяма Берчелла 1815 року, яке реєструє Ету Кіля як зорю 4-ї величини, але незрозуміло, чи це результат оригінальних спостережень, чи просто відтворення попередньої інформації[3].

«Великий спалах»Редагувати

1827 року Берчелл відзначив збільшення яскравості Ета Кіля до 1-ї зоряної величини і став першим, хто висловив гіпотезу про її змінність. Джон Гершель у 1830-х роках виконав серію точних вимірювань, яка показує, що яскравість зорі коливалася в районі 1,4 зоряної величини аж до листопада 1837 року. Увечері 16 грудня 1837 року Гершель був вражений тим, що зоря за своєю яскравістю перевершила Рігель[24]. Ця подія поклала початок 18-річного періоду в еволюції Ети Кіля, відомого як «Великий спалах»[3].

Ета Кіля збільшувала свою яскравість до січня 1838 року, досягнувши блиску, приблизно рівного Альфі Центавра, після чого почала трохи слабшати упродовж наступних 3 місяців. Після цього Гершель залишив Південну півкулю і перестав спостерігати за зорею, але отримував кореспонденцію від преподобного У. С. МакКея з Калькутти, який писав йому в 1843 році: «На мій великий подив, у березні цього року я побачив, як Ета Корабля Арго стала зорею першої величини, що сяє з яскравістю Канопуса, а кольором і розмірами дуже нагадує Арктур». Спостереження на Мисі Доброї Надії показали, що з 11 по 14 березня 1843 року зоря перевершувала за яскравістю Канопус, а потім почала згасати, проте потім знову почала збільшувати блиск, з 24 по 28 березня досягнувши рівня яскравості між Альфою Центавра й Канопусом, і знову почала тьмяніти[24]. Протягом більшої частини 1844 року за яскравістю зоря перебувала посередині між Альфою і Бетою Центавра, тобто її видимий блиск становив близько +0,2m, але до кінця року він знову почав рости. У 1845 році яскравість зорі досягла -0,8m, потім -1,0m[12]. Піки яскравості, які припали на 1827, 1838 і 1843 роки, судячи з усього, обумовлені проходженням періастра зорями подвійної системи Ета Кіля, коли вони були найближче одна до одної[9]. Від 1845 до 1856 року яскравість падала приблизно на 0,1 зоряної величини за рік, але з можливими стрімкими і значними коливаннями[12].

Від 1857 року яскравість зменшувалася швидкими темпами, поки в 1886 році зоряна система не перестала бути видимою неозброєним оком. Обчислення показали, що цей ефект швидше викликаний конденсацією пилу з викинутої речовини, яка оточує зорю, а не власними змінами світності[25][26].

Менший спалахРедагувати

Чергове збільшення яскравості розпочалося близько 1887 року. До 1892 року зоря досягла позначки 6,2 зоряної величини, потім до березня 1895 блиск впав до 7,5m. Попри виключно візуальний характер спостережень спалаху 1890 року, було підраховано, що хмари пилу і газу викинуті під час «Великої спалаху», які закривають від нас Ету Кіля погіршили її видимість приблизно на 4,3m. За відсутності цих перешкод яскравість зоряної системи на той момент мала б сягати близько 1,5—1,9 зоряної величини, тобто значно перевершувати блиск, що спостерігався[27]. Це була свого роду зменшена копія «Великого спалаху», зі значно меншими викидами речовини[28][29].

20-те століттяРедагувати

Між 1900 і принаймні 1940 роками здавалося, що Ета Кіля перестала змінювати яскравість і застигла на рівні 7,6 зоряної величини[3]. Однак 1953 року було відзначено підвищення яскравості до 6,5m[30]. Підвищення яскравості йшло стабільно, але з досить регулярними варіаціями в декілька десятих зоряної величини[9].

1996 року було виявлено, що варіації яскравості відбуваються з періодичністю 5,52 року[9]. Пізніше період уточнили до 5,54 року. Гіпотезу про наявність в системі другого компонента підтвердили спостереження за змінами в радіальній швидкості системи, а також за зміною профілю спектральних ліній. Спостереження системи велися в радіо-, оптичному та ближньому інфрачервоному діапазоні в момент можливого проходження періастра наприкінці 1997 і на початку 1998 року[31]. Водночас було відзначено повне зникнення рентгенівського випромінювання від зоряної системи, викликаної ефектом зустрічного зоряного вітру[en][32]. Підтвердження існування у зорі яскравого супутника значно поліпшило розуміння фізичних характеристик Ети Кіля та її змінності[6].

Несподіване подвоєння яскравості в 1998-1999 роках повернуло зоряну систему в зону видимості неозброєним оком. На момент спектроскопічних досліджень 2014 року видима зоряна величина подолала позначку в 4,5m[33]. Яскравість не завжди послідовно змінюється на різних довжинах хвиль і не завжди в точності повторює 5,5-річний цикл[34][35]. Радіо- та інфрачервоні спостереження, а також спостереження з орбітальних телескопів розширили можливості спостереження за Етою Кіля і дозволили відстежити зміни в спектрі[36].

ВидимістьРедагувати

 
Сузір'я Кіля. Ета Кіля і Туманність Кіля обведені червоним кружком у лівій частині малюнка

Як зорю, що має 4-ту зоряну величину (станом на 2018 рік), Ету Кіля добре видно неозброєним оком за відсутності світлового забруднення[37]. Втім, в історичний час її яскравість коливалася в дуже широкому діапазоні — від другої за яскравістю на нічному небі у XIX столітті до невидимої для неозброєного ока. Зоря розташована на -59° південної небесної півкулі, тож її не можна побачити з Європи і з більшої частини Північної Америки.

Ета Кіля розташована між Канопусом і Південним Хрестом[38]. Її добре видно як найяскравішу із зір всередині великої й помітної для неозброєного ока туманності Кіля. При спостереженні в аматорський телескоп зорю видно всередині V-подібної пилової смуги туманності, вона має оранжевий колір і не схожа на зоряний об'єкт[39]. Спостереження з високою роздільною здатністю дозволяють побачити дві помаранчеві «пелюстки» навколишньої біполярної відбивної туманності, відомої як «Гомункул», що тягнуться в різні боки від яскравого центрального ядра. Астрономи-аматори, які відстежують змінні зорі, можуть порівняти її яскравість з кількома зорями 4-ї і 5-ї величини, розташованими поблизу туманності.

Радіант виявленого в 1961 році слабкого метеорного потоку Ета Карініди[en] дуже близький до Ети Кіля. Метеорний потік чітко спостерігається з 14 по 28 січня, а його пік припадає на 21 січня. Метеорні дощі ніяк не пов'язані з тілами поза Сонячною системою, і близькість до Ети Кіля — простий збіг[40].

Видимий спектрРедагувати

 
Монтаж знімка Ети Кіля і туманності Гомункул, зроблений на Космічному телескопі Хаббл (HST), з незвичайним емісійним спектром в ближній ІЧ області, знятим на спектрографі STIS HST

Ширина і форма спектральних ліній Ети Кіля досить мінлива, але разом з тим вони мають низку відмітних особливостей. У спектрі Ети Кіля яскраво виражені емісійні лінії, зазвичай широкі, хоча на них і накладається вузький центральний компонент спектра з щільного іонізованого газу туманності, особливо від глобул Вайгельта (маленьких відбивних туманностей у центрі Гомункула). Більшість ліній мають тип профілю зорі P Лебедя (профіль ліній, звичайний для яскравих блакитних змінних), але зі значно слабшим поглинанням, ніж емісія. Широкі спектральні лінії типу P Лебедя характерні для сильного зоряного вітру, але в цьому випадку вони мають дуже низьку абсорбцію, оскільки зорю приховує газова оболонка, яка розширюється. У крилах ліній можна помітити ознаки томсонівского розсіювання на електронах, хоча й слабкого, що можна інтерпретувати як прояв неоднорідної структури зоряного вітру. Лінії водню сильно виражені, що свідчить на користь того, що Ета Кіля зберегла більшу частину своєї водневої оболонки. Лінії HeI[n 1] набагато слабші водневих, а відсутність ліній HeII дозволяє встановити верхню межу на температуру головної зорі. Лінії NII ідентифіковані, але слабкі, тоді як вуглецевих ліній не виявлено зовсім, а лінії кисню в кращому разі вкрай слабкі, що свідчить про горіння водню в ядрі через CNO-цикл, який трохи зачіпає і приповерхневі шари. Можливо, одна з найбільш характерних особливостей спектру Ети Кіля — значуща присутність емісійних ліній FeII, як дозволених, так і заборонених; останні виникають при збудженні газу низькощільної туманності навколо зорі[41][42].

Найбільш ранні аналізи спектру зорі спираються на спостереження 1869 року, в ході яких виявлено лінії «C, D, b, F, з головної зеленої азотної лінією». Спостерігач зазначив, що лінії поглинання не спостерігаються зовсім[43]. Літерні позначення подано за Фраунгофером. Вони відповідають: Hα, HeI («D» зазвичай застосовували для позначення подвійної лінії натрію, але «d» або «D3» було використано для близької лінії гелію), FeII і Hβ. Припускають, що остання зазначена лінія належить FeII, дуже близько до зеленої лінії «небулію[en]», нині відомого як двічі іонізований кисень, OIII[44].

Фотографічні спектри 1893 року описувалися як подібні до зорі спектрального класу F5, але з кількома слабкими емісійними лініями. Аналіз за сучасними стандартами спектрографії вказує на зорю раннього спектрального класу F. До 1895 року спектр знову складався переважно з сильних емісійних ліній, при цьому лінії поглинання були, але були сильно перекриті емісійними. Такого роду спектральні переходи від надгіганта класу F до сильних емісійних ліній характерні для нових зір, коли викинута речовина спочатку випромінює як псевдо-фотосфера, а потім, коли оболонка розширюється і тоншає, проявляється емісійний спектр випромінювання[44].

Емісійний лінійчатий спектр, асоційований зі щільними зоряними вітрами, продовжував спостерігатися з кінця XIX століття. Окремі лінії демонструють широкі варіації ширини, профілю та доплерівського зсуву, іноді різні швидкісні компоненти виявляються всередині однієї лінії. Спектральні лінії також змінюються з часом, найбільш сильно з періодом в 5,5 року, але видно й більш короткі або довгі періоди з меншою амплітудою, а також тривалі секулярні (неперіодичні) зміни[45][46]. Спектр світла, відбитого від глобул Вайгельта, в основних рисах подібний до зорі HDE 316285, яка гранично яскраво проявляє особливості типу P Лебедя і володіє спектральним класом B0Ieq[47].

Ультрафіолетовий спектрРедагувати

Ультрафіолетовий спектр системи Ета Кіля багатий на емісійні лінії іонізованих металів, наприклад: FeII, CrII, Лайманаα (Lyα), а також має потужний неперервний (суцільний) спектр від центрального гарячого джерела. Існування таких рівнів іонізації та неперервного спектра вимагає наявності джерела з температурою принаймні 37 000 K[48].

Певні УФ-лінії FeII незвично сильні. Вони походять із глобул Вайгельта і механізм їх утворення схожий на роботу лазера з низьким коефіцієнтом посилення[en]. Іонізований водень між глобулами й центральною зорею генерує інтенсивну Lyα емісію, яка проникає крізь глобули. Глобули містять атомарний водень з малою домішкою інших елементів, включаючи фотоіонізоване від радіації центральних зір залізо. Випадковий резонанс (де емісія за збігом має відповідну енергію для накачування до збудженого стану) дозволяє Lyα емісії накачувати іони Fe+ до певного псевдо-метастабільного стану[49], провокуючи інверсію електронного населення, яка в свою чергу викликає вимушене випромінювання[50]. Цей ефект схожий за своєю суттю на мазерні[en] емісії зі щільних областей простору, що оточують безліч холодних надгігантів. Але цей ефект значно слабший у візуальному та УФ спектрі, і Ета Кіля — єдине достовірне джерело в ультрафіолеті. Схожий ефект від накачування метастабільного стану OI через емісію Lyβ, також підтверджується як ще один приклад астрофізичного УФ лазера[51].

Інфрачервоний спектрРедагувати

 
Зорі, що нагадують Ету Кіля, в сусідніх галактиках

Інфрачервоні спостереження за Етою Кіля стають все більш і більш важливими. Переважна більшість електромагнітної радіації від центральних зір поглинається навколишнім пилом, і потім випромінюється в середньому і далекому інфрачервоному спектрі, який відповідає температурі пилу. Це дозволяє майже усьому енергетичному потокові від системи спостерігатися на довжинах хвиль, які слабко страждають від міжзоряного поглинання, що дозволяє робити більш точні оцінки яскравості, ніж для інших надзвичайно світних зір[en]. Ета Кіля — найяскравіше джерело випромінювання в середині інфрачервоного спектру на небосхилі[52].

Спостереження в далекому інфрачервоному спектрі дозволяють вирізнити величезну масу пилу з температурою близько 100-150 K, що дозволяє науковцям оцінити масу туманності Гомункул у 20 сонячних мас або й більше. Це набагато більше, ніж оцінювали раніше, і вважають, що всю цю масу вивержено впродовж декількох років під час «Великого спалаху»[8].

Спостереження в інфрачервоному спектрі можуть проникнути крізь пил і з високою роздільною здатністю показати особливості, які зовсім невидимі в оптичному діапазоні, хоча й не самі центральні зорі. Центральний регіон Гомункула містить менші регіони: Малий Гомункул, що залишився після спалаху 1890-х років, метелик — розсіяні скупчення і нитки, що залишилися після двох спалахів, а також видовжений регіон зоряного вітру[53].

Високоенергетичне випромінюванняРедагувати

 
Рентгенівське випромінювання навколо Ети Кіля (червоне — низькі енергії, синє — високі)

В районі Ети Кіля виявлено кілька джерел рентгенівського і гамма-випромінювання, наприклад 4U 1037-60, що входить до 4-го каталогу космічної обсерваторії Ухуру, або 1044-59 за каталогом HEAO-2. Найбільш ранні спостереження рентгенівського випромінювання в регіоні Ета Кіля зроблено з метеорологічної ракети Тер'єр-СендГоук (Terrier-Sandhawk), запущеної в США 972 року[54], потім їх продовжила космічна обсерваторія Ariel V[55], OSO 8[56], і Uhuru[57]. Більш детальні спостереження потім виконано місією HEAO-2[en][58], рентгенівським телескопом ROSAT[59], місією ASCA[60] і телескопом Чандра. Виявлено багато джерел на різній довжині хвиль поблизу від високоенергетичного електромагнітного спектра: жорсткі рентгенівські і гамма-промені всередині області в 1 світловий місяць від Ети Кіля; жорстке рентгенівське випромінювання з центрального району завширшки 3 світлових місяця; виразно помітна «підковоподібна» структура, випромінююча низькоенергетичних рентгенівських променів, завдовжки 0,67 парсека (2,2 світлового року), яка відповідає фронту ударної хвилі часів «Великої Спалаху»; розсіяне рентгенівське випромінювання, розподілене по всій площі Гомункула, а також численні ущільнення і дуги за межами головного кільця[61][62][63][64].

Все високоенергетичне випромінювання, пов'язане з Етою Кіля, варіюється в залежності від орбітального циклу. Спектральний мінімум, або «рентгенівське затемнення», спостерігалося в липні і серпні 2003 року, а за схожою по суті подією у 2009 і 2014 роках активно спостерігали[65]. Найбільш високоенергетичне гамма-випромінювання на рівні понад 100 Мев, яке зафіксував КА AGILE, показало високу мінливість, тоді як гамма промені низької енергії, які спостерігав КА Фермі, були досить сталими[61][66].

РадіовипромінюванняРедагувати

Радіовипромінювання від Ети Кіля спостерігається переважно в мікрохвильовому діапазоні. Його виявлено на довжині хвилі радіолінії нейтрального Гідрогену, проте детальніше вивчено в міліметровому і сантиметровому діапазоні. Мазеровані лінії рекомбінації водню виявлено саме в цьому діапазоні. Емісія сконцентрована в невеликому неточковому радіоджерелі, завширшки менш ніж кутових секунди, і являє собою гальмівне випромінювання, що виходить від іонізованого газу, пов'язаного з компактним районом HII, який має температуру близько 10 000 K[67]. Детальніші радіоспостереження дозволяють розрізнити радіоджерело у вигляді диска діаметром кілька кутових секунд завширшки у 10 000 а.о, що оточує Ету Кіля[68].

Радіовипромінювання від Ети Кіля характерне постійними змінами в силі та розподіл з циклом в 5,5 років. Лінії HII і рекомбінації дуже сильно варіюються, з емісією континууму (широкосмугове випромінювання на різних довжинах хвиль), менш порушеною. Це виражається в різких зниження рівня іонізації водню впродовж коротких періодів у кожному циклі і збігається зі спектроскопічними подіями на інших довжинах хвиль[68][69].

Навколишній простірРедагувати

Докладніше: Туманність Кіля
 
Зображення туманності Кіля з анотаціями

Ета Кіля розташована в глибині туманності Кіля, гігантської області зореутворення в Рукаві Стрільця нашої галактики Чумацький Шлях. Ця туманність — добре помітний неозброєним поглядом об'єкт на південному нічному небі, який являє собою складне поєднання емісійної, відбивної та темної туманностей. Як відомо, Ета Кіля розташована на однаковій з туманністю відстані від Землі, і відбиття її спектра можна побачити на багатьох хмарах зореутворення поблизу[70]. Зовнішній вигляд туманності Кіля, і зокрема району «Замкової щілини» значно змінився відтоді, як його описав Джон Гершель понад 150 років тому[44]. Вважають, що це прямо пов'язано зі скороченням іонізуючого випромінювання від Ети Кіля від часів «Великого Спалаху»[71]. До «Великого Спалаху» система Ета Кіля вносила близько 20% до загальної іонізації туманності, але тепер щільно блокована хмарами газу і пилу[70].

Трюмплер 16Редагувати

Ета Кіля розташована всередині розсіяного зоряного скупчення Трюмплер 16. Всі інші зорі скупчення перебувають нижче порога спостережності неозброєним оком, навіть попри те, що WR 25 — ще одна екстремально яскрава зоря[72]. Трюмплер 16 та її сусід Трюмплер 14 — два найбільш помітних зоряних скупчення зоряної асоціації OB1 Кіля[en], великої групи з яскравих молодих зір, об'єднаних загальним рухом крізь простір[73].

ГомункулРедагувати

 
Тривимірна модель Гомункула

Ета Кіля розташована всередині туманності Гомункул і її висвітлює[74]. В основі своїй Гомункул складається з газу і уламків, викинутих під час «Великого спалаху» в середині XIX століття. Туманність складається з двох полярних одна до одної «лопатей», вирівнених до осі обертання зорі , а також екваторіальної «спідниці». Спостереження при максимальній роздільній здатності виявляють більше дрібних деталей: Малий Гомункул всередині основної туманності, який можливо з'явився під час спалаху 1890 року; струмінь; тонкі потоки газу і вузлики матерії, особливо помітні в регіоні «спідниці»; і три глобули Вайгельта — щільні газові хмари, розташовані дуже близько від зорі[51][75].

Лопаті Гомункула, як вважають, сформувались одразу після першого спалаху з більшою ймовірністю, ніж з попередньо виверженої матерії або міжзоряної матерії, однак дефіцит матерії поблизу екваторіальної площини допускає пізнішу взаємодію між зоряним вітром і виверженою матерією. Маса Лопатей Гомункула дає чітке уявлення про масштаби «Великого спалаху» з оцінками в межах від 12-15 до 40 сонячних мас виверженої матерії[8][76]. Ці результати свідчать про те, що матерія від «Великої спалаху більше сконцентрована в районі полюсів; 75 % маси і 90 % кінетичної енергії випущено вище широти в 45°[77].

Для Гомункула характерна унікальна особливість — можливість отримати дані про спектр центрального об'єкта на різних широтах за його відбиттям на різних ділянках «лопатей». Це говорить про полярний вітер, коли зоряний вітер швидший і сильніший на високих широтах через швидке обертання, яке спричиняє «гравітаційне світлішання[en]» в напрямку полюсів. На противагу цьому спектр показує вищу температуру збудження ближче до екваторіальної площини[78]. Судячи з усього, зовнішня оболонка Ети Кіля A не занадто сильно конвективна — інакше б це запобігло «гравітаційному затемненню[en]». Поточна вісь обертання зорі не відповідає орієнтації туманності в просторі. Швидше за все, це викликано впливом Ети Кіля B, що також змінює напрям спостережуваного зоряного вітру[79].

ВідстаньРедагувати

Відстань до Ета Кіля з'ясовано поєднанням різних методів, що дало широко прийняту величину 2 300 пк (7 800 світлових років), з похибкою близько 100 пк (330 світлових років)[11]. Відстань до Ети Кіля неможливо встановити за допомогою вимірювання паралакса через велику відстань і наявність навколишньої туманності. Очікується, що в каталозі «Гіппаркос» принаймні ще дві зорі знаходяться на схожій відстані: HD 93250 в скупченні Трюмплер 16 і HD 93403, інший член Трюмплер 16 або, можливо, Трюмплер 15. Вважають, що всі ці зорі сформувалися в одній і тій самій молекулярній хмарі, але відстані до них занадто великі як для надійного вимірювання паралакса. Заміри паралакса для HD 93250 і HD 93403 дають показники в 0,53 ± 0,42 кутових мілісекунд і 1,22 ± 0,45 кутових мілісекунд відповідно, що дає відстань десь на проміжку від 2 000 до 30 000 світлових років (від 600 до 9 000 пк)[80]. Вважають, що найточніші дані про паралакс вдалося отримати місії «Gaia». Перший випуск даних місії подає паралакс у 0,42 ± 0,22 кутової мілісекунди і -0,25 ± 0,33 кутової мілісекунди відповідно для HD 93250 і HD 93204, але не для Ети Кіля.

Відстані до зоряних скупчень можна приблизно встановити за допомогою Діаграми Герцшпрунга-Рассела або діаграми колір-колір[en] для калібрування даних про абсолютну величину зір для підгонки під головну послідовність або ідентифікації таких особливостей, як приналежність до «горизонтальної гілки», а значить і їх відстані від Землі. Також необхідно розуміти обсяги міжзоряної екстинкції в напрямку зоряного скупчення, що проблематично у випадку Ети Кіля і схожих областей простору[81]. Дистанцію 7 330 світлових років (2 250 пк) отримано через перевірку світності зір класу O в скупченні Трюмплер 16[82]. Після виявлення міжзоряного почервоніння[ru] внаслідок екстинкції і відповідної корекції вимірювань, відстань до більшості зір Трюмплер 14 і 16 встановлено як 9 500 ± 1000 світлових років (2 900 ± 300 пк)[83].

Відомі темпи розширення Гомункула дають незвичайний геометричний спосіб вимірювання відстані. Виходячи з того, що лопаті туманності симетричні, проекція туманності на небі залежить від відстані до неї. Величини в 2 300, 2 250, 2 300 пс, встановлені для Гомункула і Ети Кіля, це очевидно одна й та сама відстань[11].

ХарактеристикиРедагувати

 
Рентгенівське, оптичне та інфрачервоне зображення Ети Кіля (26 серпня, 2014)

Зоряна система Ета Кіля станом на 2018 рік одна з наймасивніших серед тих, які можна вивчати з великою точністю. Донедавна Ету Кіля вважали наймасивнішою з-поміж одиночних зір, однак 1996 року бразильський астроном Аугусто Дамінеллі запропонував подвійний характер системи[9] і 2005 року його підтверджено[84]. Обидві зорі здебільшого затемнені навколозоряною матерією, виверженою з Ети Кіля A, і їхню температуру і яскравість можна встановити лише спостереженнями в інфрачервоному спектрі. Швидкі зміни в зоряному вітрі в XXI столітті дозволяють вважати, що саму зорю можна буде побачити, коли її околиці зрештою очистяться від пилу[85].

ОрбітаРедагувати

 
Орбіта Ети Кіля

Подвійна природа системи встановлена певно, навіть попри неможливість бачити компоненти безпосередньо або ж вирізнити спектроскопічно внаслідок розсіювання випромінювання і збуджень у навколишній туманності. Періодичні зміни у фотометрії і спектрі спонукали до пошуків компаньйона, а моделювання зіткнень зоряних вітрів і часткових затемнень деяких деталей в спектрі системи дозволили встановити приблизні орбіти[86].

Поточний період орбіти компаньйона встановлений точно як 5,539 років, хоча він змінюється з часом у зв'язку з втратою речовини і аккрецією. Орбітальний період в часи між «Великим Спалахом» і меншим спалахом 1890 року становив приблизно 5,52 року, тоді як до «Великого Спалаху» міг бути коротшим, можливо між 4,8 і 5,4 роками[87]. Орбітальна відстань відома лише приблизно, з великою піввіссю орбіти близько 15-16 а.о. Тобто орбіта має високий ексцентриситет, e = 0,9. Це означає, що відстань між зорями змінюється від близько 1,6 а.о. тобто приблизно як відстань між Марсом і Сонцем, до 30 а. тобто як відстань до Нептуна[86].

Можливо, найціннішою в точному знанні орбіт системи з двох зір є можливість безпосередньо обчислити їхню масу. Це вимагає знання точних параметрів орбіти та її нахилу. Більшість параметрів орбіти в системі Ети Кіля відомі лише приблизно, оскільки зорі не можна побачити безпосередньо і окремо одну від одної. Нахил змодельовано на рівні 130-145 градусів, але орбіта все ще невідома достатньо точно для визначення маси компонентів[86].

КласифікаціяРедагувати

Ета Кіля A класифікується як яскрава блакитна змінна (ЯБЗ) через характерні коливання спектру та яскравості. Цей тип змінних зір характеризується нерегулярними змінами від високотемпературного стану спокою до низькотемпературних спалахів за приблизно постійної світності. ЯБЗ в стані спокою лежать на вузькій «смузі нестабільності зір типу S Золотої Риби», чим зорі яскравіші тим вони гарячіші. Під час спалахів всі ЯБЗ мають приблизно одну й ту саму температуру, близько 8 000 K. ЯБЗ під час типового спалаху стає візуально яскравішою, ніж у стані спокою, попри те що болометрична світність залишається без змін.

Ще одна подія, схожа на «Великий спалах», спостерігалась за історію спостережень у Чумацькому шляху поки що лише один раз — на P Лебедя — і в кількох імовірних ЯБЗ в інших галактиках. Але жоден зі спалахів не досягав такої ж сили, як у Ети Кіля. Достеменно невідомо, чи це особливість лише наймасивніших ЯБЗ, пов'язана з близькістю компаньйона, чи це коротка, але загальна для великих зір фаза життя. Схожі події в інших галактиках помилково приймали за вибухи наднових, і називали їх «псевдо-надновими», хоча до цієї групи можуть належати й зорі з іншими перехідними процесами нетермічного характеру, які наближають зорю за яскравістю до наднової[8].

Ета Кіля A — нетипова ЯБЗ. Вона має більшу світність, ніж будь-яка інша ЯБЗ в Чумацькому Шляху, хоча її можна порівняти з іншими «псевдо-надновими», виявленими в інших галактиках. Нині зоря не перебуває у «смузі нестабільності S Золотої Риби», хоча дотепер непевно, яку температуру або спектральний клас має основна зоря, і під час «Великого спалаху» вона була дещо холоднішою, ніж для типового спалаху ЯБЗ. Спалах 1890 року був більш схожим на типовий спалах ЯБЗ з раннім спектральним типом F, і, як вважають нині зоря має непрозорий зоряний вітер, що формує псевдофотосферу з температурами в районі 9 000 — 14 000 K, що теж типово для ЯБЗ під час спалаху[25].

Ета Кіля B — це масивна, яскрава, гаряча зоря, про яку більше мало що достовірно відомо. Судячи за окремими і нехарактерними для основної зорі емісійними лініями в спектрі, Ета Кіля B може бути молодою зорею спектрального класу О. Багато авторів також вважають, що зоря являє собою або надгігант, або просто гігант, хоча не виключають, що вона може належати до класу зір Вольфа-Райє[84].

МасаРедагувати

Масу зір у системі складно встановити, не знаючи з точністю всіх елементів орбіти. Ета Кіля — двокомпонентна система, але немає точних даних щодо деяких ключових характеристик орбіт зір. Достовірно можна сказати лише те, що маса центральної зорі перевищує 90 сонячних, судячи з її високої світності[41]. Стандартна модель системи передбачає масу центральної зорі 100-120 сонячних[88][87] і масу супутника 30-60 мас Сонця[87][89]. Вищу масу передбачають для моделювання енерговиходу і масообміну «Великої спалаху», з загальною масою подвійної системи 250 сонячних до нього[87]. Від моменту утворення Ета Кіля втратила значну частину маси і, як вважають, спочатку мала масу між 150 і 250 сонячних, хоча можливо у спалах зробив внесок і компаньйон зорі[90][91].

Втрата масиРедагувати

 
Туманність Кіля. Ета Кіля — найскравіша зоря, на лівому боці зображення.

Втрата маси — один з найбільш інтенсивно досліджуваних аспектів вивчення масивних зір. Якщо казати просто, спостережувані швидкості втрати маси в найкращих моделях зоряної еволюції не відповідають спостережуваним характеристикам масивних зір, що еволюціюють, на зразок Вольфа-Райє, числу і типу наднових або їхніх прабатьків. Щоб відповідати цим спостереженням, моделі вимагають набагато вищих обсягів втрати маси. Ета Кіля A має один із найвищих обсягів втрати маси серед спостережуваних, нині приблизно 10-3 сонячної маси на рік, і є очевидним кандидатом для досліджень[13].

Ета Кіля A втрачає так багато маси завдяки надзвичайно потужній світності й відносно слабкій поверхневій гравітації. Її зоряний вітер абсолютно непрозорий і проявляється у вигляді псевдофотосфери. Її оптично щільна поверхня приховує справжню поверхню зорі. Під час «Великого спалаху» рівень втрати маси був у тисячу разів більший, близько 1 сонячної маси на рік, упродовж десяти або більше років. Сукупна втрата маси під час спалаху становить близько 10-20 сонячних, що й дозволило сформуватися Гомункулу. Менший спалах 1890 року створив Малого Гомункула, набагато меншу втрату маси — усього 0,1 сонячної. Більша частина речовини має вигляд вітру, що покидає Ету Кіля на швидкості близько 420 км/с, але частина матерії спостерігається на швидкості до 3 200 км/з, можливо її здуває зоря-супутник з акреційного диска[92].

Ета Кіля B теж втрачає масу через зоряний вітер, але спостерігати це безпосередньо неможливо. Моделі випромінювання, викликаного зіткненням двох зоряних вітрів, показують темп втрати маси в районі 10-5 сонячних мас на рік на швидкості до 3 000 км/с, що типово для гарячих зір класу O[63]. На частині орбіти з високим ексцентриситетом другий компонент системи отримує матеріал з Ети Кіля А за допомогою акреції. Під час «Великого спалаху» на центральній зоря, зоря-супутник можливо акреціювала кілька сонячних мас речовини і вивергнула потужні струмені, які й сформували біполярний вигляд туманності Гомункул[13].

СвітністьРедагувати

Компоненти в подвійній системі Ети Кіля повністю приховані пилом і непрозорим зоряним вітром, з більшою частиною ультрафіолетового та візуального випромінювання зміщеними в інфрачервоний спектр. Сумарне електромагнітне випромінювання на всіх довжинах хвиль для обох компонентів системи становить кілька мільйонів світностей Сонця[93]. Найкраща оцінка світності для центральної зорі — 5 мільйонів сонячних, що робить її однією з найяскравіших у нашій галактиці. Світність Ети Кіля B невідома з достатньою точністю, можливо кілька сотень тисяч, але не більш як мільйон.

Найбільш гідна уваги особливість Ети Кіля — потужний спалах псевдо-наднової, який стався на центральній зорі в 1843 році. Кілька років після цього зоря виробляла стільки ж світла, скільки неяскрава наднова, але попри це залишилася існувати. За підрахунками пікова світність системи досягала 50 мільйонів сонячних. Інші псевдо-наднові зафіксовано в інших галактиках, наприклад, подія SN 1961v[en] в галактиці NGC 1058[94] і SN 2006jc в галактиці UGC 4904[95].

Після «Великого спалаху» Ета Кіля була затемнена виверженою матерією, що призвело до сильного зміщення візуального випромінювання в червону частину спектру. Зоря втратила приблизно 4 зоряні величини на візуальній довжині хвиль, а це означає, що вона повернула собі яскравість, яка була до спалаху[96]. Ета Кіля все ще набагато яскравіша саме в інфрачервоному спектрі, навіть попри передбачувані гарячі зорі прямо за туманністю. Нещодавнє збільшення яскравості зорі, як передбачають, здебільшого спричинене зменшенням екстинкції через розсіювання пилу з системи, або зменшення викиду маси, але не власне збільшенням яскравості зорі[85].

ТемператураРедагувати

 
Зображення Гомункула, отримане КА Хаббл, поєднане з інфрачервоним зображенням Ети Кіля, зробленим телескопом VLT.

До кінця 20-го сторіччя температура Ети Кіля становила, як припускають, понад 30 000 K через присутність спектральних ліній високого збудження, але інші аспекти спектру дозволяли припускати нижчі температури, і для пояснення цього створено складні моделі[97]. Тепер відомо, що система Ети Кіля складається з двох зір з сильними зоряними вітрами і зоною їх зіткнення, розташованою всередині пилової туманності, яка перенаправляє 90 % електромагнітного випромінювання в середній і дальній інфрачервоних ділянках спектру. Через ці особливості встановити точну температуру центральної зорі, або її компаньйона, проблематично.

Потужні зоряні вітри стикаються всередині пилової туманності, що стає причиною температур 100 МК (мегакельвінів) на вершині конуса зіткнення між двома зорями. Ця зона випромінює в жорсткому рентгенівському і гамма спектрі поблизу від зір. Поблизу від периастра друга зоря проходить через більш щільні шари зоряного вітру від центральної зорі, і зона зіткнення вітрів відчуває пертурбації, закручуючись в спіралі, що тягнуться за Ета Кіля B[98].

Конус зіткнення вітрів поділяє зоряні вітри від двох зір. На рівні 55 — 75° позаду другої зорі існує слабкий і гарячий вітер, типовий для зір спектрального класу о або для зір Вольфа-Райє. Це дозволяє виявити деяке випромінювання від Ети Кіля B, а також з деякою точністю встановити її температуру завдяки спектральним лініям, які швидше за все не належать будь-якому іншому джерелу. Попри відсутність прямих спостережень за компаньйоном зорі, поширений консенсус для моделей, у яких зоря має температуру між 37 000 K і 41 000 К[6].

У всіх інших напрямках по інший бік від зони зіткнення вітрів поширюється зоряний вітер від Ети Кіля A, куди холодніший і в понад 100 разів щільніший, ніж вітер від Ети Кіля B. Крім цього, він оптично щільний, повністю приховує деталі справжньої зоряної фотосфери центральної зорі і сильно ускладнює будь-яке визначення і без того спірної температури. Спостережуване випромінювання походить від псевдофотосфери — де оптична щільність зоряного вітру прагне до нуля і Росселандова затемненість становить 23. Псевдофотосфера при спостереженні виглядає подовженою й особливо гарячою вздовж передбачуваної осі обертання[99].

У часи Едмунда Галлея Ета Кіля A швидше за все була гіпергігантом спектрального класу B з температурою між 20 000 K і 25 000 K на момент спостереження. Ефективна температура, визначена для сферичного оптично щільного зоряного вітру на відстані в кілька сотень Сонячних радіусів, має бути від 9 400 до 15 000 K, тоді як температура теоретичного гідростатичного ядра в 60 сонячних радіусів і з оптичною глибиною[en] 150 має бути близько 35 200 K[36][85][93][100]. Ефективну температуру видимого зовнішнього краю непрозорого основного вітру від центральної зорі беруть зазвичай на рівні 15 000 K — 25 000 K на підставі особливостей, відомих у візуальному та ультрафіолетовому спектрі, які помітні або в самому спектрі, або відбиті через глобули Вайгельта[8][14].

Гомункул містить пил з температурами від 150 K до 400 K. Це джерело майже всього інфрачервоного випромінювання від Ети Кіля, яке робить її настільки яскравим об'єктом на цих довжинах хвиль[8].

Далі, розширюваний після «Великої спалаху» газ стикається з міжзоряною матерією і нагрівається до приблизно 5 мегакельвінів, створюючи слабке рентгенівське випромінювання, помітне в «підкові» або «кільці»[101][102].

РозміриРедагувати

 
Отримане Хабблом зображення Ети Кіля, що демонструє біполярну туманність Гомункул, яка оточує подвійну систему

Складно сказати щось конкретне про розміри компонентів подвійної системи Ети Кіля через труднощі з безпосереднім спостереженням. У Ети Кіля B повинна бути чітко окреслена фотосфера, а її радіус можна встановити виходячи з прийнятого спектрального класу зорі. Надгігант класу O класу при світності в 933 000 сонячних і при температурі 37 200 K має радіус 23,6 сонячних[5].

Розміри Ети Кіля A складно визначити навіть приблизно. У центральної зорі — оптично щільний зоряний вітер, тому класичне розуміння зоряної поверхні стає розпливчастим. За одними даними вдалося обчислити радіус гарячого зоряного ядра з температурою 35 000 кельвінів (тобто самої зорі всередині оптично щільного зоряного вітру) як 60 сонячних при оптичній глибині 150 поблизу від того, що можна було б назвати фізичною поверхнею зорі. Заміри при оптичній глибині 0,67 говорять про радіус понад 800 сонячних, вказуючи на роздутий оптично щільний зоряний вітер[41]. На піку «Великого спалаху» радіус, наскільки таке поняття застосовне до моменту викиду величезної маси матерії, коливався в районі 1 400 сонячних, що можна порівняти з розмірами найбільших відомих зір[103].

Розміри зір в подвійній системі повинні відповідати відстані між двома компаньйонами, яка в периастрі становить лише 250 сонячних радіусів. Радіус акреції другої зорі повинен становити 60 сонячних радіусів, що передбачає сильну акрецію поблизу від периастра, що приводить до колапсу зоряного вітру Ети Кіля B[87]. Було припущено, що початкове яскравішання від 4-ої зоряної величини до 1-ої за постійної болометричної світності було нормальним спалахом ЯБЗ, хоча й екстремальним прикладом як для цього класу. Потім зоря-супутник, проходячи через розширену фотосферу першої зорі в периастрі, викликала подальше підвищення яскравості, підвищення світності та рівня втрати маси в ході «Великого спалаху»[103].

ОбертанняРедагувати

Швидкість обертання масивних зір справляє визначний вплив на їх еволюцію і припинення існування. Швидкість обертання зір класу Ета Кіля неможливо виміряти безпосередньо через невидимість поверхні. Самотні масивні зорі відносно швидко сповільнюють обертання через гальмування своїми ж сильними зоряними вітрами, але існують натяки, що і A і B Ети Кіля мають високу швидкість обертання, до 90 % від критичної. Одна з них або обидві обертаються шляхом взаємодії, наприклад за рахунок акреції на вторинного компонента і орбітальної взаємодії з основним[79].

ЕволюціяРедагувати

Потенційна надноваРедагувати

З найбільшою ймовірністю наступна наднова, спостережувана в Чумацькому Шляху, виникне з невідомого білого карлика або непримітного червоного надгіганта, який, цілком імовірно, навіть не буде видно неозброєним оком. Втім, перспектива виникнення наднової з такого об'єкта, як екстремальна за багатьма параметрами, близька і добре вивчена зоря Ета Кіля викликає великий інтерес.

Як правило, колапс ядра одиночної зорі, яка спочатку приблизно в 150 разів перевершує за масою Сонце, відбувається за сценарієм колапсу зорі Вольфа — Райє упродовж 3 мільйонів років. Маючи низьку металевість багато масивних зір сколапсують безпосередньо в чорну діру без видимого вибуху або з утворенням слабкої наднової, а невелика їх частина утворює окремий клас парно-нестабільних наднових, але за сонячної й вище металічності очікують, що втрата маси перед колапсом буде достатньою для виникнення видимої наднової типу Ib або Ic. Якщо все ще залишатиметься значна кількість викинутого матеріалу поблизу зорі, то ударна хвиля, утворена вибухом наднової, впливаючи на навколозоряну речовину, може ефективно перетворювати кінетичну енергію випромінювання, приводячи до утворення надпотужної наднової (SLSN) або гіпернової, у декілька разів яскравішою й набагато тривалішою, ніж типова наднова, що виникла внаслідок колапсу ядра. Зорі-прабатьки з великою масою також можуть викидати достатню кількість нікелю, щоб викликати вибух SLSN просто за рахунок радіоактивного розпаду. Отриманий залишок буде чорною дірою, оскільки дуже малоймовірно, щоб така масивна зоря могла втратити достатню масу, щоб її ядро не перевищило теоретичної межі утворення нейтронної зорі.

Існування масивного компаньйона приносить багато інших можливостей. Якщо б Ета Кіля A швидко втратила свої зовнішні шари, то до початку колапсу вона могла б стати менш масивною зорею типу WC або WO. Це призвело б до виникнення наднової зорі типу Ib або типу Ic через відсутність водню і, можливо, гелію. Вважають, що цей тип наднової породжує деякі типи гамма-сплесків, але моделювання передбачає, що вони зазвичай зустрічаються лише в менш масивних зір.

Кілька незвичайних наднових і псевдо-наднових були зіставлені з Ета Кіля для аналізу її можливої долі. Однією з найбільш привабливих є SN 2009ip — блакитний надгігант, який у 2009 року став псевдо-надновою, за схожим на «Великий Спалах» Ети Кіля сценарієм, а потім 2012 року пережив іще яскравіший сплеск, який, імовірно, був справжньою надновою. Наднова SN 2006jc, розташована на відстані близько 77 мільйонів світлових років у галактиці UGC 4904 в сузір'ї Рисі, також 2004 року стала яскравою псевдо-надновою, а потім вибухнула як наднова типу Ib з яскравістю 13,8, яку вперше спостерігали 9 жовтня 2006 року. Ету Кіля також порівнювали з іншими можливими псевдо-надновими, такими, як SN 1961V[en], і надпотужними надновими, такими, як SN 2006gy.

Можливий вплив на ЗемлюРедагувати

Більшість наукових джерел вважають, що утворення гіпернової зорі на відстані 7500 світлових років (відстань до Ета Кіля від Сонця) не може завдати будь-якої суттєвої шкоди земним формам життя. Може постраждати озоновий шар, можуть бути виведені з ладу супутники на орбіті, може опинитися в небезпеці життя космонавтів, проте все, що перебуває на поверхні Землі, буде під захистом атмосфери[104].

Типова наднова, що утворилася внаслідок колапсу ядра вихідної зорі, розташованої на тій же відстані, що і Ета Кіля, досягла б піку видимої зоряної величини близько -4, як у Венери. SLSN може бути на п'ять зоряних величин яскравішою, як потенційно найяскравіша наднова в історії (нині це SN 1006). На відстані 7500 світлових років від зорі вибух навряд чи безпосередньо вплине на земні форми життя, оскільки їх захистить від гамма-променів атмосфера, а від деяких інших космічних променів — магнітосфера. Основної шкоди буде завдано верхній частині атмосфери, озоновому шару, космічним апаратам, включаючи супутники і всіх космонавтів, які перебувають у космосі. Є, принаймні, одна праця, в якій передбачається, що внаслідок вибуху наднової можлива повна втрата озонового шару Землі, що призведе до значного збільшення поверхневого УФ-випромінювання, що досягає поверхні Землі від Сонця. Для цього потрібно, щоб типова наднова була ближче, ніж за 50 світлових років від Землі, і навіть потенційній гіперновій для нанесення такої шкоди потрібно бути ближче, ніж Ета Кіля. В іншому аналізі можливого впливу обговорюються більш тонкі ефекти від незвичайного освітлення, такі як придушення мелатоніну, що викликає безсоння, підвищений ризик розвитку раку і депресії. В ньому робиться висновок про те, що наднова такої яскравості повинна бути набагато ближче, ніж Ета Кіля, щоб мати який-небудь серйозний вплив на Землю.

Очікується, що Ета Кіля не створить гамма-сплеску, і її вісь нині не спрямована на область поблизу Землі. У будь-якому разі гамма-сплеск має відбутися на відстані не більшій, ніж кілька світлових років від Землі, щоб становити для неї якусь загрозу [105][106].

НотаткиРедагувати

  1. Астрофізичне позначення ступеню іонізації атома, де «I» позначає нейтральний атом, «II» — одноразово іонізований атом атом, і т. д.

ПриміткиРедагувати

  1. Авторство: Jon Morse (Університет Колорадо) & NASA телескоп Габбл
  2. а б в г Høg, E.; Fabricius, C.; Makarov, V. V.; Urban, S.; Corbin, T.; Wycoff, G.; Bastian, U.; Schwekendiek, P. та ін. (2000). The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars. Astronomy and Astrophysics 355: L27. Bibcode:2000A&A...355L..27H. 
  3. а б в г д Frew, David J. (2004). The Historical Record of η Carinae I. The Visual Light Curve, 1595–2000. The Journal of Astronomical Data 10 (6): 1–76. Bibcode:2004JAD....10....6F. 
  4. Skiff, B. A. (2014). VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Spectral Classifications (Skiff, 2009–2014). VizieR On-line Data Catalog: B/mk. Originally published in: Lowell Observatory (October 2014) 1: 2023. Bibcode:2014yCat....1.2023S. 
  5. а б в г Verner, E.; Bruhweiler, F.; Gull, T. (2005). The Binarity of η Carinae Revealed from Photoionization Modeling of the Spectral Variability of the Weigelt Blobs B and D. The Astrophysical Journal 624 (2): 973. Bibcode:2005ApJ...624..973V. arXiv:astro-ph/0502106. doi:10.1086/429400. 
  6. а б в г д Mehner, Andrea; Davidson, Kris; Ferland, Gary J.; Humphreys, Roberta M. (2010). High-excitation Emission Lines near Eta Carinae, and Its Likely Companion Star. The Astrophysical Journal 710: 729. Bibcode:2010ApJ...710..729M. arXiv:0912.1067. doi:10.1088/0004-637X/710/1/729. 
  7. Ducati, J. R. (2002). VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues 2237: 0. Bibcode:2002yCat.2237....0D. 
  8. а б в г д е Davidson, Kris; Humphreys, Roberta M. (2012). Eta Carinae and the Supernova Impostors. Astrophysics and Space Science Library 384. New York, New York: Springer Science & Business Media. с. 26–27. ISBN 978-1-4614-2274-7. doi:10.1007/978-1-4614-2275-4. 
  9. а б в г д Damineli, A. (1996). The 5.52 Year Cycle of Eta Carinae. Astrophysical Journal Letters v.460 460: L49. Bibcode:1996ApJ...460L..49D. doi:10.1086/309961. 
  10. Wilson, Ralph Elmer (1953). General catalogue of stellar radial velocities. Washington: 0. Bibcode:1953GCRV..C......0W. 
  11. а б в Walborn, Nolan R. (2012). The Company Eta Carinae Keeps: Stellar and Interstellar Content of the Carina Nebula. Eta Carinae and the Supernova Impostors. Astrophysics and Space Science Library 384. с. 25–27. Bibcode:2012ASSL..384...25W. ISBN 978-1-4614-2274-7. doi:10.1007/978-1-4614-2275-4_2. 
  12. а б в Smith, Nathan; Frew, David J. (2011). A revised historical light curve of Eta Carinae and the timing of close periastron encounters. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 415 (3): 2009–19. Bibcode:2011MNRAS.415.2009S. arXiv:1010.3719. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18993.x. 
  13. а б в Kashi, A.; Soker, N. (2009). Possible implications of mass accretion in Eta Carinae. New Astronomy 14: 11. Bibcode:2009NewA...14...11K. arXiv:0802.0167. doi:10.1016/j.newast.2008.04.003. 
  14. а б Gull, T. R.; Damineli, A. (2010). JD13 – Eta Carinae in the Context of the Most Massive Stars. Proceedings of the International Astronomical Union 5: 373. Bibcode:2010HiA....15..373G. arXiv:0910.3158. doi:10.1017/S1743921310009890. 
  15. Will Gater; Anton Vamplew; Jacqueline Mitton (June 2010). The practical astronomer. Dorling Kindersley. ISBN 978-1-4053-5620-6. 
  16. Allen, Richard Hinckley (1963). Star Names: Their Lore and Meaning. Dover Publications. с. 73. ISBN 978-0-486-21079-7. 
  17. Gould, Benjamin Apthorp (1879). Uranometria Argentina : Brillantez Y posicion de las estrellas fijas, hasta la septima magnitud, comprendidas dentro de cien grados del polo austral : Con atlas. Resultados del Observatorio Nacional Argentino en Cordoba ; v. 1 1. Bibcode:1879RNAO....1.....G. 
  18. Крюгель Э., Шустов Б.М. Пыль в космосе // Наука и человечество. — М. : Знание, 1989. — С. 296.
  19. Halley E. (1679). 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 annum 1677 completum correctas...Accedit appendicula de rebus quibusdam astronomicis. London: T. James. с. 13. 
  20. Warner B. (2002). Lacaille 250 years on. Astronomy and Geophysics 43 (2): 2.25–2.26. Bibcode:2002A&G....43b..25W. ISSN 1366-8781. doi:10.1046/j.1468-4004.2002.43225.x. 
  21. Wagman M. (2003). Lost Stars: Lost, Missing and Troublesome Stars from the Catalogues of Johannes Bayer, Nicholas Louis de Lacaille, John Flamsteed, and Sundry Others. Blacksburg, Virginia: The McDonald & Woodward Publishing Company. с. 7–8, 82–85. ISBN 978-0-939923-78-6. 
  22. 陳久金 (Chen Jiu Jin) (2005). Chinese horoscope mythology (zh). 台灣書房出版有限公司 (Taiwan Book House Publishing Co., Ltd.). ISBN 978-986-7332-25-7. 
  23. 陳輝樺 (Chen Huihua), ред. (28 July 2006). Activities of Exhibition and Education in Astronomy (zh). Процитовано 30 December 2012. 
  24. а б Herschel, John Frederick William (1847). Results of astronomical observations made during the years 1834, 5, 6, 7, 8, at the Cape of Good Hope: being the completion of a telescopic survey of the whole surface of the visible heavens, commenced in 1825 1. London, United Kingdom: Smith, Elder and Co. с. 33–35. 
  25. а б Davidson K., Humphreys R. M. (1997). Eta Carinae and Its Environment. Annual Review of Astronomy and Astrophysics 35: 1. Bibcode:1997ARA&A..35....1D. doi:10.1146/annurev.astro.35.1.1. 
  26. Hamacher D. W., Frew D. J. (2010). An Aboriginal Australian Record of the Great Eruption of Eta Carinae. Journal of Astronomical History and Heritage 13 (3): 220–34. Bibcode:2010JAHH...13..220H. arXiv:1010.4610. 
  27. Humphreys R. M., Davidson K., Smith N. (1999). Eta Carinae's Second Eruption and the Light Curves of the eta Carinae Variables. The Publications of the Astronomical Society of the Pacific 111 (763): 1124–1231. Bibcode:1999PASP..111.1124H. doi:10.1086/316420. 
  28. Smith N. (2004). The systemic velocity of Eta Carinae. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 351: L15. Bibcode:2004MNRAS.351L..15S. arXiv:astro-ph/0406523. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07943.x. 
  29. Ishibashi K. et al. (2003). Discovery of a Little Homunculus within the Homunculus Nebula of η Carinae. The Astronomical Journal 125 (6): 3222. Bibcode:2003AJ....125.3222I. doi:10.1086/375306. 
  30. Thackeray A. D. (1953). Stars, Variable: Note on the brightening of Eta Carinae. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 113 (2): 237. Bibcode:1953MNRAS.113..237T. doi:10.1093/mnras/113.2.237. 
  31. Damineli A. et al. (2000). Η Carinae: Binarity Confirmed. The Astrophysical Journal 528 (2): L101. Bibcode:2000ApJ...528L.101D. PMID 10600628. arXiv:astro-ph/9912387. doi:10.1086/312441. 
  32. Ishibashi K. et al. (1999). Recurrent X-Ray Emission Variations of η Carinae and the Binary Hypothesis. The Astrophysical Journal 524 (2): 983. Bibcode:1999ApJ...524..983I. doi:10.1086/307859. 
  33. Humphreys R. M. et al. (2014). Eta Carinae — Caught in Transition to the Photometric Minimum. The Astronomer's Telegram 6368: 1. Bibcode:2014ATel.6368....1H. 
  34. Mehner A., Ishibashi K., Whitelock P., Nagayama T., Feast M., van Wyk F., de Wit W.-J.. Near-infrared evidence for a sudden temperature increase in Eta Carinae // Astronomy and Astrophysics. — 2014. — Vol. 564. — P. A14. — arXiv:1401.4999. — Bibcode:2014A&A...564A..14M. — DOI:10.1051/0004-6361/201322729.
  35. Landes H., Fitzgerald M. (2010). Photometric Observations of the η Carinae 2009.0 Spectroscopic Event. Publications of the Astronomical Society of Australia 27 (3): 374. Bibcode:2010PASA...27..374L. arXiv:0912.2557. doi:10.1071/AS09036. 
  36. а б Martin J. C. et al. (2014). Eta Carinae's change of state: First new HST/NUV data since 2010, and the first new FUV since 2004. American Astronomical Society 223: #151.09. Bibcode:2014AAS...22315109M. 
  37. Bortle J. E. (2001). Introducing the Bortle Dark-Sky Scale. Sky and Telescope 101: 126. Bibcode:2001S&T...101b.126B. 
  38. Thompson M. (2013). A Down to Earth Guide to the Cosmos. Random House. ISBN 978-1-4481-2691-0. 
  39. Ian Ridpath (1 May 2008). Astronomy. Dorling Kindersley. ISBN 978-1-4053-3620-8. 
  40. Kronk G. R. (2013). Meteor Showers: An Annotated Catalog. New York: Springer Science & Business Media. с. 22. ISBN 978-1-4614-7897-3. 
  41. а б в D. John Hillier (2001). On the Nature of the Central Source in η Carinae. Astrophysical Journal 553 (837): 837. Bibcode:2001ApJ...553..837H. doi:10.1086/320948. 
  42. Hillier D. J., Allen D. A. (1992). A spectroscopic investigation of Eta Carinae and the Homunculus Nebula. I – Overview of the spectra. Astronomy and Astrophysics 262: 153. Bibcode:1992A&A...262..153H. ISSN 0004-6361. 
  43. Le Sueur A. (1869). On the Nebulae of Argo and Orion, and on the Spectrum of Jupiter. Proceedings of the Royal Society of London 18 (114–122): 245. Bibcode:1869RSPS...18..245L. doi:10.1098/rspl.1869.0057. 
  44. а б в Walborn N. R., Liller M. H. (1977). The earliest spectroscopic observations of eta Carinae and its interaction with the Carina Nebula. Astrophysical Journal 211: 181. Bibcode:1977ApJ...211..181W. doi:10.1086/154917. 
  45. Baxandall F. E. (1919). Note on apparent changes in the spectrum of η Carinæ. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 79 (9): 619. Bibcode:1919MNRAS..79..619B. doi:10.1093/mnras/79.9.619. 
  46. Gaviola E. (1953). Eta Carinae. II. The Spectrum. Astrophysical Journal 118: 234. Bibcode:1953ApJ...118..234G. doi:10.1086/145746. 
  47. Gull T. R., Damineli A. (2010). JD13 – Eta Carinae in the Context of the Most Massive Stars. Proceedings of the International Astronomical Union 5: 373. Bibcode:2010HiA....15..373G. arXiv:0910.3158. doi:10.1017/S1743921310009890. 
  48. Nielsen, K. E.; Ivarsson, S.; Gull, T. R. (2007). Eta Carinae across the 2003.5 Minimum: Deciphering the Spectrum toward Weigelt D. The Astrophysical Journal Supplement Series 168 (2): 289. Bibcode:2007ApJS..168..289N. doi:10.1086/509785. 
  49. Vladilen Letokhov; Sveneric Johansson (June 2008). Astrophysical Lasers. OUP Oxford. с. 39. ISBN 978-0-19-156335-5. 
  50. Johansson, S.; Zethson, T. (1999). Atomic Physics Aspects on Previously and Newly Identified Iron Lines in the HST Spectrum of η Carinae. Eta Carinae at the Millennium 179: 171. Bibcode:1999ASPC..179..171J. 
  51. а б Johansson, S.; Letokhov, V. S. (2005). Astrophysical laser operating in the O I 8446-Å line in the Weigelt blobs of η Carinae. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 364 (2): 731. Bibcode:2005MNRAS.364..731J. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09605.x. 
  52. Mehner, Andrea; Ishibashi, Kazunori; Whitelock, Patricia; Nagayama, Takahiro; Feast, Michael; van Wyk, Francois; de Wit, Willem-Jan (2014). Near-infrared evidence for a sudden temperature increase in Eta Carinae. Astronomy & Astrophysics 564: A14. Bibcode:2014A&A...564A..14M. arXiv:1401.4999. doi:10.1051/0004-6361/201322729. 
  53. Artigau, Étienne; Martin, John C.; Humphreys, Roberta M.; Davidson, Kris; Chesneau, Olivier; Smith, Nathan (2011). Penetrating the Homunculus—Near-Infrared Adaptive Optics Images of Eta Carinae. The Astronomical Journal 141 (6): 202. Bibcode:2011AJ....141..202A. arXiv:1103.4671. doi:10.1088/0004-6256/141/6/202. 
  54. Hill, R. W.; Burginyon, G.; Grader, R. J.; Palmieri, T. M.; Seward, F. D.; Stoering, J. P. (1972). A Soft X-Ray Survey from the Galactic Center to VELA. Astrophysical Journal 171: 519. Bibcode:1972ApJ...171..519H. doi:10.1086/151305. 
  55. Seward, F. D.; Page, C. G.; Turner, M. J. L.; Pounds, K. A. (1976). X-ray sources in the southern Milky Way. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 177: 13P. Bibcode:1976MNRAS.177P..13S. doi:10.1093/mnras/177.1.13p. 
  56. Becker, R. H.; Boldt, E. A.; Holt, S. S.; Pravdo, S. H.; Rothschild, R. E.; Serlemitsos, P. J.; Swank, J. H. (1976). X-ray emission from the supernova remnant G287.8–0.5. Astrophysical Journal 209: L65. Bibcode:1976ApJ...209L..65B. doi:10.1086/182269. 
  57. Forman, W.; Jones, C.; Cominsky, L.; Julien, P.; Murray, S.; Peters, G.; Tananbaum, H.; Giacconi, R. (1978). The fourth Uhuru catalog of X-ray sources. Astrophysical Journal 38: 357. Bibcode:1978ApJS...38..357F. doi:10.1086/190561. 
  58. Seward, F. D.; Forman, W. R.; Giacconi, R.; Griffiths, R. E.; Harnden, F. R.; Jones, C.; Pye, J. P. (1979). X-rays from Eta Carinae and the surrounding nebula. Astrophysical Journal 234: L55. Bibcode:1979ApJ...234L..55S. doi:10.1086/183108. 
  59. Corcoran, M. F.; Rawley, G. L.; Swank, J. H.; Petre, R. (1995). First detection of x-ray variability of eta carinae. Astrophysical Journal 445: L121. Bibcode:1995ApJ...445L.121C. doi:10.1086/187904. 
  60. Tsuboi, Yohko; Koyama, Katsuji; Sakano, Masaaki; Petre, Robert (1997). ASCA Observations of Eta Carinae. Publications of the Astronomical Society of Japan 49: 85. Bibcode:1997PASJ...49...85T. doi:10.1093/pasj/49.1.85. 
  61. а б Tavani, M.; Sabatini, S.; Pian, E.; Bulgarelli, A.; Caraveo, P.; Viotti, R. F.; Corcoran, M. F.; Giuliani, A.; Pittori, C.; Verrecchia, F.; Vercellone, S.; Mereghetti, S.; Argan, A.; Barbiellini, G.; Boffelli, F.; Cattaneo, P. W.; Chen, A. W.; Cocco, V.; d'Ammando, F.; Costa, E.; Deparis, G.; Del Monte, E.; Di Cocco, G.; Donnarumma, I.; Evangelista, Y.; Ferrari, A.; Feroci, M.; Fiorini, M.; Froysland, T. та ін. (2009). Detection of Gamma-Ray Emission from the Eta-Carinae Region. The Astrophysical Journal Letters 698 (2): L142. Bibcode:2009ApJ...698L.142T. arXiv:0904.2736. doi:10.1088/0004-637X/698/2/L142. 
  62. Leyder, J.-C.; Walter, R.; Rauw, G. (2008). Hard X-ray emission from η Carinae. Astronomy and Astrophysics 477 (3): L29. Bibcode:2008A&A...477L..29L. arXiv:0712.1491. doi:10.1051/0004-6361:20078981. 
  63. а б Pittard, J. M.; Corcoran, M. F. (2002). In hot pursuit of the hidden companion of eta Carinae: An X-ray determination of the wind parameters. Astronomy and Astrophysics 383 (2): 636. Bibcode:2002A&A...383..636P. arXiv:astro-ph/0201105. doi:10.1051/0004-6361:20020025. 
  64. Weis, K.; Duschl, W. J.; Bomans, D. J. (2001). High velocity structures in, and the X-ray emission from the LBV nebula around η Carinae. Astronomy and Astrophysics 367 (2): 566. Bibcode:2001A&A...367..566W. arXiv:astro-ph/0012426. doi:10.1051/0004-6361:20000460. 
  65. Hamaguchi, K.; Corcoran, M. F.; Gull, T.; Ishibashi, K.; Pittard, J. M.; Hillier, D. J.; Damineli, A.; Davidson, K.; Nielsen, K. E.; Kober, G. V. (2007). X‐Ray Spectral Variation of η Carinae through the 2003 X‐Ray Minimum. The Astrophysical Journal 663: 522. Bibcode:2007ApJ...663..522H. arXiv:astro-ph/0702409. doi:10.1086/518101. 
  66. Abdo, A. A.; Ackermann, M.; Ajello, M.; Allafort, A.; Baldini, L.; Ballet, J.; Barbiellini, G.; Bastieri, D.; Bechtol, K.; Bellazzini, R.; Berenji, B.; Blandford, R. D.; Bonamente, E.; Borgland, A. W.; Bouvier, A.; Brandt, T. J.; Bregeon, J.; Brez, A.; Brigida, M.; Bruel, P.; Buehler, R.; Burnett, T. H.; Caliandro, G. A.; Cameron, R. A.; Caraveo, P. A.; Carrigan, S.; Casandjian, J. M.; Cecchi, C.; Çelik, Ö. та ін. (2010). Fermi Large Area Telescope Observation of a Gamma-ray Source at the Position of Eta Carinae. The Astrophysical Journal 723: 649. Bibcode:2010ApJ...723..649A. arXiv:1008.3235. doi:10.1088/0004-637X/723/1/649. 
  67. Abraham, Z.; Falceta-Gonçalves, D.; Dominici, T. P.; Nyman, L.-Å.; Durouchoux, P.; McAuliffe, F.; Caproni, A.; Jatenco-Pereira, V. (2005). Millimeter-wave emission during the 2003 low excitation phase of η Carinae. Astronomy and Astrophysics 437 (3): 977. Bibcode:2005A&A...437..977A. arXiv:astro-ph/0504180. doi:10.1051/0004-6361:20041604. 
  68. а б Kashi, Amit; Soker, Noam (2007). Modelling the Radio Light Curve of Eta Carinae. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 378 (4): 1609–18. Bibcode:2007astro.ph..2389K. arXiv:astro-ph/0702389. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11908.x. 
  69. White, S. M.; Duncan, R. A.; Chapman, J. M.; Koribalski, B. (2005). The Radio Cycle of Eta Carinae. The Fate of the Most Massive Stars 332: 126. Bibcode:2005ASPC..332..126W. 
  70. а б Smith, Nathan (2006). A census of the Carina Nebula – I. Cumulative energy input from massive stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 367 (2): 763. Bibcode:2006MNRAS.367..763S. arXiv:astro-ph/0601060. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10007.x. 
  71. Smith, N.; Brooks, K. J. (2008). The Carina Nebula: A Laboratory for Feedback and Triggered Star Formation. Handbook of Star Forming Regions: 138. Bibcode:2008hsf2.book..138S. 
  72. 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 F. J.; Zinnecker, Hans (2011). The Chandra Carina Complex Project View of Trumpler 16. The Astrophysical Journal Supplement 194 (1): 15. Bibcode:2011ApJS..194...12W. arXiv:1103.1126. doi:10.1088/0067-0049/194/1/12. 12. 
  73. Turner, D. G.; Grieve, G. R.; Herbst, W.; Harris, W. E. (1980). The young open cluster NGC 3293 and its relation to CAR OB1 and the Carina Nebula complex. Astronomical Journal 85: 1193. Bibcode:1980AJ.....85.1193T. doi:10.1086/112783. 
  74. Aitken, D. K.; Jones, B. (1975). The infrared spectrum and structure of Eta Carinae. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 172: 141. Bibcode:1975MNRAS.172..141A. doi:10.1093/mnras/172.1.141. 
  75. Weigelt, G.; Ebersberger, J. (1986). Eta Carinae resolved by speckle interferometry. Astronomy and Astrophysics 163: L5. Bibcode:1986A&A...163L...5W. ISSN 0004-6361. 
  76. Gomez, H. L.; Vlahakis, C.; Stretch, C. M.; Dunne, L.; Eales, S. A.; Beelen, A.; Gomez, E. L.; Edmunds, M. G. (2010). Submillimetre variability of Eta Carinae: Cool dust within the outer ejecta. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters 401: L48. Bibcode:2010MNRAS.401L..48G. arXiv:0911.0176. doi:10.1111/j.1745-3933.2009.00784.x. 
  77. Smith, Nathan (2006). The Structure of the Homunculus. I. Shape and Latitude Dependence from H2 and [Fe II] Velocity Maps of η Carinae. The Astrophysical Journal 644 (2): 1151. Bibcode:2006ApJ...644.1151S. arXiv:astro-ph/0602464. doi:10.1086/503766. 
  78. Smith, Nathan; Davidson, Kris; Gull, Theodore R.; Ishibashi, Kazunori; Hillier, D. John (2003). Latitude‐dependent Effects in the Stellar Wind of η Carinae. The Astrophysical Journal 586: 432. Bibcode:2003ApJ...586..432S. arXiv:astro-ph/0301394. doi:10.1086/367641. 
  79. а б Groh, J. H.; Madura, T. I.; Owocki, S. P.; Hillier, D. J.; Weigelt, G. (2010). Is Eta Carinae a Fast Rotator, and How Much Does the Companion Influence the Inner Wind Structure?. The Astrophysical Journal Letters 716 (2): L223. Bibcode:2010ApJ...716L.223G. arXiv:1006.4816. doi:10.1088/2041-8205/716/2/L223. 
  80. van Leeuwen, F. (2007). Validation of the new Hipparcos reduction. Astronomy and Astrophysics 474 (2): 653. Bibcode:2007A&A...474..653V. arXiv:0708.1752. doi:10.1051/0004-6361:20078357. 
  81. The, P. S.; Bakker, R.; Antalova, A. (1980). Studies of the Carina Nebula. IV – A new determination of the distances of the open clusters TR 14, TR 15, TR 16 and CR 228 based on Walraven photometry. Astronomy and Astrophysics Supplement Series 41: 93. Bibcode:1980A&AS...41...93T. 
  82. Walborn, N. R. (1995). The Stellar Content of the Carina Nebula (Invited Paper). Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica Serie de Conferencias 2: 51. Bibcode:1995RMxAC...2...51W. 
  83. Hur, Hyeonoh; Sung, Hwankyung; Bessell, Michael S. (2012). Distance and the Initial Mass Function of Young Open Clusters in the η Carina Nebula: Tr 14 and Tr 16. The Astronomical Journal 143 (2): 41. Bibcode:2012AJ....143...41H. arXiv:1201.0623. doi:10.1088/0004-6256/143/2/41. 
  84. а б Iping, R. C.; Sonneborn, G.; Gull, T. R.; Ivarsson, S.; Nielsen, K. (2005). Searching for Radial Velocity Variations in eta Carinae. American Astronomical Society Meeting 207 207: 1445. Bibcode:2005AAS...20717506I. 
  85. а б в Mehner, Andrea; Davidson, Kris; Humphreys, Roberta M.; Ishibashi, Kazunori; Martin, John C.; Ruiz, María Teresa; Walter, Frederick M. (2012). Secular Changes in Eta Carinae's Wind 1998–2011. The Astrophysical Journal 751: 73. Bibcode:2012ApJ...751...73M. arXiv:1112.4338. doi:10.1088/0004-637X/751/1/73. 
  86. а б в Madura, T. I.; Gull, T. R.; Owocki, S. P.; Groh, J. H.; Okazaki, A. T.; Russell, C. M. P. (2012). Constraining the absolute orientation of η Carinae's binary orbit: A 3D dynamical model for the broad [Fe III] emission. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 420 (3): 2064. Bibcode:2012MNRAS.420.2064M. arXiv:1111.2226. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.20165.x. 
  87. а б в г д Kashi, A.; Soker, N. (2010). Periastron Passage Triggering of the 19th Century Eruptions of Eta Carinae. The Astrophysical Journal 723: 602. Bibcode:2010ApJ...723..602K. arXiv:0912.1439. doi:10.1088/0004-637X/723/1/602. 
  88. Clementel, N.; Madura, T. I.; Kruip, C. J. H.; Paardekooper, J.-P.; Gull, T. R. (2015). 3D radiative transfer simulations of Eta Carinae's inner colliding winds - I. Ionization structure of helium at apastron. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 447 (3): 2445. Bibcode:2015MNRAS.447.2445C. arXiv:1412.7569. doi:10.1093/mnras/stu2614. 
  89. Mehner, A.; Davidson, K.; Humphreys, R. M.; Walter, F. M.; Baade, D.; De Wit, W. J.; Martin, J.; Ishibashi, K.; Rivinius, T.; Martayan, C.; Ruiz, M. T.; Weis, K. (2015). Eta Carinae's 2014.6 spectroscopic event: Clues to the long-term recovery from its Great Eruption. Astronomy & Astrophysics 578: A122. Bibcode:2015A&A...578A.122M. arXiv:1504.04940. doi:10.1051/0004-6361/201425522. 
  90. Smith, Nathan; Tombleson, Ryan (2015). Luminous blue variables are antisocial: Their isolation implies that they are kicked mass gainers in binary evolution. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 447: 598. Bibcode:2015MNRAS.447..598S. arXiv:1406.7431. doi:10.1093/mnras/stu2430. 
  91. Smith, Nathan (2008). A blast wave from the 1843 eruption of η Carinae. Nature 455 (7210): 201–3. Bibcode:2008Natur.455..201S. PMID 18784719. arXiv:0809.1678. doi:10.1038/nature07269. 
  92. Soker, Noam (2004). Why a Single-Star Model Cannot Explain the Bipolar Nebula of η Carinae. The Astrophysical Journal 612 (2): 1060. Bibcode:2004ApJ...612.1060S. arXiv:astro-ph/0403674. doi:10.1086/422599. 
  93. а б Groh, Jose H.; Hillier, D. John; Madura, Thomas I.; Weigelt, Gerd (2012). On the influence of the companion star in Eta Carinae: 2D radiative transfer modelling of the ultraviolet and optical spectra. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 423 (2): 1623. Bibcode:2012MNRAS.423.1623G. arXiv:1204.1963. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20984.x. 
  94. Stockdale, Christopher J.; Rupen, Michael P.; Cowan, John J.; Chu, You-Hua; Jones, Steven S. (2001). The fading radio emission from SN 1961v: evidence for a Type II peculiar supernova?. The Astronomical Journal 122 (1): 283. Bibcode:2001AJ....122..283S. arXiv:astro-ph/0104235. doi:10.1086/321136. 
  95. Pastorello, A.; Smartt, S. J.; Mattila, S.; Eldridge, J. J.; Young, D.; Itagaki, K.; Yamaoka, H.; Navasardyan, H.; Valenti, S.; Patat, F.; Agnoletto, I.; Augusteijn, T.; Benetti, S.; Cappellaro, 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, P. A.; Meng, X.; Nakano, S. та ін. (2007). A giant outburst two years before the core-collapse of a massive star. Nature 447 (7146): 829. Bibcode:2007Natur.447..829P. PMID 17568740. arXiv:astro-ph/0703663. doi:10.1038/nature05825. 
  96. Smith, Nathan; Li, Weidong; Silverman, Jeffrey M.; Ganeshalingam, Mohan; Filippenko, Alexei V. (2011). Luminous blue variable eruptions and related transients: Diversity of progenitors and outburst properties. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 415: 773. Bibcode:2011MNRAS.415..773S. arXiv:1010.3718. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18763.x. 
  97. Davidson, K. (1971). On the Nature of Eta Carinae. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 154 (4): 415. Bibcode:1971MNRAS.154..415D. doi:10.1093/mnras/154.4.415. 
  98. Madura, T. I.; Gull, T. R.; Okazaki, A. T.; Russell, C. M. P.; Owocki, S. P.; Groh, J. H.; Corcoran, M. F.; Hamaguchi, K. та ін. (2013). Constraints on decreases in η Carinae's mass-loss from 3D hydrodynamic simulations of its binary colliding winds. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 436 (4): 3820. Bibcode:2013MNRAS.436.3820M. arXiv:1310.0487. doi:10.1093/mnras/stt1871. 
  99. van Boekel, R.; Kervella, P.; SchöLler, M.; Herbst, T.; Brandner, W.; de Koter, A.; Waters, L. B. F. M.; Hillier, D. J.; Paresce, F.; Lenzen, R.; Lagrange, A.-M. (2003). Direct measurement of the size and shape of the present-day stellar wind of η Carinae. Astronomy and Astrophysics 410 (3): L37. Bibcode:2003A&A...410L..37V. arXiv:astro-ph/0310399. doi:10.1051/0004-6361:20031500. 
  100. Martin, John C.; Davidson, Kris; Humphreys, Roberta M.; Mehner, Andrea (2010). Mid-cycle Changes in Eta Carinae. The Astronomical Journal 139 (5): 2056. Bibcode:2010AJ....139.2056M. arXiv:0908.1627. doi:10.1088/0004-6256/139/5/2056. 
  101. Corcoran, Michael F.; Ishibashi, Kazunori; Davidson, Kris; Swank, Jean H.; Petre, Robert; Schmitt, Jurgen H. M. M. (1997). Increasing X-ray emissions and periodic outbursts from the massive star Eta Carinae. Nature 390 (6660): 587. Bibcode:1997Natur.390..587C. doi:10.1038/37558. 
  102. Chlebowski, T.; Seward, F. D.; Swank, J.; Szymkowiak, A. (1984). X-rays from Eta Carinae. Astrophysical Journal 281: 665. Bibcode:1984ApJ...281..665C. doi:10.1086/162143. 
  103. а б Smith, Nathan (2011). Explosions triggered by violent binary-star collisions: Application to Eta Carinae and other eruptive transients. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 415 (3): 2020. Bibcode:2011MNRAS.415.2020S. arXiv:1010.3770. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18607.x. 
  104. Ruderman M. A. Possible Consequences of Nearby Supernova Explosions for Atmospheric Ozone and Terrestrial Life : [англ.] // Science. — 1974. — Vol. 184, no. 4141. — P. 1079–1081. — Bibcode1974Sci...184.1079R.
  105. Gamma-Ray Bursts as a Threat to Life on Earth
  106. Effects of Gamma Ray Bursts in Earth’s Biosphere

ЛітератураРедагувати

ПосиланняРедагувати