Википедија

Ета Кобилица

Ета Кобилица (η Carinae, скратено на η Car), порано позната како Ета Аргус — ѕвезден систем кој содржи најмалку две ѕвезди со комбинирана сјајност поголема од пет милиони пати поголема од Сонцето, кој се наоѓа на околу 7.500 светлосни години во соѕвездието Кобилица. Претходно била ѕвезда означена со 4-та светлинска величина, но во 1837 година поради осветлувањето станала посветла од Ригел, означувајќи го почетокот на нејзината таканаречена „Голема ерупција“. Таа станала втората најсветла ѕвезда на небото помеѓу 11 и 14 март 1843 година, пред да избледи многу под видливоста со голо око по 1856 година. Во помала ерупција, таа достигнала 6-та јачина во 1892 година пред повторно да згасне. Постојано осветлува од околу 1940 година, станувајќи посветла од величината 4,5 до 2014 година.

Ета Кобилица
Ета Кобилица
Маглина Хомункул, опкружена од Ета Кобилица, снимена од WFPC2 на црвени и скоро ултравиолетови бранови должини
Автор: Џон МОрс (Универзитет Колорадо) & НАСА Вселенски телескоп Хабл
Податоци од набљудување
Епоха J2000      Рамноденица J2000
Соѕвездие Кобилица
Ректасцензија 10ч 45м &1000000000000359100000003,591с[1]
Деклинација −59° 41′ &1000000000000042600000004,26″[1]
Прив. величина (V) −1.0 to ~7.6[2]
4.8 (2011)
4.6 (2013)
4.3 (2018)[се бара извор]
Особености
Развојна фаза Светло сина променлива
Спектрален тип променлива[3] (ССП) + O (WR?)[4][5]
Привидна ѕвездена величина (U) 6.37[6]
Привидна величина (B) 6.82[6]
Привидна величина (R) 4.90[6]
Привидна величина (J) 3.39[6]
Привидна величина (H) 2.51[6]
Привидна величина (K) 0.94[6]
U−B colour index −0.45[6]
B−V colour index +0.61[6]
Променлив тип ССП[7] & двојна[8]
Астрометрија
Радијална брзина (Rv)−125.0[9] км/с
Сопствено движење (μ) Рект: −17.6[1] млс/г
Дек.: 1.0[1] млс/г
Оддалеченост7,500 сг
(2,300[10] пс)
Апсолутна величина (MV)−8.6 (2012)[11]
Орбита
Главнаη Car A
Придружникη Car B
Период (P)2,022,7 ± 1,3 денови[12]
(5.54 г.)
Голема полуоска (a)15.4[13] AU
Занесеност (e)0.9[14]
Наклон (i)130–145[13]°
Перицентарска епоха (T)2009.03[15]
Податоци
η Car A
Маса~100[10] M☉
Полупречник~240[16] (60[17][б 1]–742[18][б 2]) R☉
Сјајност4 милиони[18] (2.96 милиони – 4.1 милиони[19]) L☉
Температура9,470[18]–35,200[20] K
η Car B
Маса30–80[15] M☉
Полупречник14.3–23.6[15] R☉
Сјајност<1 милион[4][5] L☉
Температура37,200[4] K
Старост<3[5] Мг.
Други ознаки
Форамен,[21] Tseen She,[22] 231 G Carinae,[23] HR 4210, HD 93308, CD−59°2620, IRAS 10431-5925, GC 14799, AAVSO 1041–59
Наводи во бази
SIMBAD— податоци

Координати: Ѕвездена карта &1000000000000001000000010ч &1000000000000004500000045м &1000000000000359100000003,591с, −&1000000000000005900000059° &1000000000000004100000041′ &1000000000000042600000004,26″

При деклинација −59° 41′ 04,26″, Ета Кобилица е циркуполарна од места на Земјата јужно од географската ширина 30°S (за повикување, географската широчина на Јоханесбург е 26°12′S) и не е видлива северно од околу 30° N, јужно од Каиро, кој е на географска ширина од 30°2′N.

Двете главни ѕвезди од системот Ета Кобилица имаат орбитално занесување со период од 5,54 години. Примарната е крајно необична ѕвезда, слична на светлечка сина променлива (ССП). Првично била 150–250 M☉, од кои веќе изгубила најмалку 30 M☉ и се очекува да експлодира како супернова во астрономски блиска иднина. Ова е единствената ѕвезда позната дека произведува ултравиолетова ласерска емисија. Секундарната ѕвезда е топла и исто така многу светла, веројатно од спектрална класа О, околу 30-80 пати помасивна како Сонцето. Системот е силно заматен од маглината Хомонкулус, која се состои од материјал исфрлен од примарната ѕвезда за време на Големата ерупција. Таа е член на расеаното јато Трамплер 16 во рамките на многу поголемата маглина Кобилица.

Иако не е поврзана со ѕвездата и маглината, слабиот метеорски дожд Ета Кариниди има зрачење многу блиску до Ета Кобилица.

Историја на набљудување

уреди

Ета Кобилица за прв пат била забележана како ѕвезда со четврта величина во 16 или 17 век. Таа станала втората најсветла ѕвезда на небото во средината на 19 век, пред да згасне под видливоста со голо око. Во втората половина на 20 век, таа полека осветлила за повторно да стане видлива со голо око, а до 2014 година повторно станала ѕвезда со четврта величина.

Откривање и именување

уреди

Нема веродостојни докази дека Ета Кобилица била забележана пред 17 век, иако холандскиот морепловец Питер Кејзер опишал ѕвезда со четврта величина на приближно точната позиција околу 1595-1596 година, која била копирана на небесните глобуси на Петар Планциј и Јодок Хондиј и Уранометрија на Јохан Бајер од 1603 година. Независниот каталог на ѕвезди на Фредерик де Хаутман од 1603 година не ја вклучува Ета Кобилица меѓу другите ѕвезди со 4-та величина во регионот. Најраниот цврст рекорд бил направен од Едмонд Халеј во 1677 година кога ја забелеил вездата едноставно како Sequens (т.е. „следи“ во однос на друга ѕвезда) во новото соѕвездие Робур Каролинум. Неговиот Catalogus Stellarum Australium бил објавен во 1679 година.[24] Ѕвездата била забележана и по Бајеровите ознаки како Ета Робор Кароли, Ета Аргус или Ета Навис.[2] Во 1751 година, Никола Луј де Лакај им дал на ѕвездите на Брод Арго и Робур Каролин единствен сет на ознаки на грчките букви Бајер во неговото соѕвездие Арго, и одредил три области во рамките на Арго за цели трипати да се користат ознаки со латински букви. Ета паднала во делот на јазилот на бродот кој подоцна требало да стане соѕвездието Кобилица.[25] Не била општа познато како Ета Кобилица до 1879 година, кога на ѕвездите на Брод Арго конечно им биле дадени епитетите на соѕвездија ќерки во Уранометрија Аргентина на Гулд.[26]

Ета Кобилица е премногу далеку на југ за да биде дел од традиционалната кинеска астрономија, но таа била мапирана кога јужните соѕвездија биле создадени на почетокот на 17 век. Заедно со s Кобилица, λ Кентаур и λ Мува, Ета Кобилица го формира астеризмот 海山 ( Море и планина).[27] Ета Кобилица ги има имињата Чен Ше (од кинеското 天社 „Небесен олтар“) и Форамен. Позната е и како 海山二 (македонски: Втората ѕвезда на морето и планината).[28]

Халеј дал приближна привидна ѕвездена величина од 4 во моментот на откривањето, која е пресметана како светлинска величина 3,3 на современата скала. Неколку можни претходни видувања сугерираат дека Ета Кобилица не била значително посветла од ова во поголемиот дел од 17 век. Понатамошни спорадични набљудувања во текот на следните 70 години покажуваат дека Ета Кобилица веројатно била на третото место величина или побледа, додека Лакај со сигурност не ја забележал на 2-та светлинска величина во 1751 година. Не е јасно дали Ета Кобилица значително варирала во осветленоста во текот на следните 50 години; има повремени набљудувања како што е Вилијам Бурчел на 4-то место величина во 1815 година, но неизвесно е дали ова се само повторно набљудување на претходните набљудувања.

Голема ерупција

уреди
 
Светлосната крива на Ета Кобилица од некои од најраните набљудувања до денешниот ден

Во 1827 година, Бурчел конкретно ја забележал необичната осветленост на Ета Кобилица на 1-ва величина и бил првиот што се посомневал дека варира во осветленоста. Џон Хершел, кој во тоа време бил во Јужна Африка, направил детална серија точни мерења во 1830-тите, покажувајќи дека Ета Кобилица постојано блескала околу величината 1.4 до ноември 1837 година. Вечерта на 16 декември 1837 година, Хершел бил зачуден кога видел дека осветлила и малку го опфатила и Ригел.[29] Овој настан го означил почетокот на приближно 18-годишниот период познат како Големата ерупција.

Ета Кобилица била уште посветла на 2 јануари 1838 година, што е еквивалентно на Алфа Кентаур, пред малку да избледе во текот на следните три месеци. Хершел не ја набљудувал ѕвездата после ова, но добил преписка од пречесниот В.С. Макај во Калкута, кој напишал во 1843 година, „На мое големо изненадување забележав минатиот март (1843 година), дека ѕвездата Ета Аргус станала ѕвезда со прва величина потполно светла како Канопус и во боја и големина многу слична на Арктур“. Набљудувањата од ’Ртот на Добрата Надеж покажале дека таа го достигнала својот врв во осветленоста, надминувајќи го Канопус, од 11 до 14 март 1843 година, потоа почнала да бледне, а потоа осветлила помеѓу светлината на Алфа Кентаури и Канопус помеѓу 24 и 28 март пред повторно да избледи. Во поголемиот дел од 1844 година, осветленоста била на средина помеѓу Алфа Кентаур и Бета Кентаур, околу +0,2, пред повторно да осветли на крајот на годината. Во својата најсветла година во 1843 година, најверојатно достигнала привидна светлинска величина од -0,8, потоа -1,0 во 1845 година.[11] Врвовите во 1827, 1838 и 1843 година најверојатно се случиле на периастронскиот премин - точката кога двете ѕвезди се најблиску една до друга - на бинарната орбита.[8] Од 1845 до 1856 година, осветленоста се намалила за околу 0,1 величини годишно, но со можни брзи и големи флуктуации.

Во нивните усни традиции, кланот Буронг од народот Вергаја од околу езерото Тирел, северозападна Викторија, Австралија, раскажувале за црвеникава ѕвезда што ја познавале како „Старицата врана“, сопруга на „Воинствената врана“ (Канопус).[30] Во 2010 година, астрономите Дуан Хамахер и Дејвид Фру од Универзитетот Мекквари во Сиднеј покажале дека станува збор за Ета Кобилица за време на нејзината Голема ерупција во 1840-тите.[31] Од 1857 година, осветленоста брзо се намалила додека не избледела под видливоста со голо око до 1886 година. Се пресметува дека ова се должи на кондензацијата на прашина во исфрлениот материјал што ја опкружува ѕвездата, наместо на внатрешната промена во сјајноста.[32]

Помала ерупција

уреди

Новото осветлување започнало во 1887 година, кое достигнало врв со приближна јачина 6,2 величини во 1892 година, а потоа на крајот на март 1895 година брзо избледела на околу 7.5 величини. Иако постојат единствено визуелни записи за ерупцијата од 1890 година, пресметано е дека Ета Кобилица страдала од 4,3 степени на визуелно изумирање поради гасот и прашината исфрлени во Големата ерупција. Неприкриената осветленост би била со величина 1,5-1,9, значително посветла од историската величина. И покрај тоа, таа била слична на првата, дури и речиси одговарала на нејзината осветленост, но не и на количината на исфрлен материјал.[33][34][35]

20 век

уреди

Помеѓу 1900 и најмалку 1940 година, се сметало дека Ета Кобилица се населила со постојана светлина од околу 7,6 величини, но во 1953 година било забележано дека повторно се осветлила со величина од 6.5.[36] Осветлувањето продолжило стабилно, но со прилично редовни варијации од неколку десетини од величината.

 
Светлосна крива на Ета Кобилица помеѓу 1972 и 2019 година

Во 1996 година, варијациите за прв пат биле идентификувани дека имаат период од 5,52 години, подоцна попрецизно измерени на 5,54 години, што довело до идејата за бинарен систем. Бинарната теорија била потврдена со набљудувања на радио, оптичка и блиску инфрацрвена радијална брзина и промени во профилот на линијата, кои се нарекуваат колективно како спектроскопски настан, во предвиденото време на премин на периастрон кон крајот на 1997 година и почетокот на 1998 година.[37] Во исто време постоел целосен колапс на емисијата на Х-зраци за која се претпоставува дека потекнува од регионот на ветерот што се судрила.[38] Потврдата за светлечки бинарен придружник во голема мера го изменило разбирањето на физичките својства на системот Ета Кобилица и нејзината варијабилност.

Во 1998-1999 година било забележано ненадејно удвојување на осветленоста што ја вратила во видливост со голо око. За време на спектроскопскиот настан во 2014 година, привидната визуелна величина станала посветла од светлинската величина 4,5.[39] Осветленоста не секогаш варира постојано на различни бранови должини и не секогаш точно го следи 5,5 годишниот циклус.[40][41] Набљудувањата со радио, инфрацрвена и вселенска основа го прошириле опфатот на Ета Кобилица низ сите бранови должини и откриле тековни промени во спектралната енергетска распространетост.[42]

Во јули 2018 година, било пријавено дека Ета Кобилица го има најсилниот удар со ветер на двојна ѕвезда во соларната населба. Набљудувањата со сателитот NuSTAR дале податоци со многу повисока резолуција од претходниот вселенски телескоп со гама-зраци „Ферми“. Користејќи ги набљудувањата со директно фокусирање на нетермичкиот извор во екстремно тврдиот појас на рендген, кој просторно се совпаѓа со ѕвездата, тие покажале дека изворот на нетермалните рендгенски зраци варира во зависност од орбиталната фаза на бинарниот ѕвезден систем и дека фотонскиот индекс на емисијата е сличен на оној добиен преку анализа на спектарот на γ-зраци (гама).[43][44]

Видливост

уреди
 
Ета Кобилица и маглината Кобилица во соѕвездието Кобилица
 
Позиција на Ета Кобилица (горе лево) во споредба со PP Кобилица (долу десно)

Како ѕвезда со четврта величина, Ета Кобилица е удобно видлива со голо око на небо освен на светлинско загадување во областите во внатрешноста на градот според скалата на Бортле.[45] Нејзината осветленост варира во широк опсег, од втората најсветла ѕвезда на небото неколку дена во 19 век, до многу под видливост со голо око. Нејзината местоположба на околу 60°С во далечната јужна небесна полутопка значи дека не може да се види од набљудувачите во Европа и поголемиот дел од Северна Америка.

Сместена помеѓу Канопус и Јужниот Крст,[46] Ета Кобилица лесно се одредува како најсветлата ѕвезда во големата маглина Кобилица со голо око. Во телескопот „ѕвездата“ е врамена во темната „V“ лента за прашина на маглината и изгледа јасно портокалова и јасно не-ѕвездена.[47] Високото зголемување ќе ги прикаже двата портокалови лобуси на околната отсјајна маглина позната како Хомункулус од двете страни на светлото централно јадро. Набљудувачите на променливи ѕвезди можат да ја споредат нејзината осветленост со неколку ѕвезди од 4-та и 5-та светлинска величина што тесно ја опкружуваат маглината.

Откриен во 1961 година, слабиот метеорски дожд Ета Кариниди има зрачење многу блиску до Ета Кобилица. Се случува од 14 до 28 јануари, а врвот е околу 21 јануари. Метеорските дождови не се поврзани со тела надвор од Сончевиот систем, што ја прави близината до Ета Кобилица само случајност.[48]

Визуелен спектар

уреди
 
Вселенскиот телескоп Хабл составен од Ета Carinae што го прикажува необичниот емисионски спектар (близу IR спектар на слики од спектрографот CCD на вселенскиот телескоп Хабл)

Јачината и профилот на линиите во спектарот Ета Кобилица се многу променливи, но има голем број на конзистентни карактеристики. Во спектарот доминираат спектралните линии, обично широки, иако линиите на повисоките возбудувања се прекриени со тесна средна компонента од густата јонизирана небулозност. Повеќето линии покажуваат профил на P Лебед, но со крило за апсорпција многу послабо од емисијата. Широките P Лебед линии се типични за силните ѕвездени ветрови, со многу слаба апсорпција во овој случај бидејќи средната ѕвезда е толку силно заматена. Крилата за расејување на електроните се присутни, но релативно слаби, што укажува на густ ветер. Водородните линии се присутни и силни, што покажува дека Ета Кобилица сè уште задржува голем дел од својата водородна обвивка.

Линиите на He I [б 3] се многу послаби од водородните линии, а отсуството на линиите на He II обезбедува горната граница на можната температура на примарната ѕвезда. Линиите N II може да се идентификуваат, но не се силни, додека јаглеродните линии не можат да се детектираат и линиите за кислород се во најдобар случај многу слаби, што укажува на согорување на јадрото на водородот преку јаглеродно-азотно-кислородниот циклус со одредено мешање на површината. Можеби највпечатлива карактеристика е богатата емисија на Fe II и во дозволените и во забранетите линии, при што забранетите линии произлегуваат од возбудувањето на небулозноста со мала густина околу ѕвездата.[17][49]

Најраните анализи на спектарот на ѕвездата претставуваат описи на визуелни набљудувања од 1869 година, на истакнати емисиони линии „C, D, b, F и главната зелена линија на азот“. Линиите за апсорпција се експлицитно опишани како невидливи.[50] Буквите се однесуваат на спектралната нотација на Фраунхофер и одговараат на Hα, He I, [б 4] Fe II и H β. Се претпоставува дека конечната линија е од Fe II многу блиску до зелената линија на небулиум што денес е познато дека е од O III.[51]

Фотографските спектри од 1893 година биле опишани како слични на F5 ѕвезда, но со неколку слаби линии на емисија. Анализата на современите спектрални стандарди сугерира рана F од спектрален тип. До 1895 година, спектарот повторно се состоел претежно од силни емисиони линии, со присутни линии на апсорпција, но во голема мера замаглени од емисијата. Овој спектрален премин од F суперџин до силна емисија е карактеристична за новите, каде што исфрлениот материјал првично зрачи како псевдо- фотосфера, а потоа емисиониот спектар се развива додека се шири и се разредува.

Спектарот на емисионите линии поврзани со густи ѕвездени ветрови опстојува уште од крајот на 19 век. Поединечните линии покажуваат широко различни широчини, профили и поместувања, честопати повеќекратни компоненти на брзина во рамките на истата линија. Спектралните линии, исто така, покажуваат варијации со текот на времето, најсилно со период од 5,5 години, но исто така помалку драматични промени во пократки и подолги периоди, како и тековен секуларен развој на целиот спектар.[52][53] Спектарот на светлината што се рефлектира од Вајгелтовите капки, и се претпоставува дека потекнува главно од примарната, е сличен на екстремнната ѕвезда од типот Лебед HDE 316285 која има спектрален тип B0Ieq.

 
Анимација што го прикажува растечкото светлосно ехо предизвикано од ерупцијата во маглината Кобилица

Директните спектрални набљудувања започнале дури по Големата ерупција, но светлосните одгласи од ерупцијата што се рефлектирале од другите делови на маглината Кобилица биле откриени со помош на 4-метарскиот телескоп „Виктор Бланко“ на американската Национална опсерваторија за оптичка астрономија во меѓуамериканската опсерваторија Серо Тололо. Анализата на рефлектираните спектри покажала дека светлината била емитирана кога Ета Кобилица имала изглед на 5.000 G2-до-G5 суперџин, околу 2.000 K поладно отколку што се очекувало од другите настани на лажни супернови .[54] Понатамошните набљудувања на светлосно ехо покажуваат дека следејќи ја врвната осветленост на Големата ерупција, спектарот развил истакнат профили на Р Лебед и молекуларни појаси CN, иако ова е веројатно од материјалот што се исфрла и кој можеби се судирал со ѕвездена прашина на сличен начин како супернова од типот IIn.[55]

Во втората половина на 20 век, станале достапни визуелни спектри со многу повисока резолуција. Спектарот продолжил да покажува сложени и збунувачки карактеристики, при што голем дел од енергијата од средната ѕвезда се рециклира во инфрацрвеното од околната прашина, одреден одраз на светлината од ѕвездата од густите локализирани објекти во околу ѕвездениот материјал, но со очигледна висока јонизација, карактеристики кои укажуваат на многу високи температури. Линиските профили се сложени и променливи, што укажува на голем број карактеристики на апсорпција и емисија со различни брзини во однос на средната ѕвезда.[56][57]

5,5-годишниот орбитален циклус произведува силни спектрални промени кај периастрон кои се познати како спектроскопски настани. Одредени бранови должини на зрачење претрпуваат затемнувања, или поради вистинско прикривање од страна на една од ѕвездите или поради поминување во непроѕирните делови на сложените ѕвездени ветрови. И покрај тоа што се припишуваат на орбиталната ротација, овие настани значително варираат од еден до друг циклус. Овие промени станале посилни од 2003 година и општо се верува дека долгорочните секуларни промени во ѕвездените ветрови или претходно исфрлениот материјал може да бидат кулминација на враќањето во состојбата на ѕвездата пред нејзината Голема ерупција.[58]

Ултравиолетово

уреди
 
Ултравиолетова слика на маглината Хомункулус направена од ESA/ Хабл

Ултравиолетовиот спектар на системот Ета Кобилица покажува многу линии на емисија на јонизирани метали како што се Fe II и Cr II, како и Lyman α (Lyα) и континуум од топол централен извор. Нивоата на јонизација и континуумот бараат постоење на извор со температура најмалку 37.000 келвини.[59]

Одредени Fe II UV линии се невообичаено силни. Тие се предизвикани од ефектот на ласирање со мала добивка. Јонизираниот водород помеѓу дупката и средната ѕвезда генерира интензивна Lyα емисија која продира во дупката. Топката содржи атомски водород со мала мешавина на други елементи, вклучувајќи го и железото фотојонизирано од зрачењето од средните ѕвезди. Случајна резонанца (каде што емисијата случајно има соодветна енергија за пумпање на возбудената состојба) ѝ овозможува на Ly α емисијата да ги пумпа јоните на Fe+ до одредени псевдо-метастабилни состојби,[60] создавајќи инверзија на населението што овозможува да се изврши стимулираната емисија.[61] Овој ефект е сличен на масер- емисијата од густите џебови кои опкружуваат многу студени суперџиновски ѕвезди, но вториот ефект е многу послаб при оптички и УВ бранови должини, а Ета Кобилица е единствениот јасен пример каде е откриен ултравиолетовиот астрофизички ласер. Сличен ефект од пумпање на метастабилни O I состојби со Ly β емисија е исто така потврден како астрофизички УВ ласер.[62]

Инфрацрвено

уреди
 
Ѕвезди слични на Ета Кобилица во блиските галаксии

Инфрацрвените набљудувања на Ета Кобилица стануваат сè поважни. Огромното мнозинство од електромагнетното зрачење од средните ѕвезди се апсорбира од околната прашина, а потоа се емитува како средно и далеку инфрацрвено соодветно на температурата на прашината. Ова овозможува речиси целата излезна енергија на системот да се набљудува на бранови должини кои не се силно погодени од меѓуѕвезденото изумирање, што доведува до проценки за сјајноста кои се попрецизни отколку за другите екстремно светли ѕвезди. Ета Кобилица е најсветлиот извор на ноќното небо со средни инфрацрвени бранови должини.[63]

Далечните инфрацрвени набљудувања покажуваат голема маса на прашина на 100-150 К, укажувајќи на вкупна маса за Хомункулус од 20 сончеви маси (M☉) или повеќе. Ова е многу поголемо од претходните проценки и се смета дека сето тоа било исфрлено за неколку години за време на Големата ерупција.[7]

Блиските инфрацрвени набљудувања можат да навлезат во прашината со висока резолуција за да ги набљудуваат карактеристиките кои се целосно заматени на визуелните брановни должини, иако не и самите средни ѕвезди. Средниот регион на Хомункулус содржи помал Мал Хомункулус од ерупцијата во 1890 година, пеперутка од одделни купчиња и филаменти од двете ерупции и издолжен ѕвезден ветар.[64]

Високо енергетско зрачење

уреди
 
Х-зраци околу Ета Кобилица (црвената е ниска енергија, сината повисока)

Неколку извори на Х-зраци и гама зраци се откриени околу Ета Кобилица, на пример 4U 1037-60 во четвртиот каталог Ухуру и 1044-59 во каталогот HEAO-2. Најраното детектирање на Х-зраци во регионот Ета Кобилица бил од ракетата Териер-Сандхавк,[65] проследено со Ариел 5,[66] ОСО 8,[67] и Ухуру [68].

Подетални набљудувања биле направени со Ајнштајновата опсерваторија,[69] РОСАТ телескопот со Х-зраци,[70] Напредниот сателит за космологија и астрофизика (ASCA),[71] и опсерваторијата за Х-зраци „Чандра“. Постојат повеќе извори на различни бранови должини низ високоенергетскиот електромагнетен спектар: Х-зраци и гама зраци во рок од 1 светлосен месец на Ета Кобилица; рендгенски снимки од среден регион околу 3 светлосни месеци широк; посебна структура на делумен прстен „потковица“ во рендгенски зраци со ниска енергија од 0,67 парсеци (2.2 светлосни години) преку што одговара на главниот удар од Големата ерупција; дифузна емисија на Х-зраци низ целата област на Хомункулус; и бројни кондензации надвор од главниот прстен.[72][73][74][75]

Целата висока енергетска емисија поврзана со Ета Кобилица варира во текот на орбиталниот циклус. Спектроскопски минимум или рендгенско затемнување се случило во јули и август 2003 година, а слични настани во 2009 и 2014 година биле интензивно забележани.[76] Гама зраците со највисока енергија над 100 MeV кои биле откриени од AGILE покажуваат силна варијабилност, додека гама зраците со пониска енергија забележани од Ферми покажале мала варијабилност.[77]

Радио емисија

уреди

Биле забележани радио емисии од Ета Кобилица низ опсегот на микробранова печка. Откриен е во линијата H I од 21 cm, но е особено внимателно проучен во лентите од милиметар и сантиметар. Во овој опсег биле откриени линии за рекомбинација на водород (од комбинирање на електрон и протон за да се формира атом на водород). Емисијата е концентрирана во мал неточкест извор со пречник помал од 4 лачни секунди и се смета дека е главно безслободна емисија од јонизиран гас, во согласност со компактниот регион HII на околу 10.000 K.[78] Сликите со висока резолуција ги прикажуваат радиофреквенциите кои потекнуваат од диск со пречник од неколку лачни секунди, широк 10.000 астрономски единици (АЕ) на растојание од Ета Кобилица.[79]

Радио емисијата од Ета Кобилица покажува континуирани варијации во јачината и распространетоста во текот на циклусот од 5,5 години. Линиите H II и рекомбинацијата се разликуваат многу силно, со помалку засегнато континуумско зрачење (електромагнетно зрачење низ широк појас на бранови должини). Ова покажува драматично намалување на нивото на јонизација на водородот за краток период во секој циклус, што се совпаѓа со спектроскопските настани на други бранови должини.

Околина

уреди
 
Слика на маглината Кобилица

Ета Кобилица се наоѓа во маглината Кобилица, џиновски ѕвездообразен регион во кракот Кобилица-Стрелец на Млечниот Пат. Маглината е истакнат објект со голо око на јужното небо и покажува комплексна мешавина на емисија, рефлексија и темна небулозност. Познато е дека Ета Кобилица е на исто растојание како и маглината Кобилица и нејзиниот спектар може да се види како се рефлектира од различни ѕвездени облаци во маглината.[80] Изгледот на маглината Кобилица, а особено на регионот Клучалник, значително се променил откако бил опишан од Џон Хершел пред повеќе од 160 години. Се смета дека ова се должи на намалувањето на јонизирачкото зрачење од Ета Кобилица од Големата ерупција.[81] Пред Големата ерупција, системот Ета Кобилица придонесувал до 20% од вкупниот јонизирачки флукс за целата маглина Кобилица, но тој сега е главно блокиран од околниот гас и прашина.[80]

Трамплер 16

уреди

Ета Кобилица лежи во расфрланите ѕвезди на расеаното јато Трамплер 16. Сите други членови се многу под видливост со голо око, иако WR 25 е уште една екстремно масивна прозрачна ѕвезда.[82] Трамплер 16 и неговиот сосед Трамплер 14 се двете доминантни ѕвездени јата од асоцијацијата Кобилица OB1, проширена групација на млади светлечки ѕвезди со заедничко движење низ вселената.[83]

Хомункулус

уреди
 
3Д модел на маглината Homunculus

Ета Кобилица е опкружена со и ја осветлува маглината Хомункулус,[84] мала маглина за емисија и рефлексија составена главно од гас исфрлен за време на настанот на Големата ерупција во средината на 19 век, како и прашина што се кондензирала од остатоците. Маглината се состои од два поларни лобуси порамнети со оската на ротација на ѕвездата, плус екваторијално „здолниште“, кое целото е долго околу 18".[85] Поблиските набљудувања покажале многу фини детали: Мал Хомункулус во главната маглина, веројатно формиран од ерупцијата во 1890 година; млаз; фини струи и јазли на материјал, особено забележливи во регионот на здолништето; и три „Weigelt Blobs“ — густи гасни кондензации многу блиску до самата ѕвезда.[86]

Се смета дека лобусите на Хомункулус биле формирани речиси целосно поради почетната ерупција, наместо да се обликувани од или да вклучуваат претходно исфрлен или меѓуѕвезден материјал, иако недостатокот на материјал во близина на екваторијалната рамнина дозволува подоцнежниот ѕвезден ветер и исфрлен материјал да се мешаат. Затоа, масата на лобусите дава точна мерка за скалата на Големата ерупција, со проценки кои се движат од 12–15 M☉ до дури 45 M☉.[87] Резултатите покажуваат дека материјалот од Големата ерупција е силно концентриран кон половите; 75% од масата и 90% од кинетичката енергија биле ослободени над географската ширина 45°.[88]

Единствена карактеристика на Хомункулус е способноста да се мери спектарот на средниот објект на различни географски широчини со рефлектираниот спектар од различни делови на лобусите. Тие јасно покажуваат поларен ветер каде што ѕвездениот ветер е побрз и посилен на големи географски широчини, за кои се смета дека се должи на брзата ротација што предизвикува гравитационо осветлување кон половите. Спротивно на тоа, спектарот покажува повисока температура на возбуда поблиску до екваторијалната рамнина.[89] Имплицирајќи, надворешната обвивка на Ета Кобилица A не е силно конвективна бидејќи тоа би го спречило гравитационото затемнување. Се смета дека моменталната оска на ротација на ѕвездата не одговара точно на порамнувањето на Хомункулус. Ова може да се должи на интеракцијата со Ета Кобилица B која исто така ги модифицира набљудуваните ѕвездени ветрови.[90]

Растојание

уреди

Растојанието до Ета Кобилица е одредено со неколку различни методи, што резултира со широко прифатена вредност од 7.600 светлосни години, со маргина на грешка околу 330 светлосни години.[91] Растојанието до самата Ета Кобилица не може да се мери со помош на паралакса поради нејзината околна небулозност, но другите ѕвезди во кластерот Трумплер 16 се очекува да бидат на слично растојание и се достапни за паралакса. Gaia Data Release 2 ја обезбедила паралаксата за многу ѕвезди кои се сметаат за членови на Трумплер 16, откривајќи дека четирите најжешки ѕвезди од О-класата во регионот имаат многу слични паралакси со средна вредност од 0,383 ± 0,017 (мас), што се преведува на растојание од 2.600 ± 100 . Ова имплицира дека Ета Кобилица може да биде подалечна отколку што се сметало, а исто така и посветла, иако сè уште е можно да не е на исто растојание како кластерот или дека мерењата на паралаксата имаат големи систематски грешки.[92]

Растојанието до ѕвездените јата може да се процени со користење на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм или дијаграмот боја-боја за калибрирање на апсолутните величини на ѕвездите, на пример приспособување на главната низа или идентификување карактеристики како хоризонтална гранка и оттука нивната оддалеченост од Земјата. Исто така, неопходно е да се знае количината на меѓуѕвезденото изумирање на јатото и тоа може да биде тешко во региони како што е маглината Карина.[93] Оддалеченоста од 7.330 светлосни години е одредена од калибрацијата на сјајноста на ѕвездите од типот О во Трамплер 16.[94] По утврдувањето на абнормална корекција на црвенило до изумирањето, растојанието до Трамплер 14 и Трамплер 16 е измерено на 9.500 ± 1.000 (2.900 ± 300).[95]

Познатата стапка на експанзија на маглината Хомункулус обезбедува необичен геометриски метод за мерење на нејзиното растојание. Под претпоставка дека двата лобуси на маглината се симетрични, проекцијата на маглината на небото зависи од нејзиното растојание. Вредности од 2.300, 2.250 и 2.300 се изведени за Хомункулус, а Ета Кобилица е јасно на исто растојание.

Својства

уреди
 
Х-зраци, оптички и инфрацрвени снимки на Ета Кобилица (26 август 2014 година)

Ѕвездениот систем Ета Кобилица моментално е една од најмасивните ѕвезди што може детално да се проучуваат. До неодамна се сметало дека Ета Кобилица е најмасивната поединечна ѕвезда, но бинарната природа на системот била предложена од бразилскиот астроном Аугусто Даминели во 1996 година и потврдена во 2005 година.[96] Двете составни ѕвезди се во голема мера затскриени од околните ѕвездени материјали исфрлени од Ета Кобилица A, а основните својства како што се нивните температури и сјајност може само да се заклучат. Брзите промени на ѕвездениот ветер во 21 век сугерираат дека самата ѕвезда може да се открие кога правот од големата ерупција конечно ќе се исчисти.[97]

Орбита

уреди
 
Орбита на Ета Кобилица

Бинарната природа на Ета Кобилица е јасно утврдена, иако компонентите не се директно набљудувани и не можат јасно да се решат спектроскопски поради расејување и повторно возбудување во нејасната околна. Периодични фотометриски и спектроскопски варијации ја поттикнале потрагата по придружник, а моделирањето на ветровите што се судираат и делумните „затемнувања“ на некои спектроскопски карактеристики ги ограничиле можните орбити.[13]

Периодот на орбитата е точно познат на 5.539 години, иако ова се променило со текот на времето поради масовните загуби и акредитивност. Помеѓу Големата ерупција и помалата ерупција од 1890 година, орбиталниот период очигледно бил 5,52 години, додека пред Големата ерупција можеби била уште пониска, веројатно помеѓу 4,8 и 5,4 години. Орбиталното одвојување е познато само приближно, со полу-главна оска од 15-16 астрономски единици. Орбитата е многу ексцентрична, e = 0,9. Тоа значи дека одвојувањето на ѕвездите варира од околу 1,6 астрономски единици, слично на растојанието на Марс од Сонцето, до 30 астрономски единици, слично на растојанието на Нептун.

Можеби највредната употреба на точната орбита за двоен ѕвезден систем е директно да се пресметаат масите на ѕвездите. Ова бара димензиите и наклонот на орбитата да бидат точно познати. Димензиите на орбитата на Ета Кобилица се познати само приближно бидејќи ѕвездите не можат директно и одделно да се набљудуваат. Наклонот е моделиран на 130-145 степени, но орбитата сè уште не е доволно прецизно позната за да ги обезбеди масите на двете компоненти.

Класификација

уреди

Ета Кобилица A е класифицирана како светлосина променлива (ССП) поради карактеристичните спектрални и осветлени варијации. Овој тип на променлива ѕвезда се карактеризира со неправилни промени од високотемпературна состојба на мирување до состојба на ниска температура изблик со приближно константна сјајност. ССПво мирна состојба лежат на тесна нестабилна лента на Златна Риба S, при што повеќе светлечки ѕвезди се пожешки. Во изливот, сите ССП имаат приближно иста температура, која е близу 8.000 K. ССП во нормален излив се визуелно посветли отколку кога мируваат иако булометриската сјајност е непроменета.

Настан сличен на Големата ерупција на Ета Кобилица А бил забележан единствено во една друга ѕвезда во Млечниот Пат - Лебед Р - и во неколку други можни ССП во други галаксии. Се смета дека ниту еден од нив не е толку насилен како оној на Ета Кобилица. Не е јасно дали ова е нешто што го претрпуваат единствено многу малку од најмасивните ССП, нешто што е предизвикано од ѕвезда блиска придружничка или многу кратка, но вообичаена фаза за масивните ѕвезди. Некои слични настани во надворешните галаксии се погрешно помешани со супернови и се нарекуваат лажни супернови, иако оваа групација може да вклучува и други типови на нетерминални минливи минувачи кои се приближуваат до осветленоста на супернова.

Ета Кобилица А не е типична ССП. Таа е посјасна од која било друга ССП на Млечниот Пат, иако е веројатно споредлива со другите лажни супернови откриени во надворешните галаксии. Во моментов не лежи на нестабилната лента Риби S, иако не е јасно каква е всушност температурата или спектралниот тип на основната ѕвезда, а за време на нејзината голема ерупција била многу поладна од типичен излив на ССП, со среден G спектрален тип. Ерупцијата од 1890 година можеби била прилично типична за ерупциите на ССП, со ран F спектрален тип, и се проценува дека ѕвездата моментално може да има непроѕирен ѕвезден ветер, формирајќи псевдо-фотосфера со температура до 10.000 келвини [20]

Ета Кобилица Б е масивна светлечка жешка ѕвезда, за која малку е познато. Од одредени високо возбудливи спектрални линии кои не треба да бидат произведени од примарната, Ета Кобилица B се смета дека е млада ѕвезда од типот О. Повеќето автори сугерираат дека станува збор за донекаде еволуирана ѕвезда како што е суперџин или џин, иако Волф-Рајеова ѕвезда не може да се исклучи.

Маса

уреди

Масите на ѕвездите тешко се мерат освен со определување на двојна орбита. Ета Кобилица е бинарен систем, но одредени клучни информации за орбитата не се точно познати. Масата може да биде силно ограничена или да биде поголема од 90 M☉, главно поради високата осветленост. Стандардните модели на системот претпоставуваат маси од 100–120 M☉ [98][99] и 30–60 M☉ за основно и секундарно, соодветно. Предложени се повисоки маси, за моделирање на излезот на енергија и пренос на маса на Големата ерупција, со комбинирана системска маса од над 250 M☉ пред Големата ерупција. Ета Кобилица А очигледно изгубила голема маса откако се формирала, и се смета дека првично била 150–250 M☉, иако можеби се формирала преку бинарно спојување.[100][101] Маси од 200 M☉ за основно и 90 M☉ за секундарно најдобро одговара на модел со една маса при пренос на настанот Големата ерупција.

Масовна загуба

уреди
 
Маглината Кобилица. Ета Кобилица е најсветлата ѕвезда, на левата страна.

Губењето на масата е еден од најинтензивно проучуваните аспекти на истражувањето на масивни ѕвезди. Едноставно кажано, пресметаните стапки на губење на масата во најдобрите модели на ѕвездената еволуција не ги репродуцираат забележаните својства на еволуираните масивни ѕвезди како што се Волф-Рајеовите ѕвезди, бројот и видовите на супернови со колапс на јадрото или нивните предци. За да одговараат на тие набљудувања, моделите бараат многу повисоки стапки на загуба на маса. Ета Кобилица A има една од највисоките познати стапки на загуба на маса, моментално околу 10−3 M☉ /годишно, и е очигледен кандидат за проучување.[102]

Ета Кобилица A губи многу маса поради нејзината екстремна сјајност и релативно ниската површинска гравитација. Нејзиниот ѕвезден ветер е целосно непроѕирен и се појавува како псевдо-фотосфера; оваа оптички густа површина ја крие вистинската физичка површина на ѕвездата што може да биде присутна. (При екстремни стапки на губење на радијативна маса, градиентот на густина на издигнатиот материјал може да стане доволно континуиран што значително дискретна физичка површина може да не постои.) За време на Големата ерупција стапката на загуба на маса била илјада пати поголема, околу 1 M☉/годишно одржана десет или повеќе години. Вкупната загуба на маса за време на ерупцијата била најмалку 10–20 M☉ при што голем дел од неа денес ја формира маглината Хомункулус. Помалата ерупција од 1890 година ја произвела малата маглина хомункулус, многу помала и со само околу 0.1 M☉. Најголемиот дел од загубата на маса се јавува при ветер со крајна брзина од околу 420 км/сек, но некои материјали се гледаат со поголеми брзини, до 3.200км/сек, веројатно материјал издуван од насобирачки диск од секундарната ѕвезда.[103]

Ета Кобилица B веројатно исто така ја губи масата преку тенок, брз ѕвезден ветер, но тоа не може директно да се открие. Моделите на зрачењето забележани од интеракциите помеѓу ветровите на двете ѕвезди покажуваат стапка на загуба на маса од редот од 10−5 M☉/годишно со брзини од 3.000 км/сек, типично за жешка ѕвезда од О-тип. За дел од високо ексцентричната орбита, таа всушност може да добие материјал од примарната преку насобирачки диск. За време на Големата ерупција на основното, секундарното можело да насобра неколку M☉, произведувајќи силни млазови кои ја формирале биполарната форма на маглината Хомункулус.

Светлост

уреди

Ѕвездите на системот Ета Кобилица се целосно заматени од прашина и непроѕирни ѕвездени ветрови, при што голем дел од ултравиолетовото и визуелното зрачење се префрлени на инфрацрвеното зрачење. Вкупното електромагнетно зрачење низ сите бранови должини за двете ѕвезди заедно е неколку милиони сончеви сјајности (L☉). Најдобрата проценка за осветленоста на примарната е 5 милиони, што ја прави една од најсветлите ѕвезди на Млечниот Пат. Светлината на Ета Кобилица B е особено неизвесна, веројатно неколку стотици илјади L☉ и речиси сигурно не повеќе од 1 милион L☉.

Најзабележителната карактеристика на Ета Кобилица е нејзината џиновска ерупција или настан на лажна супернова, која потекнува од примарната ѕвезда и била забележана околу 1843 година. За неколку години, произвела речиси исто толку видлива светлина како слаба експлозија на супернова, но ѕвездата преживеала. Се проценува дека при врвна осветленост, сјајноста била дури 50 милиони L☉ . Други лажни супернови биле видени во други галаксии, на пример можната лажна супернова SN 1961V во NGC 1058 [104] и предексплозијата на SN 2006jc во UGC 4904.[105]

По Големата ерупција, Ета Кобилица се скрила од исфрлениот материјал, што резултирало со драматично црвенило. Ова е проценето на четири величини на визуелни бранови должини, што значи дека сјајноста по ерупцијата била споредлива со сјајноста кога првпат била идентификувана.[106] Ета Кобилица сè уште е многу посветла на инфрацрвени бранови должини, и покрај претпоставените жешки ѕвезди зад маглината. Неодамнешното визуелно осветлување се смета дека е во голема мера предизвикано од намалувањето на изумирањето, поради разредувањето на прашината или намалувањето на загубата на маса, наместо основната промена во осветленоста.

Температура

уреди
 
Слика на Хабл на маглината Хомункулус; вметната е VLT NACO инфрацрвена слика на Ета Кобилица.

До крајот на 20 век, температурата на Ета Кобилица се претпоставувала дека е над 30.000 келвини, поради присуството на спектрални линии со висока возбуда, но други аспекти на спектарот сугерираат дека многу пониски температури и сложени модели биле создадени за да се објасни ова.[107] Денес е познато дека системот Ета Кобилица се состои од најмалку две ѕвезди, и двете со силни ѕвездени ветрови и зона со судир на ветер (судир ветер-ветер), вградени во правлива маглина која преработува 90% од електромагнетното зрачење во средно и далечно инфрацрвено. Сите овие карактеристики имаат различни температури.

Моќните ѕвездени ветрови од двете ѕвезди се судираат во приближно конусната зона и произведуваат температури до 100 на врвот помеѓу двете ѕвезди. Оваа зона е извор на тврди Х-зраци и гама зраци блиску до ѕвездите. Во близина на периастрон, додека секундарното патува низ сè погустите региони на примарниот ветер, зоната на ветерот што се судира станува искривена во спирала која се заостанува зад Ета Кобилица B.[108]

Конусот на судир ветар-ветер ги дели ветровите на двете ѕвезди. За 55-75° зад секундарниот, има тенок топол ветер типичен за ѕвездите од тип О или Волф-Рајеова ѕвезда. Ова овозможува да се открие одредено зрачење од Ета Кобилица B и нејзината температура може да се процени со одредена точност поради спектралните линии кои веројатно нема да бидат произведени од кој било друг извор. Иако секундарната ѕвезда никогаш не била директно забележана, постои широко распространет договор за модели каде што има температура помеѓу 37.000 К и 41.000 K.

Во сите други правци од другата страна на зоната на судир ветер-ветер, има ветер од Ета Кобилица A, поладен и околу 100 пати погуст од ветрот на Ета Кобилица B. Исто така, тој е оптички густ, целосно затскривајќи се што личи на вистинска фотосфера и ја прикажува секоја дефиниција за нејзината температура. Набљудувачкото зрачење потекнува од псевдофотосфера каде оптичката густина на ветрот паѓа на близу нула, обично мерена со одредена вредност на непроѕирноста на Росланд, како на пр. 2⁄3 Забележано е дека оваа псевдофотосфера е издолжена и потопла по претпоставената оска на ротација.[109]

Ета Кобилица A најверојатно се појавила како ран B-хиперџин со температура помеѓу 20.000 К и 25.000 К во времето на нејзиното откривање од Халеј. Делотворната температура одредена за површината на сферичен оптички густ ветер на неколку илјадници R☉ би била 9.400-15.000 К, додека температурата на теоретската околу 60 R☉ хидростатско „јадро“ на оптичка длабочина 150 би било 35.200 K.[110] Делотворната температура на видливиот надворешен раб на непроѕирниот примарен ветер генерално се третира како 15.000-25.000 К врз основа на визуелните и ултравиолетовите спектрални карактеристики се претпоставува дека се директно од ветрот или се рефлектираат преку Вајгелтовите капки. За време на големата ерупција, Ета Кобилица A била многу поладна за околу 5.000 K.

Хомункулусот содржи прашина на температури кои варираат од 150 К до 400 K. Ова е изворот на речиси целото инфрацрвено зрачење што ја прави Ета Кобилица толку светол објект на тие бранови должини.

Понатаму, гасовите што се шират од Големата ерупција се судираат со меѓуѕвезден материјал и се загреваат на околу 5 МК, произведувајќи помалку енергични рендгенски зраци кои се гледаат во форма на потковица или прстен.[111][112]

Големина

уреди

Големината на двете главни ѕвезди во системот Ета Кобилица е тешко прецизно да се одреди, бидејќи ниту една ѕвезда не може директно да се види. Ета Кобилица B најверојатно има добро дефинирана фотосфера, а нејзиниот радиус може да се процени од претпоставениот тип на ѕвезда. О-суперџин од 933,000 L☉ со температура од 37.200 К има ефективен радиус од 23.6 R☉ .

Големината на Ета Кобилица A не е ни добро дефинирана. Има оптички густ ѕвезден ветер, така што типичната дефиниција за површината на ѕвездата да биде приближно онаму каде што станува непроѕирна дава многу поинаков резултат од местото каде што може да биде потрадиционална дефиниција за површина. Едно набљудување пресметало полупречник од 60 R☉ за жешко „јадро“ од 35.000 K на оптичка длабочина 150, во близина на звучната точка или многу приближно она што може да се нарече физичка површина. На оптичка длабочина од 0,67 полупречникот би бил под 800 R☉, што укажува на продолжен оптички густ ѕвезден ветер. На врвот на Големата ерупција полупречникот, доколку такво нешто е значајно за време на такво насилно исфрлање на материјалот, би бил околу 1,400 R☉, споредлив со најголемите познати црвени суперџинови, вклучувајќи го VY Големо куче.[113]

Големините на ѕвездите треба да се споредат со нивната орбитална поделба, која е само околу 250 R☉ во периастрон. Полупречникот на насобирање на секундарната ѕвезда е околу 60 R☉, што укажува на силна натрупаност во близина на периастрон што доведува до колапс на секундарниот ветер. Предложено е дека првичното осветлување од 4-та светлинска величина до 1-во при релативно константна булометриска сјајност е нормален излив на ССП, иако од екстремен пример на класата. Тогаш придружната ѕвезда што минува низ проширената фотосфера на примарната во периастрон предизвикала понатамошно осветлување, зголемување на сјајноста и екстремно губење на масата при Големата ерупција.

Ротација

уреди

Стапките на ротација на масивните ѕвезди имаат критично влијание врз нивната еволуција и евентуална смрт. Стапката на ротација на ѕвездите од Ета Кобилица не може директно да се измерат бидејќи нивните површини не можат да се видат. Единечните масивни ѕвезди брзо се вртат надолу поради сопирањето од нивните силни ветрови, но има навестувања дека и Ета Кобилица A и B се брзи ротатори, до 90% од критичната брзина. Едната или и двете може да се вртат со бинарна интеракција, на пример, акредитирање на секундарното и орбитално влечење на примарната ѕвезда.

Ерупции

уреди
 
Слика од вселенскиот телескоп „Хабл“ на која се гледа биполарната маглина која ја опкружува Ета Кобилица

Две ерупции биле забележани од Ета Кобилица, и тоа Големата ерупција од средината на 19 век и Малата ерупција од 1890 година. Дополнително, иследувањата за оддалечената небулозност сугерираат барем една претходна ерупција околу 1250 година од нашата ера. Понатамошна ерупција можеби се случила околу 1550 година од нашата ера, иако е можно материјалот што укажува на оваа ерупција всушност да е од Големата ерупција забавен со судир со постара небулозност.[114] Механизмот што ги предизвикува овие ерупции е непознат. Не е ни јасно дали ерупциите вклучуваат експлозивни настани или таканаречени супер-едингтонови ветрови, екстремна форма на ѕвезден ветер кој вклучува многу голема загуба на маса предизвикана од зголемувањето на сјајноста на ѕвездата. Непознат е и изворот на енергија за експлозиите или зголемувањето на сјајноста.[115]

Теориите за различните ерупции мора да одговорат за: повторувачки настани, најмалку три ерупции со различна големина; исфрлање 20 M☉ или повеќе без уништување на ѕвездата; многу необичната форма и стапките на проширување на исфрлениот материјал; а светлосната крива за време на ерупциите кои вклучуваат сјајност се зголемува за неколку величини во период од децении. Најдобро проучен настан е Големата ерупција. Како и фотометријата во текот на 19 век, светлосните одгласи забележани во 21 век даваат дополнителни информации за прогресијата на ерупцијата, покажувајќи сјајност со повеќе врвови за приближно 20 години, проследено со периодот во 1850-тите. Светлосните одгласи покажуваат дека одливот на материјал за време на фазата на платото бил многу поголем отколку пред врвот на ерупцијата. Можните објаснувања за ерупциите вклучуваат: бинарно спојување во тогашниот троен систем;[116] пренос на маса од Ета Кобилица B за време на периастронските премини; или експлозија на нестабилност на пулсирачки пар.

Еволуција

уреди
 
Неодамнешната светлосна крива на Ета Кобилица, со означени набљудувања на стандардни бранови должини

Ета Кобилица претставува уникатен објект, без многу блиски аналози во моментов познати во ниту една галаксија. Затоа, нејзината идна еволуција е многу неизвесна, но речиси сигурно вклучува понатамошна загуба на маса и евентуална супернова.[117]

Ета Кобилица А би го започнала животот како екстремно жешка ѕвезда на главната низа, веќе многу светлечки објектна над милион L☉. Точните својства ќе зависат од почетната маса, која се очекува да биде најмалку 150 M☉ и можеби многу повисоко. Типичен спектар кога првпат се формирала би била O2If и ѕвездата би била претежно или целосно конвективна поради фузија на јаглеродно-азотно-кислородниот циклус при многу високи температури во јадрото. Доволно масивните или диференцијално ротирачките ѕвезди се подложени на толку силно мешање што остануваат хемиски хомогени за време на согорувањето на водородот во јадрото.

Како што напредува согорувањето на водородот на јадрото, многумасивната ѕвезда полека би се проширила и станала посветла, станувајќи син хиперџин и на крајот ССП додека сè уште се спојува водородот во јадрото. Кога водородот во јадрото ќе се исцрпи по 2-2,5 милиони години, согорувањето на водородната обвивка продолжува со дополнително зголемување на големината и сјајноста, иако согорувањето на водородната обвивка во хемиски хомогени ѕвезди може да биде многу кратко или отсутно бидејќи целата ѕвезда би се осиромашила од водород. Во доцните фази на согорувањето на водородот, загубата на маса била исклучително висока поради високата сјајност и зголеменото површинско изобилство на хелиум и азот. Како што завршува согорувањето на водородот и започнува согорувањето на јадрото на хелиумот, масивните ѕвезди многу брзо преминуваат во фазата на Волф-Рајеова ѕвезда со мал процент или без водород, зголемени температури и намалена сјајност. Тие веројатно изгубиле повеќе од половина од нивната почетна маса во тој момент.[118]

Не е познато дали фузијата на троен алфа-процес на хелиум започнала во јадрото на Ета Кобилица A. Елементарното изобилство на површината не може точно да се измери, но исфрлањето во Хомункулус е околу 60% водород и 40% хелиум, со азот зголемен до десет пати повеќе од сончевите нивоа. Ова е показател за тековната фузија на водород со јаглеродно-азотно-кислородниот циклус.[119]

Моделите на еволуцијата и смртта на поединечни многу масивни ѕвезди предвидуваат зголемување на температурата за време на согорувањето на јадрото на хелиумот, со губење на надворешните слоеви на ѕвездата. Таа станува Волф-Рајеова ѕвезда на азотната низа, движејќи се од Волф-Рајеова ѕвезда кон WNE бидејќи повеќе од надворешните слоеви се губат, веројатно достигнувајќи WC или WO спектралната класа додека јаглеродот и кислородот од тројниот алфа-процес стигнуваат до површината. Овој процес би продолжил со спојување на потешки елементи се додека не се развие железно јадро, во тој момент јадрото колабира и ѕвездата е уништена. Суптилните разлики во почетните услови, во самите модели, а особено во стапките на губење на масата, даваат различни предвидувања за конечната состојба на најмасивните ѕвезди. Тие може да преживеат за да станат ѕвезда лишена со хелиум или може да пропаднат во порана фаза додека задржуваат повеќе од нивните надворешни слоеви.[120][121][122] Недостатокот на доволно светлечки ѕвезди од WN и откривањето на очигледни предци на суперновата ССП, исто така, поттикна сугестија дека одредени типови на ССП експлодираат како супернова без да еволуираат понатаму.[123]

Ета Кобилица е блиска бинарна форма и тоа ја комплицира еволуцијата на двете ѕвезди. Компактните масивни придружници можат да ја одземат масата од поголемите примарни ѕвезди многу побрзо отколку што би се случило во една ѕвезда, така што својствата при колапсот на јадрото може да бидат многу различни. Во некои сценарија, секундарната ѕвезда може да натрупа значителна маса, забрзувајќи ја нејзината еволуција, а за возврат да биде лишена од веќе компактната примарна Волф-Рајеова ѕвезда.[124] Во случајот со Ета Кобилица , секундарната ѕвезда очигледно предизвикува дополнителна нестабилност на основната, што го отежнува предвидувањето на идниот развој.

Потенцијална супернова

уреди
 
Видови на супернови во зависност од почетната маса и металноста

Голема е веројатноста дека следната супернова забележана на Млечниот Пат ќе потекнува од непознато бело џуџе или анонимен црвен суперџин, многу веројатно дури ни видлива со голо око.[125] Сепак, изгледите за супернова која потекнува од објект толку екстремен, близок и добро проучен како Ета Кобилица предизвикува голем интерес.[126]

Како единечна ѕвезда, ѕвезда првично околу 150 пати помасивна од Сонцето вообичаено би дошла до колапс на јадрото како Волф-Рајеова ѕвезда во рок од 3 милиони години. При ниска металност, многу масивни ѕвезди ќе се урнат директно во црна дупка без видлива експлозија или под-светлечка супернова, а мал дел ќе произведат супернова со нестабилен пар, но при сончева металност и погоре, се очекува да има доволно губење на масата пред колапсот за да се овозможи видлива супернова од типот Ib или Ic.[127] Доколку сè уште има големо количество исфрлен материјал блиску до ѕвездата, шокот формиран од експлозијата на супернова што го зафаќа материјалот околу ѕвездениот материјал може ефикасно да ја конвертира кинетичката енергија во зрачење, што ќе резултира со суперпрозрачна супернова или хипернова, неколку пати посветла од типична супернова со колапс на јадрото и многу подолготрајна. Високо масивните предци исто така може да исфрлат доволно никел за да предизвикаат суперпрозрачна супернова едноставно од радиоактивното распаѓање.[128] Резултирачкиот остаток би бил црна дупка, бидејќи е многу малку веројатно дека таква масивна ѕвезда некогаш би можела да изгуби доволно маса за нејзиното јадро да не ја надмине границата за неутронска ѕвезда.[129]

Постоењето на масивен придружник носи многу други можности. Доколку Ета Кобилица A брзо се одземала од надворешните слоеви, можеби ќе биде помалку масивна ѕвезда од типот WC или WO кога ќе се постигне колапс на јадрото. Ова би резултирало со супернова од типот Ib или тип Ic поради недостаток на водород и можеби хелиум. Се смета дека овој тип на супернова е зачетник на одредени класи на изливи на гама-зраци, но моделите предвидуваат дека тие се случуваат само нормално кај помалку масивни ѕвезди.[130]

Неколку необични супернови и лажни супернови се споредуваат со Ета Кобилица како примери за нејзината можна судбина. Еден од најпривлечните е SN 2009ip, синиот суперџин кој претрпел настан на лажна супернова во 2009 година со сличности со Големата ерупција на Ета Кобилица, потоа уште посветлен изблик во 2012 година, кој веројатно е вистинска супернова.[131] SN 2006jc, оддалечена околу 77 милиони светлосни години во UGC 4904, во соѕвездието Рис, исто така претрпела осветлување од лажна супернова во 2004 година, проследено со супернова од типот Ib со величина од 13,8, првпат видена на 9 октомври 2006 година. Ета Кобилица, исто така, е споредувана со други можни лажни супернови како што се SN 1961V и iPTF14hls, и со суперпрозрачни супернови како што е SN 2006gy.

Можни ефекти на Земјата

уреди
 
Една од теориите за крајната судбина на Ета Кобилица е како се урива и формира црна дупка - енергијата ослободена како млазови долж оската на ротација формираат експлозии на гама-зраци .

Типична супернова со колапс на јадрото на растојание од Ета Кобилица би го достигнала врвот со привидна величина околу -4, слично на Венера. SLSN би можел да биде посветлен за пет величини, потенцијално најсветлата супернова во снимената историја (моментално SN 1006). На оддалеченост од 7.500 светлосни години од ѕвездата, веројатно нема директно да влијае на копнените форми на живот, бидејќи тие ќе бидат заштитени од гама зраци од атмосферата и од некои други космички зраци од магнетосферата. Главната штета би била ограничена на горната атмосфера, озонската обвивка, вселенските летала, вклучувајќи ги сателитите и сите астронаути во вселената.

Најмалку еден труд предвидува дека целосното губење на озонската обвивка на Земјата е веродостојна последица на блиската супернова, што би резултирало со значително зголемување на УВ зрачењето кое стигнува до површината на Земјата од Сонцето, но тоа би барало типична супернова да биде поблиску од 50 светлосни години од Земјата, па дури и потенцијалната хипернова би требало да биде поблиску од Ета Кобилица.[132] Друга анализа на можното влијание зборува за посуптилните ефекти од невообичаеното осветлување, како што е можното потиснување на мелатонин со несоница и зголемен ризик од рак и депресија. Се заклучува дека супернова од оваа големина би требало да биде многу поблиску од Ета Кобилица за да има какво било големо влијание на Земјата.[133]

Не се очекува Ета Кобилица да произведе експлозија на гама-зраци, а нејзината оска моментално не е насочена во близина на Земјата. Атмосферата на Земјата ги штити нејзините жители од целото зрачење освен од УВ светлината (таа е непроѕирна за гама зраците, кои треба да се набљудуваат со помош на вселенски телескопи). Главниот ефект би бил резултат на оштетување на озонската обвивка. Ета Кобилица е премногу далеку за да го направи тоа, дури и ако произведе излив на гама-зраци.[134][135]

Забелешки

уреди
  1. ↑ оптичка длабочина 155
  2. ↑ оптичка длабочина 2/3
  3. ↑ Римските броеви се јонска нотација, каде што „I“ означува неутрални елементи, „II“ единечни јонизирани елементи итн.
  4. ↑ Фраунхоферовата „D“ обично се однесува на дублетот на натриум; „d“ или „D3“ се користела за блиската линија на хелиум.

Наводи

уреди
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 Høg, E.; Fabricius, C.; Makarov, V.V.; Urban, S.; Corbin, T.; Wycoff, G.; Bastian, U.; Schwekendiek, P.; Wicenec, A. (2000). „The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars“. Astronomy and Astrophysics. 355: L27. Bibcode:2000A&A...355L..27H. doi:10.1888/0333750888/2862. ISBN 0-333-75088-8.
  2. ↑ 2,0 2,1 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.
  3. ↑ 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.
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 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): 973–982. arXiv:astro-ph/0502106. Bibcode:2005ApJ...624..973V. doi:10.1086/429400. S2CID 18166928.
  5. ↑ 5,0 5,1 5,2 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 (1): 729–742. arXiv:0912.1067. Bibcode:2010ApJ...710..729M. doi:10.1088/0004-637X/710/1/729. S2CID 5032987.
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 6,3 6,4 6,5 6,6 6,7 Ducati, J. R. (2002). „VizieR On-line Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system“. CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2237: 0. Bibcode:2002yCat.2237....0D.
  7. ↑ 7,0 7,1 Davidson, Kris; Humphreys, Roberta M. (2012). Eta Carinae and the Supernova Impostors. Astrophysics and Space Science Library. 384. New York, NY: Springer Science & Business Media. стр. 26–27. Bibcode:2012ASSL..384.....D. doi:10.1007/978-1-4614-2275-4. ISBN 978-1-4614-2274-7.
  8. ↑ 8,0 8,1 Damineli, A. (1996). „The 5.52 Year Cycle of Eta Carinae“. Astrophysical Journal Letters. 460: L49. Bibcode:1996ApJ...460L..49D. doi:10.1086/309961.
  9. ↑ Wilson, Ralph Elmer (1953). „General catalogue of stellar radial velocities“. Washington: 0. Bibcode:1953GCRV..C......0W.
  10. ↑ 10,0 10,1 Mehner, A.; De Wit, W.-J.; Asmus, D.; Morris, P.W.; Agliozzo, C.; Barlow, M.J.; Gull, T.R.; Hillier, D.J.; Weigelt, G. (2019). „Mid-infrared evolution of η Carinae from 1968 to 2018“. Astronomy & Astrophysics. 630: L6. arXiv:1908.09154. Bibcode:2019A&A...630L...6M. doi:10.1051/0004-6361/201936277. S2CID 202149820.
  11. ↑ 11,0 11,1 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): 2009–2019. arXiv:1010.3719. Bibcode:2011MNRAS.415.2009S. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18993.x.
  12. ↑ Damineli, A.; Hillier, D.J.; Corcoran, M.F.; Stahl, O.; Levenhagen, R.S.; Leister, N.V.; Groh, J.H.; Teodoro, M.; Albacete Colombo, J.F.; Gonzalez, F.; Arias, J.; Levato, H.; Grosso, M.; Morrell, N.; Gamen, R.; Wallerstein, G.; Niemela, V. (2008). „The periodicity of the η Carinae events“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 384 (4): 1649. arXiv:0711.4250. Bibcode:2008MNRAS.384.1649D. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12815.x. S2CID 14624515.
  13. ↑ 13,0 13,1 13,2 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. arXiv:1111.2226. Bibcode:2012MNRAS.420.2064M. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.20165.x.
  14. ↑ Damineli, Augusto; Conti, Peter S.; Lopes, Dalton F. (1997). „Eta Carinae: A long period binary?“. New Astronomy. 2 (2): 107. Bibcode:1997NewA....2..107D. doi:10.1016/S1384-1076(97)00008-0.
  15. ↑ 15,0 15,1 15,2 Kashi, A.; Soker, N. (2010). „Periastron Passage Triggering of the 19th Century Eruptions of Eta Carinae“. The Astrophysical Journal. 723 (1): 602–611. arXiv:0912.1439. Bibcode:2010ApJ...723..602K. doi:10.1088/0004-637X/723/1/602. S2CID 118399302.
  16. ↑ Gull, T.R.; Damineli, A. (2010). „JD13 – Eta Carinae in the Context of the Most Massive Stars“. Proceedings of the International Astronomical Union. 5: 373–398. arXiv:0910.3158. Bibcode:2010HiA....15..373G. doi:10.1017/S1743921310009890. S2CID 1845338.
  17. ↑ 17,0 17,1 Hillier, D. John; Davidson, K.; Ishibashi, K.; Gull, T. (June 2001). „On the Nature of the Central Source in η Carinae“. The Astrophysical Journal. 553 (837): 837. Bibcode:2001ApJ...553..837H. doi:10.1086/320948.
  18. ↑ 18,0 18,1 18,2 Gull, Theodore R.; Hillier, D. John; Hartman, Henrik; Corcoran, Michael F.; Damineli, Augusto; Espinoza-Galeas, David; Hamaguchi, Kenji; Navarete, Felipe; Nielsen, Krister; Madura, Thomas; Moffat, Anthony F. J.; Morris, Patrick; Richardson, Noel D.; Russell, Christopher M. P.; Stevens, Ian R. (2022-07-01). „Eta Carinae: an evolving view of the central binary, its interacting winds and its foreground ejecta“. The Astrophysical Journal. 933 (2): 175. arXiv:2205.15116. Bibcode:2022ApJ...933..175G. doi:10.3847/1538-4357/ac74c2. ISSN 0004-637X.
  19. ↑ Morris, Patrick W.; Gull, Theodore R.; Hillier, D. John; Barlow, M.J.; Royer, Pierre; Nielsen, Krister; Black, John; Swinyard, Bruce (2017). „η Carinae's Dusty Homunculus Nebula from Near-infrared to Submillimeter Wavelengths: Mass, Composition, and Evidence for Fading Opacity“. The Astrophysical Journal. 842 (2): 79. arXiv:1706.05112. Bibcode:2017ApJ...842...79M. doi:10.3847/1538-4357/aa71b3. PMC 7323744. PMID 32601504. S2CID 27906029.
  20. ↑ 20,0 20,1 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. arXiv:1204.1963. Bibcode:2012MNRAS.423.1623G. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20984.x.
  21. ↑ Gater, Will; Vamplew, Anton; Mitton, Jacqueline (June 2010). The practical astronomer. Dorling Kindersley. ISBN 978-1-4053-5620-6.
  22. ↑ Allen, Richard Hinckley (1963). Star Names: Their Lore and Meaning. Dover Publications. стр. 73. ISBN 978-0-486-21079-7.
  23. ↑ 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. 1. Bibcode:1879RNAO....1.....G.
  24. ↑ Halley, Edmund (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. стр. 13. Архивирано од изворникот на 6 November 2015.
  25. ↑ Warner, Brian (2002). „Lacaille 250 years on“. Astronomy and Geophysics. 43 (2): 2.25–2.26. Bibcode:2002A&G....43b..25W. doi:10.1046/j.1468-4004.2002.43225.x. ISSN 1366-8781.
  26. ↑ Wagman, Morton (2003). Lost Stars: Lost, missing and troublesome stars from the catalogues of Johannes Bayer, Nicholas Louis de Lacaille, John Flamsteed, and sundry others. Blacksburg, VA: The McDonald & Woodward Publishing Company. стр. 7–8, 82–85. ISBN 978-0-939923-78-6.
  27. ↑ 陳久金 (Chen Jiu Jin) (2005). Chinese horoscope mythology 中國星座神 (кинески). 台灣書房出版有限公司 (Taiwan Book House Publishing Co., Ltd.). ISBN 978-986-7332-25-7.
  28. ↑ 陳輝樺 (Chen Huihua), уред. (28 July 2006). „Activities of Exhibition and Education in Astronomy“ 天文教育資訊網. nmns.edu.tw (кинески). Архивирано од изворникот на 13 May 2013. Посетено на 30 December 2012.
  29. ↑ 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: Smith, Elder and Co. стр. 33–35. Bibcode:1847raom.book.....H.
  30. ↑ Or more accurately gala-gala gurrk waa, with the onset of gurrk "woman" lost in Stanbridge. Reid, Julie (2008). Wergaia Community Grammar and Dictionary.
  31. ↑ Hamacher, Duane W.; Frew, David J. (2010). „An Aboriginal Australian Record of the Great Eruption of Eta Carinae“. Journal of Astronomical History and Heritage. 13 (3): 220–234. arXiv:1010.4610. Bibcode:2010JAHH...13..220H. doi:10.3724/SP.J.1440-2807.2010.03.06.
  32. ↑ Davidson, Kris; Humphreys, Roberta M. (1997). „Eta Carinae and Its Environment“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 35: 1–32. Bibcode:1997ARA&A..35....1D. doi:10.1146/annurev.astro.35.1.1.
  33. ↑ Humphreys, Roberta M.; Davidson, Kris; Smith, Nathan (1999). „η Carinae's Second Eruption and the Light Curves of the η Carinae Variables“. The Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 111 (763): 1124–1131. Bibcode:1999PASP..111.1124H. doi:10.1086/316420.
  34. ↑ Smith, Nathan (2004). „The systemic velocity of Eta Carinae“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 351 (1): L15–L18. arXiv:astro-ph/0406523. Bibcode:2004MNRAS.351L..15S. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07943.x.
  35. ↑ Ishibashi, Kazunori; Gull, Theodore R.; Davidson, Kris; Smith, Nathan; Lanz, Thierry; Lindler, Don; Feggans, Keith; Verner, Ekaterina; Woodgate, Bruce E. (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.
  36. ↑ Thackeray, A. D. (1953). „Note on the brightening of Eta Carinae“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 113 (2): 237–238. Bibcode:1953MNRAS.113..237T. doi:10.1093/mnras/113.2.237.
  37. ↑ Damineli, Augusto; Kaufer, Andreas; Wolf, Bernhard; Stahl, Otmar; Lopes, Dalton F.; de Araújo, Francisco X. (2000). „Η Carinae: Binarity Confirmed“. The Astrophysical Journal. 528 (2): L101–L104. arXiv:astro-ph/9912387. Bibcode:2000ApJ...528L.101D. doi:10.1086/312441. PMID 10600628.
  38. ↑ Ishibashi, K.; Corcoran, M. F.; Davidson, K.; Swank, J. H.; Petre, R.; Drake, S. A.; Damineli, A.; White, S. (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.
  39. ↑ Humphreys, R. M.; Martin, J. C.; Mehner, A.; Ishibashi, K.; Davidson, K. (2014). „Eta Carinae – Caught in Transition to the Photometric Minimum“. The Astronomer's Telegram. 6368: 1. Bibcode:2014ATel.6368....1H.
  40. ↑ 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. arXiv:1401.4999. Bibcode:2014A&A...564A..14M. doi:10.1051/0004-6361/201322729.
  41. ↑ Landes, H.; Fitzgerald, M. (2010). „Photometric observations of the η Carinae 2009.0 spectroscopic event“. Publications of the Astronomical Society of Australia. 27 (3): 374–377. arXiv:0912.2557. Bibcode:2010PASA...27..374L. doi:10.1071/AS09036.
  42. ↑ Martin, John C.; Mehner, A.; Ishibashi, K.; Davidson, K.; Humphreys, R.M. (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.
  43. ↑ Hamaguchi, Kenji; Corcoran, Michael F; Pittard, Julian M; Sharma, Neetika; Takahashi, Hiromitsu; Russell, Christopher M. P; Grefenstette, Brian W; Wik, Daniel R; Gull, Theodore R (2018). „Non-thermal X-rays from colliding wind shock acceleration in the massive binary Eta Carinae“. Nature Astronomy. 2 (9): 731–736. arXiv:1904.09219. Bibcode:2018NatAs...2..731H. doi:10.1038/s41550-018-0505-1.
  44. ↑ „GIF of a computer simulation of the stellar winds of Eta Carinae“. NASA. Посетено на 2018-08-02.
  45. ↑ Bortle, John E. (2001). „Introducing the Bortle Dark-Sky Scale“. Sky and Telescope. 101 (2): 126. Bibcode:2001S&T...101b.126B.
  46. ↑ Thompson, Mark (2013). A Down to Earth Guide to the Cosmos. Random House. ISBN 978-1-4481-2691-0.
  47. ↑ Ian Ridpath (1 May 2008). Astronomy. Dorling Kindersley. ISBN 978-1-4053-3620-8.
  48. ↑ Kronk, Gary R. (2013). Meteor Showers: An Annotated Catalog. New York, New York: Springer Science & Business Media. стр. 22. ISBN 978-1-4614-7897-3.
  49. ↑ 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.
  50. ↑ 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.
  51. ↑ Walborn, N.R.; Liller, M.H. (1977). „The earliest spectroscopic observations of Eta Carinae and its interaction with the Carina Nebula“. The Astrophysical Journal. 211: 181. Bibcode:1977ApJ...211..181W. doi:10.1086/154917.
  52. ↑ 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.
  53. ↑ Gaviola, E. (1953). „Eta  Carinae. II.  The Spectrum“. The Astrophysical Journal. 118: 23. Bibcode:1953ApJ...118..234G. doi:10.1086/145746.
  54. ↑ Rest, A.; Prieto, J.L.; Walborn, N.R.; Smith, N.; Bianco, F.B.; Chornock, R.; и др. (2012). „Light echoes reveal an unexpectedly cool η Carinae during its nineteenth-century Great Eruption“. Nature. 482 (7385): 375–378. arXiv:1112.2210. Bibcode:2012Natur.482..375R. doi:10.1038/nature10775. PMID 22337057.
  55. ↑ Prieto, J.L.; Rest, A.; Bianco, F.B.; Matheson, T.; Smith, N.; Walborn, N.R.; и др. (2014). „Light echoes from η Carinae's Great Eruption: Spectrophotometric evolution and the rapid formation of nitrogen-rich molecules“. The Astrophysical Journal Letters. 787 (1): L8. arXiv:1403.7202. Bibcode:2014ApJ...787L...8P. doi:10.1088/2041-8205/787/1/L8.
  56. ↑ Davidson, K.; Dufour, R.J.; Walborn, N.R.; Gull, T.R. (1986). „Ultraviolet and visual wavelength spectroscopy of gas around Eta Carinae“. The Astrophysical Journal. 305: 867. Bibcode:1986ApJ...305..867D. doi:10.1086/164301.
  57. ↑ Davidson, Kris; Ebbets, Dennis; Weigelt, Gerd; Humphreys, Roberta M.; Hajian, Arsen R.; Walborn, Nolan R.; Rosa, Michael (1995). „HST/FOS spectroscopy of eta Carinae: The star itself, and ejecta within 0.3 arcsec“. Astronomical Journal. 109: 1784. Bibcode:1995AJ....109.1784D. doi:10.1086/117408. ISSN 0004-6256.
  58. ↑ Davidson, Kris; Mehner, Andrea; Humphreys, Roberta; Martin, John C.; Ishibashi, Kazunori (2014). „Eta  Carinae's 2014.6 spectroscopic event: The extraordinary He II and N II features“. The Astrophysical Journal. 1411 (1): 695. arXiv:1411.0695. Bibcode:2015ApJ...801L..15D. doi:10.1088/2041-8205/801/1/L15.
  59. ↑ 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.
  60. ↑ Vladilen Letokhov; Sveneric Johansson (June 2008). Astrophysical Lasers. OUP Oxford. стр. 39. ISBN 978-0-19-156335-5.
  61. ↑ 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.
  62. ↑ 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.
  63. ↑ 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. arXiv:1401.4999. Bibcode:2014A&A...564A..14M. doi:10.1051/0004-6361/201322729.
  64. ↑ 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. arXiv:1103.4671. Bibcode:2011AJ....141..202A. doi:10.1088/0004-6256/141/6/202.
  65. ↑ 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“. The Astrophysical Journal. 171: 519. Bibcode:1972ApJ...171..519H. doi:10.1086/151305.
  66. ↑ 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–20P. Bibcode:1976MNRAS.177P..13S. doi:10.1093/mnras/177.1.13p.
  67. ↑ 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“. The Astrophysical Journal. 209: L65. Bibcode:1976ApJ...209L..65B. doi:10.1086/182269. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  68. ↑ 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“. The Astrophysical Journal. 38: 357. Bibcode:1978ApJS...38..357F. doi:10.1086/190561.
  69. ↑ 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“. The Astrophysical Journal. 234: L55. Bibcode:1979ApJ...234L..55S. doi:10.1086/183108.
  70. ↑ Corcoran, M. F.; Rawley, G. L.; Swank, J. H.; Petre, R. (1995). „First detection of x-ray variability of Eta Carinae“ (PDF). The Astrophysical Journal. 445: L121. Bibcode:1995ApJ...445L.121C. doi:10.1086/187904. Архивирано од изворникот (PDF) на 2022-10-10.
  71. ↑ Tsuboi, Yohko; Koyama, Katsuji; Sakano, Masaaki; Petre, Robert (1997). „ASCA Observations of Eta Carinae“. Publications of the Astronomical Society of Japan. 49: 85–92. Bibcode:1997PASJ...49...85T. doi:10.1093/pasj/49.1.85.
  72. ↑ Tavani, M.; Sabatini, S.; Pian, E.; Bulgarelli, A.; Caraveo, P.; Viotti, R. F.; Corcoran, M. F.; Giuliani, A.; Pittori, C. (2009). „Detection of Gamma-Ray Emission from the Eta-Carinae Region“. The Astrophysical Journal Letters. 698 (2): L142. arXiv:0904.2736. Bibcode:2009ApJ...698L.142T. doi:10.1088/0004-637X/698/2/L142.CS1-одржување: display-автори (link)
  73. ↑ Leyder, J.-C.; Walter, R.; Rauw, G. (2008). „Hard X-ray emission from η Carinae“. Astronomy and Astrophysics. 477 (3): L29. arXiv:0712.1491. Bibcode:2008A&A...477L..29L. doi:10.1051/0004-6361:20078981.
  74. ↑ Pittard, J. M.; Corcoran, M. F. (2002). „In hot pursuit of the hidden companion of η Carinae: An X-ray determination of the wind parameters“. Astronomy and Astrophysics. 383 (2): 636. arXiv:astro-ph/0201105. Bibcode:2002A&A...383..636P. doi:10.1051/0004-6361:20020025.
  75. ↑ 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. arXiv:astro-ph/0012426. Bibcode:2001A&A...367..566W. doi:10.1051/0004-6361:20000460.
  76. ↑ Hamaguchi, K.; Corcoran, M.F.; Gull, T.; Ishibashi, K.; Pittard, J.M.; Hillier, D.J.; Damineli, A.; Davidson, K.; Nielsen, K.E. (2007). „X-Ray Spectral Variation of η Carinae through the 2003 X-Ray Minimum“. The Astrophysical Journal. 663 (1): 522–542. arXiv:astro-ph/0702409. Bibcode:2007ApJ...663..522H. doi:10.1086/518101.
  77. ↑ Abdo, A.A.; Ackermann, M.; Ajello, M.; Allafort, A.; Baldini, L.; Ballet, J.; Barbiellini, G.; Bastieri, D.; Bechtol, K. (2010). „Fermi Large Area Telescope Observation of a Gamma-ray Source at the Position of Eta Carinae“. The Astrophysical Journal. 723 (1): 649–657. arXiv:1008.3235. Bibcode:2010ApJ...723..649A. doi:10.1088/0004-637X/723/1/649.CS1-одржување: display-автори (link)
  78. ↑ 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. arXiv:astro-ph/0504180. Bibcode:2005A&A...437..977A. doi:10.1051/0004-6361:20041604.
  79. ↑ Kashi, Amit; Soker, Noam (2007). „Modelling the Radio Light Curve of η Carinae“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 378 (4): 1609–18. arXiv:astro-ph/0702389. Bibcode:2007MNRAS.378.1609K. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11908.x.
  80. ↑ 80,0 80,1 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): 763–772. arXiv:astro-ph/0601060. Bibcode:2006MNRAS.367..763S. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10007.x.
  81. ↑ Smith, N.; Brooks, K. J. (2008). „The Carina Nebula: A Laboratory for Feedback and Triggered Star Formation“. Handbook of Star Forming Regions: 138. arXiv:0809.5081. Bibcode:2008hsf2.book..138S.
  82. ↑ 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. (2011). „The Chandra Carina Complex Project View of Trumpler 16“. The Astrophysical Journal Supplement. 194 (1): 15. arXiv:1103.1126. Bibcode:2011ApJS..194...12W. doi:10.1088/0067-0049/194/1/12. 12.
  83. ↑ 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.
  84. ↑ Aitken, D. K.; Jones, B. (1975). „The infrared spectrum and structure of Eta Carinae“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 172: 141–147. Bibcode:1975MNRAS.172..141A. doi:10.1093/mnras/172.1.141.
  85. ↑ Abraham, Zulema; Falceta-Gonçalves, Diego; Beaklini, Pedro P.B. (2014). „Η Carinae Baby Homunculus Uncovered by ALMA“. The Astrophysical Journal. 791 (2): 95. arXiv:1406.6297. Bibcode:2014ApJ...791...95A. doi:10.1088/0004-637X/791/2/95.
  86. ↑ Weigelt, G.; Ebersberger, J. (1986). „Eta Carinae resolved by speckle interferometry“. Astronomy and Astrophysics. 163: L5. Bibcode:1986A&A...163L...5W. ISSN 0004-6361.
  87. ↑ 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 (1): L48–L52. arXiv:0911.0176. Bibcode:2010MNRAS.401L..48G. doi:10.1111/j.1745-3933.2009.00784.x.
  88. ↑ 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): 1151–1163. arXiv:astro-ph/0602464. Bibcode:2006ApJ...644.1151S. doi:10.1086/503766.
  89. ↑ 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 (1): 432–450. arXiv:astro-ph/0301394. Bibcode:2003ApJ...586..432S. doi:10.1086/367641.
  90. ↑ 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. arXiv:1006.4816. Bibcode:2010ApJ...716L.223G. doi:10.1088/2041-8205/716/2/L223.
  91. ↑ 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. стр. 25–27. Bibcode:2012ASSL..384...25W. doi:10.1007/978-1-4614-2275-4_2. ISBN 978-1-4614-2274-7.
  92. ↑ Davidson, Kris; Helmel, Greta; Humphreys, Roberta M. (2018). „Gaia, Trumpler 16, and Eta Carinae“. Research Notes of the American Astronomical Society. 2 (3): 133. arXiv:1808.02073. Bibcode:2018RNAAS...2..133D. doi:10.3847/2515-5172/aad63c.
  93. ↑ 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.
  94. ↑ Walborn, N. R. (1995). „The Stellar Content of the Carina Nebula (Invited Paper)“. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias. 2: 51. Bibcode:1995RMxAC...2...51W.
  95. ↑ 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. arXiv:1201.0623. Bibcode:2012AJ....143...41H. doi:10.1088/0004-6256/143/2/41.
  96. ↑ 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.
  97. ↑ 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 (1): 73. arXiv:1112.4338. Bibcode:2012ApJ...751...73M. doi:10.1088/0004-637X/751/1/73.
  98. ↑ Mehner, A.; Davidson, K.; Humphreys, R.M.; Walter, F.M.; Baade, D.; de Wit, W.J.; и др. (2015). „Eta Carinae's 2014.6 spectroscopic event: Clues to the long-term recovery from its Great Eruption“. Astronomy & Astrophysics. 578: A122. arXiv:1504.04940. Bibcode:2015A&A...578A.122M. doi:10.1051/0004-6361/201425522.
  99. ↑ 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. arXiv:1412.7569. Bibcode:2015MNRAS.447.2445C. doi:10.1093/mnras/stu2614.
  100. ↑ 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 (1): 598–617. arXiv:1406.7431. Bibcode:2015MNRAS.447..598S. doi:10.1093/mnras/stu2430.
  101. ↑ Smith, Nathan (2008). „A blast wave from the 1843 eruption of η Carinae“. Nature. 455 (7210): 201–203. arXiv:0809.1678. Bibcode:2008Natur.455..201S. doi:10.1038/nature07269. PMID 18784719.
  102. ↑ Kashi, A.; Soker, N. (2009). „Possible implications of mass accretion in Eta Carinae“. New Astronomy. 14 (1): 11–24. arXiv:0802.0167. Bibcode:2009NewA...14...11K. doi:10.1016/j.newast.2008.04.003.
  103. ↑ Soker, Noam (2004). „Why a Single-Star Model Cannot Explain the Bipolar Nebula of η Carinae“. The Astrophysical Journal. 612 (2): 1060–1064. arXiv:astro-ph/0403674. Bibcode:2004ApJ...612.1060S. doi:10.1086/422599.
  104. ↑ 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. arXiv:astro-ph/0104235. Bibcode:2001AJ....122..283S. doi:10.1086/321136.
  105. ↑ Pastorello, A.; Smartt, S.J.; Mattila, S.; Eldridge, J.J.; Young, D.; Itagaki, K.; Yamaoka, H.; Navasardyan, H.; Valenti, S. (2007). „A giant outburst two years before the core-collapse of a massive star“. Nature. 447 (7146): 829–832. arXiv:astro-ph/0703663. Bibcode:2007Natur.447..829P. doi:10.1038/nature05825. PMID 17568740.CS1-одржување: display-автори (link)
  106. ↑ 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 (1): 773–810. arXiv:1010.3718. Bibcode:2011MNRAS.415..773S. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18763.x.
  107. ↑ Davidson, K. (1971). „On the Nature of Eta Carinae“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 154 (4): 415–427. Bibcode:1971MNRAS.154..415D. doi:10.1093/mnras/154.4.415.
  108. ↑ Madura, T. I.; Gull, T. R.; Okazaki, A. T.; Russell, C. M. P.; Owocki, S. P.; Groh, J. H.; Corcoran, M. F.; Hamaguchi, K.; Teodoro, M. (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. arXiv:1310.0487. Bibcode:2013MNRAS.436.3820M. doi:10.1093/mnras/stt1871.
  109. ↑ van Boekel, R.; Kervella, P.; SchöLler, M.; Herbst, T.; Brandner, W.; de Koter, A.; Waters, L. B. F. M.; Hillier, D. J.; Paresce, F. (2003). „Direct measurement of the size and shape of the present-day stellar wind of η Carinae“. Astronomy and Astrophysics. 410 (3): L37. arXiv:astro-ph/0310399. Bibcode:2003A&A...410L..37V. doi:10.1051/0004-6361:20031500.
  110. ↑ Martin, John C.; Davidson, Kris; Humphreys, Roberta M.; Mehner, Andrea (2010). „Mid-cycle Changes in Eta Carinae“. The Astronomical Journal. 139 (5): 2056. arXiv:0908.1627. Bibcode:2010AJ....139.2056M. doi:10.1088/0004-6256/139/5/2056.
  111. ↑ 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.
  112. ↑ Chlebowski, T.; Seward, F. D.; Swank, J.; Szymkowiak, A. (1984). „X-rays from Eta Carinae“. The Astrophysical Journal. 281: 665. Bibcode:1984ApJ...281..665C. doi:10.1086/162143.
  113. ↑ 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): 2020–2024. arXiv:1010.3770. Bibcode:2011MNRAS.415.2020S. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18607.x.
  114. ↑ Kiminki, Megan M.; Reiter, Megan; Smith, Nathan (2016). „Ancient eruptions of η Carinae: A tale written in proper motions“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 463 (1): 845–857. arXiv:1609.00362. Bibcode:2016MNRAS.463..845K. doi:10.1093/mnras/stw2019.
  115. ↑ Smith, Nathan; Rest, Armin; Andrews, Jennifer E.; Matheson, Tom; Bianco, Federica B.; Prieto, Jose L.; James, David J.; Smith, R Chris; Strampelli, Giovanni Maria (2018). „Exceptionally fast ejecta seen in light echoes of Eta Carinae's Great Eruption“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 480 (2): 1457–1465. arXiv:1808.00991. Bibcode:2018MNRAS.480.1457S. doi:10.1093/mnras/sty1479.
  116. ↑ Portegies Zwart, S. F.; Van Den Heuvel, E. P. J. (2016). „Was the nineteenth century giant eruption of Eta Carinae a merger event in a triple system?“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 456 (4): 3401–3412. arXiv:1511.06889. Bibcode:2016MNRAS.456.3401P. doi:10.1093/mnras/stv2787.
  117. ↑ Khan, Rubab; Kochanek, C. S.; Stanek, K. Z.; Gerke, Jill (2015). „Finding η Car Analogs in Nearby Galaxies Using Spitzer. II. Identification of an Emerging Class of Extragalactic Self-Obscured Stars“. The Astrophysical Journal. 799 (2): 187. arXiv:1407.7530. Bibcode:2015ApJ...799..187K. doi:10.1088/0004-637X/799/2/187.
  118. ↑ Yusof, Norhasliza; Hirschi, Raphael; Meynet, Georges; Crowther, Paul A.; Ekström, Sylvia; Frischknecht, Urs; Georgy, Cyril; Abu Kassim, Hasan; Schnurr, Olivier (2013). „Evolution and fate of very massive stars“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 433 (2): 1114. arXiv:1305.2099. Bibcode:2013MNRAS.433.1114Y. doi:10.1093/mnras/stt794.
  119. ↑ Groh, Jose H.; Meynet, Georges; Ekström, Sylvia; Georgy, Cyril (2014). „The evolution of massive stars and their spectra. I. A non-rotating 60 M☉ star from the zero-age main sequence to the pre-supernova stage“. Astronomy & Astrophysics. 564: A30. arXiv:1401.7322. Bibcode:2014A&A...564A..30G. doi:10.1051/0004-6361/201322573.
  120. ↑ Groh, Jose H.; Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Ekström, Sylvia (2013). „Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death“. Astronomy & Astrophysics. 558: A131. arXiv:1308.4681. Bibcode:2013A&A...558A.131G. doi:10.1051/0004-6361/201321906.
  121. ↑ Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Hirschi, Raphael; Maeder, André; Massey, Phil; Przybilla, Norbert; Nieva, M.-Fernanda (2011). „Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf–Rayet stars: The single massive star perspective“. Société Royale des Sciences de Liège. 80: 266. arXiv:1101.5873. Bibcode:2011BSRSL..80..266M.
  122. ↑ Ekström, S.; Georgy, C.; Eggenberger, P.; Meynet, G.; Mowlavi, N.; Wyttenbach, A.; Granada, A.; Decressin, T.; Hirschi, R. (2012). „Grids of stellar models with rotation. I. Models from 0.8 to 120 M☉ at solar metallicity (Z = 0.014)“. Astronomy & Astrophysics. 537: A146. arXiv:1110.5049. Bibcode:2012A&A...537A.146E. doi:10.1051/0004-6361/201117751.
  123. ↑ Smith, Nathan; Conti, Peter S. (2008). „On the Role of the WNH Phase in the Evolution of Very Massive Stars: Enabling the LBV Instability with Feedback“. The Astrophysical Journal. 679 (2): 1467–1477. arXiv:0802.1742. Bibcode:2008ApJ...679.1467S. doi:10.1086/586885.
  124. ↑ Sana, H.; de Mink, S. E.; de Koter, A.; Langer, N.; Evans, C. J.; Gieles, M.; Gosset, E.; Izzard, R. G.; Le Bouquin, J.- B. (2012). „Binary Interaction Dominates the Evolution of Massive Stars“. Science. 337 (6093): 444–6. arXiv:1207.6397. Bibcode:2012Sci...337..444S. doi:10.1126/science.1223344. PMID 22837522.
  125. ↑ Adams, Scott M.; Kochanek, C. S.; Beacom, John F.; Vagins, Mark R.; Stanek, K. Z. (2013). „Observing the Next Galactic Supernova“. The Astrophysical Journal. 778 (2): 164. arXiv:1306.0559. Bibcode:2013ApJ...778..164A. doi:10.1088/0004-637X/778/2/164.
  126. ↑ McKinnon, Darren; Gull, T. R.; Madura, T. (2014). „Eta Carinae: An Astrophysical Laboratory to Study Conditions During the Transition Between a Pseudo-Supernova and a Supernova“. American Astronomical Society. 223: #405.03. Bibcode:2014AAS...22340503M.
  127. ↑ Heger, A.; Fryer, C.L.; Woosley, S.E.; Langer, N.; Hartmann, D.H. (2003). „How Massive Single Stars End Their Life“. The Astrophysical Journal. 591 (1): 288–300. arXiv:astro-ph/0212469. Bibcode:2003ApJ...591..288H. doi:10.1086/375341.
  128. ↑ Gal-Yam, A. (2012). „Luminous Supernovae“. Science. 337 (6097): 927–932. arXiv:1208.3217. Bibcode:2012Sci...337..927G. doi:10.1126/science.1203601. PMID 22923572.
  129. ↑ Smith, Nathan; Owocki, Stanley P. (2006). „On the Role of Continuum-driven Eruptions in the Evolution of Very Massive Stars“. The Astrophysical Journal. 645 (1): L45. arXiv:astro-ph/0606174. Bibcode:2006ApJ...645L..45S. doi:10.1086/506523.
  130. ↑ Claeys, J. S. W.; de Mink, S. E.; Pols, O. R.; Eldridge, J. J.; Baes, M. (2011). „Binary progenitor models of type IIb supernovae“. Astronomy & Astrophysics. 528: A131. arXiv:1102.1732. Bibcode:2011A&A...528A.131C. doi:10.1051/0004-6361/201015410.
  131. ↑ Smith, Nathan; Mauerhan, Jon C.; Prieto, Jose L. (2014). „SN 2009ip and SN 2010mc: Core-collapse Type IIn supernovae arising from blue supergiants“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 438 (2): 1191. arXiv:1308.0112. Bibcode:2014MNRAS.438.1191S. doi:10.1093/mnras/stt2269.
  132. ↑ Ruderman, M. A. (1974). „Possible Consequences of Nearby Supernova Explosions for Atmospheric Ozone and Terrestrial Life“. Science. 184 (4141): 1079–1081. Bibcode:1974Sci...184.1079R. doi:10.1126/science.184.4141.1079. PMID 17736193.
  133. ↑ Thomas, Brian; Melott, A.L.; Fields, B.D.; Anthony-Twarog, B.J. (2008). „Superluminous supernovae: No threat from Eta Carinae“. American Astronomical Society. 212: 193. Bibcode:2008AAS...212.0405T.
  134. ↑ Thomas, B.C. (2009). „Gamma-ray bursts as a threat to life on Earth“. International Journal of Astrobiology. 8 (3): 183–186. arXiv:0903.4710. Bibcode:2009IJAsB...8..183T. doi:10.1017/S1473550409004509.
  135. ↑ Martin, Osmel; Cardenas, Rolando; Guimarais, Mayrene; Peñate, Liuba; Horvath, Jorge; Galante, Douglas (2010). „Effects of gamma ray bursts in Earth's biosphere“. Astrophysics and Space Science. 326 (1): 61–67. arXiv:0911.2196. Bibcode:2010Ap&SS.326...61M. doi:10.1007/s10509-009-0211-7.

Надворешни врски

уреди
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Ета_Кобилица&oldid=5272321“