Eta Carinae

η Carinae A/B
Bilde tatt av Hubble-romteleskopet som viser Eta Carinae og Homunculus-tåken som omgir den.
Oppdagelse1595
Klassifisering Blå binær hypergigant
SpektralklasseB + O / WR
Type variabelVariabel S Doradus
Avstand fra solen7 000 – 8 000  al
KonstellasjonSkrog
Koordinater
(den gang J2000.0 )
Høyre oppstigning10 t  45 m  03.591 s [1]
Deklinasjon−59 ° 41 ′ 04.26 ″ [1]
Lat. galaktisk287.5969 [1]
Lang. galaktisk−00,6295 [1]
Orbital parametere
Eksentrisitet0,9
Fysiske data
Middels radius80 - 180 /? R ⊙
Masse90/30? [2] [3] M ⊙
Rotasjonsperiode? og 0,6 dager
Rotasjonshastighet _~ 17  km/s
Overflatetemperatur
_		36–40 000 K  (gjennomsnitt )
Lysstyrke5 × 10 6 /1 × 10 6 L ⊙
Fargeindeks ( BV )0,61
Estimert alder<3 og 6 år
Observasjonsdata
Magnitude app.gjennomsnitt 6,21 [1] (maks -0,8 - min 7,9)
Magnitude abs.−12 [4]
Parallaxe7,56 ± 0,48 maks
Egen motorsykkelAR : 44,22  mas / år
des : -11,74  mas / år
Radiell hastighet−17,0  km/s
Alternative nomenklaturer
Foramen, Tseen She, HR  4210, CD −59 ° 2620, HD  93308, SAO  238429, WDS 10451-5941, IRAS 10431-5925, GC 14799, CCDM J10451-90451-59.

Eta Carinae ( η Car / η Carinae , også kalt Foramen og Tseen She ) er en dobbeltstjerne hvis hovedkomponent er en blå hyperkjempe . Ligger i stjernebildet Carina , er det en variabel av typen S Doradus som før oppdagelsen av R136a1 var den mest massive stjernen kjent og en av de lyseste (5 millioner ganger mer enn solen).

Stjernen befinner seg innenfor en stor og lysende tåke kjent som Carina-tåken ( NGC 3372 eller Nøkkelhulltåken ) og er omgitt av en konvolutt, utbrudd av selve stjernen, som tar navnet Homunculus-tåken . Gitt dens masse og fenomenene ustabilitet manifestert av stjernen, tror astronomer at stjernen vil eksplodere i en supernova eller til og med hypernova i løpet av de neste millioner årene, selv om det ikke er utelukket at dette kan skje noen tusen år fra nå. [5]

Tidligere antatt å være en enkeltstjerne, antydet observasjoner tidlig på det 21. århundre at Eta Carinae faktisk er en dobbeltstjerne , med en følgesvenn plassert på en eksentrisk bane med en periode på 5,52 år. [6] Den viktigste er en veldig massiv stjerne, med en masse som er omtrent 90 ganger solens masse og 5 millioner ganger lysere. Større usikkerhet eksisterer på sekundæren, som kan ha en masse omtrent tretti ganger solens masse og være en million ganger lysere enn stjernen vår. [2]

Merknad

Eta Carinae er en stjerne på den sørlige halvkule : den finnes innenfor de østlige grensene til stjernebildet Carena ; dens deklinasjon , lik -59 °, gjør den usynlig fra de fleste av de boreale regionene, som Europa , det meste av Nord- Amerika og Asia ; fra de sentrale og sørlige regionene i Australia og Sør-Amerika , samt fra Sør-Afrika , fremstår den i stedet sirkumpolær . [7]

Til tross for sin natur som en hypergigantisk stjerne, er Eta Carinae usynlig for det blotte øye , og har størrelsesorden +6,21; i andre epoker var det imidlertid veldig tydelig på en stjernehimmel (dets egen bokstav i Bayer-nomenklaturen bekrefter dette), og nådde og til og med oversteg lysstyrken til stjernen Canopus i 1843 . [8] Området på himmelen der stjernen er observert er ekstremt komplekst: det er faktisk plassert i et stort tåkete kompleks, Carina-tåken , der mange andre stjerner i fjerde, femte og sjette størrelsesorden skinner, noen med masser som ligner på Eta Carinae, hvorav mange gruppert i klynger . Regionen er et av de rikeste områdene på himmelen på stjerner og objekter og tilsvarer strekningen av den sørlige Melkeveien vest for Kentauren og Sørkorset . [9] Eta Carinae kan allerede skilles fra med en kikkert og, om enn med litt vanskeligheter, gjenkjennes sammenlignet med de andre stjernene i området, da den ligger midt i sentrum av tåken, også godt synlig som et punktlys som tilsynelatende er delt i to deler av et mørkt bånd som ser ut som en lås; amatørteleskoper gjør det mulig å identifisere noen detaljer om tåken og de nærliggende stjernene, mens Eta Carinae forblir en blåaktig stjerne som tilsynelatende er blottet for spesielle egenskaper.

Funksjoner

η Carinae er for tiden den lyseste og mest massive stjernen innenfor 3 kpc fra Solen ; denne nærheten gjør det til et spesielt objekt for studier av astrofysikere. Selv om det er mulig at andre kjente stjerner faktisk er mer massive og lyse , er η Carinae foreløpig den eneste som har den høyeste lysstyrken som er fastslått på grunnlag av nøyaktige data fra analysene utført på de fleste bølgelengdene i det elektromagnetiske spekteret . : Faktisk ble andre stjerner, som ved et første estimat ble ansett som de mest lyssterke kjente, for eksempel Gun Star , senere endret størrelse i lys av nye og mer presise data. Lysstyrken til η Carinae ville overstige stjernens lysstyrke med mer enn fem millioner ganger.

Stjerner med massen og lysstyrken til η Carinae er svært sjeldne: det er anslått at en gjennomsnittlig galakse som Melkeveien ikke kan inneholde mer enn noen få dusin. [5] Det antas at disse stjernene når den såkalte Eddington-grensen , det vil si den maksimale verdien som kan nås av strålingstrykket uten at det kaster bort de ytre lagene av stjernen; stjerner med mer enn 120 solmasser ville teoretisk sett være i stand til å overvinne denne grensen, men de ser ut til å ha tyngdekraften sterk nok til å holde stjernen intakt til tross for den svært sterke strålingen.

Variabilitet

Et veldig særegent aspekt ved Eta Carinae er dens variable lysstyrke; faktisk stjernen regnes blant variablene av S Doradus -typen , en klasse av variabler som inkluderer veldig massive stjerner, blå i fargen og veldig lyse. [10]

Da den først ble katalogisert i 1677 av Edmond Halley , dukket stjernen opp i fjerde størrelsesorden ; så tidlig som i 1730 hadde observatører imidlertid lagt merke til at stjernen hadde gjennomgått en betydelig økning i lysstyrke, så mye at den var en av de lyseste stjernene i stjernebildet. I de påfølgende årene reduserte stjernen gradvis lysstyrken, og returnerte i 1782 til sin opprinnelige størrelse. Fra 1820 begynte stjernen å vokse i lysstyrke og i 1827 var den ti ganger lysere, med en styrke nesten lik 0; i april 1843 nådde stjernen sin maksimale lysstyrke, da, til tross for sin enorme avstand (7 000 –10 000  al ), ble den nest lyseste stjernen på himmelen, etter Sirius , med en styrke på -0,8. Så avtok lysstyrken, og mellom 1900 og 1940 var den bare åttende størrelsesorden, usynlig for det blotte øye. [11] Lysstyrken begynte så sakte å stige, til den nådde, i 2004 , en styrke mellom 5 og 6, etter en uventet dobling av lysstyrken mellom 1998 og 1999 . [8]

Miljøet rundt Eta Carinae viser spor etter store eksplosjoner, hvorav den siste skjedde rundt maksimumet i 1843. Årsaken til slike fenomener er fortsatt delvis ukjent, men astronomer har en tendens til å tilskrive dem strålingstrykket akkumulert av stjernens enorme lysstyrke . Materialet som ble drevet ut som et resultat av disse energiske fenomenene dannet en bipolar tåke med utseendet til et timeglass rundt stjernen : Homunculus-tåken . Formen er typisk for stjernetåkene som dannes ved utstøting av materie fra polene til en stjerne, hvis presesjon beskriver en omkrets i rommet ved fortrinnsvis å binde det utkastede materialet inn i en timeglassformet struktur.

Fenomenet i 1843 ble definert av astrofysikere som en falsk supernova : Faktisk produserte Eta Carinae på noen få år en mengde synlig lys som var sammenlignbar med den som ble utstrålt av en supernova , men den overlevde hendelsen. Denne hendelsen kan representere for η Carinae enten et plutselig fenomen med overfladisk ustabilitet, manifestert gjennom kraftige bluss , [5] eller en mislykket supernova. Etter 160 år er årsaken til denne plutselige eksplosjonen fortsatt stort sett ukjent. [10]

Binær stjerne?

Sommeren 2003 gjennomgikk stjernen et "spektroskopisk minimum", eller svekkelsen av noen spektrallinjer , tilskrevet den sannsynlige tilstedeværelsen i bane av en følgestjerne. Astronomene organiserte en tett observasjonskampanje, både ved bruk av store bakketeleskoper (som Very Large Telescope ) og romteleskoper ( Hubble , Chandra og INTEGRAL fremfor alt), [8] for å fastslå om η Carinae faktisk var en dobbeltstjerne og , hvis ja, identifiser følgestjernen; dessuten hadde observasjonskampanjen som mål å bestemme de fysiske mekanismene bak de "spektroskopiske minimaene" og å forstå eventuelle forhold mellom disse fenomenene og storskala utbruddene som ble observert i det nittende århundre . En grundig analyse av lyskurven til η Car i røntgenstråler finner at astronomer er enige om forklaringen på stjernens X-utslipp som samspillet mellom stjernevindene til de to komponentene i et binært system. Disse resultatene ble foredlet takket være påfølgende observasjoner ved radiobølgefrekvenser . [12]

Spektroskopisk overvåking av stjernen viste at visse utslippslinjer ble syklisk svekket hvert 5.52. år, og at denne perioden nå hadde vært stabil i flere tiår; [6] også radioemisjonen [13] og X [14] fra stjernen viste en avbøyning over dette tidsrommet. Disse variasjonene, sammen med observasjonene i ultrafiolett , gir en god del troverdighet til det faktum at Eta Carinae egentlig er en dobbeltstjerne, der en varm stjerne, med masse mindre enn hyperkjempen, går i bane rundt den hvert 5.52 år iht. en bane sterkt eksentrisk elliptisk . [15] Kollisjonen mellom stjernevindene til de to komponentene skjer når de befinner seg i periastroen .

Den ioniserende strålingen som sendes ut av Eta Carinae-distansen vil også være den viktigste strålingskilden til systemet; en stor del av den utsendte strålingen vil da bli absorbert av primærvinden når den kolliderer med sekundærvinden og forårsaker en sjokkbølge . Mengden stråling som absorberes avhenger av kompresjonsfaktoren til sjokkbølgen på vinden til primæren. [16] Variasjonen i vindabsorpsjonen til primæren etter kollisjonen endrer strukturen til den ioniserte sirkumstellare gassen og gir en forklaring på den spesielle emisjonskurven i radiobølgene til stjernen. Raskere endringer i korrespondanse med overgangen til periastro tilskrives begynnelsen av en vekstfase . [12]

Den forrige regelmessigheten av syklusen ble forstyrret i 2008. [17] I følge den 5,52-årige syklusen skulle stjernen ha startet sin svekkelsesfase i januar 2009 , men observasjonene utført av Gemini-teleskopene fant en forventning om denne fasen frem til juli 2008 . Spektrografiske målinger viste en økning i stråling ved de blå bølgelengdene til høyt ionisert helium , opprinnelig tilskrevet kollisjonen mellom vindene til de to systemkomponentene; hvis det var på grunn av den binære naturen til η Carinae, ville hendelsen ha skjedd for langt i tid til at vindene kunne samhandle på en så meningsfull måte. Derfor er årsaken til den nylige hendelsen fortsatt et spørsmål om debatt. [17]

I juli 2014 ble det funnet en betydelig større strøm av røntgenstråler sammenlignet med toppene i 1995, 2003 og 2009, noe som tyder på at noe i utslippet av vindene til en av de to komponentene har endret seg. Astronomer tror at noe har endret seg i sekundæren på grunn av variasjonen til røntgenstrålene som bør genereres i nærheten av sekundæren, mens heliumutslippet , også observert i 2003 og som bør produseres av de tettere, men langsommere vindene i den primære , forble mer eller mindre konstant under eksplosjonen i 2014. Den sekundære er imidlertid lite kjent, og det er ennå ikke kjent hvilken av de to stjernene som var ansvarlig for eksplosjonen i 1843. [2] [18]

Fremtidig utvikling

Svært massive stjerner, som η Carinae selv, bruker kjernebrenselet veldig raskt og har følgelig uforholdsmessig høy lysstyrke; slike stjerner har derfor en svært kort levetid, lik noen få millioner år, hvoretter de vil avslutte sin eksistens ved å eksplodere i en supernova av type Ib eller Ic eller til og med i en hypernova . Det er en utbredt oppfatning at Eta Carinae vil gjennomgå en eksplosjon i løpet av de neste million årene; Men siden dets alder og utviklingsstadium fortsatt er usikre, er muligheten ikke fjern for at Eta Carinae vil bli en supernova i løpet av de neste årtusenene eller til og med innen noen få år. [5]

Fasen til variabelen S Doradus, som stjernen nå befinner seg i, antas å være en naturlig fase i utviklingen av supermassive stjerner; de rådende teoriene om stjerneutvikling antyder at disse stjernene da vil gå gjennom en fase med sterkt massetap og bli Wolf-Rayet-stjerner og deretter eksplodere til supernovaer, hvis de har mistet for mye masse til å eksplodere i hypernovaer. [19]

I nyere tid har en mulig analog av Eta Carinae blitt observert i en galakse utenfor Melkeveien: det er stamstjernen til SN 2006jc , [20] lokalisert i galaksen UGC 4904 i stjernebildet Gaupe , 77 millioner lysår unna. [21] Den manifesterte den 20. oktober 2004 en plutselig økning i lysstyrke, så mye at en japansk amatørastronom , Kōichi Itagaki , betraktet det som en supernova; Stjernen overlevde imidlertid hendelsen, men eksploderte til slutt i en type Ib supernova to år senere, 9. oktober 2006, og nådde en tilsynelatende styrke på 13,8. Den første økningen i lysstyrke ble definert av astronomer som en falsk supernova , hvis eksplosjon kastet ut en mengde materie lik ca.0,01  M ⊙ (~ 20  M J ). [22]

Gitt likheten mellom Eta Carinae og SN 2006jc, spekulerer Stefan Immler, fra NASAs Goddard Space Flight Center , at Eta Carinae kan eksplodere i løpet av kort tid, høyst noen få tiår; Stanford Woosley, fra University of California, Santa Cruz , er ikke av samme oppfatning, som mener at det er mye mer sannsynlig at Eta Carinae er i en ikke for avansert fase av utviklingen og at den fortsatt har en iøynefallende mengde materiale skal brukes i kjernefysisk fusjon , før den eksploderer. [23]

Lignende hendelser skjedde også i NGC 1058 ( SN 1961v ) [24] og i NGC 1260 ( SN 2006gy ), som eksploderte 18. september 2006; begge galaksene finnes i stjernebildet Perseus . En rekke astronomer som er engasjert i modellering av supernovaeksplosjoner, mener at SN 2006gys eksplosjonsmekanisme er veldig lik det som vil skje ved Eta Carinae. Eksplosjonen av Eta Carinae vil imidlertid være et unikt skue: ifølge Dave Pooley, en av oppdagerne av SN 2006gy, vil dens tilsynelatende lysstyrke overstige den til planeten Venus , og nå en styrke på -7,5, [25] så mye at at det også vil være synlig på dagtid og om natten vil det være mulig å lese en bok i dens lys. [26]

Det er en konkret mulighet for at når stjernen eksploderer i en supernova eller hypernova, kan en stor mengde potensielt dødelig stråling investere planeten vår, men det er sannsynlig at biosfæren ikke vil bli spesielt påvirket takket være den beskyttende skjermingen av atmosfæren ( selv om det hovedsakelig gjelder γ-strålene ) og magnetosfæren . Skadene som muligens forårsaket av strålingen vil gjelde den høyeste delen av atmosfæren, ozonosfæren og astronautiske oppdrag utenfor den atmosfæriske konvolutten, inkludert de forskjellige kunstige satellittene ; Noen astrofysikere mener imidlertid at skaden forårsaket av ozonosfæren av supernovastråling kan ha katastrofale konsekvenser for selve livet.
En supernova eller hypernova generert av Eta Carinae kan også stamme fra en gammastråleutbrudd (GRB) fra begge polene , langs stjernens rotasjonsakse. Ifølge estimater vil energien som overføres av et lignende fenomen på jordens atmosfære tilsvare ett kilotonn TNT (4,2 × 10 12 J ) for hver km² av halvkuleoverflaten som utsettes for hendelsen, og avsette en mengde ioniserende stråling lik til ti ganger den dødelige dosen for enhver form for liv. [27]

Muligheten for at et slikt fenomen treffer jorden er ganske lav, siden stjernens rotasjonsakse for øyeblikket ikke peker i retning av planeten vår. På grunn av fenomenet presesjon kan det imidlertid ikke utelukkes at rotasjonsaksen til η Carinae i fremtiden kan peke mot planeten vår; videre kan retningen for strålingsutbredelse og deres intensitet bli sterkt påvirket av det faktum at Eta Carinae er et binært system. [5] Av disse grunnene mener astrofysiker Mario Livio at fenomenet vil ha liten innvirkning på livet til planeten vår. [25]

Merknader

  1. ^ a b c d e V * eta Car - Variable Star , på simbad.u-strasbg.fr , SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Hentet 2008-04-25 .
  2. ^ a b c NASA-observatorier Ta en enestående titt på superstjernen Eta Carinae , nasa.gov , NASA , 7. januar 2015. Hentet 26. januar 2015 .
  3. ^ Eta Carinae: New View of Doomed Star , på chandra.harvard.edu , Chandra X-ray Center. Hentet 2008-04-25 .
  4. ^ Eta Carinae 2 , på solstation.com . Hentet 2. april 2010 .
  5. ^ a b c d e RM Humphreys, KZ Stanek, The Fate of the Most Massive Stars , ASP Conference 332 , Astronomical Society of the Pacific, 2005.
  6. ^ a b A. Damineli, The 5,52 Year Cycle of Eta Carinae , i Astrophysical Journal , vol. 460, 1996, s. L49, DOI : 10.1086 / 309961 .
  7. ^ En deklinasjon på 59 ° S tilsvarer en vinkelavstand fra den sørlige himmelpolen på 31 °; som tilsvarer å si at sør for 31°S er objektet sirkumpolar , mens nord for 31°N stiger objektet aldri.
  8. ^ a b c Eduardo Fernández Lajús, Optiske observasjoner av Eta Carinae ved La Plata-observatoriet , på etacar.fcaglp.unlp.edu.ar , Observatorio Astronómico de La Plata. Hentet 24. desember 2008 (arkivert fra originalen 31. januar 2009) .
  9. ^ Som det kan sees fra Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume II - The Southern Hemisphere to + 6 ° , Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN  0-943396-15-8 .
  10. ^ a b N. Smith, SP Owocki, Om rollen til kontinuumdrevne utbrudd i utviklingen av veldig massive stjerner og populasjon III-stjerner , i Astrophysical Journal , vol. 645, n. 1, juli 2006, s. L45-L48. Hentet 2008-01-27 .
  11. ^ Eta Carinaes lyskurve ( JPG ), på etacar.fcaglp.unlp.edu.ar . Hentet 24. desember 2008 (arkivert fra originalen 15. august 2011) .
  12. ^ a b D. Falceta-Gonçalves, V. Jatenco-Pereira, Z. Abraham, Vind-vindkollisjon i det binære systemet η Carinae: en skjelllignende hendelse nær periastron , i Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 357, 2005, s. 895, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2005.08682.x .
  13. ^ Stephen White, Radioutbrudd av Eta Carinae " , astro.umd.edu , Institutt for astronomi, University of Maryland College Park.
  14. ^ Michael Corcoran, RXTE X-ray lightcurve , på asd.gsfc.nasa.gov , Goddard Space Flight Center. Hentet 2008-12-10 .
  15. ^ Nancy Neal-Jones, Bill Steigerwald, NASA Satellite Detects Massive Star Partner , på nasa.gov , NASA Goddard Space Flight Center, 1. november 2005.
  16. ^ A. Kashi, N. Soker, Modeling the Radio Light Curve of Eta Carinae , i Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 378, 2007, s. 1609, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2007.11908.x .
  17. ^ a b Rachel Courtland, " Supernova-svindler" begynner å dempe uventet , på space.newscientist.com , nyhetstjenesten NewScientist , datert 7. august 2008 (arkivert fra originalen 15. september 2008) .
  18. ^ Kelly Beatty, Eta Carinae's Throbbing X-ray Pulse Skyandtelescope.com , Sky & Telescope, 16. januar 2015. Hentet 26. januar 2015 .
  19. ^ Nathan Smith, On the Role of Continuum-driven Eruptions in the Evolution of Very Massive Stars , i The Astrophysical Journal , vol. 645, 2006, s. L45, DOI : 10.1086 / 506523 .
  20. ^ Robert Naeye, Supernova Imposter Goes Supernova , på nasa.gov , NASA Goddard Space Flight Center, 4. april 2007.
  21. ^ S. Robert, Massive star burps, then eksploderer , i UC Berkeley News , 2007.
  22. ^ D. Shiga, Stars merkelige doble eksplosjon antyder antimaterietrigger , i New Scientist , vol. 2598, 2007, s. 18, DOI : 10.1016 / S0262-4079 (07) 62628-1 (arkivert fra originalen 14. mai 2008) .
  23. ^ Stanford E. Woosley, Gammastråleutbrudd fra stjernemasseakkresjonsskiver rundt sorte hull , i Astrophysical Journal , vol. 405, mars 1993, s. 273–277. Hentet 25. desember 2008 (arkivert fra originalen 2. januar 2009) . .
  24. ^ Christopher J. Stockdale, The fading radio emission from SN 1961v: bevis for en type II særegen supernova? , i Astronomical Journal , vol. 122, 2001, s. 283, DOI : 10.1086 / 321136 .
  25. ^ a b Megastar eksploderer i den lyseste supernovaen som noen gang er sett , på news.com.com , Reuters, 2007. Hentet 7. mai 2007 (arkivert fra originalen 9. desember 2012) .
  26. ^ Stjernen dør i en monstrøs eksplosjon , på news.bbc.co.uk , BBC News, 8. mai 2007.
  27. ^ Arnon Dar, A. De Rujula, Trusselen mot livet fra Eta Carinae og gammastråleutbrudd , i Astrophysics and Gamma Ray Physics in Space Series , XXIV, 2002, s. 513-523.

Bibliografi

Himmelske kort

Relaterte elementer

Andre prosjekter

Eksterne lenker