Eta Carinae

Eta Carinae

Ảnh của Kính viễn vọng không gian Hubble cho thấy Eta Carinae và tinh vân phản xạ lưỡng cực Homunculus bao quanh Eta Carinae. Tinh vân Homunculus một phần đã được hình thành trong sự suy sụp của sao Eta Carinae, ánh sáng của nó đến Trái Đất vào năm 1843. Eta Carinae xuất hiện như một đốm trắng sáng nằm gần trung tâm của bức ảnh, nơi hai thùy của tinh vân Homunculus tiếp cận.
Dữ liệu quan sát Kỷ nguyên J2000      Xuân phân J2000
Chòm sao	Thuyền Để
Xích kinh	10h 45m 03.591s
Xích vĩ	−59° 41′ 04.26″
Cấp sao biểu kiến (V)	−0.8 to 7.9 (4.ngày 6 tháng 2 năm 2012)
Các đặc trưng
Kiểu quang phổ	BIae-0 / OI
Chỉ mục màu U-B	-0.45
Chỉ mục màu B-V	0.61
Kiểu biến quang	LBV & hệ sao đôi
Trắc lượng học thiên thể
Vận tốc xuyên tâm (Rv)	−25.0 km/s
Chuyển động riêng (μ)	RA: −7.6 mas/năm Dec.: 1.0 mas/năm
Cấp sao tuyệt đối (MV)	-7 (nay)
Chi tiết
Khối lượng	120 / 30 M☉
Bán kính	~240 / 24 R☉
Độ sáng	5,000,000 / 1,000,000 L☉
Nhiệt độ	~15,000 / 37,200 K
Tuổi	~ <3 × 106 năm
Tên gọi khác
Foramen, Tseen She, 231 G. Carinae, HR 4210, CD−59°2620, HD 93308, SAO 238429, WDS 10451-5941, IRAS 10431-5925, GC 14799, CCDM J10451-5941

Eta Carinae ( hay η Carinae ,viết tắt là η Car ), trước đây được gọi là Eta Argus, là một hệ sao chứa hai ngôi sao với độ sáng lớn hơn năm triệu lần Mặt trời, cách chúng ta khoảng 7.500-8000 năm ánh sáng (2.300 parsec ) ở trong chòm sao Carina. Ngôi sao chính là một Sao biến quang màu xanh lam (LBV) có khối lượng gấp khoảng 150 lần mặt trời nhưng đã bị mất ít nhất 10% khối lượng ban đầu tạo thành tinh vân Homunculus như ta thấy ngày nay, sao đồng hành thuộc lớp quang phổ loại O có khối lượng gấp khoảng 55 lần mặt trời. Eta Carinae trước đây là một ngôi sao có độ sáng biểu kiến là +4 , nó sáng vào năm 1837 để trở nên sáng hơn Rigel , đánh dấu sự khởi đầu của sự kiện gọi là "Đại phun trào". Nó trở thành ngôi sao sáng thứ hai trên bầu trời từ ngày 11 đến ngày 14 tháng 3 năm 1843 trước khi mờ dần xuống dưới tầm nhìn của mắt thường sau năm 1856. Trong một vụ phun trào nhỏ hơn, nó đạt cấp biểu kiến +6 vào năm 1892 trước khi mờ dần. Nó đã sáng liên tục kể từ khoảng năm 1940, trở nên sáng hơn 4,5 độ richter vào năm 2014.

Hệ Eta Carinae được bao quanh trong tinh vân Homunculus, đến lượt tinh vân này lại là một phần của tinh vân Thuyền Để lớn hơn nhiều, và hiện đang có một độ sáng bolometric kết hợp của hơn năm triệu lần mặt trời. Nó không thể nhìn thấy được từ phía bắc và vĩ độ 30°B và nằm ở phía nam quanh vùng cực vĩ tuyến 30°N. Do khối lượng và các giai đoạn của cuộc sống của nó, người ta dự kiến nó ​​sẽ phát nổ như một siêu tân tinh hoặc hypernova trong tương lai gần thiên văn học. Mặc dù không liên quan đến sao và tinh vân, tuy nhiên trận mưa sao băng yếu Eta Carinids có tỏa sáng rất gần với Eta Carinae.

Lịch sử quan sát

Eta Carinae lần đầu tiên được ghi nhận là ngôi sao có cường độ thứ tư vào thế kỷ 16 hoặc 17. Nó trở thành ngôi sao sáng thứ hai trên bầu trời vào giữa thế kỷ 19, trước khi mờ dần dưới tầm nhìn bằng mắt thường. Trong nửa sau của thế kỷ 20, nó từ từ sáng lên để có thể nhìn thấy bằng mắt thường và đến năm 2014 lại là một ngôi sao cấp bốn.

Khám phá và đặt tên

Không có bằng chứng đáng tin cậy nào về việc Eta Carinae được quan sát hoặc ghi lại trước thế kỷ 17, mặc dù nhà hàng hải người Hà Lan Pieter Keyser đã mô tả một ngôi sao cấp bốn ở vị trí gần đúng vào khoảng năm 1595–1596, ngôi sao này được sao chép vào các thiên cầu của Petrus Plancius và Jodocus . Hondius và Uanometria năm 1603 của Johannes Bayer . Danh mục sao độc lập của Frederick de Houtman từ năm 1603 không bao gồm Eta Carinae trong số các ngôi sao cấp 4 khác trong khu vực. Kỷ lục chắc chắn sớm nhất được thực hiện bởi Edmond Halley vào năm 1677 khi ông ghi lại ngôi sao đơn giản là Sequens(tức là "đi theo" so với ngôi sao khác) trong chòm sao mới Robur Carolinum . Catalogus Stellarum Australium của ông được xuất bản năm 1679. [23] Ngôi sao này còn được biết đến với các tên gọi Bayer là Eta Roboris Caroli, Eta Argus hoặc Eta Navis. [2] Năm 1751, Nicolas-Louis de Lacaille đã trao cho các ngôi sao của Argo Navis và Robur Carolinum một bộ ký hiệu Bayer bằng chữ cái Hy Lạp trong chòm sao Argo Navis của ông, và chỉ định ba khu vực trong Argo cho mục đích sử dụng các ký hiệu chữ cái Latinh ba lần. Eta rơi vào phần sống tàu mà sau này trở thành chòm sao Thuyền Để. [24] Nó thường không được biết đến với cái tên Eta Carinae cho đến năm 1879, khi các ngôi sao của Argo Navis cuối cùng được đặt tên là các chòm sao con trong Uranometria Argentina của Gould . [25]

Biểu đồ đường cong ánh sáng của Eta Carinae từ một số các quan sát sớm nhất cho đến nay

Eta Carinae ở quá xa về phía Nam để có thể trở thành một phần của thiên văn học truyền thống Trung Quốc dựa trên dinh thự , nhưng nó đã được lập bản đồ khi các vì sao phương Nam được tạo ra vào đầu thế kỷ 17. Cùng với s Carinae , λ Centauri và λ Muscae , Eta Carinae tạo thành chòm sao海山( Biển và Núi ). [26] Eta Carinae có tên là Tseen She (từ tiếng Trung 天社 [Quan thoại: tiānshè ] "Bàn thờ của thiên đường") và Foramen. Nó còn được gọi là海山二( Hǎi Shān èr , tiếng Anh: Ngôi sao thứ hai của Biển và Núi ). [27]

Halley đưa ra cường độ biểu kiến ​​xấp xỉ bằng 4 vào thời điểm phát hiện, được tính là cấp sao biểu kiến ​​xấp xỉ 3,3 theo quy mô hiện đại. Một số ít những lần nhìn thấy trước đó cho thấy Eta Carinae không sáng hơn đáng kể so với mức này trong phần lớn thế kỷ 17. [2] Những quan sát lẻ tẻ hơn nữa trong 70 năm tiếp theo cho thấy Eta Carinae có lẽ có cường độ khoảng 3 độ hoặc mờ hơn, cho đến khi Lacaille ghi lại nó một cách đáng tin cậy ở cường độ thứ 2 vào năm 1751. [2] Không rõ liệu Eta Carinae có thay đổi đáng kể về độ sáng trong thời gian tiếp theo hay không. 50 năm; thỉnh thoảng có những quan sát như của William Burchell ở cường độ thứ 4 vào năm 1815, nhưng không chắc liệu đây có phải chỉ là sự ghi lại những quan sát trước đó hay không.[2]

Hệ Sao

Hai ngôi sao chính của hệ thống Eta Carinae có quỹ đạo lệch tâm với chu kỳ 5,54 năm. Ngôi sao chính là một ngôi sao cực kỳ khác thường, tương tự như một biến quang màu xanh lam (LBV). Ban đầu nó là 150–250  M _☉,trong đó nó đã mất ít nhất 30  M _☉ ,Đây là ngôi sao duy nhất được biết là tạo ra phát xạ tia cực tím.Ngôi sao phụ nóng và cũng có độ sáng cao, thuộc lớp quang phổ loại O , nặng gấp khoảng 30–80 lần Mặt trời. Hệ thống bị che khuất nhiều bởi Tinh vân Homunculus, bao gồm các vật chất bị đẩy ra khỏi lớp chính trong Vụ phun trào lớn. Nó là một thành viên của cụm sao mở Trumpler 16 bên trong Tinh vân Thuyền Để lớn hơn nhiều.

Quỹ đạo

Quỹ đạo nhị phân của Eta Carinae A/B

Bản chất nhị phân của Eta Carinae được thiết lập rõ ràng, mặc dù các thành phần này chưa được quan sát trực tiếp và thậm chí không thể phân giải rõ ràng bằng phương pháp quang phổ do tán xạ và kích thích lại trong tinh vân xung quanh. Các biến thể trắc quang và quang phổ định kỳ đã thúc đẩy việc tìm kiếm một người bạn đồng hành và mô hình hóa các cơn gió sao va chạm với nhau và "nhật thực" một phần của một số đặc điểm quang phổ đã hạn chế các quỹ đạo khả dĩ. [13]

Chu kỳ quỹ đạo được biết chính xác là 5,539 năm, mặc dù điều này đã thay đổi theo thời gian do sự mất mát và bồi tụ khối lượng. Giữa Vụ phun trào lớn năm 1841 và vụ phun trào ít hơn hơn năm 1890, chu kỳ quỹ đạo rõ ràng là 5,52 năm, trong khi trước Vụ phun trào lớn, nó có thể vẫn thấp hơn, có thể là từ 4,8 đến 5,4 năm. [15] Khoảng cách quỹ đạo chỉ được biết một cách gần đúng, với bán trục chính là 15–16 AU. Quỹ đạo có độ lệch tâm cao, e = 0,9. Điều này có nghĩa là khoảng cách giữa các ngôi sao thay đổi từ khoảng 1,6 AU, tương tự như khoảng cách của Sao Hỏa đến Mặt trời, đến 30 AU, tương tự như khoảng cách của Sao Hải Vương. [13]

Có lẽ việc sử dụng có giá trị nhất của một quỹ đạo chính xác cho một hệ sao đôi là tính toán trực tiếp khối lượng của các ngôi sao. Điều này đòi hỏi kích thước và độ nghiêng của quỹ đạo phải được biết chính xác. Kích thước quỹ đạo của Eta Carinae chỉ được biết một cách gần đúng vì không thể quan sát trực tiếp và riêng biệt các ngôi sao. Độ nghiêng đã được lập mô hình ở 130–145 độ, nhưng quỹ đạo vẫn chưa được biết đủ chính xác để cung cấp khối lượng của hai thành phần. [13]

Vùng lân cận

Tinh vân Thuyền Để

Bài chi tiết: Tinh vân Thuyền Để

Hình ảnh chú thích của Tinh vân Thuyền Để

Eta Carinae được tìm thấy trong Tinh vân Thuyền Để, một Vùng H II hình thành sao khổng lồ ở Nhánh Thuyền Để-Nhân Mã của Dải Ngân hà .Tinh vân Thuyền Để là một vật thể nổi bật bằng mắt thường trên bầu trời phía nam cho thấy sự kết hợp phức tạp giữa Tinh vân phát xạ, phản xạ và Tinh vân tối. Eta Carinae được biết là ở cùng khoảng cách với Tinh vân Thuyền Để và quang phổ của nó có thể được nhìn thấy phản chiếu từ các đám mây sao khác nhau trong tinh vân. [80] Sự xuất hiện của Tinh vân Carina, và đặc biệt là vùng Tinh vân Lỗ Khóa, đã thay đổi đáng kể kể từ khi nó được John Herschel mô tả hơn 160 năm trước. [50] Điều này được cho là do sự giảm bức xạ ion hóa từ Eta Carinae kể từ vụ phun trào lớn. [81] Trước vụ phun trào lớn, hệ thống Eta Carinae đóng góp tới 20% tổng dòng ion hóa cho toàn bộ Tinh vân Thuyền Để, nhưng hiện nay phần lớn đã bị chặn bởi khí và bụi xung quanh.

Trumpler 16

Bài chi tiết: Trumpler 16

Eta Carinae nằm trong các ngôi sao rải rác của cụm sao mở Trumpler 16 . Tất cả các thành viên khác đều ở dưới tầm nhìn của mắt thường, mặc dù WR 25 là một ngôi sao phát sáng cực lớn khác. [82] Trumpler 16 và người hàng xóm Trumpler 14 của nó là hai cụm sao nổi bật của Cụm sao Carina OB1 , một cụm sao mở rộng gồm các ngôi sao phát sáng trẻ có chuyển động chung trong không gian.

Tinh vân Homunculus

Bài chi tiết: Tinh vân Homunculus

Eta Carinae được bao quanh và phát sáng bởi Tinh vân Homunculus , [84] một tinh vân phát xạ và phản xạ lưỡng cực nhỏ bao gồm chủ yếu là khí thoát ra trong sự kiện Vụ phun trào lớn vào giữa thế kỷ 19, cũng như bụi ngưng tụ từ các mảnh vụn. Tinh vân bao gồm hai thùy cực thẳng hàng với trục quay của ngôi sao, cộng với một "lưới" xích đạo, toàn bộ tinh vân xung quanh nó Dài 18". [85] Các nghiên cứu kỹ hơn cho thấy nhiều chi tiết thú vị: một Little Homunculus trong tinh vân chính, có lẽ được hình thành từ vụ phun trào năm 1890; một máy bay phản lực; những dòng chất liệu mịn và những nút thắt, đặc biệt đáng chú ý ở vùng váy; và ba Weigelt Blobs ngưng tụ khí đậm đặc rất gần với chính ngôi sao. [61] [86]

Các thùy của Homunculus được coi là được hình thành gần như hoàn toàn do vụ phun trào ban đầu, thay vì được định hình bởi hoặc bao gồm vật chất bị đẩy ra hoặc giữa các vì sao trước đó, mặc dù sự khan hiếm vật chất gần mặt phẳng xích đạo cho phép một số gió sao và vật chất bị đẩy ra sau này trộn lẫn. Do đó, khối lượng của các thùy cung cấp thước đo chính xác về quy mô của Vụ phun trào lớn, với ước tính dao động từ 12–15 M ☉ cho đến cao tới 45 M ☉ . [7] [18] [87] Kết quả cho thấy vật chất từ ​​Vụ phun trào lớn tập trung mạnh về phía các cực; 75% khối lượng và 90% động năng được giải phóng trên vĩ độ 45°. [88]

Một tính năng độc đáo của Homunculus là khả năng đo quang phổ của vật thể trung tâm ở các vĩ độ khác nhau bằng phổ phản xạ từ các phần khác nhau của thùy. Những điều này cho thấy rõ ràng một cơn gió vùng cực trong đó gió sao nhanh hơn và mạnh hơn ở các vĩ độ cao được cho là do sự quay nhanh khiến lực hấp dẫn sáng dần về phía các cực. Ngược lại, quang phổ cho thấy nhiệt độ kích thích cao hơn ở gần mặt phẳng xích đạo hơn. [89] Theo ngụ ý, lớp vỏ bên ngoài của Eta Carinae A không có tính đối lưu mạnh vì điều đó sẽ ngăn cản lực hấp dẫn tối đi . Trục quay hiện tại của ngôi sao dường như không khớp chính xác với hướng thẳng hàng của Homunculus. Điều này có thể là do sự tương tác với Eta Carinae B cũng làm thay đổi gió sao quan sát được

Phun trào

Ảnh của Kính viễn vọng không gian Hubble cho thấy tinh vân Homunculus bao quanh Eta Carinae

Hai vụ phun trào đã được quan sát thấy từ Eta Carinae, Vụ phun trào lớn vào giữa thế kỷ 19 và Vụ phun trào nhỏ hơn vào năm 1890. Ngoài ra, các nghiên cứu về đám mây mù bên ngoài cho thấy ít nhất một vụ phun trào trước đó vào khoảng năm 1250 sau Công nguyên. Một vụ phun trào tiếp theo có thể đã xảy ra vào khoảng năm 1550 sau Công Nguyên, mặc dù có thể vật liệu chỉ ra vụ phun trào này thực sự là do Vụ phun trào lớn bị chậm lại do va chạm với đám mây mù cũ hơn. Cơ chế tạo ra những vụ phun trào này vẫn chưa được biết rõ. Người ta thậm chí còn không rõ liệu các vụ phun trào có liên quan đến các sự kiện nổ hay cái gọi là gió siêu Eddington, một dạng gió sao cực đoan liên quan đến sự mất khối lượng rất cao gây ra bởi sự gia tăng độ sáng của ngôi sao. Nguồn năng lượng cho vụ nổ hoặc tăng độ sáng cũng chưa được biết.

Các lý thuyết về các vụ phun trào khác nhau phải tính đến: các sự kiện lặp lại, ít nhất ba vụ phun trào với quy mô khác nhau; phóng ra 20 M ☉ trở lên mà không phá hủy ngôi sao; hình dạng và tốc độ giãn nở rất khác thường của vật liệu bị đẩy ra; và đường cong ánh sáng trong các vụ phun trào liên quan đến độ sáng tăng lên vài cấp độ trong khoảng thời gian nhiều thập kỷ. Sự kiện được nghiên cứu nhiều nhất là Vụ phun trào lớn. Cũng như phép đo quang trong thế kỷ 19, tiếng vang ánh sáng được quan sát trong thế kỷ 21 cung cấp thêm thông tin về quá trình phun trào, cho thấy sự sáng lên với nhiều đỉnh trong khoảng 20 năm, sau đó là thời kỳ ổn định vào những năm 1850. Tiếng vang nhẹ cho thấy dòng vật chất thoát ra trong giai đoạn bình nguyên cao hơn nhiều so với trước đỉnh điểm phun trào. [115] Những lời giải thích có thể có cho vụ phun trào bao gồm: sự hợp nhất nhị phân trong hệ thống ba khi đó là; [116] sự chuyển giao khối lượng từ Eta Carinae B trong quá trình đi qua cận vệ tinh; [15] hoặc một vụ nổ không ổn định cặp nhịp.

Sự phát triển

Đường cong ánh sáng của Eta Carinae, với các quan sát ở bước sóng tiêu chuẩn được đánh dấu

Eta Carinae là một vật thể độc đáo, hiện không có vật thể tương tự nào được biết đến trong bất kỳ thiên hà nào. Do đó, sự phát triển trong tương lai của nó rất không chắc chắn, nhưng gần như chắc chắn sẽ liên quan đến sự mất khối lượng hơn nữa và cuối cùng là một siêu tân tinh.

Eta Carinae A lẽ ra đã bắt đầu cuộc sống như một ngôi sao cực kỳ nóng trên dãy chính, đã là một vật thể có độ sáng cao hơn một triệu L ☉ . Các đặc tính chính xác sẽ phụ thuộc vào khối lượng ban đầu, được cho là ít nhất phải bằng 150 M ☉ và có thể cao hơn nhiều. Phổ điển hình khi được hình thành lần đầu tiên sẽ là O2If và ngôi sao sẽ đối lưu hầu hết hoặc hoàn toàn do phản ứng tổng hợp chu trình CNO ở nhiệt độ lõi rất cao. Các ngôi sao có khối lượng đủ lớn hoặc quay khác nhau trải qua quá trình pha trộn mạnh đến mức chúng vẫn đồng nhất về mặt hóa học trong quá trình đốt cháy hydro ở lõi. Khi quá trình đốt cháy hydro ở lõi tiến triển, một ngôi sao rất lớn sẽ dần dần giãn nở và trở nên sáng hơn, trở thành một ngôi Sao siêu khổng lồ màu xanh lam và cuối cùng là LBV trong khi vẫn nung chảy hydro trong lõi. Khi hydro ở lõi cạn kiệt sau 2–2,5 triệu năm, quá trình đốt cháy vỏ hydro tiếp tục tăng thêm về kích thước và độ sáng, mặc dù quá trình đốt cháy vỏ hydro ở các ngôi sao đồng nhất về mặt hóa học có thể rất ngắn hoặc không xảy ra do toàn bộ ngôi sao sẽ cạn kiệt hydro. Trong giai đoạn cuối của quá trình đốt cháy hydro, sự mất khối lượng cực kỳ cao do độ sáng cao và lượng helium và nitơ dồi dào trên bề mặt. Khi quá trình đốt cháy hydro kết thúc và quá trình đốt cháy helium ở lõi bắt đầu, các ngôi sao lớn chuyển rất nhanh sang giai đoạn Wolf–Rayet với rất ít hoặc không có hydro, nhiệt độ tăng và độ sáng giảm. Vào thời điểm này, chúng có thể đã mất hơn một nửa khối lượng ban đầu. Không rõ liệu phản ứng tổng hợp helium triple-alpha có bắt đầu ở lõi của Eta Carinae A hay không. Độ phong phú nguyên tố trên bề mặt không thể đo được chính xác, nhưng vật phóng ra trong Homunculus có khoảng 60% hydro và 40% heli, với lượng nitơ được tăng cường lên 10 lần mức độ mặt trời. Đây là dấu hiệu cho thấy phản ứng tổng hợp hydro theo chu trình CNO đang diễn ra.

Các mô hình về sự tiến hóa và cái chết của các ngôi sao rất lớn đơn lẻ dự đoán sự gia tăng nhiệt độ trong quá trình đốt cháy lõi helium, với các lớp bên ngoài của ngôi sao bị mất đi. Nó trở thành một ngôi sao Wolf–Rayet trên dãy nitơ , chuyển từ WNL sang WNE khi nhiều lớp bên ngoài bị mất đi, có thể đạt đến lớp quang phổ WC hoặc WO khi carbon và oxy từ quá trình ba alpha chạm tới bề mặt. Quá trình này sẽ tiếp tục với các nguyên tố nặng hơn được hợp nhất cho đến khi lõi sắt phát triển, lúc đó lõi sụp đổ và ngôi sao bị phá hủy. Những khác biệt nhỏ về điều kiện ban đầu, trong bản thân các mô hình, và đặc biệt nhất là về tốc độ mất khối lượng, tạo ra những dự đoán khác nhau về trạng thái cuối cùng của những ngôi sao nặng nhất. Chúng có thể sống sót để trở thành một ngôi sao bị tước bỏ khí heli hoặc chúng có thể sụp đổ ở giai đoạn sớm hơn trong khi vẫn giữ được nhiều lớp bên ngoài hơn. [120] [121] [122] Việc thiếu các sao WN đủ sáng và việc phát hiện ra các tổ tiên siêu tân tinh LBV rõ ràng cũng đã đưa ra gợi ý rằng một số loại LBV nhất định sẽ phát nổ như một siêu tân tinh mà không tiến hóa thêm. Eta Carinae là một hệ sao đôi gần và điều này làm phức tạp quá trình tiến hóa của cả hai ngôi sao. Những ngôi sao đồng hành có khối lượng lớn nhỏ gọn có thể tước bỏ khối lượng của các ngôi sao sơ ​​cấp lớn hơn nhanh hơn nhiều so với những gì xảy ra ở một ngôi sao đơn lẻ, do đó các đặc tính khi lõi sụp đổ có thể rất khác nhau. Trong một số trường hợp, khối thứ cấp có thể tích lũy khối lượng đáng kể, đẩy nhanh quá trình tiến hóa của nó và đến lượt nó bị loại bỏ bởi khối sơ cấp Wolf–Rayet hiện đã nhỏ gọn.

Trong trường hợp của Eta Carinae, dòng thứ cấp rõ ràng đang gây thêm bất ổn cho dòng chính, gây khó khăn cho việc dự đoán sự phát triển trong tương lai.

Siêu tân tinh tiềm năng

Các loại siêu tân tinh phụ thuộc vào khối lượng ban đầu và tính kim loại

Khả năng lớn là siêu tân tinh tiếp theo được quan sát trong Dải Ngân hà sẽ có nguồn gốc từ một sao lùn trắng hoặc sao siêu khổng lồ đỏ vô danh , rất có thể thậm chí không thể nhìn thấy bằng mắt thường. Tuy nhiên, triển vọng về một siêu tân tinh có nguồn gốc từ một vật thể ở cực xa, ở gần và được nghiên cứu kỹ lưỡng như Eta Carinae gây ra sự quan tâm lớn.

Là một ngôi sao đơn lẻ, một ngôi sao ban đầu có khối lượng gấp khoảng 150 lần Mặt trời thường sẽ đạt tới mức suy sụp lõi như một ngôi sao Wolf–Rayet trong vòng 3 triệu năm. Ở mức độ kim loại thấp, nhiều ngôi sao nặng sẽ suy sụp trực tiếp thành một lỗ đen mà không có vụ nổ nhìn thấy được hoặc một siêu tân tinh cận sáng, và một phần nhỏ sẽ tạo ra siêu tân tinh không ổn định cặp đôi , nhưng ở mức độ kim loại mặt trời trở lên, dự kiến ​​sẽ có mất khối lượng đủ trước khi sụp đổ để cho phép nhìn thấy siêu tân tinh loại Ib hoặc Ic.

Nếu vẫn còn một lượng lớn vật chất bị đẩy ra gần ngôi sao, cú sốc hình thành do vụ nổ siêu tân tinh tác động đến vật liệu xung quanh sao có thể chuyển đổi động năng thành bức xạ một cách hiệu quả , dẫn đến siêu tân tinh siêu sáng (SLSN) hoặc siêu tân tinh , nhiều lần. sáng hơn siêu tân tinh sụp đổ lõi điển hình và tồn tại lâu hơn nhiều. Các nguyên tử có khối lượng lớn cũng có thể giải phóng đủ niken để tạo ra SLSN đơn giản từ quá trình phân rã phóng xạ . [128] Tàn dư sinh ra sẽ là một lỗ đen, vì rất khó có khả năng một ngôi sao nặng như vậy có thể mất đủ khối lượng để lõi của nó không vượt quá giới hạn đối với một sao neutron.

Sự tồn tại của một ngôi sao đồng hành khổng lồ mang đến nhiều khả năng khác. Nếu Eta Carinae A nhanh chóng bị lột bỏ các lớp bên ngoài, thì nó có thể là một ngôi sao loại WC hoặc WO nhỏ hơn khi lõi bị sụp đổ. Điều này sẽ dẫn đến siêu tân tinh loại Ib hoặc loại Ic do thiếu hydro và có thể cả heli. Loại siêu tân tinh này được cho là nguồn gốc của một số loại vụ nổ tia gamma nhất định, nhưng các mô hình dự đoán chúng chỉ xảy ra bình thường ở những ngôi sao có khối lượng nhỏ hơn.

Một số siêu tân tinh bất thường và kẻ mạo danh đã được so sánh với Eta Carinae như những ví dụ về số phận có thể xảy ra của nó. Một trong những điều hấp dẫn nhất là SN 2009ip , một ngôi sao xanh đã trải qua một sự kiện giả mạo siêu tân tinh vào năm 2009 với những điểm tương đồng với Vụ phun trào lớn của Eta Carinae, sau đó một vụ nổ thậm chí còn sáng hơn vào năm 2012 có khả năng là một siêu tân tinh thực sự. [131] SN 2006jc, cách chúng ta khoảng 77 triệu năm ánh sáng trong UGC 4904, trong chòm sao Thiên Miêu , cũng trải qua một siêu tân tinh giả mạo sáng lên vào năm 2004, tiếp theo là siêu tân tinh loại Ib có cường độ 13,8 độ sáng, được nhìn thấy lần đầu vào ngày 9 tháng 10 năm 2006. Eta Carinae có cũng được so sánh với những kẻ mạo danh siêu tân tinh khác như SN 1961V và iPTF14hls , và với các siêu tân tinh siêu sáng như SN 2006gy.

Những tác động có thể xảy ra trên Trái Đất

Một giả thuyết về số phận cuối cùng của Eta Carinae là sụp đổ để tạo thành lỗ đen - năng lượng được giải phóng khi các tia dọc theo trục quay tạo thành các vụ nổ tia gamma

Một siêu tân tinh sụp đổ lõi điển hình ở khoảng cách Eta Carinae sẽ đạt cực đại ở cấp sao biểu kiến ​​khoảng −4, tương tự như Sao Kim . SLSN có thể sáng hơn năm cấp độ, có khả năng là siêu tân tinh sáng nhất trong lịch sử được ghi lại (hiện tại là SN 1006 ). Ở cách ngôi sao 7.500 năm ánh sáng, nó khó có khả năng ảnh hưởng trực tiếp đến các dạng sống trên cạn, vì chúng sẽ được khí quyển bảo vệ khỏi tia gamma và từ một số tia vũ trụ khác bởi từ quyển . Thiệt hại chính sẽ được giới hạn ở tầng trên của bầu khí quyển, tầng ozone, tàu vũ trụ, bao gồm cả vệ tinh và bất kỳ phi hành gia nào trong không gian.

Ít nhất một bài báo đã dự đoán rằng sự mất hoàn toàn tầng ozone của Trái đất là hậu quả hợp lý của một siêu tân tinh ở gần , điều này sẽ dẫn đến sự gia tăng đáng kể bức xạ tia cực tím từ Mặt trời đến bề mặt Trái đất, nhưng điều này đòi hỏi một siêu tân tinh điển hình phải ở gần hơn. cách Trái đất hơn 50 năm ánh sáng và thậm chí một siêu tân tinh tiềm năng cũng cần phải ở gần hơn Eta Carinae. [132] Một phân tích khác về tác động có thể thảo luận về những tác động tinh vi hơn từ ánh sáng bất thường, chẳng hạn như khả năng ức chế melatonin dẫn đến mất ngủ và tăng nguy cơ ung thư và trầm cảm. Nó kết luận rằng một siêu tân tinh có cường độ như vậy sẽ phải ở gần Eta Carinae hơn nhiều để có thể gây ra bất kỳ tác động lớn nào lên Trái đất.

Người ta dự đoán Eta Carinae sẽ không tạo ra vụ nổ tia gamma và trục của nó hiện không hướng tới gần Trái đất. [133] Bầu khí quyển của Trái đất bảo vệ cư dân của nó khỏi tất cả các bức xạ ngoại trừ tia UV (nó mờ đục đối với tia gamma, phải được quan sát bằng kính viễn vọng không gian). Tác động chính sẽ là do tầng ozone bị phá hủy . Eta Carinae ở quá xa để có thể làm điều đó ngay cả khi nó tạo ra vụ nổ tia gamma.

Liên kết ngoài

• Goddard Media Studios NASA Missions Take an Unparalleled Look into Superstar Eta Carinae
• Fernández-Lajús, Eduardo. “Optical monitoring of Eta Carinae”. Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas, Universidad Nacional de La Plata, Argentina. Bản gốc lưu trữ ngày 27 tháng 4 năm 2015. Truy cập ngày 21 tháng 12 năm 2014.
• Eta Carinae profile at Solstation
• X-ray Monitoring by RXTE
• The 2003 Observing Campaign Lưu trữ 2006-03-19 tại Wayback Machine
• AAVSO comparison chart Lưu trữ 2019-12-22 tại Wayback Machine
• ESO: Highest Resolution Image of Eta Carinae including photos and animation