Эта Киля (Форамен, Э́та Корабля Арго) – массивная двойная звездная система, расположенная примерно в 7500 световых годах от нас в созвездии Киля. Система, состоящая по меньшей мере из двух исключительно массивных звезд, окутана туманностью Гомункул – это биполярная эмиссионно-отражательная туманность, которая расположена внутри более крупной туманности Киля. Основной компонент системы Эта Киля – одна из самых массивных звезд, известных в Млечном Пути.
Наблюдаемая звездная величина Эта Киля варьируется от -1,0 до 7,6. В 1837 году она, как известно, достигла магнитуды -1,0 во время эпизода вспышки, известной как “Великая вспышка”. В течение трех дней Эта Киля была второй по яркости звездой на небе после Сириуса. В последние годы она светила со звездной величиной от 4,3 до 4,8. Звездная система входит в состав Трамплера 16 – массивного молодого открытого звездного скопления, содержащего некоторые из самых ярких известных звезд Млечного Пути.
Звездная система
Звездная система Эта Киля состоит из Эта Киля A, светящейся голубой переменной, и Эта Киля B – массивной звезды O-типа, которая, как полагают, является гигантом или сверхгигантом (или, возможно, даже звездой Вольфа-Райе). Основной компонент – одна из самых массивных и ярких известных звезд. Звезда-компаньон также исключительно массивна. Оба компонента являются кандидатами на сверхновую.
Считается, что Эта Киля A имеет массу от 100 до 120 масс Солнца, а Эта Киля B – от 30 до 60 масс Солнца. Совокупная масса системы, возможно, превышала 250 масс Солнца до “Великой вспышки”.
Два компонента обращаются вокруг друг друга с периодом обращения 2022,7 ± 1,3 суток (5,539 лет). Большая полуось системы составляет 15,4 астрономических единиц, а эксцентриситет равен 0,9. Это соответствует физическому расстоянию, которое варьируется примерно от 1,6 астрономических единиц до 30 астрономических единиц, что сопоставимо с расстояниями между Солнцем и Марсом, а также Солнцем и Нептуном.
Период обращения системы Эта Киля со временем изменился из-за потери массы и аккреции. Между “Великой вспышкой” в 1837 году и извержением в 1890 году прошло 5,52 года и, возможно, между 4,8 и 5,4 годами до “Великой вспышки”.
Орбитальный цикл вызывает значительные изменения в спектре системы, когда компоненты находятся ближе всего друг к другу. Эти изменения называются спектроскопическими событиями. Именно эти события позволили астрономам определить элементы орбиты системы.
Бинарность Эта Киля была подтверждена в 1997 и 1998 годах на основе спектроскопических данных и рентгеновских наблюдений системы во время максимального сближения компонентов во время их обращения по орбите.
Наблюдалось, что яркость системы варьировалась от -1,0 до 7,6 звездной величины. В 2011 году Эта Киля светила с магнитудой 4,8. В 2013 году она немного прояснилась до 4,6, а в 2018 году ее видимая звездная величина составила 4,3.
Звезда Эта Киля A
Основной компонент – яркая голубая переменная с массой около 100 масс Солнца и радиусом около 240 солнечных радиусов. Радиус звезды трудно определить, потому что звезда окружена оптически плотным звездным ветром. Радиус составляет около 60 солнечных радиусов на оптической глубине 155, ниже ветра, и 881 солнечный радиус на оптической глубине 2/3, вблизи вершины ветра.
Эта Киля А в 4,6 млн раз ярче нашей звезды. По другим оценкам, светимость звезды составляет от 2,96 миллиона до 4,1 миллиона раз больше солнечной. Температура горячей голубой звезды оценивается между 9 400 К и 35 200 К. Считается, что ей менее 3 миллионов лет.
Эта Киля А имела начальную массу от 150 до 250 масс Солнца и уже выбросила по меньшей мере 30 масс вещества. Скорость потери массы звезды одна из самых высоких из известных. В настоящее время она теряет около 10-3 массы Солнца в год. Во время “Великой вспышки” она потеряла по меньшей мере 10-20 масс Солнца. Компаньон, возможно, аккумулировал несколько солнечных масс выброшенного материала во время этого события.
Яркие голубые переменные – это массивные нестабильные звезды-сверхгиганты, которые демонстрируют ряд спектроскопических и фотометрических вариаций, включая периодические вспышки и, реже, более крупные выбросы материала. Они демонстрируют нерегулярные изменения температуры при примерно постоянной яркости. Наименее яркие из этих звезд имеют температуру около 10 000 К и светимость 250 000 солнц в состоянии покоя. Во время вспышек их температура падает примерно до 8000 – 8500 К. Эта Киля была намного холоднее (5000 К) во время “Великой вспышки”.
Другие примеры этого класса включают прототип класса S Золотой Рыбы в Большом Магеллановом облаке в созвездии Золотой Рыбы, AG Киля и HR Киля, P Лебедя и V4029 Стрельца. Звезды Пистолет и Пион (WR 102ka) в Стрельце также являются кандидатами в яркие голубые гиганты. Эта Киля – самая яркая из них в Млечном Пути.
Звезда Эта Киля B
Эта Киля B, как полагают, является звездой О-типа с массой в 30-80 раз превышающей массу Солнца, и радиусом от 14,3 до 23,6 солнечных радиусов. При температуре поверхности 37 200 К она менее чем в миллион раз ярче Солнца. Ее возраст оценивается в 3 миллиона лет. Считается, что эта звезда является сверхгигантом или гигантом, но также может быть звездой Вольфа-Райе.
Яркость
Эта Киля – одна из самых известных переменных звезд на небе. Во время “Великой вспышки” в 1837 году она ненадолго стала одной из самых ярких звезд на небе. В другое время она была невидима невооруженным глазом. В последние десятилетия ее видимая звездная величина колебалась между 4,3 и 4,8.
Английский натуралист и исследователь Уильям Джон Берчелл был первым, кто идентифицировал Эту Киля как переменную звезду в 1827 году. Берчелл отметил, что звезда достигла первой величины и была примерно такой же яркой, как звезда Акрукс (Альфа Креста) в созвездии Южный Крест – 13-я по яркости звезда на небе.
После вспышки Эта Киля в течение десятилетия уменьшалась до второй звездной величины. Английский астроном Джон Гершель отметил, что она светила с магнитудой 1,4 до ноября 1837 года. В 1837 году звезда достигла своей максимальной яркости во время эпизода, известного как “Великая вспышка”.
Когда это было впервые зафиксировано в 17 веке, Эта Киля была звездой четвертой величины. После того, как в середине 19 века она осветлилась до первой величины, она снова стала невидимой. Между 1900 и 1940 годами она светила с магнитудой 7,6, что значительно ниже видимости невооруженным глазом.
Во второй половине 20 века звезда снова стала видимой. В 1953 году она прояснилась до звездной величины 6,5 – границы видимости и постепенно продолжала становиться ярче.
Исследование, опубликованное в 1996 году, было первым, которое точно определило период изменения яркости в 5,52 года. Позже этот период был определен как 5,54 года. В 1998 и 1999 годах Эта Киля внезапно удвоила свою яркость. В 2014 году она была ярче звездной величины 4,5.
Великая вспышка
16 декабря 1837 года Эта Киля резко прояснилась, затмив Ригель – седьмую по яркости звезду на небе. Внезапное прояснение стало началом “Великой вспышки”, которая продолжалась около 18 лет. 2 января 1838 года звезда сравнялась с Альфой Центавра – третьей по яркости звездой на небе, но слегка потускнела в течение примерно трех месяцев. На пике яркости Эта Киля имела яркость, в 50 миллионов раз превышающую солнечную. Это была самая яркая звезда в нашей галактике, и она выделяла энергию, сравнимую с энергией сверхновой.
Сообщалось, что с 11 по 14 марта 1843 года она была ярче, чем Канопус – вторая по яркости звезда, но затем снова слегка потускнела. В то время она, вероятно, достигла магнитуды -0,8. К концу марта она была слабее, чем Канопус, но все еще ярче, чем Альфа Центавра, а затем снова потускнела.
Звезда светила около 0,2 звездной величины большую часть 1844 года и снова стала ярче в конце года. В 1845 году она достигла пика яркости -1. В течение следующего десятилетия, с 1845 по 1856 год, она постепенно уменьшалась примерно на 0,1 звездной величины в год.
Световые отголоски от Великой вспышки, обнаруженные в других частях туманности Киля. Анализ спектров показал, что во время излучения света Эта Киля выглядела как желтый сверхгигант спектрального типа G2-G5 с температурой поверхности 5000 K.
Считается, что пики, наблюдавшиеся в 1827, 1838 и 1843 годах, совпали с точкой на орбите Эта Киля, в которой два двойных компонента находились ближе всего друг к другу (периастрон). Перенос массы от спутника является одним из возможных объяснений вспышек.
В 1857 году Эта Киля начала быстро уменьшаться в яркости и к 1886 году стала невидимой невооруженным глазом. Затухание объясняется конденсацией пыли в веществе, выброшенном из звезды во время вспышки. Считается, что внутренняя светимость звезды не была причиной затухания. Выброшенный материал образует туманность Гомункул, которая сильно затемняет звездную систему Эта Киля.
Исследование 2015 года показало, что гигантское извержение могло быть вызвано слиянием в тройной звездной системе. Астрономы использовали компьютерное моделирование и пришли к выводу, что первичный компонент – Эта Киля А, образовался в результате слияния двух компонентов в 1838 году. Сама вспышка была вызвана гравитационным взаимодействием первичной звезды и того, что сейчас является массивным двойным компаньоном.
Сверхновая
Эта Киля с массой 100 Солнц является потенциальным прародителем сверхновой. Звезда продолжит терять массу, но как она будет развиваться между сегодняшним днем и своим неизбежным концом, неизвестно, поскольку на сегодняшний день не обнаружено подобных аналогов. Наличие массивного компаньона вызывает дополнительную нестабильность и затрудняет прогнозирование конца существования Эта Киля.
Независимо от исхода, система Эта Киля находится слишком далеко, чтобы сверхновая могла нанести какой-либо прямой ущерб жизни на Земле. Атмосфера и магнитосфера Земли защитят земные формы жизни от любых гамма-лучей и других космических лучей, вызванных этим событием. Ось Эта Киля в настоящее время не наклонена к Земле, и ожидается, что звезда не произведет гамма-всплеска, когда превратится в сверхновую. Даже если это произойдет, на расстоянии 7500 световых лет озоновому слою Земли не будет нанесен ущерб.
Звезды с начальной массой около 150 масс Солнца обычно заканчивают свою жизнь в виде сверхновых с коллапсом ядра в течение 3 миллионов лет после образования. Многие звезды с низкой металличностью коллапсируют непосредственно в черные дыры, без видимого появления сверхновой. Некоторые из них производят сверхновые с нестабильностью пар, которая возникает, когда образование пар (создание субатомной частицы и ее античастицы, т. е. свободных электронов и позитронов) снижает внутреннее радиационное давление, которое защищает ядро звезды от гравитационного коллапса. Падение давления вызывает частичный коллапс и запускает безудержную термоядерную реакцию, которая разносит звезду на части и не оставляет после себя никаких остатков.
Видимые сверхновые с коллапсом ядра (типа Ib или Ic) возникают только после достаточной потери массы. Если вблизи звезды все еще остается много выброшенного материала, толчок от взрыва сверхновой может привести к образованию гиперновой. Эти события длятся намного дольше, чем обычные сверхновые, и в несколько раз ярче.
В случае Эта Киля типичная сверхновая с коллапсирующим ядром имела бы максимальную звездную величину -4, сравнимую с величиной Венеры. Гиперновая может быть на пять звездных величин ярче и затмевать SN 1006 – самую яркую сверхновую в истории наблюдений. SN 1006 имела магнитуду -7,5 с расстояния 7200 световых лет в период с 30 апреля по 1 мая 1006 года. Расположенная в созвездии Волка, она была в 2,5 – 3 раза больше Венеры и хорошо видна днем.
Происхождение названия
Эта Киля не имеет собственного названия. Исторически она была известна как Форамен и Цзин Ше, но ни одно из названий не было официально одобрено Международным астрономическим союзом (МАС).
Звезда широко известна под байеровским обозначением Эта Киля (Eta Carinae). Это обозначение ей дал французский астроном Николя-Луи де Лакайль в 1751 году. Лакай изучал южное небо от мыса Доброй Надежды в Южной Африке с 1750 по 1754 год и создал 14 из современных 88 созвездий.
Когда-то звезда была известна как Э́та Корабля Арго, Эта Навис или Эта Аргус. Она была частью созвездия Арго Навис, когда-то самого большого созвездия на небе. Созвездие Арго Навис было разделено на три меньших созвездия – Киль, Паруса и Корма французским астрономом Николя-Луи де Лакайлем в 18 веке.
Лакай присвоил звездам Арго Навис обозначения греческими буквами. Звездам был присвоен единый набор обозначений Байера, которые используются до сих пор. Лакай зафиксировал ее как звезду второй величины.
Расположение на небе
Эта Киля находится в области трех ромбовидных астеризмов, которые доминируют на далеком южном небе: Южного Креста, Ложного креста и Бриллиантового креста. Бриллиантовый Крест, наименее заметный из трех, находится ближе всего к звезде. Линия, протянутая от Миаплацидуса через середину воображаемой линии, соединяющей Ипсилон и Тета Киля, ведет к Эта Киля.
В качестве альтернативы, Эта Киля и туманность Киля можно найти вдоль воображаемой линии, протянутой от Альфа Центавры – третьей по яркости звезды на небе, через Акрукс (Альфа Креста), звезду в основании Южного Креста.
Эта Киля видна невооруженным глазом из областей без слишком сильного светового загрязнения. Она выделяется как самая яркая звезда в туманности Киля. Сама туманность кажется яркой и большой, ее легко увидеть без бинокля.
При склонении -59 ° 41 ’ Эта Киля никогда не восходит для наблюдателей севернее 30 ° северной широты. Ее нельзя увидеть из Европы и большей части Северной Америки. Звезда является циркумполярной для наблюдателей в южном полушарии, живущих южнее 30 ° южной широты, и ее можно наблюдать в течение всего года.
| История исследования | |
|---|---|
| Открыватель | Питер Кейзер |
| Дата открытия | 1595—1596 |
| Наблюдательные данные | |
| Тип | двойной переменный гипергигант |
| Расстояние | 7500 световых лет (2300 пк) |
| Видимая звёздная величина (V) | от −1,0m до ~7,6m |
| Созвездие | Киль |
| Физические характеристики | |
| Радиус | 800 R☉ |
| Элементы орбиты | |
| Период (P) | 2022,7±1,3 суток (5,54 года) лет |
| Большая полуось (a) | 15,4 а. е. |
| Эксцентриситет (e) | 0,9 |
| Наклонение (i) | 130—145°v |
