Карина шоқжұлдызындағы Eta Carinae жұлдыздық жүйесі

Кіріспе

Carina шоқжұлдызындағы жұлдыздық жүйе (η Carinae, η Car деп қысқартылады), бұрын Eta Argus деп аталатын, кем дегенде екі жұлдызды қамтитын жұлдыздық жүйе, олардың біріктірілген жарқырауы Күннің жарқырауынан бес миллион есе артық, және Carina шоқжұлдызында орналасқан. Бұрын 4-шама жұлдыз болған ол, 1837 жылы Ригельден асып түсіп, «Ұлы жарылыс» деп аталатын кезеңнің басталуын белгіледі. 1843 жылдың 11-14 наурызы аралығында ол аспандағы екінші ең жарқын жұлдызға айналды, бірақ 1856 жылдан кейін қанаумен көруге келмейтіндей әлсіреп кетті. 1892 жылы ол 6-шамаға дейін жарықтанды, бірақ кейін қайтадан әлсіреп кетті. 1940 жылдан бері ол үнемі жарықтана түсуде, 2014 жылға қарай 4,5 шамадан да жарқырап кетті. −59° 41′ 04.26″ дейін бұрылыста Эта Карина, Жер бетінде 30°S енінен оңтүстікке қарай орналасқан жерлерден циркумполяр болып табылады (анықтама үшін, Йоханнесбургтің ені 26°12′S), ал 30°N енінен солтүстікке қарай, Каирдің оңтүстігінде, 30°02′N енінде көрінбейді. Эта Карина жүйесінің екі негізгі жұлдызы 5,54 жылдық периоды бар эксцентрикалық орбитада айналады. Бастапқы жұлдыз – өте ерекше жұлдыз, ол жарық көк өзгеруші жұлдызға (LBV) ұқсас. Ол бастапқыда , кем дегенде , массасын жоғалтқан, және астрономиялық жағынан жақын болашақта супернова ретінде жарылуы күтілуде. Бұл – ультракүлгін лазерлік сәуле шығаратын жалғыз жұлдыз. Екінші жұлдыз ыстық және өте жарқын, бәлкім O спектральдық класына жатады, Күннен 30-80 есе салмақты. Жүйе Гомункулус тұмандығымен қатты жасырылған, ол Ұлы жарылыс кезінде бастапқы жұлдыздан шығарылған материалдан тұрады. Ол әлдеқайда үлкен Карина тұмандығының ішіндегі Трамплер 16 ашық шоғының мүшесі. Жұлдыз бен тұмандықпен байланысы болмаса да, әлсіз Эта Каринидтер метеорлық жауынының сәулелену ошағы Эта Каринаға өте жақын орналасқан.

Байқау тарихы

Эта Карина алғаш рет 16-шы немесе 17-ші ғасырда төртінші шамадағы жұлдыз ретінде тіркелді. 19-шы ғасырдың ортасында ол аспандағы екінші ең жарқын жұлдызға айналды, бірақ кейін қанау көзімен көру мүмкін болмай қалды. 20-шы ғасырдың екінші жартысында ол бірте-бірте жарықтанып, қайтадан қанау көзімен көруге мүмкіндік алды, ал 2014 жылға қарай қайтадан төртінші шамадағы жұлдызға айналды.

Ашылуы және атауы

Эта Каринаның 17 ғасырға дейін байқалғаны немесе тіркелгені туралы сенімді дерек жоқ, бірақ голланд теңізшісі Питер Кейзер шамамен 1595–1596 жылдары дұрыс орнындағы төртінші шамадағы жұлдызды сипаттаған, ол Петрус Планциус пен Жодокус Гондиус және Иоганн Байердің 1603 жылғы Уранметриясына көшірілген. Фредерик де Хоутманның 1603 жылғы тәуелсіз жұлдыз каталогында бұл аймақтағы төртінші шамадағы жұлдыздардың арасында Эта Карина жоқ. Ең алғашқы нақты тіркелгені 1677 жылы Эдмонд Галли жасаған, ол жұлдызды жаңа Robur Carolinum шоқжұлдызының ішінде жай ғана Sequens (яғни, басқа жұлдызға қатысты «кейін келе жатқан») деп жазған. Оның «Стелларлық Австралия каталогы» 1679 жылы жарық көрді. Жұлдыз сондай-ақ Eta Roboris Caroli, Eta Argus немесе Eta Navis Bayer белгілемелерімен де белгілі болды. 1751 жылы Никола Луи де Лакайль Арго Навис және Робур Каролинум жұлдыздарына өзінің Арго шоқжұлдызының ішінде грек әріптерінің Байер белгілемелерінің бір жиынтығын берді және латын әріптері белгілемелерін үш рет пайдалану үшін Аргоның ішінде үш аймақты белгіледі. Эта кеменің кіл бөлігіне орналасқан, кейіннен Карина шоқжұлдызына айналған. Ол 1879 жылға дейін Эта Карина деп толыққанды танылмаған, ол кезде Арго Навис жұлдыздарына Гулдтың Уранметрия Аргентинасындағы қызыл шоқжұлдыздардың эпитеттері берілді. Eta Carinae оңтүстікке орналасқандықтан, сарайлық дәстүрлі қытай астрономиясының бөлігі бола алмады, бірақ ол 17 ғасырдың басында Оңтүстік Астеризмдер құрылған кезде картаға түсірілді. Эта Каринаэ, λ Кентавр және λ Мускаэ бірге 海山 (теңіз және тау) астеризмін құрайды. Eta Carinae-де Tseen She (қытай тілінен 天社 [Мандарин: tiānshè] «Көк алтары») және Foramen аттары бар. Ол сондай-ақ 海山二 (Hǎi Shān èr,) деп те аталады. Галлей оны ашқан кезде шамамен 4 шамасында байқаған, ол қазіргі масштаб бойынша 3,3 шамасына дейін есептелген. Мүмкін болған бірнеше ертеректегі байқаулар 17 ғасырдың көп бөлігінде Эта Карина одан айтарлықтай жарық болмағанын көрсетеді. 1844 жылдың көп бөлігінде жарықтығы Альфа Центавр мен Бета Центаврдың арасында, шамамен +0,2 шамасында болды, ал жыл соңында қайтадан жарықтанды. 1843 жылы ең жарық болған кезде оның көрінетін шамасы -0,8, содан кейін -1,0-ға жеткені мүмкін. 1827, 1838 және 1843 жылдардағы шарықталулар екі жұлдыздың орбитасының ең жақын нүктесі – периастрондық өту кезінде болған болуы мүмкін. 1845 жылдан 1856 жылға дейін жарықтығы жыл сайын шамамен 0,1 шамаға төмендеді, бірақ жылдам және үлкен ауытқулар болуы мүмкін. 2010 жылы Сиднейдегі Маккуари университетінің астрономдары Дюан Хамачер мен Дэвид Фреу 1840 жылдардағы Ұлы жарылыс кезінде бұл Эта Карина болғанын көрсетті. 1857 жылдан бастап жарықтығы тез төмендеп, 1886 жылы ол қалың көзбен көруге болатын деңгейден төмен түсті. Бұл жұлдызды қоршаған шығарылған материалдағы шаңның конденсациялануына байланысты, жарықтылықтың өзіндік өзгеруіне байланысты емес деп есептелген.

There is no reliable evidence of Eta Carinae being observed or recorded before the 17th century, although Dutch navigator Pieter Keyser described a fourth magnitude star at approximately the correct position around 1595–1596, which was copied onto the celestial globes of Petrus Plancius and Jodocus Hondius and the 1603 Uranometria of Johann Bayer. Frederick de Houtman's independent star catalogue from 1603 does not include Eta Carinae among the other 4th magnitude stars in the region. The earliest firm record was made by Edmond Halley in 1677 when he recorded the star simply as Sequens (i. e. "following" relative to another star) within a new constellation Robur Carolinum. His Catalogus Stellarum Australium was published in 1679. The star was also known by the Bayer designations Eta Roboris Caroli, Eta Argus or Eta Navis. In 1751 Nicolas Louis de Lacaille gave the stars of Argo Navis and Robur Carolinum a single set of Greek letter Bayer designations within his constellation Argo, and designated three areas within Argo for the purposes of using Latin letter designations three times over. Eta fell within the keel portion of the ship which was later to become the constellation Carina. It was not generally known as Eta Carinae until 1879, when the stars of Argo Navis were finally given the epithets of the daughter constellations in the Uranometria Argentina of Gould. Eta Carinae is too far south to be part of the mansion based traditional Chinese astronomy, but it was mapped when the Southern Asterisms were created at the start of the 17th century. Together with s Carinae, λ Centauri and λ Muscae, Eta Carinae forms the asterism 海山 (Sea and Mountain). Eta Carinae has the names Tseen She (from the Chinese 天社 [Mandarin: tiānshè] "Heaven's altar") and Foramen. It is also known as 海山二 (Hǎi Shān èr, ). Halley gave an approximate apparent magnitude of 4 at the time of discovery, which has been calculated as magnitude 3.3 on the modern scale. The handful of possible earlier sightings suggest that Eta Carinae was not significantly brighter than this for much of the 17th century. For much of 1844 the brightness was midway between Alpha Centauri and Beta Centauri, around magnitude +0.2, before brightening again at the end of the year. At its brightest in 1843 it likely reached an apparent magnitude of −0.8, then −1.0 in 1845. The peaks in 1827, 1838 and 1843 are likely to have occurred at the periastron passage—the point the two stars are closest together—of the binary orbit. From 1845 to 1856, the brightness decreased by around 0.1 magnitudes per year, but with possible rapid and large fluctuations. In 2010, astronomers Duane Hamacher and David Frew from Macquarie University in Sydney showed that this was Eta Carinae during its Great Eruption in the 1840s. From 1857, the brightness decreased rapidly until it faded below naked eye visibility by 1886. This has been calculated to be due to the condensation of dust in the ejected material surrounding the star, rather than to an intrinsic change in luminosity.

Кішігірім атылу

1887 жылы жаңа жарқындау басталды, 1892 жылы шамамен 6,2 жұлдыздық шамаға жетіп, 1895 жылдың наурыз айының соңында шамамен 7,5 жұлдыздық шамаға дейін жылдам әлсіреді.

ХХ ғасыр

1900 жыл мен кем дегенде 1940 жылдар аралығында Эта Карина шамамен 7,6 шамасындағы тұрақты жарықтық деңгейінде қалыпты болды. Жарықтығы үздіксіз күшейді, бірақ шаманың бірнеше ондық бөлігіне жуық реттелген өзгерістермен. Сонымен қатар, соқтығысқан жел аймағынан шыққан деп есептелетін рентген сәулеленуі толығымен жойылды. Көп жарық серігінің болуы Ета Карина жүйесінің физикалық қасиеттерін және оның өзгеруін түсінуге елеулі өзгерістер енгізді. Жарықтығы әртүрлі толқын ұзындығында әрқашан бірқалыпты өзгермейді және әрқашан 5,5 жылдық циклға сәйкес келмейді.

Көріну мүмкіндігі

Төртінші шамадағы жұлдыз ретінде Эта Карина, Бортл шкаласы бойынша қала ішіндегі ең жарық ластанған аспаннан басқа, барлық жерлерде қалың көзбен көрінеді. Оның жарқырауы кең ауқымда өзгерді – 19 ғасырда бірнеше күн бойы аспандағы екінші ең жарқын жұлдыз болғаннан бастап, қалың көзбен көру мүмкін емес деңгейге дейін төмендеді. Оның оңтүстік жарты шардың 60° енісінде орналасқандығы Еуропа мен Солтүстік Американың көп бөлігіндегі бақылаушыларға оны көруге мүмкіндік бермейді. Каноп пен Оңтүстік Крест арасында орналасқан Эта Каринаны үлкен Қара Көктей тұмандығының ішіндегі ең жарқын жұлдыз ретінде оңай табуға болады. Телескоп арқылы қарағанда "жұлдыз" тұмандықтың қараңғы "V" пішіндес шаң жолағының ішінде орналасқан, анық қызғылт түсті және жұлдыз емес екені көрінеді. Жоғары үлкейтуде жарқын орталық ядроның екі жағында, Хомункулус тұмандығы деп аталатын айналмалы шағылыс тұмандығының екі қызғылт жапырағын көруге болады. Айнымалы жұлдызды бақылаушылар оның жарқырауын тұмандықтың жанындағы бірнеше 4-ші және 5-ші шамадағы жұлдыздармен салыстыра алады. 1961 жылы ашылған әлсіз Эта Каринидтер метеорлық жауынының радианты Эта Каринаға өте жақын орналасқан. 14-28 қаңтар аралығында болатын бұл жауын шамамен 21 қаңтарда ең жоғары нүктесіне жетеді. Метеорлық жауындар Күн жүйесінен тыс денелермен байланысты емес, сондықтан Эта Каринаға жақындығы – жай ғана сәйкестік.

Көрнекілік спектрі

Эта Карина спектріндегі сызықтардың күші мен профилі жоғары өзгеруге бейім, бірақ бірқатар тұрақты ерекше белгілер бар. Спектрдің басым бөлігі эмиссиялық сызықтардан тұрады, көбінесе кең, бірақ жоғары иондану деңгейіне ие сызықтар тығыз иондалған тұмандықтан, әсіресе Вейгельттің шашырауынан пайда болған тар орталық компонентпен жабылады. Көптеген сызықтар P Cygni профилін көрсетеді, бірақ сіңіру қанаты эмиссияға қарағанда әлдеқайда әлсіз. Күшті жұлдыздық желдерге тән P Cygni кең сызықтары, орталық жұлдыздың қатты тұншығуына байланысты өте әлсіз сіңіруге ие. Электронды шашырату қанаттары бар, бірақ салыстырмалы түрде әлсіз, бұл желдің құрлымды екенін көрсетеді. Сутек сызықтары күшті және анық көрінеді, бұл Эта Каринаның сутек қабығының көп бөлігін сақтап қалғанын көрсетеді. HeI сызықтары сутек сызықтарына қарағанда әлдеқайда әлсіз, ал HeII сызықтарының болмауы негізгі жұлдыздың температурасының жоғарғы шегін анықтайды. NII сызықтарын анықтауға болады, бірақ олар күшті емес, ал көміртек сызықтарын анықтау мүмкін емес, ал оттегі сызықтары ең жақсы жағдайда өте әлсіз, бұл CNO циклі арқылы ядролық сутегінің жануын және бетке араласуын көрсетеді. Ең қызықты ерекшелік – рұқсат етілген және тыйым салынған сызықтардағы бай FeII эмиссиясы, тыйым салынған сызықтар жұлдыздың айналасындағы төмен тығыздықтағы тұмандықтың қозуынан туындайды. Жұлдыз спектрінің алғашқы талдауы 1869 жылға дейін қарайды және көрнекті эмиссиялық сызықтардың – "C, D, b, F және негізгі жасыл азот сызығының" визуалды байқауларын сипаттайды. Сіңіру сызықтары көрінбейді деп нақты айтылған. Әріптер Фраунгофердің спектрлік нотациясына сілтеме жасайды және Hα, HeI, FeII және Hβ сызықтарына сәйкес келеді. Соңғы сызық, қазір OIII-ден деп белгілі жасыл тұмандық сызығына өте жақын, FeII-ден деп есептеледі. 1893 жылғы фотоспектрлер F5 жұлдызына ұқсас, бірақ бірнеше әлсіз эмиссиялық сызықтары бар деп сипатталды. Қазіргі спектральдық стандарттарға сәйкес талдау ертедегі F спектральдық типін көрсетеді. 1895 жылы спектр қайтадан көбінесе күшті эмиссиялық сызықтардан тұрады, сіңіру сызықтары бар, бірақ көбінесе эмиссиямен жасырылады. F супергиганттан күшті эмиссияға көшудің бұл спектральдық өзгеруі жаңа жұлдыздарға тән, онда шығарылған материал бастапқыда жалған фотосфера сияқты сәулеленеді, содан кейін эмиссия спектрі кеңейіп, жұқара бастайды. Вейгельттің шашырауынан шашыраған жарықтың спектрі, негізінен бастапқы жұлдыздан шыққан деп есептеледі, экстремалды P Cygni типіндегі жұлдыз HDE 316285 сияқты, оның спектральдық типі B0Ieq. Жарық эхосының қосымша байқаулары Ұлы Жарылыстың ең жоғары нүктесінен кейін спектрде P Cygni профильдері мен CN молекулалық жолақтарының анық көрінуін көрсетті, бірақ бұл, әдетте, шығарылған материалдан туындайды, ол IIn типіндегі жаңа жұлдыз сияқты, жұлдызаралық материалмен соқтығысуы мүмкін. 20 ғасырдың екінші жартысында әлдеқайда жоғары ажыратымдылыққа ие визуалды спектрлер қолжетімді болды. Спектр күрделі және түсініксіз ерекшеліктерді көрсетуді жалғастырды, орталық жұлдыздың энергиясының көп бөлігі айналадағы шаңмен инфрақызыл сәулеленуге қайта жөнелтіледі, жұлдыздың жарығы жұлдызаралық материалдағы тығыз объектілерден шағылысады, бірақ өте жоғары иондану деңгейінің айқын белгілері бар, бұл өте жоғары температураны көрсетеді. Сызық профильдері күрделі және өзгермелі, орталық жұлдызға қатысты әртүрлі жылдамдықтарда сіңіру және эмиссиялық ерекшеліктердің болуын көрсетеді. 5,5 жылдық орбиталық цикл периастронда күшті спектральдық өзгерістерге әкеледі, олар спектроскопиялық оқиғалар деп аталады. Кейбір сәулелену ұзындықтары тұтылуға ұшырайды, бұл жұлдыздардың бірінің нақты жасырылуына немесе күрделі жұлдыздық желдердің мөлдірсіз бөліктері арқылы өтуіне байланысты. Орбиталық айналумен байланысты болса да, бұл оқиғалар циклден циклге айтарлықтай өзгереді. Бұл өзгерістер 2003 жылдан бері күшейіп келеді және жұлдыздық желдердегі ұзақ мерзімді секулярлық өзгерістер немесе бұрын шығарылған материал жұлдыздың Ұлы Жарылыстан бұрынғы күйіне оралуының нәтижесі болуы мүмкін деп есептеледі.

The strength and profile of the lines in the Eta Carinae spectrum are highly variable, but there are a number of consistent distinctive features. The spectrum is dominated by emission lines, usually broad although the higher excitation lines are overlaid by a narrow central component from dense ionised nebulosity, especially the Weigelt Blobs. Most lines show a P Cygni profile but with the absorption wing much weaker than the emission. The broad P Cygni lines are typical of strong stellar winds, with very weak absorption in this case because the central star is so heavily obscured. Electron scattering wings are present but relatively weak, indicating a clumpy wind. Hydrogen lines are present and strong, showing that Eta Carinae still retains much of its hydrogen envelope. HeI lines are much weaker than the hydrogen lines, and the absence of HeII lines provides an upper limit to the possible temperature of the primary star. NII lines can be identified but are not strong, while carbon lines cannot be detected and oxygen lines are at best very weak, indicating core hydrogen burning via the CNO cycle with some mixing to the surface. Perhaps the most striking feature is the rich FeII emission in both permitted and forbidden lines, with the forbidden lines arising from excitation of low density nebulosity around the star. The earliest analyses of the star's spectrum are descriptions of visual observations from 1869, of prominent emission lines "C, D, b, F and the principal green nitrogen line". Absorption lines are explicitly described as not being visible. The letters refer to Fraunhofer's spectral notation and correspond to Hα, HeI, FeII, and Hβ. It is assumed that the final line is from FeII very close to the green nebulium line now known to be from OIII. Photographic spectra from 1893 were described as similar to an F5 star, but with a few weak emission lines. Analysis to modern spectral standards suggests an early F spectral type. By 1895 the spectrum again consisted mostly of strong emission lines, with the absorption lines present but largely obscured by emission. This spectral transition from F supergiant to strong emission is characteristic of novae, where ejected material initially radiates like a pseudo photosphere and then the emission spectrum develops as it expands and thins. The spectrum of light reflected from the Weigelt Blobs, and assumed to originate mainly with the primary, is similar to the extreme P Cygni type star HDE 316285 which has a spectral type of B0Ieq. Further light echo observations show that following the peak brightness of the Great Eruption the spectrum developed prominent P Cygni profiles and CN molecular bands, although this is likely from the material being ejected which may have been colliding with circumstellar material in a similar way to a type IIn supernova. In the second half of the 20th century, much higher resolution visual spectra became available. The spectrum continued to show complex and baffling features, with much of the energy from the central star being recycled into the infrared by surrounding dust, some reflection of light from the star from dense localised objects in the circumstellar material, but with obvious high ionisation features indicative of very high temperatures. The line profiles are complex and variable, indicating a number of absorption and emission features at various velocities relative to the central star. The 5.5 year orbital cycle produces strong spectral changes at periastron that are known as spectroscopic events. Certain wavelengths of radiation suffer eclipses, either due to actual occultation by one of the stars or due to passage within opaque portions of the complex stellar winds. Despite being ascribed to orbital rotation, these events vary significantly from cycle to cycle. These changes have become stronger since 2003 and it is generally believed that long term secular changes in the stellar winds or previously ejected material may be the culmination of a return to the state of the star before its Great Eruption.

Ультрафиолет

Эта Карина жүйесінің ультракүлгін спектрінде FeII және CrII сияқты иондалған металдардың көптеген эмиссиялық сызықтары, сондай-ақ Лайман-альфа (Lyα) және ыстық орталық көзден келетін континуум байқалады. Иондану деңгейі мен континуум кем дегенде 37 000 К температурасы бар көздің болуын қажет етеді. Кейбір FeII УФ сызықтары ерекше күшті. Олар Weigelt Blobs-тен шығады және төмен күшпен лазерлік эффектінің нәтижесі болып табылады. Блоб пен орталық жұлдыз арасындағы иондалған сутек қарқынды Lyα эмиссиясын тудырады, ол блобқа еніп өтеді. Бұл блоб атомдық сутекті қамтиды, сондай-ақ темірді қоса, басқа элементтердің шағын қоспаларын қамтиды, ол орталық жұлдыздардың сәулеленуімен иондалады. Кездейсоқ резонанс (эмиссияның қозған күйді соғу үшін қажетті энергияға ие болған жағдайда) Lyα эмиссиясына Fe+ иондарын белгілі бір псевдо-метастабильді күйлерге соғуға мүмкіндік береді, бұл стимулданған эмиссияның орын алуына жағдай жасайтын популяциялық инверсияны тудырады. Бұл эффект көптеген салқын супергигант жұлдыздардың тығыз қалталарынан шығатын мазерлік эмиссияға ұқсас, бірақ соңғы эффект оптикалық және УФ толқындарда әлдеқайда әлсіз, ал Эта Карина – ультракүлгін астрофизикалық лазердің анықталған жалғыз мысалы. Lyβ эмиссиясы арқылы метастабильді OI күйлерін сорғылаудың ұқсас әсері де астрофизикалық УФ лазер ретінде расталған.

Инфрақызыл

Эта Каринаның инфрақызыл бақылаулары маңыздырақ болып келеді. Орталық жұлдыздардан шығатын электромагниттік сәулелердің көп бөлігі қоршаған шаңмен сіңіріліп, шаңның температурасына сәйкес орта және алыс инфрақызыл сәулелер түрінде қайта шығарылады. Бұл жүйеден шығатын энергияның дерлік барлық бөлігін жұлдызаралық жойылудың күшті әсерін тигізбейтін толқын ұзындығында бақылауға мүмкіндік береді, соның нәтижесінде оның жарқырауын басқа өте жарқыраған жұлдыздарға қарағанда дәлірек бағалауға болады. Эта Карина орта инфрақызыл толқын ұзындығындағы түнгі аспандағы ең жарқын көз. Алыс инфрақызыл бақылаулар 100–150 К температурадағы шаңның үлкен массасын көрсетеді, бұл Гомункулустың жалпы массасы 20 күн массасынан жоғары екенін көрсетеді. Бұл бұрынғы бағалаулардан әлдеқайда көп, және барлығының Ұлы Жарылыс кезінде бірнеше жылдың ішінде шығарылған деп есептеледі.

Жоғары энергиялы сәулелену

Эта Каринаның айналасында бірнеше рентген және гамма сәулелерінің көздері анықталды, мысалы, 4-ші Uhuru каталогында 4U 1037–60 және HEAO 2 каталогында 1044–59. Эта Карина аймағында рентген сәулелерін алғаш рет Terrier Sandhawk зымыраны тіркеді, одан кейін Ariel 5, OSO 8 және Uhuru бақылаулары жасалды. Einstein обсерваториясы, ROSAT рентгендік телескопы, Космология және астрофизикаға арналған Advanced Satellite (ASCA) және Chandra рентгендік обсерваториясымен толыққанды зерттеулер жүргізілді. Жоғары энергиялы электромагниттік спектрдің әртүрлі толқын ұзындықтарында көптеген көздер бар: Эта Каринадан 1 жарық айы шегінде қатты рентген сәулелері мен гамма сәулелері; 3 жарық айы енімен орталық аймақтан қатты рентген сәулелері; төмен энергиялы рентген сәулелеріндегі 0,67 парсек (2,2 жарық жылы) кеңдігіндегі ерекше жартылай сақина тәрізді «аттың ішекшесі» құрылымы, бұл Ұлы Жарқынның негізгі соққы толқынына сәйкес келеді; Гомункулдың барлық аумағында тараған рентген сәулелері; және негізгі сақинаның сыртындағы көптеген конденсациялар мен доғалар. Эта Каринамен байланысты барлық жоғары энергиялық сәулелену орбиталық цикл кезінде өзгереді. 2003 жылдың шілде және тамыз айларында спектроскопиялық минимум, яки рентген сәулелерінің тұтылуы болды, ал 2009 және 2014 жылдары осыған ұқсас құбылыстар жан-жақты зерттелді. AGILE арқылы анықталған 100 МэВ-тан жоғары энергиялы гамма сәулелері күшті өзгергіштік көрсетеді, ал Fermi байқаған төмен энергиялы гамма сәулелерінің өзгергіштігі шамалы.

Радиоэмиссия

Эта Каринадан микротолқынды диапазон бойынша радиоэмиссиялар байқалды. Ол 21 см HI сызығында анықталды, бірақ миллиметрлік және сантиметрлік жолақтарда одан да жан-жақты зерттелді. Бұл диапазон ішінде электрон мен протон бірігіп сутек атомын құратын массалық сутек рекомбинациясы сызықтары табылды. Эмиссия 4 доға секундтан кішкентай, нүктелік емес көзден шоғырланған және көбінесе иондалған газдан туындайтын еркін-еркін эмиссия (термиялық тежелу сәулеленуі) болып көрінеді, бұл шамамен 10 000 К температурадағы ықшам HII аймағымен сәйкес келеді. Жоғары ажыратымдылықтағы бейнелеу Эта Каринаға дейінгі қашықтықта диаметрі бірнеше доға секундты, ені 10 000 астрономиялық бірлік (АБ) болатын дискіден шыққан радиожиіліктерді көрсетеді.

Қоршаған орта

Эта Карина Керемет көктемгі шоқ жолының Карина-Саджитарий саласында орналасқан, жұлдыздар пайда болатын алып аймақта. Бұл тұмандық - оңтүстік аспанында жалаң көзбен көрінетін, шығарылым, шағылысу және қараңғы тұмандылықтың күрделі қоспасын көрсететін нысан. Эта Каринаның Карина тұмандығымен бірдей қашықтықта екені белгілі, және оның спектрі тұмандықтағы әртүрлі жұлдыз бұлттарынан шағылысады. Ұлы жарылысқа дейін Эта Карина жүйесі бүкіл Карина тұмандығының жалпы иондау ағынының 20%-ға дейін үлес қосты, бірақ қазір оны қоршаған газ бен шаң жауып тастаған. Трамплер 16 және оның көршісі Трамплер 14 – Карина OB1 қауымдастығының екі ірі жұлдыз шоғыры, олар кеңістікте ортақ қозғалысқа ие жас, жарқын жұлдыздардың кеңейтілген тобы.

Құсбақа

Эта Карина Хомункулус тұмандығымен қоршалған және оны жарықтандырады. Бұл тұмандық негізінен 19 ғасырдың ортасында болған Ұлы Жарылыс кезінде шығарылған газ бен қалдықтардан конденсацияланған шаңнан тұрады. Тұмандық жұлдыздың айналу осімен сәйкес келетін екі полюстік бөліктен және экваторлық "күлтеден" тұрады, оның ұзындығы шамамен 18 жарық жылы. Егжей-тегжейлі зерттеулер көптеген ұсақ-түйектерді көрсетеді: 1890 жылғы жарылыстан пайда болған, негізгі тұмандықтың ішіндегі Кішкентай Гомункул; сәуле; әсіресе күлте аймағында байқалатын материалдың ұсақ ағындары мен түйіндері; және жұлдыздың өзіне өте жақын орналасқан үш Вейгельттің ісікшелері. Гомункулдың бөліктері бұрын шығарылған немесе жұлдызаралық материалдың әсерінен емес, негізінен бастапқы жарылыстан қалыптасқан деп саналады, бірақ экваторлық жазықтыққа жақын материалдың аздығы кейінгі жұлдыздық желдің және шығарылған материалдың араласуына мүмкіндік береді. Нәтижелер Ұлы Жарылыстан шыққан материалдың полюстерге қарай күшті шоғырланғанын көрсетеді; массаның 75%-ы және кинетикалық энергияның 90%-ы 45° ендіктің үстінде бөлінген. Гомункулдың ерекшелігі – орталық нысанның спектрін әртүрлі ендіктердегі бөліктерден шағылысқан сәуле арқылы өлшеу мүмкіндігі. Бұл полюстік желді анық көрсетеді, онда жұлдыздық жел жоғары ендіктерде жылдамырақ және күштірек болады, бұл жылдам айналудың салдарынан полюстерге қарай гравитациялық жарқырауға байланысты. Керісінше, спектр экваторлық жазықтыққа жақын жоғары қоздыру температурасын көрсетеді. Осыдан келіп, Эта Карина А-ның сыртқы қабығы күшті конвекциялық емес, себебі ол гравитациялық қараңғыланудың алдын алады. Жұлдыздың қазіргі айналу осі Гомункулдың бағытымен толық сәйкес келмейді. Бұл Эта Карина В-мен өзара әрекеттесудің нәтижесі болуы мүмкін, ол байқалатын жұлдыздық желдерді де өзгертеді. Жұлдыздық шоғырларға дейінгі қашықтықты бағалау үшін Герцшпрунг-Рассел диаграммасын немесе түс-түс диаграммасын қолдану арқылы жұлдыздардың абсолюттік шамаларын калибрлеуге болады, мысалы, негізгі тізбекті сәйкес келтіру немесе горизонталь тармақ сияқты ерекшеліктерді анықтау және осылайша Жерден олардың қашықтығын анықтау. Сондай-ақ, шоғырдың жұлдызаралық жойылу мөлшерін білу қажет, және бұл Карина тұмандығы сияқты аймақтарда қиын болуы мүмкін. Трамплер 16-дағы О типті жұлдыздардың жарықтылығын калибрлеу арқылы 0,7 км қашықтық анықталды. Жойылудың аномальды қызарғандығын ескергеннен кейін, Трамплер 14 және Трамплер 16-ға дейінгі қашықтық 9500 (2900) парсекке тең деп өлшенді. Гомункул тұмандығының белгілі кеңею жылдамдығы оның қашықтығын өлшеу үшін ерекше геометриялық әдіс ұсынады. Тұмандықтың екі бөлігі симметриялық деп есептесек, тұмандықтың аспанға проекциясы оның қашықтығына байланысты. Гомункул үшін 2300, 2250 және 2300 мәндері алынған, және Эта Карина осы қашықтықта орналасқан.

Eta Carinae is enclosed by, and lights up, the Homunculus Nebula, a small emission and reflection nebula composed mainly of gas ejected during the Great Eruption event in the mid 19th century, as well as dust that condensed from the debris. The nebula consists of two polar lobes aligned with the rotation axis of the star, plus an equatorial "skirt", the whole being around 18 long. Closer studies show many fine details: a Little Homunculus within the main nebula, probably formed by the 1890 eruption; a jet; fine streams and knots of material, especially noticeable in the skirt region; and three Weigelt Blobs—dense gas condensations very close to the star itself. The lobes of the Homunculus are considered to be formed almost entirely due to the initial eruption, rather than shaped by or including previously ejected or interstellar material, although the scarcity of material near the equatorial plane allows some later stellar wind and ejected material to mix. Therefore, the mass of the lobes gives an accurate measure of the scale of the Great Eruption, with estimates ranging from up to as high as The results show that the material from the Great Eruption is strongly concentrated towards the poles; 75% of the mass and 90% of the kinetic energy were released above latitude 45°. A unique feature of the Homunculus is the ability to measure the spectrum of the central object at different latitudes by the reflected spectrum from different portions of the lobes. These clearly show a polar wind where the stellar wind is faster and stronger at high latitudes thought to be due to rapid rotation causing gravity brightening towards the poles. In contrast the spectrum shows a higher excitation temperature closer to the equatorial plane. By implication the outer envelope of Eta Carinae A is not strongly convective as that would prevent the gravity darkening. The current axis of rotation of the star does not appear to exactly match the alignment of the Homunculus. This may be due to interaction with Eta Carinae B which also modifies the observed stellar winds. The distances to star clusters can be estimated by using a Hertzsprung–Russell diagram or colour–colour diagram to calibrate the absolute magnitudes of the stars, for example fitting the main sequence or identifying features such as a horizontal branch, and hence their distance from Earth. It is also necessary to know the amount of interstellar extinction to the cluster and this can be difficult in regions such as the Carina Nebula. A distance of has been determined from the calibration of O type star luminosities in Trumpler 16. After determining an abnormal reddening correction to the extinction, the distance to both Trumpler 14 and Trumpler 16 has been measured at 9500 (2900). The known expansion rate of the Homunculus Nebula provides an unusual geometric method for measuring its distance. Assuming that the two lobes of the nebula are symmetrical, the projection of the nebula onto the sky depends on its distance. Values of 2,300, 2,250 and 2300 have been derived for the Homunculus, and Eta Carinae is clearly at the same distance.

Қасиеттері

Эта Карина жұлдыздық жүйесі қазіргі уақытта ең толық зерттелуге болатын ең массивті жұлдыздардың бірі болып табылады. Бұған дейін Эта Карина ең массивті жалғыз жұлдыз деп есептелген, бірақ жүйенің екі жұлдыздан тұратыны туралы гипотезаны 1996 жылы бразилиялық астроном Аугусто Даминели ұсынған. Екі құрамдас жұлдыз да Эта Карина А жұлдызынан шығарылған шаң-көміртек материалымен жасырылған, сондықтан олардың температурасы және жарқырауы сияқты негізгі қасиеттерін анықтауға болады. 21-ші ғасырда жұлдыздық желдің қарқынды өзгеруі, үлкен жарылыстан тараған шаң тозаңнан тазарғанда жұлдыздың өзі көрінуі мүмкін екенін көрсетеді.

Орбиталық

Эта Каринаның екі есімді табиғаты нақты белгілі, бірақ құрамындағы жұлдыздар тікелей байқалмаған және шашырау мен қоршаған тұмандылықтағы қайта жану салдарынан спектроскопиялық түрде анықталмайды. Периодтық фотометриялық және спектроскопиялық өзгерістер серікті іздеуге себеп болды, ал соқтығысқан желдердің және кейбір спектроскопиялық белгілердің ішінара «көлеңкеге түсуін» модельдеу мүмкін болатын орбиталарды шектеді. Орбиталық кезең 5,539 жылға дейін дәл белгілі, бірақ масса жоғалту мен жинақталу салдарынан уақыт өте келе өзгерді. Ұлы жарылыс пен 1890 жылғы кіші жарылыс арасында орбиталық кезең 5,52 жылды құрады, ал Ұлы жарылысқа дейін ол одан да төмен болуы мүмкін, шамамен 4,8 мен 5,4 жыл аралығында. Эта Карина A – бұл қалыпты LBV емес. Ол Галактикадағы кез келген басқа LBV-ден жарқырағырақ, бірақ басқа галактикаларда байқалған суперновалық құбылыстарға ұқсас болуы мүмкін. Қазіргі уақытта ол S Doradus тұрақсыздық жолағында орналаспаған, бірақ негізгі жұлдыздың температурасы немесе спектрлік класы қандай екені белгісіз, ал Ұлы жарылыс кезінде ол орташа G спектрлік класы бар қалыпты LBV жарылысынан әлдеқайда салқын болды. 1890 жылғы жарылыс LBV жарылыстарына тән болуы мүмкін, оның бастапқы F спектрлік класы бар, және қазір жұлдыздың мөлдір емес жұлдыздық желі болуы мүмкін деп есептеледі, бұл 9000–10000 температурасы бар псевдофотосфераны құрайды. және Ұлы жарылыс оқиғасының ең жақсы бір массалық беріліс моделі үшін негізгі және екінші деңгейлі массалар. Эта Карина A өте жарқырақтығы мен салыстырмалы түрде төмен беттік гравитациясының салдарынан көп масса жоғалтады. Оның жұлдыздық желі толығымен мөлдір емес және псевдофотосфера ретінде көрінеді; бұл оптикалық тығыз бет жұлдыздың кез келген нақты физикалық бетін жасырады. (Радиациялық масса жоғалтудың өте жоғары деңгейлерінде, жоғары көтерілген материалдың тығыздық градиенті жеткілікті түрде үздіксіз болуы мүмкін, сондықтан мағыналы дискретті физикалық бет болмауы мүмкін.) Ұлы жарылыс кезінде масса жоғалту деңгейі мың есе жоғары болды, шамамен /жылға 10 жыл немесе одан да көп уақытқа созылды. Жарылыс кезіндегі жалпы масса жоғалту кем дегенде , оның көп бөлігі қазір Гомункулус тұмандығын құрайды. 1890 жылғы кіші жарылыс Кіші Гомункулус тұмандығын тудырды, ол әлдеқайда кішкентай және тек . Эта Карина B, әрине, жұқа, жылдам жұлдыздық жел арқылы масса жоғалтуда, бірақ оны тікелей анықтау мүмкін емес. Екі жұлдыздың желдері арасындағы өзара әрекеттесуден байқалатын сәулеленудің модельдері 3000 км/с жылдамдықпен шамамен /жылдық масса жоғалту деңгейін көрсетеді, бұл ыстық O класты жұлдызға тән. Бастапқы жұлдыздың жарқырауының ең жақсы бағасы оны Галактикадағы ең жарқыраған жұлдыздардың біріне айналдырады. Эта Карина B-нің жарқырауы ерекше белгісіз, шамамен және әлбетте кем емес. Эта Каринаның ең маңызды ерекшелігі – оның ірі жарылысы немесе суперновалық құбылыс, ол негізгі жұлдыздан басталып, 1843 жыл шамасында байқалды. Бірнеше жыл ішінде ол әлсіз суперновалық жарылысқа ұқсас көрінетін жарық мөлшерін тудырды, бірақ жұлдыз аман қалды. Ең жарқыраған кезінде жарқырауы SN 2006jc жарылысынан бұрын UGC 4904 жарылысындағы жарқырау деңгейіне жеткен деп есептеледі. Ұлы жарылыстан кейін Эта Карина шығарылған материалмен өзін-өзі жасырып, күшті қызыл түске түсті. Бұл көрінетін толқын ұзындығында төрт шамаға бағаланды, яғни жарылыстан кейінгі жарқырау алғаш анықталған кездегі жарқыраумен салыстырылады. Эта Карина инфрақызыл толқын ұзындығында әлі де әлдеқайда жарқырақтырақ, бұлттылықтың артында ыстық жұлдыздар бар деген болжамға қарамастан. Жақындағы көрінетін жарқыраудың себебі көбінесе жарқыраудың өзіндегі өзгеріс емес, шаңның сиреюі немесе масса жоғалтудың азаюы салдарынан жойылудың азаюы деп саналады. Қазір Эта Карина жүйесі кем дегенде екі жұлдыздан тұрады, екеуі де күшті жұлдыздық желдерге және соқтығысқан желдердің (жел-жел соқтығысуы немесе WWC) аймағына ие, олар шаңды тұмандыққа еніп, электромагниттік сәулеленудің 90% -ын орташа және алыс инфрақызылға қайта өңдейді. Бұл нысандардың әрқайсысының температурасы әр түрлі. Екі жұлдыздың күшті жұлдыздық желдері шамамен конус тәрізді WWC аймағында соқтығысып, екі жұлдыздың арасындағы шыңында 100 градусқа дейін температураны тудырады. Бұл аймақ жұлдыздарға жақын орналасқан қатты рентген және гамма сәулелерінің көзі болып табылады. Периастронның жанында, екінші желдің алғашқы желдің тығыз аймақтары арқылы өтуімен, соқтығысқан желдер аймағы Эта Карина B-нің артында спиральға айналады. Жел-жел соқтығысу конусы екі жұлдыздың желдерін бөліп тұрады. Екінші жұлдыздан 55–75° қашықтықта O немесе Wolf–Rayet жұлдыздарына тән жұқа, ыстық жел бар. Бұл Эта Карина B-ден кейбір сәулеленуді анықтауға және оның температурасын спектрлік сызықтардың арқасында дәл бағалауға мүмкіндік береді, олар басқа көздерден шығуы екіталай. Екінші жұлдыз тікелей байқалмаса да, оның температурасы 37 000 K мен 41 000 K аралығында болатын модельдерге кеңінен келісім бар.

The binary nature of Eta Carinae is clearly established, although the components have not been directly observed and cannot even be clearly resolved spectroscopically due to scattering and re excitation in the surrounding nebulosity. Periodic photometric and spectroscopic variations prompted the search for a companion, and modelling of the colliding winds and partial "eclipses" of some spectroscopic features have constrained the possible orbits. The period of the orbit is accurately known at 5.539 years, although this has changed over time due to mass loss and accretion. Between the Great Eruption and the smaller 1890 eruption, the orbital period was apparently 5.52 years, while before the Great Eruption it may have been lower still, possibly between 4.8 and 5.4 years. Eta Carinae A is not a typical LBV. It is more luminous than any other LBV in the Milky Way although possibly comparable to other supernova impostors detected in external galaxies. It does not currently lie on the S Doradus instability strip, although it is unclear what the temperature or spectral type of the underlying star actually is, and during its Great Eruption it was much cooler than a typical LBV outburst, with a middle G spectral type. The 1890 eruption may have been fairly typical of LBV eruptions, with an early F spectral type, and it has been estimated that the star may currently have an opaque stellar wind, forming a pseudo photosphere with a temperature of 9,000–10000. and Masses of for the primary and for the secondary best fit one mass transfer model of the Great Eruption event. Eta Carinae A is losing a lot of mass due to its extreme luminosity and relatively low surface gravity. Its stellar wind is entirely opaque and appears as a pseudo photosphere; this optically dense surface hides any true physical surface of the star that may be present. (At extreme rates of radiative mass loss, the density gradient of lofted material may become continuous enough that a meaningfully discrete physical surface may not exist.) During the Great Eruption the mass loss rate was a thousand times higher, around /year sustained for ten years or more. The total mass loss during the eruption was at least with much of it now forming the Homunculus Nebula. The smaller 1890 eruption produced the Little Homunculus Nebula, much smaller and only about
Eta Carinae B is presumably also losing mass via a thin, fast stellar wind, but this cannot be detected directly. Models of the radiation observed from interactions between the winds of the two stars show a mass loss rate of the order of /year at speeds of 3,000 km/s, typical of a hot O class star. The best estimate for the luminosity of the primary is making it one of the most luminous stars in the Milky Way. The luminosity of Eta Carinae B is particularly uncertain, probably and almost certainly no more than
The most notable feature of Eta Carinae is its giant eruption or supernova impostor event, which originated in the primary star and was observed around 1843. In a few years, it produced almost as much visible light as a faint supernova explosion, but the star survived. It is estimated that at peak brightness the luminosity was as high as and SN 2006jc's pre explosion outburst in UGC 4904. Following the Great Eruption, Eta Carinae became self obscured by the ejected material, resulting in dramatic reddening. This has been estimated at four magnitudes at visual wavelengths, meaning the post eruption luminosity was comparable to the luminosity when first identified. Eta Carinae is still much brighter at infrared wavelengths, despite the presumed hot stars behind the nebulosity. The recent visual brightening is considered to be largely caused by a decrease in the extinction, due to thinning dust or a reduction in mass loss, rather than an underlying change in the luminosity. It is now known that the Eta Carinae system consists of at least two stars, both with strong stellar winds and a shocked colliding wind (wind wind collision or WWC) zone, embedded within a dusty nebula that reprocesses 90% of the electromagnetic radiation into the mid and far infrared. All of these features have different temperatures. The powerful stellar winds from the two stars collide in a roughly conical WWC zone and produce temperatures as high as 100 at the apex between the two stars. This zone is the source of the hard X rays and gamma rays close to the stars. Near periastron, as the secondary ploughs through ever denser regions of the primary wind, the colliding wind zone becomes distorted into a spiral trailing behind Eta Carinae B. The wind wind collision cone separates the winds of the two stars. For 55–75° behind the secondary, there is a thin hot wind typical of O or Wolf–Rayet stars. This allows some radiation from Eta Carinae B to be detected and its temperature can be estimated with some accuracy due to spectral lines that are unlikely to be produced by any other source. Although the secondary star has never been directly observed, there is widespread agreement on models where it has a temperature between 37,000 K and 41,000 K.

Эта Карина A ашылған кезде, шамамен 20 000 K мен 25 000 K температурасы бар ерте B гипергигант ретінде көрінген болуы мүмкін. Оптикалық тұрғыдан тығыз желдің беті үшін анықталған тиімді температура 9400–15 000 K құрайды, ал оптикалық тереңдігі 150 болатын теориялық гидростатикалық «ядроның» температурасы 35 200 K құрайды. Мөлдір емес негізгі желдің көрінетін сыртқы жиегінің тиімді температурасы көбінесе визуальды және ультракөк сәулелік ерекшеліктерге сүйене отырып, 15 000–25 000 K деп есептеледі, олар желден тікелей немесе Weigelt Blobs арқылы шағылысқан деп есептеледі.

Өлшемі

Эта Карина жүйесіндегі екі негізгі жұлдыздың мөлшерін дәл анықтау қиын, себебі екеуін де тікелей көру мүмкін емес. Эта Карина B-де анықталған фотосфера болуы мүмкін, ал оның радиусын жұлдыздың болжамды типінен бағалауға болады. 37,200 К температурасы бар О-типті супергиганттың тиімді радиусы шамамен тең. Ұлы Жаралыстың шыңында радиус, мұндай күшті материал шығарылуы кезінде мағынасы бар болса, шамамен тең, бұл VY Canis Majoris сияқты ең үлкен белгілі қызыл супергиганттармен салыстыруға болады. Жұлдыздың мөлшерін олардың орбиталық арақашықтығымен салыстыру керек, ол периастронда шамамен тең. Екінші жұлдыздың аккрециялық радиусы шамамен тең, бұл периастрон маңында күшті аккрецияға және екінші жұлдыздың желдің құлдырауына алып келеді.

Жарылыс

Эта Каринадан екі жарылыс байқалды, олар – 19 ғасырдың ортасындағы Ұлы жарылыс және 1890 жылғы Кіші жарылыс. Сонымен қатар, шеткі тұмандықты зерттеулер біздің заманымыздың 1250 жылы шамасында кем дегенде бір ертерек жарылыс болғанын көрсетеді. 1550 жылы тағы бір жарылыс орын алған болуы мүмкін, бірақ бұл жарылысты көрсететін материал шын мәнінде Ұлы жарылыстан баяулаған, ескі тұмандықпен соқтығысқаннан туындаған болуы мүмкін. Бұл жарылыстардың механизмі белгісіз. Жарылыстар жарылғыш оқиғаларды немесе «супер Эддингтон желдері» деп аталатын жұлдыздық желдің ерекше түрін қамтиды ма, ол жұлдыздың жарқырауының артуынан туындаған өте жоғары масса жоғалтумен байланысты, бұл әлі анық емес. Жарылыстардың немесе жарқырауының өсуінің энергия көзі де белгісіз. Әртүрлі жарылыстар туралы теориялар мыналарды ескеруі керек: қайталанатын оқиғалар, әртүрлі мөлшердегі кем дегенде үш жарылыс; жұлдызды жоймастан, немесе одан да көп материал шығарылуы; шығарылған материалдың ерекше пішіні мен кеңейу жылдамдығы; жарылыстар кезіндегі жарық қисығы, ондаған жылдар бойы бірнеше шамаға жарықтың күшеюі. Ең жақсы зерттелген оқиға – Ұлы жарылыс. 19 ғасырдағы фотометриядан басқа, 21 ғасырда байқалған жарық эхолары жарылыстың дамуы туралы қосымша ақпарат береді, шамамен 20 жыл бойы бірнеше шыңмен жарқырауды көрсетеді, содан кейін 1850-ші жылдары плато кезеңі болады. Жарық эхолары плато кезеңінде жарылыс шыңына дейін материалдың ағыны әлдеқайда жоғары болғанын көрсетеді. Эта Карина B-ден перицентрден өту кезінде массаның ауысуы; Эта Карина A өмірін негізгі тізбектегі өте ыстық жұлдыз ретінде бастаған болар еді, ол қазірдің өзінде жоғары жарықты нысан. Дұрыс қасиеттері бастапқы массасына байланысты болады, ол кем дегенде және мүмкін әлдеқайда жоғары болуы керек. Алғашқы қалыптасқан кездегі типтік спектрі O2If болады және жұлдыз өте жоғары ядролық температурада CNO циклының қорытылуынан негізінен немесе толық конвективті болады. Жеткілікті ірі немесе әртүрлі айналатын жұлдыздар өте күшті араласудан өтеді, сондықтан олар ядролық сутекті жағу кезінде химиялық жағынан біртекті болып қалады. Ядродағы сутегін жағу процесі қарқынды жүріп жатқанда, өте ірі жұлдыз баяу кеңейіп, жарықтырақ болады, көк гипергигант болып, ақырында LBV болады, ал ядрода сутегін біріктіреді. Ядродағы сутек 2–2,5 миллион жылдан кейін сарқылып кеткенде, сутек қабығының жануы көлемі мен жарықтығының одан әрі өсуімен жалғасады, бірақ химиялық біртекті жұлдыздарда сутек қабығының жануы өте қысқа немесе мүлдем болмауы мүмкін, өйткені бүкіл жұлдыз сутектен қалады. Сутегін жағудың соңғы кезеңдерінде жоғары жарықтық пен гелий мен азоттың жоғары беткі мөлшеріне байланысты масса жоғалтуы өте жоғары. Сутегін жағу аяқталып, ядродағы гелийдің жағу процестері басталғанда, массалық жұлдыздар өте тез Вольф-Райе фазасына өте аз немесе мүлдем сутегі жоқ, температураның жоғарылауы және жарықтығының төмендеуімен ауысады. Бұл кезде олардың бастапқы массасының жартысынан астамы жоғалған болуы мүмкін. Эта Карина A ядросында үш альфа гелийдің қосылуы басталған-жоғы белгісіз. Жер бетіндегі элементтердің мөлшерін дәл өлшеу мүмкін емес, бірақ Хомункулус ішіндегі шығарылымдар шамамен 60% сутектен және 40% гелийден тұрады, азотты күн деңгейінен он есеге дейін арттырады. Бұл CNO циклындағы сутегінің синтезі жалғасып жатқанын көрсетеді. Бірден-бір өте ірі жұлдыздардың эволюциясы мен өліміне арналған модельдер гелий ядросының жануы кезінде температураның көтерілуін болжайды, жұлдыздың сыртқы қабаттары жоғалады. Ол азот реттілігінде Вольф-Райет жұлдызына айналады, сыртқы қабаттардың көбі жоғалған сайын WNL-ден WNE-ге ауысады, мүмкін үш альфа процесінен көміртек пен оттегі бетке жеткенде WC немесе WO спектрлік класына жетеді. Бұл процесс темір өзек пайда болғанға дейін, одан да ауыр элементтер қосылып, ядро құлап, жұлдыз жойылғанға дейін жалғасады. Бастапқы жағдайдағы, модельдердің өзіндегі және әсіресе масса жоғалту жылдамдығындағы кішкентай айырмашылықтар ең ауыр жұлдыздардың соңғы жағдайына қатысты әртүрлі болжамдарды жасайды. Олар гелийден айырылған жұлдызға айналу үшін аман қалуы мүмкін немесе сыртқы қабаттарының көбісін сақтай отырып, ертерек кезеңде құлдырауы мүмкін. Жеткілікті жарық беретін WN жұлдыздарының болмауы және LBV суперноваларының түп атасы табылғаны сондай-ақ LBV-дің кейбір түрлері супернова ретінде бұдан әрі дамымай жарылып кетеді деген ұсынысты тудырды. Эта Карина – бұл жақын қосжұлдыз, бұл екі жұлдыздың эволюциясын күрделендіреді. Тығыз массалық серіктер үлкен негізгі жұлдыздардан массаны бір жұлдыздың өзінен қарағанда әлдеқайда жылдам жоғалта алады, сондықтан өзек құлауындағы қасиеттері өте әртүрлі болуы мүмкін. Кейбір сценарийлерде серікке маңызды масса жинақталады, оның эволюциясын үдетіп, өз кезегінде қазіргі тығыз Вольф-Райе негізгі жұлдызынан жоғалтады. Эта Карина жағдайында, серік негізгі жұлдызда қосымша тұрақсыздық тудырып, болашақ дамуды болжауды қиындатады.

Two eruptions have been observed from Eta Carinae, the Great Eruption of the mid 19th century and the Lesser Eruption of 1890. In addition, studies of outlying nebulosity suggest at least one earlier eruption around 1250 AD. A further eruption may have occurred around 1550 AD, although it is possible that the material indicating this eruption is actually from the Great Eruption slowed down by colliding with older nebulosity. The mechanism producing these eruptions is unknown. It is not even clear whether the eruptions involve explosive events or so called super Eddington winds, an extreme form of stellar wind involving very high mass loss induced by an increase in the luminosity of the star. The energy source for the explosions or luminosity increase is also unknown. Theories about the various eruptions must account for: repeating events, at least three eruptions of various sizes; ejecting or more without destroying the star; the highly unusual shape and expansion rates of the ejected material; and the light curve during the eruptions involving a brightness increases of several magnitudes over a period of decades. The best studied event is the Great Eruption. As well as photometry during the 19th century, light echoes observed in the 21st century give further information about the progression of the eruption, showing a brightening with multiple peaks for approximately 20 years, followed by a plateau period in the 1850s. The light echoes show that the outflow of material during the plateau phase was much higher than before the peak of the eruption. mass transfer from Eta Carinae B during periastron passages;

Eta Carinae A would have begun life as an extremely hot star on the main sequence, already a highly luminous object over The exact properties would depend on the initial mass, which is expected to have been at least and possibly much higher. A typical spectrum when first formed would be O2If and the star would be mostly or fully convective due to CNO cycle fusion at the very high core temperatures. Sufficiently massive or differentially rotating stars undergo such strong mixing that they remain chemically homogeneous during core hydrogen burning. As core hydrogen burning progresses, a very massive star would slowly expand and become more luminous, becoming a blue hypergiant and eventually an LBV while still fusing hydrogen in the core. When hydrogen at the core is depleted after 2–2.5 million years, hydrogen shell burning continues with further increases in size and luminosity, although hydrogen shell burning in chemically homogeneous stars may be very brief or absent since the entire star would become depleted of hydrogen. In the late stages of hydrogen burning, mass loss is extremely high due to the high luminosity and enhanced surface abundances of helium and nitrogen. As hydrogen burning ends and core helium burning begins, massive stars transition very rapidly to the Wolf–Rayet stage with little or no hydrogen, increased temperatures and decreased luminosity. They are likely to have lost over half their initial mass at this point. It is unclear whether triple alpha helium fusion has started at the core of Eta Carinae A. The elemental abundances at the surface cannot be accurately measured, but ejecta within the Homunculus are around 60% hydrogen and 40% helium, with nitrogen enhanced to ten times solar levels. This is indicative of ongoing CNO cycle hydrogen fusion. Models of the evolution and death of single very massive stars predict an increase in temperature during helium core burning, with the outer layers of the star being lost. It becomes a Wolf–Rayet star on the nitrogen sequence, moving from WNL to WNE as more of the outer layers are lost, possibly reaching the WC or WO spectral class as carbon and oxygen from the triple alpha process reach the surface. This process would continue with heavier elements being fused until an iron core develops, at which point the core collapses and the star is destroyed. Subtle differences in initial conditions, in the models themselves, and most especially in the rates of mass loss, produce different predictions for the final state of the most massive stars. They may survive to become a helium stripped star or they may collapse at an earlier stage while they retain more of their outer layers. The lack of sufficiently luminous WN stars and the discovery of apparent LBV supernova progenitors has also prompted the suggestion that certain types of LBVs explode as a supernova without evolving further. Eta Carinae is a close binary and this complicates the evolution of both stars. Compact massive companions can strip mass from larger primary stars much more quickly than would occur in a single star, so the properties at core collapse can be very different. In some scenarios, the secondary can accrue significant mass, accelerating its evolution, and in turn be stripped by the now compact Wolf–Rayet primary. In the case of Eta Carinae, the secondary is clearly causing additional instability in the primary, making it difficult to predict future developments.

Мүмкіндікті супернова

Көбінесе, Галактикадағы келесі супернова белгісіз ақ жұлдыз немесе анонимді қызыл супергиганттан пайда болады, тіпті қалың көзбен көруге болмайтын болуы мүмкін. Дегенмен, Эта Карина сияқты ерекше, жақын және жақсы зерттелген нысаннан супернованың пайда болуы зор қызығушылық тудырады. Жеке жұлдыз ретінде, бастапқыда Күннен шамамен 150 есе үлкен жұлдыз, әдетте 3 миллион жыл ішінде Вольф-Райет жұлдызы ретінде ядролық құлдырауға жетеді. Егер жұлдыздың жанында әлі де көп мөлшерде шығарылған материал болса, суперновалық жарылыстан туындаған соққы толқыны жұлдызаралық материалға шағылысып, кинетикалық энергияны сәулеленуге тиімді түрлендіре алады, нәтижесінде өте жарқын супернова (SLSN) немесе гипернова пайда болады, ол әдеттегі ядролық құлдыраудан бірнеше есе жарықтап, ұзаққа созылады. Өте массивті жұлдыздар радиоактивті ыдырау арқылы SLSN тудыру үшін жеткілікті никель шығара алады. Соның салдарынан пайда болатын қалдық қара тесік болады, себебі мұндай массивті жұлдыздың ядросы нейтронды жұлдыз шегінен аспауы үшін жеткілікті массадан айырылуы екіталай. Массивті серіктің болуы көптеген басқа мүмкіндіктерді ашады. Егер Эта Карина А сыртқы қабаттарын жылдам жоғалтса, ядролық құлдырау кезінде ол аз массалы WC немесе WO типіндегі жұлдыз болуы мүмкін. Бұл сутегі және мүмкін гелийдің жетіспеуіне байланысты Ib немесе Ic типіндегі суперноваға әкеледі. Осы супернова типінің кейбір гамма-сәулелік шағылыстардың бастауы екені есептеледі, бірақ модельдер олардың көбінесе одан аз массалы жұлдыздарда ғана пайда болатынын болжайды. Эта Каринаның болашақ тағдырының мысалы ретінде бірнеше ерекше суперновалар мен алдамшылармен салыстырылды. Ең қызықтысы – SN 2009ip, көк супергигант, ол 2009 жылы Эта Каринаның Ұлы жарылысына ұқсас супернова алдамшылығын бастан өткерді, содан кейін 2012 жылы одан да жарқын жарылыс болды, бұл нағыз супернова болуы мүмкін. UGC 4904 галактикасындағы SN 2006jc, 77 миллион жарық жылы қашықтықта, 2004 жылы супернова алдамшылығын бастан өткерді, содан кейін 2006 жылдың 9 қазанында алғаш рет байқалған 13,8 шамалы Ib типіндегі супернова пайда болды. Эта Карина SN 1961V және iPTF14hls сияқты басқа да ықтимал супернова алдамшыларымен, сондай-ақ SN 2006gy сияқты өте жарқын суперновалармен де салыстырылды.

The overwhelming probability is that the next supernova observed in the Milky Way will originate from an unknown white dwarf or anonymous red supergiant, very likely not even visible to the naked eye. Nevertheless, the prospect of a supernova originating from an object as extreme, nearby, and well studied as Eta Carinae arouses great interest. As a single star, a star originally around 150 times as massive as the Sun would typically reach core collapse as a Wolf–Rayet star within 3 million years. If there is still a large amount of expelled material close to the star, the shock formed by the supernova explosion impacting the circumstellar material can efficiently convert kinetic energy to radiation, resulting in a superluminous supernova (SLSN) or hypernova, several times more luminous than a typical core collapse supernova and much longer lasting. Highly massive progenitors may also eject sufficient nickel to cause a SLSN simply from the radioactive decay. The resulting remnant would be a black hole, for it is highly unlikely such a massive star could ever lose sufficient mass for its core not to exceed the limit for a neutron star. The existence of a massive companion brings many other possibilities. If Eta Carinae A was rapidly stripped of its outer layers, it might be a less massive WC or WO type star when core collapse was reached. This would result in a type Ib or type Ic supernova due to the lack of hydrogen and possibly helium. This supernova type is thought to be the originator of certain classes of gamma ray bursts, but models predict they occur only normally in less massive stars. Several unusual supernovae and impostors have been compared to Eta Carinae as examples of its possible fate. One of the most compelling is SN 2009ip, a blue supergiant which underwent a supernova impostor event in 2009 with similarities to Eta Carinae's Great Eruption, then an even brighter outburst in 2012 which is likely to have been a true supernova. SN 2006jc, some 77 million light years away in UGC 4904, in the constellation Lynx, also underwent a supernova impostor brightening in 2004, followed by a magnitude 13.8 type Ib supernova, first seen on 9 October 2006. Eta Carinae has also been compared to other possible supernova impostors such as SN 1961V and iPTF14hls, and to superluminous supernovae such as SN 2006gy.

Жерге әсер етуі мүмкін

Эта Каринаның қашықтығында ядросы құлдыраған типтік супернованың ең жоғарғы шамасы шамамен −4 болады, бұл Венераға ұқсас. SLSN бес шамадан да жарық болуы мүмкін, бұл тарихқа енген ең жарық супернова (қазіргі SN 1006). Жұлдыздан 7500 жарық жылы қашықтықта жердегі тіршілікке тікелей әсер етуі ықтимал емес, себебі атмосфера гамма-сәулелерінен, ал магнитосфера басқа ғарыш сәулелерінен қорғайды. Басты зиян атмосфераның жоғарғы қабатына, озон қабатына, ғарыш кемелеріне, соның ішінде спутниктерге және ғарыштағы астронавттарға тиері. Кем дегенде бір зерттеме Жердің озон қабатының толық жоғалуының жақын жерде болған супернованың салдары болуы мүмкін екенін көрсетеді, бұл Күннен келетін ультракөк сәулеленудің Жер бетіне айтарлықтай ұлғаюына әкеледі. Бірақ мұндай жағдайға әдеттегі супернова Жерден 50 жарық жылына дейін жақын болуы керек, тіпті потенциалды гипернованың да Эта Каринадан жақын болуы қажет. Тағы бір талдау, ерекше жарықтандырудың одан да жұмсақ әсерлерін қарастырады, мысалы, мелатонин деңгейінің төмендеуі, одан ұйқысыздық, қатерлі ісік және депрессия қаупінің артуы мүмкін. Оның қорытындысы бойынша, осындай күшті супернова Жерге елеулі әсер етуі үшін Эта Каринадан әлдеқайда жақын болуы керек. Эта Карина гамма-сәулелік жарқын шығару күтілмейді және оның осі қазіргі уақытта Жерге бағытталмаған.