Эта Карина: Звездная система в созвездии Киля

Введение

Звездная система в созвездии Киля

Eta Carinae (η Carinae, сокращенно η Car), ранее известная как Eta Argus, – это звездная система, содержащая по крайней мере две звезды с объединенной светимостью, превышающей в пять миллионов раз светимость Солнца, расположенная на расстоянии в созвездии Киля. Ранее звезда 4-й звездной величины, она стала ярче в 1837 году, чем Ригель, ознаменовав начало так называемого «Великого извержения». Она стала второй по яркости звездой на небе в период с 11 по 14 марта 1843 года, а после 1856 года значительно потускнела. В меньшем извержении в 1892 году она достигла 6-й звездной величины, а затем снова потускнела. Она постоянно увеличивает яркость с примерно 1940 года, достигнув 4,5 звездной величины к 2014 году. При склонении −59° 41′ 04.26″, Eta Carinae является циркумполярной для наблюдателей на Земле, расположенных южнее 30° южной широты (для справки, широта Йоханнесбурга составляет 26°12′ южной широты), и не видна севернее примерно 30° северной широты, то есть к югу от Каира, который находится на широте 30°02′ северной широты. Две главные звезды системы Эта Карина имеют эксцентрическую орбиту с периодом 5,54 года. Главная звезда – чрезвычайно необычная звезда, подобная яркой голубой переменной (LBV). Изначально её масса составляла , из которой она уже потеряла по крайней мере , и ожидается, что она взорвется как сверхновая в астрономически недалеком будущем. Это единственная известная звезда, производящая ультрафиолетовое лазерное излучение. Вторичная звезда горячая и также очень яркая, вероятно, спектрального класса O, примерно в 30–80 раз массивнее Солнца. Система сильно заслонена туманностью Гомункул, состоящей из вещества, выброшенного главной звездой во время Великого извержения. Она является членом рассеянного скопления Trumpler 16 в пределах гораздо более крупной туманности Карина. Хотя и не связанный со звездой и туманностью, слабый метеорный поток Эта Кариниды имеет радиант, расположенный очень близко к Эта Карина.

История наблюдений

Эта Карина впервые была зафиксирована как звезда четвертой звездной величины в 16 или 17 веке. В середине 19 века она стала второй по яркости звездой на небе, а затем потускнела и перестала быть видимой невооруженным глазом. Во второй половине 20-го века она медленно начала светлеть и снова стала видна невооруженным глазом, а к 2014 году вновь достигла звездной величины четыре.

Открытие и название

Нет достоверных свидетельств наблюдения или записи Эта Карины до 17 века, хотя голландский мореплаватель Питер Кейзер описал звезду четвертой звездной величины приблизительно в правильном положении около 1595–1596 годов, которая была скопирована на небесные глобусы Петруса Планция и Йодокуса Гондия, а также в «Уранметрию» 1603 года Иоганна Байера. Независимый звездный каталог Фредерика де Хоутмана 1603 года не включает Эту Карину среди других звезд 4-й величины в этом регионе. Самая ранняя достоверная запись была сделана Эдмондом Галлеем в 1677 году, когда он зафиксировал звезду просто как Sequens (то есть «следующую» относительно другой звезды) в новом созвездии Robur Carolinum. Его «Каталог звезд южного неба» был опубликован в 1679 году. Звезда также была известна под обозначениями Байера Eta Roboris Caroli, Eta Argus или Eta Navis. В 1751 году Никола Луи де Лакайль присвоил звездам созвездий Арго Навис и Робура Каролинума единый набор обозначений греческими буквами Байера в рамках своего созвездия Арго и обозначил три области внутри Арго для многократного использования латинских букв. Эта оказалась в килевой части корабля, которая впоследствии стала созвездием Карина. Она не получила общепринятое название Эта Карина до 1879 года, когда звезды Арго Навис наконец получили имена дочерних созвездий в «Уранметрии Аргентины» Гульда. Эта Карина расположена слишком далеко на юге, чтобы быть частью традиционной китайской астрономии, основанной на «особняках», но она была нанесена на карту при создании южных астеризмов в начале 17 века. Вместе с s Carinae, λ Центавра и λ Мухи, Эта Карина образует астеризм 海山 (Море и Гора). У Эта Карины есть названия Tseen She (от китайского 天社 [мандаринский: tiānshè] «Небесный алтарь») и Foramen. Она также известна как 海山二 (Hǎi Shān èr). Галлей указал приблизительную видимую звездную величину 4 во время открытия, которая была пересчитана как величина 3,3 по современной шкале. Несколько возможных более ранних наблюдений позволяют предположить, что Эта Карина не была значительно ярче этого значения на протяжении большей части 17 века. На протяжении большей части 1844 года ее яркость была посередине между Альфой Центавра и Бетой Центавра, около величины +0,2, прежде чем снова увеличилась к концу года. В 1843 году она, вероятно, достигла видимой звездной величины −0,8, а затем −1,0 в 1845 году. Пики в 1827, 1838 и 1843 годах, вероятно, произошли в момент прохождения через перицентр — точку, где две звезды находятся ближе всего друг к другу — двойной орбиты. С 1845 по 1856 год яркость уменьшалась примерно на 0,1 звездной величины в год, но с возможными быстрыми и значительными колебаниями. В 2010 году астрономы Дуэйн Хамахер и Дэвид Фреу из Университета Маккуори в Сиднее показали, что это была Эта Карина во время ее Великого извержения в 1840-х годах. С 1857 года яркость быстро уменьшалась, пока к 1886 году она не стала невидимой невооруженным глазом. Это было объяснено конденсацией пыли в выброшенном материале, окружающем звезду, а не внутренним изменением светимости.

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.

Малое извержение

Новое усиление блеска началось в 1887 году, достигло пика около 6,2 звездной величины в 1892 году, а затем в конце марта 1895 года быстро угасло до около 7,5 звездной величины.

Двадцатый век

Между 1900 и, по крайней мере, 1940 годом Эта Карина, по-видимому, стабилизировалась на постоянной яркости около 7,6 звездной величины. Увеличение яркости продолжалось устойчиво, но с довольно регулярными колебаниями в несколько десятых звездной величины. Одновременно с этим произошло полное прекращение рентгеновского излучения, которое, как предполагается, исходило из зоны столкновения ветров. Подтверждение наличия яркого двойного компаньона существенно изменило понимание физических свойств системы Эта Карина и её изменчивости. Яркость не всегда изменяется согласованно на разных длинах волн и не всегда точно соответствует 5,5-летнему циклу.

Видимость

Как звезда четвертой звездной величины, Эта Карина хорошо видна невооруженным глазом во всех, кроме самых засвеченных городских районов по шкале Бортля. Её яркость значительно менялась: от второй по яркости звезды на небе в течение нескольких дней в XIX веке до значения, невидимого невооруженным глазом. Расположение звезды на около 60° южной широты в южном небесном полушарии делает её недоступной для наблюдения из Европы и большей части Северной Америки. Эта Карина, находящаяся между Канопом и Южным Крестом, легко обнаруживается как самая яркая звезда в обширной туманности Карина, видимой невооруженным глазом. В телескоп "звезда" заключена в темную пылевую полосу в форме буквы "V" внутри туманности и выглядит отчетливо оранжевой и незвездной. При большом увеличении можно увидеть две оранжевые доли окружающей отражательной туманности, известной как туманность Гомункул, расположенные по обе стороны от яркого центрального ядра. Наблюдатели переменных звезд могут сравнивать её яркость с несколькими звездами 4-й и 5-й звездных величин, расположенными вблизи туманности. Метеорный поток Эта Кариниды, открытый в 1961 году, имеет слабый поток и радиант, расположенный очень близко к Эте Карина. Поток активен с 14 по 28 января, достигая пика около 21 января. Метеорные потоки не связаны с объектами за пределами Солнечной системы, поэтому близость к Эте Карина является простым совпадением.

Визуальный спектр

Сила и профиль линий в спектре Eta Carinae сильно варьируются, но наблюдается ряд устойчивых характерных особенностей. Спектр доминирует эмиссионными линиями, обычно широкими, хотя линии с более высоким уровнем возбуждения перекрываются узким центральным компонентом, возникающим из плотной ионизированной туманности, особенно областей Вейгельта. Большинство линий демонстрируют профиль P Cygni, но с поглощающим крылом значительно слабее эмиссионного. Широкие линии P Cygni типичны для мощных звездных ветров, в данном случае с очень слабым поглощением из-за сильного затмения центральной звезды. Крылья, обусловленные рассеянием электронов, присутствуют, но относительно слабы, что указывает на комковатую структуру ветра. Водородные линии присутствуют и сильны, что свидетельствует о том, что Eta Carinae сохраняет значительную часть своей водородной оболочки. Линии HeI значительно слабее водородных, а отсутствие линий HeII устанавливает верхний предел возможной температуры первичной звезды. Линии NII идентифицируются, но не являются сильными, в то время как линии углерода не обнаруживаются, а линии кислорода в лучшем случае очень слабы, что указывает на горение водорода в ядре посредством CNO-цикла с некоторой примесью к поверхности. Вероятно, наиболее заметной особенностью является интенсивная эмиссия FeII как в разрешенных, так и в запрещенных линиях, причем запрещенные линии возникают в результате возбуждения туманности низкой плотности вокруг звезды. Самые ранние анализы спектра звезды представляют собой описания визуальных наблюдений 1869 года, в которых отмечались заметные эмиссионные линии "C, D, b, F и главная зеленая линия азота". Линии поглощения явно описываются как невидимые. Буквы соответствуют спектральной нотации Фраунгофера и обозначают Hα, HeI, FeII и Hβ. Предполагается, что последняя линия относится к FeII, расположенной очень близко к зеленой линии туманности, которая теперь известна как линия OIII. Фотографические спектры 1893 года описывались как схожие со спектром звезды F5, но с несколькими слабыми эмиссионными линиями. Анализ по современным спектральным стандартам предполагает ранний спектральный тип F. К 1895 году спектр снова состоял в основном из сильных эмиссионных линий, при этом линии поглощения присутствовали, но в значительной степени маскировались эмиссией. Этот спектральный переход от F-сверхгиганта к сильной эмиссии характерен для новых звезд, где выброшенный материал первоначально излучает как псевдофотосфера, а затем развивается эмиссионный спектр по мере расширения и разрежения. Спектр света, отраженного от областей Вейгельта, и предположительно исходящий в основном от первичной звезды, похож на спектр звезды экстремального типа P Cygni HDE 316285, имеющей спектральный тип B0Ieq. Дальнейшие наблюдения светового эха показали, что после пика яркости Великого извержения в спектре развились выраженные профили P Cygni и молекулярные полосы CN, хотя это, вероятно, связано с выброшенным материалом, который мог сталкиваться с околозвездным веществом аналогично сверхновой типа IIn. Во второй половине 20-го века стали доступны визуальные спектры с гораздо более высоким разрешением. Спектр продолжал демонстрировать сложные и загадочные особенности, при этом значительная часть энергии центральной звезды переизлучалась в инфракрасном диапазоне окружающей пылью, некоторое отражение света от звезды от плотных локализованных объектов в околозвездном веществе, но с очевидными признаками высокой ионизации, указывающими на очень высокие температуры. Профили линий сложны и изменчивы, что указывает на наличие множества характеристик поглощения и излучения при различных скоростях относительно центральной звезды. 5,5-летний орбитальный цикл вызывает сильные спектральные изменения в перицентре, известные как спектральные события. Некоторые длины волн излучения подвергаются затмениям либо из-за фактического перекрытия одной из звезд, либо из-за прохождения через непрозрачные области сложных звездных ветров. Несмотря на то, что эти события приписываются орбитальному вращению, они значительно различаются от цикла к циклу. Эти изменения усилились с 2003 года, и обычно считается, что долгосрочные светские изменения в звездных ветрах или ранее выброшенном материале могут быть результатом возвращения звезды к состоянию, предшествовавшему ее Великому извержению.

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.

Ультрафиолетовые

Ультрафиолетовый спектр системы Eta Carinae демонстрирует множество линий излучения ионизированных металлов, таких как FeII и CrII, а также линию Lymanα (Lyα) и континуум от горячего центрального источника. Уровни ионизации и континуум требуют существования источника с температурой не менее 37 000 К.

Некоторые линии FeII в ультрафиолетовом диапазоне необычно сильны. Они возникают в областях Вейгельта и обусловлены эффектом лазерного усиления с низким коэффициентом усиления. Ионизированный водород между областью и центральной звездой генерирует интенсивное излучение Lyα, которое проникает в область. Область содержит атомный водород с небольшим содержанием других элементов, включая фотоионизированное железо, облучаемое излучением от центральных звезд. Случайный резонанс (когда излучение случайно обладает подходящей энергией для накачки возбужденного состояния) позволяет излучению Lyα накачивать ионы Fe+ в определенные псевдометастабильные состояния, создавая инверсию населенностей, что обеспечивает возможность стимулированного излучения. Этот эффект аналогичен мазерному излучению из плотных областей вокруг многих холодных сверхгигантов, однако последний эффект значительно слабее в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах, а Eta Carinae является единственным четко зафиксированным примером ультрафиолетового астрофизического лазера. Аналогичный эффект от накачки метастабильных состояний OI излучением Lyβ также был подтвержден как астрофизический ультрафиолетовый лазер.

Инфракрасная

Инфракрасные наблюдения за Этой Карина приобретают все большее значение. Подавляющее большинство электромагнитного излучения центральных звезд поглощается окружающей пылью и затем переизлучается в виде среднего и дальнего инфракрасного излучения, соответствующего температуре пыли. Это позволяет наблюдать почти всю энергию, излучаемую системой, на длинах волн, которые слабо подвержены межзвездному поглощению, что приводит к более точным оценкам светимости по сравнению с другими чрезвычайно яркими звездами. Эта Карина является самым ярким источником в ночном небе в среднем инфракрасном диапазоне длин волн. Наблюдения в дальнем инфракрасном диапазоне показывают наличие большой массы пыли при температуре 100–150 К, что указывает на общую массу оболочки Гомункул в 20 солнечных масс и более. Это значительно превышает предыдущие оценки, и считается, что вся эта масса была выброшена всего за несколько лет во время Великого извержения.

Высокоэнергетическое излучение

Вокруг Эты Каринаэ было обнаружено несколько источников рентгеновских и гамма-лучей, например 4U 1037–60 в 4-м каталоге "Ухуру" и 1044–59 в каталоге HEAO 2. Первым обнаружением рентгеновского излучения в области Эты Каринаэ стала ракета Terrier Sandhawk, за которым последовали наблюдения с помощью аппаратов Ariel 5, OSO 8 и "Ухуру". Более детальные наблюдения были проведены с помощью обсерватории "Эйнштейн", рентгеновского телескопа ROSAT, передового спутника для космологии и астрофизики (ASCA) и рентгеновской обсерватории "Чандра". Существует множество источников на различных длинах волн во всем высокоэнергетическом электромагнитном спектре: жесткие рентгеновские лучи и гамма-лучи в пределах 1 светового месяца от Эты Каринаэ; жесткие рентгеновские лучи из центральной области шириной около 3 световых месяцев; отчетливая частичная кольцевая структура, напоминающая подкову, в низкоэнергетических рентгеновских лучах диаметром 0,67 парсека (2,2 световых года), соответствующая основному ударному фронту от Великого извержения; диффузное рентгеновское излучение по всей области Гомункула; и многочисленные конденсации и дуги за пределами основного кольца. Все высокоэнергетическое излучение, связанное с Этой Каринаэ, изменяется в течение орбитального цикла. Спектроскопический минимум, или затмение рентгеновского излучения, произошло в июле и августе 2003 года, а аналогичные события в 2009 и 2014 годах были интенсивно изучены. Высокоэнергетические гамма-лучи с энергией выше 100 МэВ, зарегистрированные AGILE, демонстрируют сильную изменчивость, в то время как низкоэнергетические гамма-лучи, наблюдаемые Fermi, показывают небольшую изменчивость.

Радиоизлучение

Радиоизлучение было зарегистрировано от звезды Эта Карина в микроволновом диапазоне. Она была обнаружена в 21-сантиметровой линии HI, но особенно детально изучена в миллиметровом и сантиметровом диапазонах. В этом диапазоне были обнаружены усиленные линии рекомбинации водорода (в результате объединения электрона и протона с образованием атома водорода). Излучение сконцентрировано в небольшом, неточечном источнике размером менее 4 угловых секунд и, по-видимому, в основном представляет собой излучение свободного-свободного типа (термическое тормозное излучение) от ионизированного газа, что согласуется с компактной областью HII при температуре около 10 000 К. Изображения с высоким разрешением показывают, что радиоволны исходят от диска диаметром в несколько угловых секунд и шириной 10 000 астрономических единиц (АЕ) на расстоянии до Эта Карина.

Окружающая среда

Эта Карина находится в туманности Карина, гигантском регионе звездообразования в рукаве Карина-Стрелец Млечного Пути. Туманность – заметный объект, видимый невооружённым глазом в южном небе, демонстрирующий сложную смесь эмиссионных, отражательных и тёмных туманностей. Известно, что Эта Карина находится на том же расстоянии, что и туманность Карина, и её спектр можно увидеть, отражаясь от различных звёздных облаков в туманности. До Великого взрыва система Эта Карина вносила до 20% в общий ионизирующий поток для всей туманности Карина, но сейчас он в основном блокируется окружающим газом и пылью. Trumpler 16 и соседний с ним Trumpler 14 – два доминирующих звёздных скопления ассоциации Carina OB1, протяжённой группировки молодых, ярких звёзд с общим движением в пространстве.

Гомункул

Эта Карина окружена и освещается туманностью Гомункулус, небольшой эмиссионно-рефлексионной туманностью, состоящей в основном из газа, выброшенного во время Великого извержения в середине XIX века, а также пыли, которая конденсировалась из обломков. Туманность состоит из двух полярных долей, выровненных с осью вращения звезды, плюс экваториальной "юбки", общая протяженность которой составляет около 18 световых лет. Более детальные исследования показывают множество мелких деталей: Маленький Гомункул внутри основной туманности, вероятно, образовавшийся в результате извержения 1890 года; струя; тонкие потоки и сгустки материала, особенно заметные в области юбки; и три плотных газовых образования Вейгельта — очень близко к самой звезде. Считается, что доли Гомункула сформировались почти исключительно в результате первоначального извержения, а не сформировались или включали ранее выброшенный или межзвездный материал, хотя дефицит материала вблизи экваториальной плоскости позволяет некоторому позднему звездному ветру и выброшенному материалу смешиваться. Следовательно, масса долей дает точную оценку масштаба Великого извержения, с оценками, варьирующимися от … до … масс Солнца. Результаты показывают, что материал Великого извержения сильно концентрируется к полюсам; 75% массы и 90% кинетической энергии были выброшены выше 45° широты. Уникальной особенностью Гомункула является возможность измерять спектр центрального объекта на разных широтах по отраженному спектру от различных частей долей. Они отчетливо демонстрируют полярный ветер, где звездный ветер быстрее и сильнее на высоких широтах, что, предположительно, связано с быстрым вращением, вызывающим гравитационное усиление в направлении полюсов. В отличие от этого, спектр показывает более высокую температуру возбуждения ближе к экваториальной плоскости. Из этого следует, что внешняя оболочка Эта Карина А не является сильно конвективной, поскольку это препятствовало бы гравитационному затемнению. Текущая ось вращения звезды, по-видимому, не точно совпадает с выравниванием Гомункула. Это может быть связано с взаимодействием с Эта Карина B, которое также модифицирует наблюдаемые звездные ветры. Расстояния до звездных скоплений можно оценить, используя диаграмму Герцпрунга — Рассела или диаграмму цвет-цвет для калибровки абсолютных звездных величин, например, путем подгонки главной последовательности или идентификации таких особенностей, как горизонтальная ветвь, и, следовательно, их расстояния от Земли. Также необходимо знать величину межзвездного поглощения в скоплении, и это может быть затруднительно в таких регионах, как туманность Карина. Расстояние было определено на основе калибровки светимости звезд типа O в скоплении Трумpler 16. После определения аномальной поправки на покраснение к поглощению, расстояние до Трумплера 14 и Трумплера 16 было измерено в 9500 (±2900) световых лет. Известная скорость расширения туманности Гомункул предоставляет необычный геометрический метод измерения ее расстояния. Предполагая, что две доли туманности симметричны, проекция туманности на небе зависит от ее расстояния. Для Гомункула были получены значения 2300, 2250 и 2300 световых лет, и Эта Карина явно находится на том же расстоянии.

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.

Свойства

Звездная система Эта Карины в настоящее время является одной из самых массивных звезд, которые можно изучать с высокой степенью детализации. До недавнего времени Эта Карина считалась самой массивной одиночной звездой, но двойственная природа системы была предложена бразильским астрономом Аугусто Даминели в 1996 году. Обе звезды-компоненты в значительной степени скрыты околозвездным веществом, выброшенным из Эта Карины A, и основные характеристики, такие как их температуры и светимости, могут быть определены лишь косвенно. Быстрые изменения звездного ветра в XXI веке указывают на то, что сама звезда может стать видимой, когда пыль от мощного извержения рассеется.

Орбита

Двойственная природа Эта Карины чётко установлена, хотя компоненты не были непосредственно наблюдаемы и даже не могут быть чётко разрешены спектроскопически из-за рассеяния и повторного возбуждения в окружающей туманности. Периодические фотометрические и спектроскопические вариации стимулировали поиск компаньона, а моделирование сталкивающихся ветров и частичных "затмений" некоторых спектроскопических линий ограничило возможные орбиты. Период орбиты точно известен и составляет 5,539 года, хотя со временем он менялся из-за потери массы и аккреции. Между Великим извержением и меньшим извержением 1890 года орбитальный период, по-видимому, составлял 5,52 года, а до Великого извержения он мог быть ещё меньше, возможно, между 4,8 и 5,4 годами. Эта Карина A не является типичным LBV. Она более светима, чем любая другая LBV в Млечном Пути, хотя, возможно, сопоставима с другими сверхновыми-самозванцами, обнаруженными во внешних галактиках. В настоящее время она не находится на полосе нестабильности S Doradus, хотя неясно, какова температура или спектральный тип звезды в основе, и во время Великого извержения она была намного холоднее, чем типичный выброс LBV, со спектральным типом в середине G. Извержение 1890 года, вероятно, было довольно типичным для извержений LBV, с ранним спектральным типом F, и было оценено, что звезда в настоящее время может иметь непрозрачный звёздный ветер, формирующий псевдофотосферу с температурой 9000–10000 K. Массы в для первичного компонента и в для вторичного наилучшим образом соответствуют одной модели передачи массы, описывающей событие Великого извержения. Эта Карина A теряет значительную массу из-за своей экстремальной светимости и относительно низкой поверхностной гравитации. Её звёздный ветер полностью непрозрачен и выглядит как псевдофотосфера; эта оптически плотная поверхность скрывает любую истинную физическую поверхность звезды, которая может присутствовать. (При экстремальных скоростях радиационной потери массы градиент плотности поднятого материала может стать достаточно непрерывным, что чётко определённой физической поверхности может не существовать.) Во время Великого извержения скорость потери массы была в тысячу раз выше, около в год, и поддерживалась в течение десяти лет или более. Общая потеря массы во время извержения составила не менее , большая часть которой сейчас формирует туманность Гомункулус. Меньшее извержение 1890 года породило туманность Маленький Гомункулус, значительно меньшую и занимающую лишь около .
Эта Карина B, предположительно, также теряет массу посредством тонкого, быстрого звёздного ветра, но это нельзя обнаружить напрямую. Модели излучения, наблюдаемого при взаимодействии ветров двух звёзд, показывают скорость потери массы порядка в год при скоростях 3000 км/с, типичных для горячей звезды класса O. Лучшая оценка светимости первичного компонента составляет , что делает её одной из самых ярких звёзд в Млечном Пути. Светимость Эты Карины B особенно неопределённа, вероятно и почти наверняка не превышает .
Самой заметной особенностью Эты Карины является её гигантское извержение или событие, имитирующее сверхновую, которое произошло в первичном компоненте и было зафиксировано около 1843 года. За несколько лет она произвела почти столько же видимого света, сколько и слабая взрывная сверхновая, но звезда выжила. По оценкам, в пиковой яркости светимость была такой же высокой, как и у предварительного взрыва SN 2006jc в UGC 4904. После Великого извержения Эта Карина стала самозакрываться выброшенным материалом, что привело к значительному покраснению. Это было оценено в четыре звёздные величины в визуальных длинах волн, что означает, что светимость после извержения была сопоставима с той, что была при первой идентификации. Эта Карина по-прежнему намного ярче в инфракрасных длинах волн, несмотря на предполагаемые горячие звёзды за туманностью. Недавнее визуальное увеличение яркости, вероятно, вызвано уменьшением поглощения из-за истончения пыли или уменьшения потери массы, а не изменением светимости в основе. Теперь известно, что система Эты Карины состоит как минимум из двух звёзд, обе с сильными звёздными ветрами и зоной столкновения ветров (WWC), встроенной в пыльную туманность, которая перерабатывает 90% электромагнитного излучения в средний и дальний инфракрасный диапазон. Все эти элементы имеют разную температуру. Мощные звёздные ветры от двух звёзд сталкиваются в примерно конической зоне WWC и создают температуры до 100 000 K на вершине между двумя звёздами. Эта зона является источником жёсткого рентгеновского и гамма-излучения вблизи звёзд. Вблизи периастра, когда вторичный компонент пронзает всё более плотные области ветра первичного компонента, зона столкновения ветров искажается в спираль, тянущуюся за Этой Кариной B. Конус столкновения ветров разделяет ветры двух звёзд. На расстоянии 55–75° позади вторичного компонента находится тонкий горячий ветер, типичный для звёзд класса O или Вольфа — Райе. Это позволяет обнаружить некоторое излучение от Эты Карины B, и её температуру можно оценить с некоторой точностью благодаря спектральным линиям, которые вряд ли будут произведены каким-либо другим источником. Хотя вторичный компонент никогда не был непосредственно наблюдаем, существует широкое согласие относительно моделей, в которых его температура находится между 37 000 K и 41 000 K.

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, вероятно, выглядела как ранняя B-сверхгигант с температурой между 20 000 K и 25 000 K во время своего открытия Халлеем. Эффективная температура, определённая для поверхности сферического оптически плотного ветра при , составит 9400–15 000 K, в то время как температура теоретического гидростатического "ядра" при оптической глубине 150 составит 35 200 K. Эффективная температура видимого внешнего края непрозрачного ветра первичного компонента обычно считается равной 15 000–25 000 K на основе визуальных и ультрафиолетовых спектральных особенностей, которые, как предполагается, происходят непосредственно из ветра или отражаются через пятна Вейгельта.

Размер

Размер двух главных звёзд системы Эта Карины трудно определить точно, поскольку ни одна из них не видна напрямую. Вероятно, у Эта Карины B есть хорошо определённая фотосфера, и её радиус можно оценить, исходя из предполагаемого типа звезды. O-сверхгигант с температурой 37 200 К имеет эффективный радиус в пике Великого извержения радиус, насколько это вообще применимо во время столь мощного выброса вещества, составлял бы около , сопоставимый с радиусами крупнейших известных красных сверхгигантов, таких как VY Большого Пса. Размеры звёзд следует сравнивать с их орбитальным расстоянием, которое в перицентре составляет всего около . Радиус аккреции вторичной звезды составляет около , что указывает на интенсивное аккрецирование вблизи перицентра, приводящее к коллапсу вторичного звёздного ветра.

Извержения

Наблюдалось два извержения Эта Карина: Великое извержение середины XIX века и Малое извержение 1890 года. Кроме того, исследования окружающих туманностей указывают на по крайней мере одно более раннее извержение около 1250 года н.э. Возможно, произошло еще одно извержение около 1550 года н.э., хотя существует вероятность, что материал, свидетельствующий об этом извержении, на самом деле является продуктом Великого извержения, замедлившегося из-за столкновения со старыми туманностями. Механизм, вызывающий эти извержения, неизвестен. Неясно даже, связаны ли эти извержения со взрывными событиями или с так называемыми сверхэддингтоновскими ветрами – экстремальной формой звездного ветра, характеризующейся очень высокой потерей массы, вызванной увеличением светимости звезды. Источник энергии взрывов или увеличения светимости также неизвестен. Теории, объясняющие различные извержения, должны учитывать: повторяющиеся события, по крайней мере три извержения разной мощности; выброс вещества в количестве или более без уничтожения звезды; крайне необычную форму и скорости расширения выброшенного материала; и кривую блеска во время извержений, демонстрирующую увеличение яркости на несколько звездных величин в течение десятилетий. Наиболее изученным событием является Великое извержение. Помимо фотометрических наблюдений XIX века, световые эхо, зафиксированные в XXI веке, предоставляют дополнительную информацию о развитии извержения, показывая увеличение яркости с множеством пиков в течение примерно 20 лет, за которым последовал период плато в 1850-х годах. Световые эхо указывают на то, что отток вещества во время фазы плато был значительно выше, чем до пика извержения. Перенос массы от Эта Карина B во время прохождения через перицентр;

Эта Карина A начала бы свою жизнь как чрезвычайно горячая звезда на главной последовательности, уже обладающая высокой светимостью. Точные характеристики зависели бы от начальной массы, которая, предположительно, составляла не менее и, возможно, значительно больше. Типичный спектр при формировании был бы O2If, а звезда была бы преимущественно или полностью конвективной из-за ядерного синтеза по CNO-циклу при очень высоких температурах в ядре. Достаточно массивные или дифференциально вращающиеся звезды подвергаются такому сильному перемешиванию, что остаются химически однородными во время горения водорода в ядре. По мере прогрессирования горения водорода в ядре, очень массивная звезда медленно расширялась бы и становилась более яркой, превращаясь в голубой гипергигант и, в конечном итоге, в звезду типа LBV, продолжая синтезировать водород в ядре. Когда водород в ядре исчерпывается через 2–2,5 миллиона лет, горение водорода в оболочке продолжается с дальнейшим увеличением размера и светимости, хотя горение водорода в оболочке в химически однородных звездах может быть очень кратковременным или отсутствовать, поскольку вся звезда будет истощена водородом. На поздних стадиях горения водорода потеря массы чрезвычайно велика из-за высокой светимости и повышенного содержания гелия и азота на поверхности. Когда горение водорода заканчивается и начинается горение гелия в ядре, массивные звезды очень быстро переходят в стадию Вольфа — Райе с небольшим количеством или полным отсутствием водорода, увеличением температуры и уменьшением светимости. К этому моменту они, вероятно, потеряли более половины своей начальной массы. Неясно, начался ли тройной альфа-синтез гелия в ядре Эта Карина A. Элементный состав на поверхности невозможно измерить с высокой точностью, но выбросы в пределах Гомункула содержат около 60% водорода и 40% гелия, при этом содержание азота увеличено в десять раз по сравнению с солнечным. Это указывает на продолжающийся синтез водорода по CNO-циклу. Модели эволюции и гибели одиночных очень массивных звезд предсказывают повышение температуры во время горения гелия в ядре, сопровождающееся потерей внешних слоев звезды. Она превращается в звезду Вольфа — Райе азотной последовательности, переходя от WNL к WNE по мере потери большего количества внешних слоев, возможно, достигая спектральных классов WC или WO, когда углерод и кислород, образовавшиеся в результате тройного альфа-процесса, достигают поверхности. Этот процесс будет продолжаться с синтезом более тяжелых элементов до образования железного ядра, после чего ядро коллапсирует и звезда разрушается. Незначительные различия в начальных условиях, в самих моделях и, особенно, в скорости потери массы приводят к различным прогнозам относительно конечного состояния самых массивных звезд. Они могут пережить превращение в звезду, лишенную гелия, или коллапсировать на более ранней стадии, сохранив большую часть своих внешних слоев. Отсутствие достаточно ярких звезд WN и открытие предполагаемых предшественников сверхновых типа LBV также привели к предположению, что определенные типы звезд LBV взрываются как сверхновые, не переходя на другие стадии эволюции. Эта Карина является близкой двойной системой, что усложняет эволюцию обеих звезд. Компактный массивный компаньон может лишать массы более массивную первичную звезду гораздо быстрее, чем это произошло бы в одиночной звезде, поэтому характеристики на стадии коллапса ядра могут быть очень разными. В некоторых сценариях вторичная звезда может накапливать значительную массу, ускоряя свою эволюцию, и, в свою очередь, лишаться массы теперь компактной первичной звездой Вольфа — Райе. В случае Эта Карина вторичная звезда явно вызывает дополнительную нестабильность в первичной звезде, что затрудняет прогнозирование будущего развития.

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.

Потенциальная сверхновая

Огромная вероятность заключается в том, что следующая сверхновая, наблюдаемая в Млечном Пути, произойдет от неизвестного белого карлика или неярко выраженного красного сверхгиганта, который, скорее всего, даже не будет виден невооруженным глазом. Тем не менее, перспектива сверхновой, возникшей из столь экстремального, близкого и хорошо изученного объекта, как Эта Карина, вызывает значительный интерес. Как одиночная звезда, звезда, изначально примерно в 150 раз массивнее Солнца, обычно достигнет коллапса ядра в стадии звезды Вольфа — Райе в течение 3 миллионов лет. Если вблизи звезды сохранится значительное количество выброшенного вещества, ударная волна от взрыва сверхновой, взаимодействуя с околозвездным материалом, сможет эффективно преобразовывать кинетическую энергию в излучение, приводя к возникновению сверхсветояркой сверхновой (SLSN) или гиперновой, в несколько раз превосходящей по светимости типичную сверхновую с коллапсом ядра и гораздо более продолжительной по времени. Высокомассивные прородители также могут выбросить достаточно никеля, чтобы вызвать SLSN исключительно за счет радиоактивного распада. В результате останется черная дыра, поскольку крайне маловероятно, что такая массивная звезда сможет потерять достаточно массы, чтобы ее ядро не превысило предел для нейтронной звезды. Наличие массивного компаньона открывает множество других возможностей. Если бы Эта Карина A быстро лишилась внешних слоев, к моменту коллапса ядра она могла бы оказаться менее массивной звездой типа WC или WO. Это привело бы к сверхновой типа Ib или типа Ic из-за отсутствия водорода и, возможно, гелия. Считается, что этот тип сверхновых является источником определенных классов гамма-всплесков, однако модели предсказывают, что они обычно возникают только в менее массивных звездах. Ряд необычных сверхновых и «самозванцев» сравнивались с Этой Кариной как с примерами ее возможной судьбы. Одним из наиболее убедительных примеров является SN 2009ip — голубой сверхгигант, переживший событие, имитирующее сверхновую, в 2009 году, с чертами, схожими с Великим извержением Эты Карины, а затем еще более яркую вспышку в 2012 году, которая, вероятно, была настоящей сверхновой. Сверхновая SN 2006jc, расположенная в 77 миллионах световых лет от нас в UGC 4904 в созвездии Рыси, также пережила вспышку, имитирующую сверхновую, в 2004 году, за которой последовала сверхновая типа Ib с магнитудой 13,8, впервые зарегистрированная 9 октября 2006 года. Эту Карину также сравнивали с другими возможными «самозванцами» сверхновых, такими как SN 1961V и iPTF14hls, а также со сверхсветояркими сверхновыми, такими как SN 2006gy.

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.

Возможные последствия на Земле

Типичная сверхновая с коллапсом ядра на расстоянии Эта Карины достигла бы пиковой видимой звёздной величины около −4, что сопоставимо с яркостью Венеры. Сверхновая типа SLSN может быть на пять звёздных величин ярче, потенциально став самой яркой сверхновой, зарегистрированной в истории (в настоящее время это SN 1006). На расстоянии 7500 световых лет от звезды маловероятно, что она окажет прямое воздействие на земные формы жизни, поскольку атмосфера защитит их от гамма-лучей, а магнитосфера – от части космических лучей. Основной ущерб будет ограничен верхними слоями атмосферы, озоновым слоем, космическими аппаратами, включая спутники, и астронавтами, находящимися в космосе. По крайней мере, в одной научной работе предполагается, что полная потеря озонового слоя Земли является вероятным последствием взрыва близлежащей сверхновой, что приведёт к значительному увеличению уровня ультрафиолетового излучения, достигающего поверхности Земли от Солнца. Однако для этого типичная сверхновая должна находиться ближе 50 световых лет от Земли, а даже потенциальная гиперновая – ближе, чем Эта Карина. Другой анализ возможного воздействия рассматривает более тонкие эффекты от необычного освещения, такие как возможное подавление выработки мелатонина, приводящее к бессоннице и повышенному риску развития рака и депрессии. В нём делается вывод, что сверхновая такой мощности должна находиться значительно ближе к Земле, чем Эта Карина, чтобы оказать какое-либо существенное влияние. Ожидается, что Эта Карина не вызовет гамма-всплеска, и её ось в настоящее время не направлена в сторону Земли.