Coordenadas : 10 h 45 m 03.591 s , −59 ° 41 ′ 04.26 ″
Eta Carinae ( η Carinae , abreviado como η Car ), anteriormente conocido como Eta Argus , es un sistema estelar que contiene al menos dos estrellas con una luminosidad combinada superior a cinco millones de veces la del Sol, ubicadas alrededor de 7.500 años luz (2.300 parsecs ) distante en la constelación de Carina . Anteriormente una estrella de cuarta magnitud , brilló en 1837 para volverse más brillante que Rigel , marcando el comienzo de su llamada "Gran Erupción". Se convirtió en la segunda estrella más brillanteen el cielo entre el 11 y el 14 de marzo de 1843 antes de desvanecerse muy por debajo de la visibilidad a simple vista después de 1856. En una erupción más pequeña, alcanzó la sexta magnitud en 1892 antes de desvanecerse nuevamente. Se ha iluminado de manera constante desde aproximadamente 1940, y se ha vuelto más brillante que la magnitud 4.5 en 2014.
La Nebulosa del Homúnculo , que rodea Eta Carinae, fotografiada por WFPC2 en rojo y las longitudes de onda del ultravioleta cercano Crédito : Jon Morse ( Universidad de Colorado ) y la NASA telescopio espacial Hubble | |
Datos de observación Epoch J2000 Equinox J2000 | |
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Constelación | Carina |
Ascensión recta | 10 h 45 m 03.591 s [1] |
Declinación | −59 ° 41 ′ 04,26 ″ [1] |
Magnitud aparente (V) | −1,0 a ~ 7,6 [2] 4,8 (2011) 4,6 (2013) 4,3 (2018) |
Caracteristicas | |
Etapa evolutiva | Variable azul luminosa |
Tipo espectral | variable [3] + O ( WR ?) [4] [5] |
Magnitud aparente (U) | 6.37 [6] |
Magnitud aparente (B) | 6.82 [6] |
Magnitud aparente (R) | 4,90 [6] |
Magnitud aparente (J) | 3.39 [6] |
Magnitud aparente (H) | 2.51 [6] |
Magnitud aparente (K) | 0,94 [6] |
Índice de color U − B | −0,45 [6] |
Índice de color B − V | +0,61 [6] |
Tipo variable | LBV [7] y binario [8] |
Astrometria | |
Velocidad radial (R v ) | −25,0 [9] km / s |
Movimiento adecuado (μ) | RA: −7,6 [1] mas / año Diciembre: 1,0 [1] mas / año |
Distancia | 7.500 ly (2.300 [10] pc ) |
Magnitud absoluta (M V ) | −8,6 (2012) [11] |
Orbita | |
Primario | η Coche A |
Compañero | η Coche B |
Periodo (P) | 2.022,7 ± 1,3 días [12] (5,54 años ) |
Semieje mayor (a) | 15,4 [13] AU |
Excentricidad (e) | 0,9 [14] |
Inclinación (i) | 130-145 [13] ° |
Época del periastrón (T) | 2009.03 [15] |
Detalles | |
η Coche A | |
Masa | ~ 100 [10] M ☉ |
Radio | ~ 240 [16] (60 [a] - 881 [b] ) [17] R ☉ |
Luminosidad | 4,600,000 [10] (2,960,000 - 4,100,000 [18] ) L ☉ |
Temperatura | 9.400 - 35.200 [19] K |
Edad | <3 [5] Myr |
η Coche B | |
Masa | 30–80 [15] M ☉ |
Radio | 14,3–23,6 [15] R ☉ |
Luminosidad | <1,000,000 [4] [5] L ☉ |
Temperatura | 37.200 [4] K |
Edad | <3 [5] Myr |
Otras designaciones | |
Foramen, [20] Tseen She, [21] 231 G Carinae, [22] HR 4210, HD 93308, CD −59 ° 2620, IRAS 10431-5925, GC 14799, AAVSO 1041–59 | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
En la declinación de -59 ° 41 ′ 04,26 ″, Eta Carinae es circumpolar desde ubicaciones en la Tierra al sur de la latitud 30 ° S , (con respecto a Johannesburgo: lat. 26 ° 12 ′ S); y no es visible al norte de aproximadamente 30 ° N de latitud (con respecto a El Cairo: 30 ° 2'N de latitud).
Las dos estrellas principales del sistema Eta Carinae tienen una órbita excéntrica con un período de 5,54 años. La primaria es una estrella peculiar, similar a una variable azul luminosa (LBV), que inicialmente era de 150-250 M ☉ de los cuales ya ha perdido al menos 30 M ,, y se espera que explote como una supernova en un futuro astronómicamente cercano. . Esta es la única estrella conocida que produce emisión de láser ultravioleta . La estrella secundaria es caliente y también muy luminosa, probablemente de clase espectral O , alrededor de 30 a 80 veces más masiva que el Sol. El sistema está muy oscurecido por la Nebulosa del Homúnculo , material expulsado del primario durante la Gran Erupción. Es un miembro del cúmulo abierto Trumpler 16 dentro de la Nebulosa Carina mucho más grande .
Aunque no está relacionada con la estrella y la nebulosa, la débil lluvia de meteoros Eta Carinids tiene un radiante muy cercano a Eta Carinae.
Historia de la observación
Eta Carinae se registró por primera vez como una estrella de cuarta magnitud en los siglos XVI o XVII. Se convirtió en la segunda estrella más brillante del cielo a mediados del siglo XIX, antes de desaparecer por debajo de la visibilidad a simple vista. Durante la segunda mitad del siglo XX, se iluminó lentamente para volverse visible a simple vista y en 2014 volvió a ser una estrella de cuarta magnitud.
Descubrimiento y denominación
No hay evidencia confiable de que Eta Carinae haya sido observada o registrada antes del siglo XVII, aunque el navegante holandés Pieter Keyser describió una estrella de cuarta magnitud en aproximadamente la posición correcta alrededor de 1595-1596, que fue copiada en los globos celestes de Petrus Plancius y Jodocus. Hondius y la Uranometria 1603 de Johann Bayer . El catálogo de estrellas independientes de Frederick de Houtman de 1603 no incluye a Eta Carinae entre las otras estrellas de cuarta magnitud en la región. El primer registro firme lo hizo Edmond Halley en 1677 cuando registró la estrella simplemente como Secuencias (es decir, "siguiente" en relación con otra estrella) dentro de una nueva constelación de Robur Carolinum . Su Catalogus Stellarum Australium se publicó en 1679. [23] La estrella también era conocida por las designaciones de Bayer Eta Roboris Caroli, Eta Argus o Eta Navis. [2] En 1751, Nicolas-Louis de Lacaille dio a las estrellas de Argo Navis y Robur Carolinum un solo conjunto de designaciones de letras griegas Bayer dentro de su constelación de Argo, y designó tres áreas dentro de Argo con el propósito de usar designaciones de letras latinas tres veces. Eta cayó dentro de la parte de la quilla del barco que más tarde se convertiría en la constelación de Carina . [24] No se conocía generalmente como Eta Carinae hasta 1879, cuando las estrellas de Argo Navis recibieron finalmente los epítetos de las constelaciones hijas en la Uranometria Argentina de Gould . [25]
Eta Carinae está demasiado al sur para ser parte de la astronomía tradicional china basada en mansiones , pero fue mapeada cuando se crearon los asterismos del sur a principios del siglo XVII. Junto con s Carinae , λ Centauri y λ Muscae , Eta Carinae forma el asterismo海山( Mar y Montaña ). [26] Eta Carinae tiene los nombres Tseen She (del chino 天 社 [mandarín: tiānshè ] "Altar del cielo") y Foramen. También se conoce como海山 二( Hǎi Shān èr , inglés: la segunda estrella del mar y la montaña ). [27]
Halley dio una magnitud aparente aproximada de 4 en el momento del descubrimiento, que se ha calculado como magnitud 3,3 en la escala moderna. El puñado de posibles avistamientos anteriores sugiere que Eta Carinae no fue significativamente más brillante que esto durante gran parte del siglo XVII. [2] Observaciones esporádicas adicionales durante los próximos 70 años muestran que Eta Carinae fue probablemente alrededor de la tercera magnitud o más débil, hasta que Lacaille lo registró de manera confiable en la segunda magnitud en 1751. [2] No está claro si Eta Carinae varió significativamente en brillo durante el siguiente 50 años; Hay observaciones ocasionales como la de William Burchell en 4ª magnitud en 1815, pero no está claro si se trata simplemente de regrabaciones de observaciones anteriores. [2]
Gran erupción
En 1827, Burchell notó específicamente el brillo inusual de Eta Carinae en la primera magnitud, y fue el primero en sospechar que variaba en brillo. [2] John Herschel , que se encontraba en Sudáfrica en ese momento, hizo una serie detallada de mediciones precisas en la década de 1830 que mostraban que Eta Carinae brillaba constantemente alrededor de una magnitud de 1,4 hasta noviembre de 1837. En la noche del 16 de diciembre de 1837, Herschel estaba asombrado para ver que se había iluminado para eclipsar ligeramente a Rigel . [28] Este evento marcó el comienzo de un período de aproximadamente 18 años conocido como la Gran Erupción. [2]
Eta Carinae era aún más brillante el 2 de enero de 1838, equivalente a Alpha Centauri , antes de desvanecerse ligeramente durante los siguientes tres meses. Herschel no observó la estrella después de esto, pero recibió correspondencia del reverendo WS Mackay en Calcuta, quien escribió en 1843: "Para mi gran sorpresa, observé el pasado mes de marzo (1843), que la estrella Eta Argus se había convertido en una estrella del primera magnitud completamente tan brillante como Canopus , y en color y tamaño muy parecido a Arcturus ". Las observaciones en el Cabo de Buena Esperanza indicaron que alcanzó su punto máximo en brillo, superando a Canopus, entre el 11 y el 14 de marzo de 1843 antes de comenzar a desvanecerse, luego se iluminó entre el brillo de Alpha Centauri y Canopus entre el 24 y el 28 de marzo antes de desvanecerse una vez más. [28] Durante gran parte de 1844, el brillo estuvo a medio camino entre Alpha Centauri y Beta Centauri , alrededor de una magnitud de +0,2, antes de volver a iluminarse a finales de año. En su punto más brillante en 1843 probablemente alcanzó una magnitud aparente de -0,8, luego -1,0 en 1845. [11] Es probable que los picos en 1827, 1838 y 1843 hayan ocurrido en el pasaje del periastrón , el punto en el que las dos estrellas están más juntas. —De la órbita binaria . [8] Desde 1845 hasta 1856, el brillo disminuyó alrededor de 0,1 magnitudes por año, pero con posibles fluctuaciones rápidas y grandes. [11]
En sus tradiciones orales, el clan de los Boorong wergaia pueblo de Lago Tyrrell , el noroeste de Victoria, Australia dijo de una estrella rojiza que conocían como Guerra Collowgullouric / k ɒ l ə del ɡ del ʌ l ə r ɪ k w ɑr / " Anciana Cuervo ", la esposa de Guerra " Cuervo "( Canopus ). [29] En 2010, los astrónomos Duane Hamacher y David Frew de la Universidad Macquarie en Sydney demostraron que se trataba de Eta Carinae durante su Gran Erupción en la década de 1840. [30] Desde 1857, el brillo disminuyó rápidamente hasta desaparecer por debajo de la visibilidad a simple vista en 1886. Se ha calculado que esto se debe a la condensación de polvo en el material expulsado que rodea a la estrella más que a un cambio intrínseco de luminosidad. [31]
Erupción menor
Un nuevo brillo comenzó en 1887, alcanzó su punto máximo en aproximadamente una magnitud de 6.2 en 1892, luego, a fines de marzo de 1895, se desvaneció rápidamente a aproximadamente una magnitud de 7.5. [2] Aunque solo hay registros visuales de la erupción de 1890, se ha calculado que Eta Carinae estaba sufriendo 4.3 magnitudes de extinción visual debido al gas y el polvo expulsados en la Gran Erupción. Un brillo no oscurecido habría sido de una magnitud de 1,5 a 1,9, significativamente más brillante que la magnitud histórica. [32] Esto parecía ser una copia más pequeña de la Gran Erupción, expulsando mucho menos material. [33] [34]
Siglo veinte
Entre 1900 y al menos 1940, Eta Carinae parecía haberse asentado con un brillo constante de alrededor de magnitud 7,6, [2] pero en 1953 se observó que había vuelto a iluminarse a una magnitud de 6,5. [35] El brillo continuó de manera constante, pero con variaciones bastante regulares de unas pocas décimas de magnitud. [8]
En 1996, se identificó por primera vez que las variaciones tenían un período de 5,52 años, [8] luego se midieron con mayor precisión en 5,54 años, lo que llevó a la idea de un sistema binario. La teoría binaria fue confirmada por observaciones de cambios de perfil de línea y velocidad radial de radio, óptica e infrarrojo cercano , denominados colectivamente un evento espectroscópico , en el momento previsto del paso del periastrón a finales de 1997 y principios de 1998. [36] Al mismo tiempo vez hubo un colapso completo de la emisión de rayos X que se presume se originó en una zona de viento en colisión . [37] La confirmación de un compañero binario luminoso modificó en gran medida la comprensión de las propiedades físicas del sistema Eta Carinae y su variabilidad. [5]
Se observó una repentina duplicación del brillo en 1998-1999, lo que lo devolvió a la visibilidad a simple vista. Durante el evento espectroscópico de 2014, la magnitud visual aparente se volvió más brillante que la magnitud 4.5. [38] El brillo no siempre varía consistentemente en diferentes longitudes de onda y no siempre sigue exactamente el ciclo de 5,5 años. [39] [40] Las observaciones de radio, infrarrojos y basadas en el espacio han ampliado la cobertura de Eta Carinae en todas las longitudes de onda y han revelado cambios en curso en la distribución de energía espectral . [41]
En julio de 2018, se informó que Eta Carinae tenía el choque de viento colisionante más fuerte en el vecindario solar. Las observaciones con el satélite NuSTAR proporcionaron datos de resolución mucho más alta que el telescopio espacial de rayos gamma Fermi anterior . Usando observaciones de enfoque directo de la fuente no térmica en la banda de rayos X extremadamente dura que coincide espacialmente con la estrella, mostraron que la fuente de rayos X no térmicos varía con la fase orbital del sistema estelar binario y que el índice de fotones de la emisión es similar al que se obtiene mediante el análisis del espectro de rayos γ (gamma). [42] [43]
Visibilidad
Como estrella de cuarta magnitud, Eta Carinae es cómodamente visible a simple vista en todos los cielos excepto en los más contaminados por la luz en las áreas del centro de la ciudad según la escala de Bortle . [44] Su brillo ha variado en un amplio rango, desde la segunda estrella más brillante del cielo en un momento del siglo XIX hasta muy por debajo de la visibilidad a simple vista. Su ubicación a unos 60 ° S en el lejano hemisferio celeste sur significa que no puede ser visto por observadores en Europa y gran parte de América del Norte.
Situada entre Canopus y la Cruz del Sur, [45] Eta Carinae se identifica fácilmente como la estrella más brillante dentro de la gran Nebulosa Carina a simple vista. En un telescopio, la "estrella" está enmarcada dentro de la línea de polvo "V" oscura de la nebulosa y aparece claramente naranja y claramente no estelar. [46] Un gran aumento mostrará los dos lóbulos naranjas de una nebulosa de reflexión circundante conocida como la Nebulosa del Homúnculo a cada lado de un núcleo central brillante. Los observadores de estrellas variables pueden comparar su brillo con varias estrellas de cuarta y quinta magnitud que rodean de cerca la nebulosa.
Descubierta en 1961, la débil lluvia de meteoros Eta Carinids tiene un radiante muy cercano a Eta Carinae. Entre el 14 y el 28 de enero, la lluvia alcanza su punto máximo alrededor del 21 de enero. Las lluvias de meteoros no están asociadas con cuerpos fuera del Sistema Solar, por lo que la proximidad a Eta Carinae es simplemente una coincidencia. [47]
Espectro visual
La fuerza y el perfil de las líneas en el espectro de Eta Carinae son muy variables, pero hay una serie de características distintivas consistentes. El espectro está dominado por líneas de emisión , generalmente amplias, aunque las líneas de excitación más altas están superpuestas por un componente central estrecho de la nebulosidad ionizada densa , especialmente las manchas de Weigelt . La mayoría de las líneas muestran un perfil P Cygni pero con el ala de absorción mucho más débil que la emisión. Las líneas anchas de P Cygni son típicas de vientos estelares fuertes , con una absorción muy débil en este caso porque la estrella central está muy oscurecida. Hay alas de dispersión de electrones, pero relativamente débiles, lo que indica un viento grumoso. Las líneas de hidrógeno están presentes y son fuertes, lo que muestra que Eta Carinae aún conserva gran parte de su envoltura de hidrógeno .
Las líneas I [c] son mucho más débiles que las líneas de hidrógeno, y la ausencia de líneas He II proporciona un límite superior a la posible temperatura de la estrella primaria. Las líneas N II pueden identificarse pero no son fuertes, mientras que las líneas de carbono no pueden detectarse y las líneas de oxígeno son, en el mejor de los casos, muy débiles, lo que indica que el hidrógeno del núcleo se quema a través del ciclo de CNO con algo de mezcla en la superficie. Quizás la característica más llamativa es la rica emisión de Fe II tanto en las líneas permitidas como en las prohibidas , con las líneas prohibidas que surgen de la excitación de la nebulosidad de baja densidad alrededor de la estrella. [17] [48]
Los primeros análisis del espectro de la estrella son descripciones de observaciones visuales de 1869, de líneas de emisión prominentes "C, D, b, F y la línea principal de nitrógeno verde". Las líneas de absorción se describen explícitamente como no visibles. [49] Las letras se refieren a la notación espectral de Fraunhofer y corresponden a H α , He I , [d] Fe II y H β . Se supone que la línea final es de Fe II muy cerca de la línea de nebulio verde que ahora se sabe que es de O III . [50]
Los espectros fotográficos de 1893 se describieron como similares a los de una estrella F5, pero con algunas líneas de emisión débiles. El análisis de los estándares espectrales modernos sugiere un tipo espectral F temprano . Para 1895, el espectro nuevamente consistía principalmente en fuertes líneas de emisión, con las líneas de absorción presentes pero en gran parte oscurecidas por la emisión. Esta transición espectral de la supergigante F a la emisión fuerte es característica de las novas , donde el material expulsado inicialmente se irradia como una pseudo- fotosfera y luego el espectro de emisión se desarrolla a medida que se expande y se adelgaza. [50]
El espectro de la línea de emisión asociado con los vientos estelares densos ha persistido desde finales del siglo XIX. Las líneas individuales muestran anchos, perfiles y desplazamientos Doppler muy variables , a menudo múltiples componentes de velocidad dentro de la misma línea. Las líneas espectrales también muestran variaciones a lo largo del tiempo, más fuertemente con un período de 5,5 años, pero también cambios menos dramáticos durante períodos más cortos y más largos, así como un desarrollo secular continuo de todo el espectro. [51] [52] El espectro de luz reflejada por las Manchas de Weigelt , y que se supone que se origina principalmente con la primaria, es similar a la estrella de tipo P Cygni extremo HDE 316285 que tiene un tipo espectral de B0Ieq. [dieciséis]
Las observaciones espectrales directas no comenzaron hasta después de la Gran Erupción, pero los ecos de luz de la erupción reflejados en otras partes de la Nebulosa Carina se detectaron utilizando el telescopio Blanco de 4 metros del Observatorio Nacional de Astronomía Óptica de EE. UU. En el Observatorio Interamericano Cerro Tololo . El análisis de los espectros reflejados indicó que la luz se emitió cuando Eta Carinae tenía la apariencia de una supergigante G2 a G5 de 5,000 K , unos 2,000 K más fría de lo esperado por otros eventos de impostores de supernovas . [53] Otras observaciones de eco de luz muestran que después del brillo máximo de la Gran Erupción, el espectro desarrolló perfiles prominentes de P Cygni y bandas moleculares CN , aunque esto probablemente se deba al material expulsado que pudo haber chocado con material circunestelar de manera similar. a un tipo IIn supernova . [54]
En la segunda mitad del siglo XX, se dispuso de espectros visuales de mucha mayor resolución. El espectro continuó mostrando características complejas y desconcertantes, con gran parte de la energía de la estrella central reciclada en el infrarrojo por el polvo circundante, algo de reflejo de la luz de la estrella de los objetos densos localizados en el material circunestelar, pero con características obvias de alta ionización. indicativo de temperaturas muy altas. Los perfiles de línea son complejos y variables, lo que indica una serie de características de absorción y emisión a varias velocidades en relación con la estrella central. [55] [56]
El ciclo orbital de 5,5 años produce fuertes cambios espectrales en el periastrón que se conocen como eventos espectroscópicos. Ciertas longitudes de onda de radiación sufren eclipses, ya sea debido a la ocultación real de una de las estrellas o debido al paso dentro de porciones opacas de los complejos vientos estelares. A pesar de estar adscritos a la rotación orbital, estos eventos varían significativamente de un ciclo a otro. Estos cambios se han vuelto más fuertes desde 2003 y generalmente se cree que los cambios seculares a largo plazo en los vientos estelares o en el material previamente expulsado pueden ser la culminación de un regreso al estado de la estrella antes de su Gran Erupción. [40] [41] [57]
Ultravioleta
El espectro ultravioleta del sistema Eta Carinae muestra muchas líneas de emisión de metales ionizados como Fe II y Cr II , así como Lyman α (Ly α ) y un continuo de una fuente central caliente. Los niveles de ionización y el continuo requieren la existencia de una fuente con una temperatura de al menos 37.000 K. [58]
Ciertas líneas UV de Fe II son inusualmente fuertes. Estos se originan en Weigelt Blobs y son causados por un efecto láser de baja ganancia . El hidrógeno ionizado entre una mancha y la estrella central genera una intensa emisión de Ly α que penetra en la mancha. La mancha contiene hidrógeno atómico con una pequeña mezcla de otros elementos, incluido el hierro fotoionizado por la radiación de las estrellas centrales. Una resonancia accidental (donde la emisión tiene coincidentemente una energía adecuada para bombear el estado excitado) permite que la emisión Ly α bombee los iones Fe + a ciertos estados pseudo-metaestables , [59] creando una inversión de población que permite que tenga lugar la emisión estimulada. . [60] Este efecto es similar a la emisión de máser de densos bolsillos que rodean muchas estrellas supergigantes frías, pero el último efecto es mucho más débil en longitudes de onda ópticas y UV y Eta Carinae es el único caso claro detectado de un láser astrofísico ultravioleta . Un efecto similar del bombeo de estados O I metaestables por emisión de Ly β también se ha confirmado como un láser UV astrofísico. [61]
Infrarrojo
Las observaciones infrarrojas de Eta Carinae se han vuelto cada vez más importantes. La gran mayoría de la radiación electromagnética de las estrellas centrales es absorbida por el polvo circundante y luego se emite como infrarrojo medio y lejano apropiado a la temperatura del polvo. Esto permite observar casi toda la producción de energía del sistema en longitudes de onda que no se ven fuertemente afectadas por la extinción interestelar , lo que lleva a estimaciones de la luminosidad que son más precisas que para otras estrellas extremadamente luminosas . Eta Carinae es la fuente más brillante del cielo nocturno en longitudes de onda del infrarrojo medio. [62]
Las observaciones del infrarrojo lejano muestran una gran masa de polvo a 100-150 K, lo que sugiere una masa total para el homúnculo de 20 masas solares ( M ☉ ) o más. Esto es mucho más grande que las estimaciones anteriores, y se cree que todo fue expulsado en unos pocos años durante la Gran Erupción. [7]
Las observaciones en el infrarrojo cercano pueden penetrar el polvo a alta resolución para observar características que están completamente oscurecidas en longitudes de onda visuales, aunque no las estrellas centrales en sí mismas. La región central del homúnculo contiene un pequeño homúnculo más pequeño de la erupción de 1890, una mariposa de grupos y filamentos separados de las dos erupciones y una región de viento estelar alargada. [63]
Radiación de alta energía
Se han detectado varias fuentes de rayos X y rayos gamma alrededor de Eta Carinae, por ejemplo 4U 1037–60 en el 4º catálogo de Uhuru y 1044–59 en el catálogo de HEAO-2 . La detección más temprana de rayos X en la región de Eta Carinae fue del cohete Terrier-Sandhawk, [64] seguido por los avistamientos de Ariel 5 , [65] OSO 8 , [66] y Uhuru [67] .
Se hicieron observaciones más detalladas con el Observatorio Einstein , [68] el telescopio de rayos X ROSAT , [69] Satélite avanzado de cosmología y astrofísica (ASCA), [70] y el Observatorio de rayos X Chandra . Hay múltiples fuentes en varias longitudes de onda a lo largo del espectro electromagnético de alta energía: rayos X duros y rayos gamma dentro de 1 mes luz de la Eta Carinae; rayos X duros de una región central de unos 3 meses luz de ancho; una estructura de "herradura" de anillo parcial distinta en rayos X de baja energía de 0,67 parsec (2,2 años luz) de ancho correspondiente al frente de choque principal de la Gran Erupción; emisión difusa de rayos X en toda el área del homúnculo; y numerosas condensaciones y arcos fuera del anillo principal. [71] [72] [73] [74]
Todas las emisiones de alta energía asociadas con Eta Carinae varían durante el ciclo orbital. Un mínimo espectroscópico, o eclipse de rayos X, ocurrió en julio y agosto de 2003 y se han observado intensamente eventos similares en 2009 y 2014. [75] Los rayos gamma de energía más alta por encima de 100 MeV detectados por AGILE muestran una fuerte variabilidad, mientras que los rayos gamma de energía más baja observados por Fermi muestran poca variabilidad. [71] [76]
Emisión de radio
Se han observado emisiones de radio de Eta Carinae a través de la banda de microondas . Se ha detectado en la línea de 21 cm H I , pero se ha estudiado particularmente de cerca en las bandas milimétricas y centimétricas . Se han detectado líneas de recombinación de hidrógeno masivas (de la combinación de un electrón y un protón para formar un átomo de hidrógeno) en este rango. La emisión se concentra en una pequeña fuente no puntual de menos de 4 segundos de arco de diámetro y parece ser principalmente una emisión libre ( bremsstrahlung térmica ) de gas ionizado, consistente con una región H II compacta de alrededor de 10.000 K. [77] Alta resolución las imágenes muestran las frecuencias de radio que se originan en un disco de unos pocos segundos de arco de diámetro, 10,000 unidades astronómicas (AU) de ancho a la distancia de Eta Carinae. [78]
La emisión de radio de Eta Carinae muestra una variación continua en fuerza y distribución durante un ciclo de 5,5 años. Las líneas de H II y de recombinación varían mucho, y la emisión continua (radiación electromagnética en una amplia banda de longitudes de onda) se ve menos afectada. Esto muestra una reducción dramática en el nivel de ionización del hidrógeno durante un período corto en cada ciclo, coincidiendo con los eventos espectroscópicos en otras longitudes de onda. [78] [79]
Alrededores
Eta Carinae se encuentra dentro de la Nebulosa Carina, una región de formación de estrellas gigantes en el Brazo Carina-Sagitario de la Vía Láctea . La nebulosa es un objeto prominente a simple vista en los cielos del sur que muestra una compleja mezcla de emisión, reflexión y nebulosidad oscura. Se sabe que Eta Carinae está a la misma distancia que la Nebulosa Carina y su espectro se puede ver reflejado en varias nubes de estrellas en la nebulosa. [80] La apariencia de la Nebulosa Carina, y particularmente de la región de Keyhole, ha cambiado significativamente desde que fue descrita por John Herschel hace más de 150 años. [50] Se cree que esto se debe a la reducción de la radiación ionizante de Eta Carinae desde la Gran Erupción. [81] Antes de la Gran Erupción, el sistema Eta Carinae contribuía con hasta el 20% del flujo ionizante total para toda la Nebulosa Carina, pero ahora está bloqueado principalmente por el gas y el polvo circundantes. [80]
Trumpler 16
Eta Carinae se encuentra dentro de las estrellas dispersas del cúmulo abierto Trumpler 16 . Todos los demás miembros están muy por debajo de la visibilidad a simple vista, aunque WR 25 es otra estrella luminosa extremadamente masiva. [82] Trumpler 16 y su vecino Trumpler 14 son los dos cúmulos estelares dominantes de la asociación Carina OB1 , un grupo extendido de estrellas luminosas jóvenes con un movimiento común a través del espacio. [83]
Homúnculo
Eta Carinae está rodeada e iluminada por la Nebulosa del Homúnculo , [84] una pequeña nebulosa de emisión y reflexión compuesta principalmente de gas expulsado durante la Gran Erupción a mediados del siglo XIX, así como polvo condensado de los escombros. La nebulosa consta de dos lóbulos polares alineados con el eje de rotación de la estrella, más una "falda" ecuatorial, todo alrededor18 ″ de largo. [85] Estudios más detallados muestran muchos detalles finos: un pequeño homúnculo dentro de la nebulosa principal, probablemente formado por la erupción de 1890; un jet; finos chorros y nudos de material, especialmente perceptibles en la región de la falda; y tres manchas de Weigelt: densas condensaciones de gas muy cerca de la propia estrella. [61] [86]
Se considera que los lóbulos del homúnculo se formaron casi en su totalidad debido a la erupción inicial, en lugar de formarlos o incluir material interestelar o previamente expulsado, aunque la escasez de material cerca del plano ecuatorial permite que se mezclen algunos vientos estelares posteriores y material expulsado. Por lo tanto, la masa de los lóbulos da una medida precisa de la escala de la Gran Erupción, con estimaciones que van desde 12-15 M ☉ hasta tan alto como 45 M ☉ . [18] [7] [87] Los resultados muestran que el material de la Gran Erupción está fuertemente concentrado hacia los polos; El 75% de la masa y el 90% de la energía cinética se liberaron por encima de los 45 ° de latitud. [88]
Una característica única del homúnculo es la capacidad de medir el espectro del objeto central en diferentes latitudes por el espectro reflejado de diferentes porciones de los lóbulos. Estos muestran claramente un viento polar donde el viento estelar es más rápido y más fuerte en latitudes altas que se cree que se debe a una rotación rápida que hace que la gravedad se ilumine hacia los polos. Por el contrario, el espectro muestra una temperatura de excitación más alta más cerca del plano ecuatorial. [89] Por implicación, la envoltura exterior de Eta Carinae A no es muy convectiva ya que evitaría el oscurecimiento por gravedad . El eje de rotación actual de la estrella no parece coincidir exactamente con la alineación del homúnculo. Esto puede deberse a la interacción con Eta Carinae B que también modifica los vientos estelares observados. [90]
Distancia
La distancia a Eta Carinae ha sido determinada por varios métodos diferentes, dando como resultado un valor ampliamente aceptado de 2.330 parsecs (7.600 años luz), con un margen de error de alrededor de 100 parsecs (330 años luz). [91] La distancia a Eta Carinae en sí no se puede medir usando paralaje debido a la nebulosidad circundante, pero se espera que otras estrellas en el cúmulo Trumpler 16 estén a una distancia similar y sean accesibles al paralaje. Gaia Data Release 2 ha proporcionado el paralaje para muchas estrellas consideradas miembros de Trumpler 16, encontrando que las cuatro estrellas de clase O más calientes de la región tienen paralaje muy similares con un valor medio de0,383 ± 0,017 milisegundos de arco (mas), lo que se traduce en una distancia de2.600 ± 100 pársecs . Esto implica que Eta Carinae puede estar más distante de lo que se pensaba, y también más luminosa, aunque todavía es posible que no esté a la misma distancia que el cúmulo o que las medidas de paralaje tengan grandes errores sistemáticos. [92]
Las distancias a los cúmulos de estrellas se pueden estimar utilizando un diagrama de Hertzsprung-Russell o un diagrama de color-color para calibrar las magnitudes absolutas de las estrellas, por ejemplo, ajustando la secuencia principal o identificando características como una rama horizontal y, por lo tanto, su distancia a la Tierra. . También es necesario conocer la cantidad de extinción interestelar del cúmulo y esto puede ser difícil en regiones como la Nebulosa Carina. [93] Se ha determinado una distancia de 7.330 años luz (2.250 parsecs) a partir de la calibración de la luminosidad de las estrellas de tipo O en Trumpler 16. [94] Después de determinar una corrección de enrojecimiento anormal a la extinción, la distancia a Trumpler 14 y Trumpler 16 se ha medido en9.500 ± 1.000 años luz (2.900 ± 300 pársecs ). [95]
La tasa de expansión conocida de la nebulosa del homúnculo proporciona un método geométrico inusual para medir su distancia. Suponiendo que los dos lóbulos de la nebulosa son simétricos, la proyección de la nebulosa en el cielo depende de su distancia. Valores de 2300, 2250 ySe han derivado 2300 parsecs para el homúnculo, y Eta Carinae está claramente a la misma distancia. [91]
Propiedades
El sistema estelar Eta Carinae es actualmente una de las estrellas más masivas que se puede estudiar con gran detalle. Hasta hace poco, se pensaba que Eta Carinae era la estrella individual más masiva, pero la naturaleza binaria del sistema fue propuesta por el astrónomo brasileño Augusto Damineli en 1996 [8] y confirmada en 2005. [96] Ambas estrellas componentes están en gran parte oscurecidas por el material circunestelar expulsado. de Eta Carinae A, y solo se pueden inferir propiedades básicas como sus temperaturas y luminosidades. Los rápidos cambios en el viento estelar en el siglo XXI sugieren que la estrella misma puede ser revelada cuando el polvo de la gran erupción finalmente se aclare. [97]
Orbita
La naturaleza binaria de Eta Carinae está claramente establecida, aunque los componentes no se han observado directamente y ni siquiera pueden resolverse claramente espectroscópicamente debido a la dispersión y reexcitación en la nebulosidad circundante. Las variaciones fotométricas y espectroscópicas periódicas impulsaron la búsqueda de un compañero, y el modelado de los vientos en colisión y los "eclipses" parciales de algunas características espectroscópicas han restringido las posibles órbitas. [13]
El período de la órbita se conoce con precisión en 5.539 años, aunque esto ha cambiado con el tiempo debido a la pérdida de masa y la acumulación. El período entre la Gran Erupción y la erupción más pequeña de 1890 fue aparentemente de 5,52 años, mientras que antes de la Gran Erupción pudo haber sido aún menor, posiblemente entre 4,8 y 5,4 años. [15] La separación orbital solo se conoce aproximadamente, con un eje semi-mayor de 15-16 AU. La órbita es muy excéntrica, e = 0,9. Esto significa que la separación de las estrellas varía de alrededor de 1,6 AU, similar a la distancia de Marte al Sol, a 30 AU, similar a la distancia de Neptuno. [13]
Quizás el uso más valioso de una órbita precisa para un sistema estelar binario es calcular directamente las masas de las estrellas. Esto requiere que se conozcan con precisión las dimensiones y la inclinación de la órbita. Las dimensiones de la órbita de Eta Carinae solo se conocen aproximadamente, ya que las estrellas no pueden observarse directa y por separado. La inclinación se ha modelado en 130-145 grados, pero la órbita aún no se conoce con la precisión suficiente para proporcionar las masas de los dos componentes. [13]
Clasificación
Eta Carinae A se clasifica como una variable azul luminosa (LBV) debido a las distintivas variaciones espectrales y de brillo. Este tipo de estrella variable se caracteriza por cambios irregulares desde un estado de reposo a alta temperatura a un estado de explosión a baja temperatura con una luminosidad aproximadamente constante. Los LBV en estado de reposo se encuentran en una estrecha franja de inestabilidad de S Doradus , y las estrellas más luminosas son más calientes. En el estallido, todos los LBV tienen aproximadamente la misma temperatura, que está cerca de los 8.000 K. Los LBV en un estallido normal son visualmente más brillantes que cuando están inactivos, aunque la luminosidad bolométrica no cambia.
Un evento similar a la Gran Erupción de Eta Carinae A se ha observado solo en otra estrella de la Vía Láctea , P Cygni, y en un puñado de otras posibles LBV en otras galaxias. Ninguno de ellos parece ser tan violento como el de Eta Carinae. No está claro si esto es algo que solo sufren unos pocos de los LBV más masivos, algo que es causado por una estrella compañera cercana, o una fase muy breve pero común para las estrellas masivas. Algunos eventos similares en galaxias externas se han confundido con supernovas y se han denominado impostores de supernova , aunque esta agrupación también puede incluir otros tipos de transitorios no terminales que se acercan al brillo de una supernova. [7]
Eta Carinae A no es una LBV típica. Es más luminoso que cualquier otro LBV en la Vía Láctea, aunque posiblemente comparable a otros impostores de supernovas detectados en galaxias externas. Actualmente no se encuentra en la franja de inestabilidad de S Doradus, aunque no está claro cuál es realmente la temperatura o el tipo espectral de la estrella subyacente, y durante su Gran Erupción fue mucho más fría que un estallido típico de LBV, con un espectro de G media. tipo. La erupción 1890 puede haber sido bastante típico de erupciones LBV, con una temprana tipo espectral F, y se ha estimado que la estrella puede tener actualmente un viento opaco estelar, formando un pseudo-fotosfera con una temperatura de 9.000-10.000 K . [17] [19] [31]
Eta Carinae B es una estrella caliente luminosa masiva, de la que se sabe poco más. A partir de ciertas líneas espectrales de alta excitación que no debería ser producido por el primario, se cree que Eta Carinae B a ser una joven estrella de tipo O . La mayoría de los autores sugieren que es una estrella algo evolucionada, como una supergigante o gigante, aunque no se puede descartar una estrella Wolf-Rayet . [96]
Masa
Las masas de estrellas son difíciles de medir excepto mediante la determinación de una órbita binaria. Eta Carinae es un sistema binario, pero cierta información clave sobre la órbita no se conoce con precisión. La masa se puede restringir fuertemente para que sea mayor de 90 M ☉ , debido a la alta luminosidad. [17] Los modelos estándar del sistema asumen masas de 100-120 M ☉ [98] [15] y 30-60 M ☉ [15] [99] para el primario y el secundario, respectivamente. Se han sugerido masas más altas para modelar la producción de energía y la transferencia de masa de la Gran Erupción, con una masa del sistema combinado de más de 250 M ☉ antes de la Gran Erupción. [15] Eta Carinae A claramente ha perdido una gran cantidad de masa desde que se formó, y se cree que inicialmente era de 150–250 M ☉ , aunque puede haberse formado a través de una fusión binaria. [100] [101] Masas de 200 M ☉ para el modelo primario y 90 M ☉ para el modelo secundario de transferencia de masa de mejor ajuste del evento Gran Erupción. [15]
Pérdida de masa
La pérdida de masa es uno de los aspectos más estudiados de la investigación de estrellas masivas. En pocas palabras, las tasas de pérdida de masa calculadas en los mejores modelos de evolución estelar no reproducen las propiedades observadas de las estrellas masivas evolucionadas como Wolf-Rayets, el número y los tipos de supernovas de colapso del núcleo o sus progenitores. Para igualar esas observaciones, los modelos requieren tasas de pérdida de masa mucho más altas. Eta Carinae A tiene una de las tasas de pérdida de masa más altas conocidas, actualmente alrededor de 10 −3 M ☉ / año, y es un candidato obvio para el estudio. [102]
Eta Carinae A está perdiendo mucha masa debido a su extrema luminosidad y gravedad superficial relativamente baja. Su viento estelar es completamente opaco y aparece como una pseudo-fotosfera; esta superficie ópticamente densa oculta cualquier superficie física real de la estrella que pueda estar presente. (A tasas extremas de pérdida de masa radiativa, el gradiente de densidad del material elevado puede volverse lo suficientemente continuo como para que no exista una superficie física significativamente discreta). Durante la Gran Erupción, la tasa de pérdida de masa fue mil veces mayor, alrededor de 1 M ☉ / año. sostenido durante diez años o más. La pérdida total de masa durante la erupción fue de al menos 10-20 M ☉ y gran parte de ella forma ahora la Nebulosa del Homúnculo. La erupción más pequeña de 1890 produjo la Nebulosa del Pequeño Homúnculo , mucho más pequeña y de solo 0,1 M ☉ . [16] La mayor parte de la pérdida de masa se produce en un viento con una velocidad terminal de aproximadamente 420 km / s, pero se ve algo de material a velocidades más altas, hasta 3200 km / s, posiblemente material expulsado del disco de acreción por el secundario. estrella. [103]
Eta Carinae B presumiblemente también está perdiendo masa a través de un viento estelar rápido y delgado, pero esto no se puede detectar directamente. Los modelos de la radiación observada a partir de las interacciones entre los vientos de las dos estrellas muestran una tasa de pérdida de masa del orden de 10-5 M ☉ / año a velocidades de 3.000 km / s, típica de una estrella caliente de clase O. [73] Para una parte de la órbita altamente excéntrica , en realidad puede ganar material de la primaria a través de un disco de acreción . Durante la Gran Erupción del primario, el secundario pudo haber acumulado varios M ☉ , produciendo fuertes chorros que formaron la forma bipolar de la Nebulosa del Homúnculo. [102]
Luminosidad
Las estrellas del sistema Eta Carinae están completamente oscurecidas por el polvo y los vientos estelares opacos, con gran parte de la radiación ultravioleta y visual desplazada a infrarrojos. La radiación electromagnética total en todas las longitudes de onda para ambas estrellas combinadas es de varios millones de luminosidades solares ( L ☉ ). [19] La mejor estimación de la luminosidad de la primaria es de 5 millones de L ☉, lo que la convierte en una de las estrellas más luminosas de la Vía Láctea. La luminosidad de Eta Carinae B es particularmente incierta, probablemente varios cientos de miles de L ☉ y casi con certeza no más de 1 millón de L ☉ .
La característica más notable de Eta Carinae es su erupción gigante o evento de impostor de supernova, que se originó en la estrella primaria y se observó alrededor de 1843. En unos pocos años, produjo casi tanta luz visible como una débil explosión de supernova, pero la estrella sobrevivió. . Se estima que en el pico de brillo, la luminosidad llegaba a los 50 millones de L ☉ . [7] Se han visto otros impostores de supernovas en otras galaxias, por ejemplo, la posible falsa supernova SN 1961v en NGC 1058 [104] y el estallido previo a la explosión de SN 2006jc en UGC 4904 . [105]
Después de la Gran Erupción, Eta Carinae se oscureció a sí misma por el material expulsado, lo que provocó un enrojecimiento dramático. Esto se ha estimado en cuatro magnitudes en longitudes de onda visuales, lo que significa que la luminosidad posterior a la erupción fue comparable a la luminosidad cuando se identificó por primera vez. [106] Eta Carinae sigue siendo mucho más brillante en longitudes de onda infrarrojas, a pesar de las supuestas estrellas calientes detrás de la nebulosidad. Se considera que el brillo visual reciente se debe en gran parte a una disminución en la extinción, debido al adelgazamiento del polvo o una reducción en la pérdida de masa, más que a un cambio subyacente en la luminosidad. [97]
Temperatura
Hasta finales del siglo XX, se suponía que la temperatura de Eta Carinae era superior a 30.000 K debido a la presencia de líneas espectrales de alta excitación, pero otros aspectos del espectro sugirieron temperaturas mucho más bajas y se crearon modelos complejos para dar cuenta de esto. [107] Ahora se sabe que el sistema Eta Carinae consta de al menos dos estrellas, ambas con fuertes vientos estelares y una zona de choques de viento (colisión viento-viento o WWC), incrustada dentro de una nebulosa polvorienta que reprocesa el 90% de la Radiación electromagnética en el infrarrojo medio y lejano. Todas estas características tienen diferentes temperaturas.
Los poderosos vientos estelares de las dos estrellas chocan en una zona WWC aproximadamente cónica y producen temperaturas tan altas como 100 MK en el vértice entre las dos estrellas. Esta zona es la fuente de rayos X duros y rayos gamma cerca de las estrellas. Cerca del periastrón, a medida que el secundario atraviesa regiones cada vez más densas del viento primario, la zona del viento en colisión se distorsiona en una espiral que se arrastra detrás de Eta Carinae B. [108]
El cono de colisión viento-viento separa los vientos de las dos estrellas. A 55-75 ° detrás de la secundaria, hay un viento cálido y delgado típico de las estrellas O o Wolf-Rayet. Esto permite que se detecte algo de radiación de Eta Carinae B y su temperatura se puede estimar con cierta precisión debido a líneas espectrales que es poco probable que sean producidas por cualquier otra fuente. Aunque la estrella secundaria nunca se ha observado directamente, existe un acuerdo generalizado sobre los modelos en los que tiene una temperatura entre 37.000 K y 41.000 K. [5]
En todas las demás direcciones del otro lado de la zona de colisión viento-viento, está el viento de Eta Carinae A, más frío y alrededor de 100 veces más denso que el viento de Eta Carinae B. También es ópticamente denso, oscureciendo por completo cualquier cosa que se parezca a una verdadera fotosfera y haciendo que cualquier definición de su temperatura sea discutible. La radiación observable se origina en una pseudo-fotosfera donde la densidad óptica del viento cae casi a cero, típicamente medida con un valor de opacidad particular de Rossland como 2 ⁄ 3 . Esta pseudo-fotosfera se observa alargada y más caliente a lo largo del supuesto eje de rotación. [109]
Es probable que Eta Carinae A haya aparecido como una hipergigante B temprana con una temperatura de entre 20.000 K y 25.000 K en el momento de su descubrimiento por Halley. Una temperatura efectiva determinada para la superficie de un viento esférico ópticamente grueso a varios cientos de R ☉ sería de 9.400 a 15.000 K, mientras que la temperatura de un "núcleo" hidrostático teórico de 60 R ☉ a una profundidad óptica de 150 sería de 35.200 K. [19] [41] [97] [110] La temperatura efectiva del borde exterior visible del viento primario opaco generalmente se trata como 15,000 K-25,000 K sobre la base de características espectrales visuales y ultravioleta que se supone que son directamente del viento o reflejadas. a través de Weigelt Blobs. [7] [16] Durante la gran erupción, Eta Carinae A era mucho más fría con alrededor de 5000 K. [53]
El homúnculo contiene polvo a temperaturas que varían de 150 K a 400 K. Esta es la fuente de casi toda la radiación infrarroja que hace que Eta Carinae sea un objeto tan brillante en esas longitudes de onda. [7]
Más lejos, los gases en expansión de la Gran Erupción chocan con el material interestelar y se calientan a alrededor de 5 MK , que produce rayos X menos energéticos que se ven en forma de herradura o anillo. [111] [112]
Tamaño
El tamaño de las dos estrellas principales del sistema Eta Carinae es difícil de determinar con precisión porque ninguna de las dos se puede ver directamente. Es probable que Eta Carinae B tenga una fotosfera bien definida y su radio se puede estimar a partir del supuesto tipo de estrella. Una supergigante O de 933.000 L ☉ con una temperatura de 37.200 K tiene un radio efectivo de 23,6 R ☉ . [4]
El tamaño de Eta Carinae A ni siquiera está bien definido. Tiene un viento estelar ópticamente denso, por lo que la definición típica de que la superficie de una estrella es aproximadamente donde se vuelve opaca da un resultado muy diferente al de una definición más tradicional de superficie. Un estudio calculó un radio de 60 R ☉ para un "núcleo" caliente de 35.000 K a una profundidad óptica de 150, cerca del punto sónico o muy aproximadamente lo que podría llamarse una superficie física. A una profundidad óptica de 0,67, el radio estaría por encima de 800 R ☉ , lo que indica un viento estelar extendido ópticamente grueso. [17] En el pico de la Gran Erupción, el radio, en la medida en que tal cosa sea significativa durante una expulsión de material tan violenta, habría sido de alrededor de 1.400 R ☉ , comparable a las supergigantes rojas más grandes conocidas , incluida VY Canis Majoris . [113]
Los tamaños estelares deben compararse con su separación orbital, que es solo alrededor de 250 R ☉ en el periastrón. El radio de acreción de la secundaria es de alrededor de 60 R ☉ , lo que sugiere una fuerte acreción cerca del periastrón que conduce a un colapso del viento secundario. [15] Se ha propuesto que el brillo inicial de la 4ª magnitud a la 1ª con una luminosidad bolométrica relativamente constante fue un estallido normal de LBV, aunque a partir de un ejemplo extremo de la clase. Luego, la estrella compañera que pasa a través de la fotosfera expandida del periastrón primario desencadenó un mayor brillo, aumento de luminosidad y pérdida de masa extrema de la Gran Erupción. [113]
Rotación
Las tasas de rotación de las estrellas masivas tienen una influencia crítica en su evolución y eventual muerte. La velocidad de rotación de las estrellas Eta Carinae no se puede medir directamente porque no se pueden ver sus superficies. Las estrellas masivas individuales giran rápidamente debido al frenado de sus fuertes vientos, pero hay indicios de que tanto Eta Carinae A como B son rotadores rápidos, hasta el 90% de la velocidad crítica. Uno o ambos podrían haber sido activados por interacción binaria, por ejemplo, acreción en el secundario y arrastre orbital en el primario. [90]
Erupciones
Se han observado dos erupciones de Eta Carinae, la Gran Erupción de mediados del siglo XIX y la Erupción Menor de 1890. Además, los estudios de nebulosidad periférica sugieren al menos una erupción anterior alrededor del año 1250 d.C. 1550, aunque es posible que el material que indica esta erupción sea en realidad de la Gran Erupción ralentizada al chocar con nebulosidad más antigua. [114] Se desconoce el mecanismo que produce estas erupciones. Ni siquiera está claro si las erupciones involucran eventos explosivos o los llamados vientos super-Eddington, una forma extrema de viento estelar que involucra una pérdida de masa muy alta inducida por un aumento en la luminosidad de la estrella. También se desconoce la fuente de energía para las explosiones o el aumento de luminosidad. [115]
Las teorías sobre las diversas erupciones deben tener en cuenta: eventos repetidos, al menos tres erupciones de varios tamaños; expulsar 20 M ☉ o más sin destruir la estrella; la forma muy inusual y las tasas de expansión del material expulsado; y la curva de luz durante las erupciones que implican un aumento de brillo de varias magnitudes durante un período de décadas. El evento mejor estudiado es la Gran Erupción. Además de la fotometría durante el siglo XIX, los ecos de luz observados en el siglo XXI brindan más información sobre la progresión de la erupción, mostrando un brillo con múltiples picos durante aproximadamente 20 años, seguido de un período de meseta en la década de 1850. Los ecos de luz muestran que la salida de material durante la fase de meseta fue mucho mayor que antes del pico de la erupción. [115] Las posibles explicaciones de las erupciones incluyen: una fusión binaria en lo que entonces era un sistema triple; [116] transferencia de masa de Eta Carinae B durante los pasajes del periastrón; [15] o una explosión de inestabilidad de par pulsante . [115]
Evolución
Eta Carinae es un objeto único, sin análogos muy cercanos conocidos actualmente en ninguna galaxia. Por lo tanto, su evolución futura es muy incierta, pero es casi seguro que implica una mayor pérdida de masa y una eventual supernova. [117]
Eta Carinae A habría comenzado su vida como una estrella extremadamente caliente en la secuencia principal, ya un objeto muy luminoso de más de un millón de L ☉ . Las propiedades exactas dependerían de la masa inicial, que se espera que haya sido de al menos 150 M ☉ y posiblemente mucho mayor. Un espectro típico cuando se formó por primera vez sería O2If y la estrella sería mayoritaria o totalmente convectiva debido a la fusión del ciclo de CNO a temperaturas centrales muy altas. Las estrellas suficientemente masivas o que giran diferencialmente experimentan una mezcla tan fuerte que permanecen químicamente homogéneas durante la combustión del núcleo de hidrógeno. [80]
A medida que avanza la quema de hidrógeno del núcleo, una estrella muy masiva se expandiría lentamente y se volvería más luminosa, convirtiéndose en una hipergigante azul y eventualmente en un LBV mientras aún fusionaba hidrógeno en el núcleo. Cuando el hidrógeno en el núcleo se agota después de 2 a 2,5 millones de años, la combustión de la capa de hidrógeno continúa con aumentos adicionales de tamaño y luminosidad, aunque la combustión de la capa de hidrógeno en estrellas químicamente homogéneas puede ser muy breve o ausente, ya que toda la estrella se agotaría en hidrógeno. En las últimas etapas de la combustión del hidrógeno, la pérdida de masa es extremadamente alta debido a la alta luminosidad y la mayor abundancia de helio y nitrógeno en la superficie. Cuando termina la quema de hidrógeno y comienza la quema de helio en el núcleo , las estrellas masivas pasan muy rápidamente a la etapa Wolf-Rayet con poco o nada de hidrógeno, aumento de temperatura y disminución de luminosidad. Es probable que hayan perdido más de la mitad de su masa inicial en este punto. [118]
No está claro si la fusión de helio triple alfa ha comenzado en el núcleo de Eta Carinae A. Las abundancias elementales en la superficie no se pueden medir con precisión, pero las eyecciones dentro del Homúnculo son alrededor del 60% de hidrógeno y 40% de helio, con nitrógeno mejorado a diez veces los niveles solares. Esto es indicativo de la fusión de hidrógeno del ciclo CNO en curso. [119]
Los modelos de evolución y muerte de estrellas individuales muy masivas predicen un aumento de temperatura durante la quema del núcleo de helio, con la pérdida de las capas externas de la estrella. Se convierte en una estrella Wolf-Rayet en la secuencia de nitrógeno , moviéndose de WNL a WNE a medida que se pierden más capas externas, posiblemente alcanzando la clase espectral WC o WO cuando el carbono y el oxígeno del proceso triple alfa llegan a la superficie. Este proceso continuaría con la fusión de elementos más pesados hasta que se desarrolle un núcleo de hierro, momento en el que el núcleo colapsa y la estrella se destruye. Las sutiles diferencias en las condiciones iniciales, en los modelos mismos, y más especialmente en las tasas de pérdida de masa, producen diferentes predicciones para el estado final de las estrellas más masivas. Pueden sobrevivir para convertirse en una estrella despojada de helio o pueden colapsar en una etapa anterior mientras retienen más de sus capas externas. [120] [121] [122] La falta de estrellas WN suficientemente luminosas y el descubrimiento de aparentes progenitores de supernovas LBV también ha provocado la sugerencia de que ciertos tipos de LBV explotan como una supernova sin evolucionar más. [123]
Eta Carinae es una binaria cercana y esto complica la evolución de ambas estrellas. Los compañeros compactos masivos pueden quitar masa de estrellas primarias más grandes mucho más rápido de lo que ocurriría en una sola estrella, por lo que las propiedades en el colapso del núcleo pueden ser muy diferentes. En algunos escenarios, el secundario puede acumular una masa significativa, acelerando su evolución y, a su vez, puede ser despojado por el ahora compacto primario Wolf-Rayet. [124] En el caso de Eta Carinae, la secundaria claramente está provocando una inestabilidad adicional en la primaria, lo que dificulta la predicción de desarrollos futuros.
Potencial supernova
La abrumadora probabilidad es que la próxima supernova observada en la Vía Láctea se origine en una enana blanca desconocida o una supergigante roja anónima , muy probablemente ni siquiera visible a simple vista. [125] Sin embargo, la perspectiva de que una supernova se origine en un objeto tan extremo, cercano y bien estudiado como Eta Carinae despierta gran interés. [126]
Como una sola estrella, una estrella originalmente alrededor de 150 veces más masiva que el Sol normalmente alcanzaría el colapso del núcleo como una estrella Wolf-Rayet en 3 millones de años. [120] A baja metalicidad, muchas estrellas masivas colapsarán directamente en un agujero negro sin explosión visible o una supernova sub-luminosa, y una pequeña fracción producirá una supernova de inestabilidad de pares , pero a la metalicidad solar y por encima se espera que ocurra habrá suficiente pérdida de masa antes del colapso para permitir una supernova visible de tipo Ib o Ic . [127] Si todavía hay una gran cantidad de material expulsado cerca de la estrella, el choque formado por la explosión de la supernova que impacta el material circunestelar puede convertir de manera eficiente la energía cinética en radiación , lo que resulta en una supernova superluminosa (SLSN) o hipernova , varias veces. más luminosa que una supernova de colapso del núcleo típico y mucho más duradera. Los progenitores altamente masivos también pueden expulsar suficiente níquel para causar un SLSN simplemente por la desintegración radiactiva . [128] El remanente resultante sería un agujero negro, ya que es muy poco probable que una estrella tan masiva pueda perder masa suficiente para que su núcleo no exceda el límite de una estrella de neutrones . [129]
La existencia de un compañero masivo trae muchas otras posibilidades. Si Eta Carinae A fuera rápidamente despojada de sus capas externas, podría ser una estrella de tipo WC o WO menos masiva cuando se alcanzara el colapso del núcleo. Esto daría lugar a una supernova de tipo Ib o de tipo Ic debido a la falta de hidrógeno y posiblemente de helio. Se cree que este tipo de supernova es el originador de ciertas clases de estallidos de rayos gamma, pero los modelos predicen que solo ocurren normalmente en estrellas menos masivas. [120] [124] [130]
Se han comparado varias supernovas e impostores inusuales con Eta Carinae como ejemplos de su posible destino. Uno de los más convincentes es SN 2009ip , una supergigante azul que experimentó un evento de impostor de supernova en 2009 con similitudes con la Gran Erupción de Eta Carinae, luego un estallido aún más brillante en 2012 que probablemente haya sido una verdadera supernova. [131] SN 2006jc, a unos 77 millones de años luz de distancia en UGC 4904, en la constelación de Lynx , también experimentó un brillo de impostor de supernova en 2004, seguido de una supernova de tipo Ib de magnitud 13,8, vista por primera vez el 9 de octubre de 2006. Eta Carinae ha también se ha comparado con otros posibles impostores de supernovas como SN 1961V e iPTF14hls , y con supernovas superluminosas como SN 2006gy .
Posibles efectos en la Tierra
Una supernova típica de colapso del núcleo a la distancia de Eta Carinae alcanzaría un pico en una magnitud aparente alrededor de -4, similar a Venus . Un SLSN podría ser cinco magnitudes más brillante, potencialmente la supernova más brillante en la historia registrada (actualmente SN 1006 ). A 7.500 años luz de la estrella, es poco probable que afecte directamente a las formas de vida terrestres, ya que estarán protegidas de los rayos gamma por la atmósfera y de algunos otros rayos cósmicos por la magnetosfera . El daño principal se limitaría a la atmósfera superior, la capa de ozono , las naves espaciales, incluidos los satélites y los astronautas en el espacio.
Al menos un artículo ha proyectado que la pérdida completa de la capa de ozono de la Tierra es una consecuencia plausible de una supernova cercana , lo que resultaría en un aumento significativo de la radiación ultravioleta que llega a la superficie de la Tierra desde el Sol, pero esto requeriría que una supernova típica esté más cerca. a 50 años luz de la Tierra, e incluso una hipernova potencial tendría que estar más cerca que Eta Carinae. [132] Otro análisis del posible impacto analiza los efectos más sutiles de la iluminación inusual, como la posible supresión de la melatonina con insomnio resultante y un mayor riesgo de cáncer y depresión. Concluye que una supernova de esta magnitud tendría que estar mucho más cerca que Eta Carinae para tener algún tipo de impacto importante en la Tierra. [133]
No se espera que Eta Carinae produzca un estallido de rayos gamma, y su eje no está apuntando actualmente cerca de la Tierra. [133] En cualquier caso, una explosión de rayos gamma necesitaría estar a unos pocos años luz de la Tierra para tener efectos significativos . La atmósfera de la Tierra protege a sus habitantes de toda la radiación excepto la luz ultravioleta (es opaca a los rayos gamma, que deben observarse con telescopios espaciales). El efecto principal resultaría del daño a la capa de ozono . Eta Carinae está demasiado lejos para hacer eso, incluso si produjo un estallido de rayos gamma. [134] [135]
Notas
- ^ a una profundidad óptica de 155, por debajo del viento
- ^ a una profundidad óptica de 2/3, cerca de la parte superior del viento
- ^ Los números romanos son notación de iones , donde "I" indica elementos neutros, "II" elementos ionizados individualmente, etc. Consulte la línea espectral .
- ^ Fraunhofer "D" generalmente se refiere al doblete de sodio; Se utilizó"d" o "D 3 " para la línea de helio cercana.
Referencias
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enlaces externos
- Las misiones de la NASA de Goddard Media Studios dan una mirada incomparable a la superestrella Eta Carinae
- Fernández-Lajús, Eduardo. "Monitorización óptica de Eta Carinae" . Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata, Argentina.
- Perfil de Eta Carinae en Solstation
- Monitoreo de rayos X por RXTE
- La campaña de observación de 2003
- Cuadro comparativo AAVSO
- ESO: Imagen de mayor resolución de Eta Carinae que incluye fotos y animación