Eta Carinae ( η Carinae , abreviado como η Car ), anteriormente conocido como Eta Argus , es un sistema estelar que contiene al menos dos estrellas con una luminosidad combinada superior a cinco millones de veces la del Sol, situado a unos 7.500 años luz (2.300 parsecs) . ) distante en la constelación de Carina . Anteriormente una estrella de cuarta magnitud , se iluminó en 1837 hasta volverse más brillante que Rigel , marcando el inicio de su llamada "Gran Erupción". Se convirtió en la segunda estrella más brillante del cielo entre el 11 y el 14 de marzo de 1843 antes de desvanecerse muy por debajo de la visibilidad a simple vista después de 1856. En una erupción más pequeña, alcanzó la sexta magnitud en 1892 antes de desvanecerse nuevamente. Ha aumentado constantemente desde aproximadamente 1940, llegando a ser más brillante que la magnitud 4,5 en 2014.
En la declinación −59° 41′ 04.26″, Eta Carinae es circumpolar desde lugares de la Tierra al sur de la latitud 30°S (como referencia, la latitud de Johannesburgo es 26°12′S), y no es visible al norte de aproximadamente la latitud 30° N , justo al sur de El Cairo , que se encuentra a una latitud de 30°2′N.
Las dos estrellas principales del sistema Eta Carinae tienen una órbita excéntrica con un período de 5,54 años. La primera es una estrella muy extraña, similar a una variable azul luminosa (LBV). Inicialmente tenía entre 150 y 250 M ☉ , de los cuales ya ha perdido al menos 30 M ☉ , y se espera que explote como supernova en un futuro astronómicamente cercano. Esta es la única estrella que se sabe que produce emisión de láser ultravioleta . La estrella secundaria es caliente y también muy luminosa, probablemente de clase espectral O , entre 30 y 80 veces más masiva que el Sol. El sistema está muy oscurecido por la Nebulosa del Homúnculo , que consiste en material expulsado del primario durante la Gran Erupción. Es miembro del cúmulo abierto Trumpler 16 dentro de la Nebulosa Carina, mucho más grande .
Aunque no está relacionada con la estrella y la nebulosa, la débil lluvia de meteoros Eta Carinids tiene un radiante muy cercano a Eta Carinae.
Eta Carinae se registró por primera vez como una estrella de cuarta magnitud en el siglo XVI o XVII. Se convirtió en la segunda estrella más brillante del cielo a mediados del siglo XIX, antes de desvanecerse bajo la visibilidad a simple vista. Durante la segunda mitad del siglo XX, se fue iluminando lentamente hasta volverse visible a simple vista, y en 2014 volvió a ser una estrella de cuarta magnitud.
No hay evidencia confiable de que Eta Carinae haya sido observada o registrada antes del siglo XVII, aunque el navegante holandés Pieter Keyser describió una estrella de cuarta magnitud en aproximadamente la posición correcta alrededor de 1595-1596, que fue copiada en los globos celestes de Petrus Plancius y Jodocus . Hondius y la Uranometria de 1603 de Johann Bayer . El catálogo de estrellas independiente de Frederick de Houtman de 1603 no incluye a Eta Carinae entre las otras estrellas de cuarta magnitud de la región. El primer registro firme fue realizado por Edmond Halley en 1677 cuando registró la estrella simplemente como Sequens (es decir, "siguiendo" en relación con otra estrella) dentro de una nueva constelación Robur Carolinum . Su Catalogus Stellarum Australium se publicó en 1679. [23] La estrella también era conocida por las designaciones de Bayer Eta Roboris Caroli, Eta Argus o Eta Navis. [2] En 1751, Nicolas-Louis de Lacaille dio a las estrellas de Argo Navis y Robur Carolinum un único conjunto de designaciones de letras griegas Bayer dentro de su constelación Argo, y designó tres áreas dentro de Argo con el fin de utilizar designaciones de letras latinas tres veces. Eta cayó dentro de la parte de la quilla del barco que más tarde se convertiría en la constelación de Carina . [24] No fue conocida generalmente como Eta Carinae hasta 1879, cuando las estrellas de Argo Navis finalmente recibieron los epítetos de las constelaciones hijas en la Uranometria Argentina de Gould . [25]
Eta Carinae está demasiado al sur para ser parte de la astronomía tradicional china basada en mansiones , pero fue cartografiada cuando se crearon los asterismos del sur a principios del siglo XVII. Junto con s Carinae , λ Centauri y λ Muscae , Eta Carinae forma el asterismo海山( Mar y Montaña ). [26] Eta Carinae tiene los nombres Tseen She (del chino 天社 [mandarín: tiānshè ] "altar del cielo") y Foramen. También se la conoce como海山二( Hǎi Shānèr , inglés: la Segunda Estrella de Mar y Montaña ). [27]
Halley dio una magnitud aparente aproximada de 4 en el momento del descubrimiento, que se ha calculado como una magnitud de 3,3 en la escala moderna. Los pocos posibles avistamientos anteriores sugieren que Eta Carinae no fue significativamente más brillante que esto durante gran parte del siglo XVII. [2] Otras observaciones esporádicas durante los siguientes 70 años muestran que Eta Carinae probablemente tenía alrededor de 3.ª magnitud o menos, hasta que Lacaille la registró de forma fiable en 2.ª magnitud en 1751. [2] No está claro si Eta Carinae varió significativamente en brillo durante los siguientes 70 años. 50 años; Hay observaciones ocasionales como la de William Burchell en cuarta magnitud en 1815, pero no está claro si se trata simplemente de regrabaciones de observaciones anteriores. [2]
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En 1827, Burchell notó específicamente el brillo inusual de Eta Carinae en primera magnitud, y fue el primero en sospechar que variaba en brillo. [2] John Herschel , que se encontraba en Sudáfrica en ese momento, realizó una serie detallada de mediciones precisas en la década de 1830 que mostraban que Eta Carinae brilló constantemente alrededor de una magnitud de 1,4 hasta noviembre de 1837. En la tarde del 16 de diciembre de 1837, Herschel quedó asombrado al ver Vea que se había iluminado para eclipsar ligeramente a Rigel . [28] Este evento marcó el comienzo de un período de aproximadamente 18 años conocido como la Gran Erupción. [2]
Eta Carinae era aún más brillante el 2 de enero de 1838, equivalente a Alpha Centauri , antes de desvanecerse ligeramente durante los tres meses siguientes. Herschel no observó la estrella después de esto, pero recibió correspondencia del reverendo WS Mackay en Calcuta, quien escribió en 1843: "Para mi gran sorpresa, el pasado mes de marzo (1843) observé que la estrella Eta Argus se había convertido en una estrella del primera magnitud completamente tan brillante como Canopus , y en color y tamaño muy parecido a Arcturus ". Las observaciones en el Cabo de Buena Esperanza indicaron que alcanzó su punto máximo de brillo, superando a Canopus, del 11 al 14 de marzo de 1843, luego comenzó a desvanecerse y luego se iluminó entre el brillo de Alpha Centauri y Canopus entre el 24 y el 28 de marzo antes de desvanecerse nuevamente. [28] Durante gran parte de 1844, el brillo estuvo a medio camino entre Alfa Centauri y Beta Centauri , alrededor de magnitud +0,2, antes de volver a brillar a finales de año. En su punto más brillante en 1843 probablemente alcanzó una magnitud aparente de −0,8, luego −1,0 en 1845. [11] Es probable que los picos en 1827, 1838 y 1843 hayan ocurrido en el paso del periastrón , el punto en el que las dos estrellas están más juntas. —de la órbita binaria . [8] De 1845 a 1856, el brillo disminuyó alrededor de 0,1 magnitudes por año, pero con posibles fluctuaciones rápidas y grandes. [11]
En sus tradiciones orales, el clan Boorong del pueblo Wergaia del lago Tyrrell , al noroeste de Victoria, Australia, hablaba de una estrella rojiza que conocían como Guerra Collowgullouric / ˈ k ɒ l ə ɡ ʌ l ə r ɪ k ˈ w ɑːr / "Anciana Cuervo", la esposa de Guerra "Cuervo" ( Canopus ). [29] En 2010, los astrónomos Duane Hamacher y David Frew de la Universidad Macquarie en Sydney demostraron que se trataba de Eta Carinae durante su Gran Erupción en la década de 1840. [30] A partir de 1857, el brillo disminuyó rápidamente hasta que se desvaneció por debajo de la visibilidad a simple vista en 1886. Se ha calculado que esto se debe a la condensación de polvo en el material expulsado que rodea la estrella, más que a un cambio intrínseco en la luminosidad. [31]
Un nuevo brillo comenzó en 1887, alcanzó su punto máximo con una magnitud de 6,2 en 1892 y luego, a finales de marzo de 1895, se desvaneció rápidamente hasta una magnitud de 7,5. [2] Aunque sólo existen registros visuales de la erupción de 1890, se ha calculado que Eta Carinae estuvo sufriendo 4,3 magnitudes de extinción visual debido al gas y polvo expulsados en la Gran Erupción. Un brillo no oscurecido habría sido de magnitud 1,5 a 1,9, significativamente más brillante que la magnitud histórica. Pese a ello, fue similar al primero, casi igualando incluso su brillo, pero no la cantidad de material expulsado. [32] [33] [34]
Entre 1900 y al menos 1940, Eta Carinae parecía haberse estabilizado en un brillo constante de alrededor de magnitud 7,6, [2] pero en 1953 se observó que había vuelto a brillar hasta una magnitud de 6,5. [35] El brillo continuó de manera constante, pero con variaciones bastante regulares de unas pocas décimas de magnitud. [8]
En 1996, se identificó por primera vez que las variaciones tenían un período de 5,52 años, [8] luego se midieron con mayor precisión en 5,54 años, lo que llevó a la idea de un sistema binario. La teoría binaria fue confirmada por observaciones de la velocidad radial, óptica e infrarroja cercana y cambios en el perfil de línea, denominados colectivamente evento espectroscópico , en el momento previsto del paso del periastrón a finales de 1997 y principios de 1998. [36] Al mismo En ese momento se produjo un colapso total de la emisión de rayos X que se presume se originó en una zona de viento en colisión . [37] La confirmación de una compañera binaria luminosa modificó en gran medida la comprensión de las propiedades físicas del sistema Eta Carinae y su variabilidad. [5]
En 1998-1999 se observó una repentina duplicación del brillo, lo que volvió a ser visible a simple vista. Durante el evento espectroscópico de 2014, la magnitud visual aparente se volvió más brillante que la magnitud 4,5. [38] El brillo no siempre varía consistentemente en diferentes longitudes de onda y no siempre sigue exactamente el ciclo de 5,5 años. [39] [40] Las observaciones de radio, infrarrojos y espaciales han ampliado la cobertura de Eta Carinae en todas las longitudes de onda y han revelado cambios continuos en la distribución de energía espectral . [41]
En julio de 2018, se informó que Eta Carinae sufrió la colisión de viento más fuerte en el vecindario solar. Las observaciones con el satélite NuSTAR proporcionaron datos de resolución mucho mayor que los del anterior Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi . Utilizando observaciones de enfoque directo de la fuente no térmica en la banda de rayos X extremadamente dura que coincide espacialmente con la estrella, demostraron que la fuente de rayos X no térmicos varía con la fase orbital del sistema estelar binario y que el índice de fotones de la emisión es similar al obtenido mediante el análisis del espectro de rayos γ (gamma). [42] [43]
Como estrella de cuarta magnitud, Eta Carinae es cómodamente visible a simple vista en todos los cielos, excepto en los más contaminados por luz en las zonas del centro de la ciudad, según la escala de Bortle . [44] Su brillo ha variado en un amplio rango, desde la segunda estrella más brillante en el cielo durante unos días en el siglo XIX, hasta muy por debajo de la visibilidad a simple vista. Su ubicación a unos 60°S en el extremo sur del hemisferio celeste significa que no puede ser visto por observadores en Europa y gran parte de América del Norte.
Ubicada entre Canopus y la Cruz del Sur, [45] Eta Carinae es fácilmente identificable como la estrella más brillante dentro de la gran Nebulosa Carina a simple vista. En un telescopio, la "estrella" está enmarcada dentro de la línea de polvo oscura en forma de "V" de la nebulosa y aparece claramente de color naranja y claramente no estelar. [46] Un gran aumento mostrará los dos lóbulos anaranjados de una nebulosa de reflexión circundante conocida como Nebulosa del Homúnculo a cada lado de un núcleo central brillante. Los observadores de estrellas variables pueden comparar su brillo con el de varias estrellas de cuarta y quinta magnitud que rodean estrechamente la nebulosa.
Descubierta en 1961, la débil lluvia de meteoros Eta Carinids tiene un radiante muy cercano a Eta Carinae. La lluvia, que ocurre del 14 al 28 de enero, alcanza su punto máximo alrededor del 21 de enero. Las lluvias de meteoritos no están asociadas con cuerpos fuera del Sistema Solar, por lo que la proximidad a Eta Carinae es simplemente una coincidencia. [47]
La fuerza y el perfil de las líneas en el espectro de Eta Carinae son muy variables, pero hay una serie de características distintivas consistentes. El espectro está dominado por líneas de emisión , generalmente anchas, aunque las líneas de excitación superiores están superpuestas por un componente central estrecho de nebulosidad ionizada densa , especialmente las manchas de Weigelt . La mayoría de las líneas muestran un perfil P Cygni pero con el ala de absorción mucho más débil que la emisión. Las líneas anchas de P Cygni son típicas de fuertes vientos estelares , con una absorción muy débil en este caso debido a que la estrella central está muy oscurecida. Las alas de dispersión de electrones están presentes pero son relativamente débiles, lo que indica un viento grumoso. Las líneas de hidrógeno están presentes y son fuertes, lo que demuestra que Eta Carinae aún conserva gran parte de su envoltura de hidrógeno .
Las líneas He I [c] son mucho más débiles que las líneas de hidrógeno, y la ausencia de líneas He II proporciona un límite superior a la posible temperatura de la estrella primaria. Las líneas N II se pueden identificar pero no son fuertes, mientras que las líneas de carbono no se pueden detectar y las líneas de oxígeno son, en el mejor de los casos, muy débiles, lo que indica que el hidrógeno del núcleo se quema a través del ciclo CNO con algo de mezcla en la superficie. Quizás la característica más llamativa es la rica emisión de Fe II tanto en las líneas permitidas como en las prohibidas , surgiendo las líneas prohibidas de la excitación de una nebulosidad de baja densidad alrededor de la estrella. [17] [48]
Los primeros análisis del espectro de la estrella son descripciones de observaciones visuales de 1869, de líneas de emisión prominentes "C, D, b, F y la línea principal verde del nitrógeno". Las líneas de absorción se describen explícitamente como no visibles. [49] Las letras se refieren a la notación espectral de Fraunhofer y corresponden a H α , He I , [d] Fe II y H β . Se supone que la línea final proviene del Fe II, muy cerca de la línea verde del nebulio que ahora se sabe que proviene del O III . [50]
Los espectros fotográficos de 1893 se describieron como similares a los de una estrella F5, pero con algunas líneas de emisión débiles. El análisis según estándares espectrales modernos sugiere un tipo espectral F temprano . En 1895, el espectro nuevamente consistía principalmente en fuertes líneas de emisión, con las líneas de absorción presentes pero en gran medida oscurecidas por la emisión. Esta transición espectral de emisión supergigante F a emisión fuerte es característica de las novas , donde el material expulsado inicialmente irradia como una pseudofotosfera y luego el espectro de emisión se desarrolla a medida que se expande y adelgaza. [50]
El espectro de líneas de emisión asociado con vientos estelares densos ha persistido desde finales del siglo XIX. Las líneas individuales muestran anchos, perfiles y desplazamientos Doppler muy variables , a menudo múltiples componentes de velocidad dentro de la misma línea. Las líneas espectrales también muestran variaciones a lo largo del tiempo, más fuertemente en un período de 5,5 años, pero también cambios menos dramáticos en períodos más cortos y más largos, así como un desarrollo secular continuo de todo el espectro. [51] [52] El espectro de luz reflejada por las manchas Weigelt , y que se supone que se origina principalmente en la primaria, es similar a la estrella extrema de tipo P Cygni HDE 316285 , que tiene un tipo espectral de B0Ieq. [dieciséis]
Las observaciones espectrales directas no comenzaron hasta después de la Gran Erupción, pero se detectaron ecos de luz de la erupción reflejados desde otras partes de la Nebulosa Carina utilizando el telescopio Blanco de 4 metros del Observatorio Nacional de Astronomía Óptica de EE. UU. en el Observatorio Interamericano Cerro Tololo. . El análisis de los espectros reflejados indicó que la luz fue emitida cuando Eta Carinae tenía la apariencia de unSupergigante G2 a G5 de 5.000 K , unos 2.000 K más fría de lo esperado en otros eventos de impostores de supernovas . [53] Otras observaciones de ecos de luz muestran que después del brillo máximo de la Gran Erupción, el espectro desarrolló perfiles P Cygni prominentes y bandas moleculares CN , aunque esto probablemente se deba al material expulsado que pudo haber estado colisionando con material circunestelar de manera similar. a una supernova tipo IIn . [54]
En la segunda mitad del siglo XX, estuvieron disponibles espectros visuales de resolución mucho mayor. El espectro continuó mostrando características complejas y desconcertantes, con gran parte de la energía de la estrella central siendo reciclada en el infrarrojo por el polvo circundante, cierta reflexión de la luz de la estrella por objetos densos localizados en el material circunestelar, pero con una evidente alta ionización. características indicativas de temperaturas muy altas. Los perfiles de las líneas son complejos y variables, lo que indica una serie de características de absorción y emisión a diversas velocidades en relación con la estrella central. [55] [56]
El ciclo orbital de 5,5 años produce fuertes cambios espectrales en el periastrón que se conocen como eventos espectroscópicos. Ciertas longitudes de onda de radiación sufren eclipses, ya sea debido a la ocultación real por una de las estrellas o debido al paso dentro de porciones opacas de los complejos vientos estelares. A pesar de atribuirse a la rotación orbital, estos eventos varían significativamente de un ciclo a otro. Estos cambios se han vuelto más fuertes desde 2003 y en general se cree que los cambios seculares a largo plazo en los vientos estelares o en el material previamente expulsado pueden ser la culminación del regreso de la estrella al estado anterior a su Gran Erupción. [40] [41] [57]
El espectro ultravioleta del sistema Eta Carinae muestra muchas líneas de emisión de metales ionizados como Fe II y Cr II , así como Lyman α (Ly α ) y un continuo de una fuente central caliente. Los niveles de ionización y el continuo requieren la existencia de una fuente con una temperatura de al menos 37.000 K. [58]
Ciertas líneas UV de Fe II son inusualmente fuertes. Estos se originan en los Weigelt Blobs y son causados por un efecto láser de baja ganancia . El hidrógeno ionizado entre una masa y la estrella central genera una intensa emisión de Ly α que penetra en la masa. La masa contiene hidrógeno atómico con una pequeña mezcla de otros elementos, incluido el hierro fotoionizado por la radiación de las estrellas centrales. Una resonancia accidental (donde la emisión tiene coincidentemente una energía adecuada para bombear el estado excitado) permite que la emisión Ly α bombee los iones Fe + a ciertos estados pseudo-metaestables , [59] creando una inversión de población que permite que tenga lugar la emisión estimulada. . [60] Este efecto es similar a la emisión máser de bolsas densas que rodean muchas estrellas supergigantes frías, pero este último efecto es mucho más débil en longitudes de onda ópticas y UV y Eta Carinae es el único caso claro detectado de un láser astrofísico ultravioleta . También se ha confirmado un efecto similar del bombeo de estados O I metaestables mediante la emisión de Ly β como un láser UV astrofísico. [61]
Las observaciones infrarrojas de Eta Carinae se han vuelto cada vez más importantes. La gran mayoría de la radiación electromagnética de las estrellas centrales es absorbida por el polvo circundante y luego emitida en infrarrojo medio y lejano , apropiado a la temperatura del polvo. Esto permite observar casi toda la producción de energía del sistema en longitudes de onda que no se ven fuertemente afectadas por la extinción interestelar , lo que lleva a estimaciones de la luminosidad que son más precisas que las de otras estrellas extremadamente luminosas . Eta Carinae es la fuente más brillante del cielo nocturno en longitudes de onda del infrarrojo medio. [62]
Las observaciones del infrarrojo lejano muestran una gran masa de polvo a 100-150 K, lo que sugiere una masa total para el Homúnculo de 20 masas solares ( M ☉ ) o más. Esto es mucho mayor que las estimaciones anteriores y se cree que fue expulsado en unos pocos años durante la Gran Erupción. [7]
Las observaciones en el infrarrojo cercano pueden penetrar el polvo a alta resolución para observar características que están completamente oscurecidas en longitudes de onda visuales, aunque no las estrellas centrales en sí. La región central del Homúnculo contiene un Pequeño Homúnculo más pequeño de la erupción de 1890, una mariposa de grupos y filamentos separados de las dos erupciones y una región de viento estelar alargada. [63]
Se han detectado varias fuentes de rayos X y rayos gamma alrededor de Eta Carinae, por ejemplo 4U 1037–60 en el cuarto catálogo Uhuru y 1044–59 en el catálogo HEAO-2 . La primera detección de rayos X en la región de Eta Carinae fue realizada por el cohete Terrier-Sandhawk, [64] seguido por los avistamientos de Ariel 5 , [65] OSO 8 , [66] y Uhuru [67] .
Se realizaron observaciones más detalladas con el Observatorio Einstein , [68] el telescopio de rayos X ROSAT , [69] el Satélite Avanzado para Cosmología y Astrofísica (ASCA), [70] y el Observatorio de rayos X Chandra . Hay múltiples fuentes en varias longitudes de onda a lo largo del espectro electromagnético de alta energía: rayos X duros y rayos gamma dentro de 1 mes luz de Eta Carinae; rayos X duros de una región central de unos 3 meses luz de ancho; una estructura distintiva de anillo parcial en forma de "herradura" en rayos X de baja energía de 0,67 pársec (2,2 años luz) de ancho correspondiente al frente de choque principal de la Gran Erupción; emisión difusa de rayos X en toda el área del Homúnculo; y numerosas condensaciones y arcos fuera del anillo principal. [71] [72] [73] [74]
Todas las emisiones de alta energía asociadas con Eta Carinae varían durante el ciclo orbital. En julio y agosto de 2003 se produjo un mínimo espectroscópico, o eclipse de rayos X, y se han observado intensamente eventos similares en 2009 y 2014. [75] Los rayos gamma de mayor energía por encima de 100 MeV detectados por AGILE muestran una fuerte variabilidad, mientras que los rayos gamma de menor energía observados por Fermi muestran poca variabilidad. [71] [76]
Se han observado emisiones de radio desde Eta Carinae a través de la banda de microondas . Se ha detectado en la línea H I de 21 cm , pero se ha estudiado particularmente de cerca en las bandas milimétricas y centimétricas . En este rango se han detectado líneas de recombinación de hidrógeno (de la combinación de un electrón y un protón para formar un átomo de hidrógeno) . La emisión se concentra en una pequeña fuente no puntual de menos de 4 segundos de arco de diámetro y parece ser principalmente una emisión libre ( bremsstrahlung térmica ) de gas ionizado, consistente con una región compacta H II a alrededor de 10.000 K. [77] Alta resolución Las imágenes muestran las frecuencias de radio que se originan en un disco de unos pocos segundos de arco de diámetro y 10.000 unidades astronómicas (AU) de ancho a la distancia de Eta Carinae. [78]
La emisión de radio de Eta Carinae muestra una variación continua en intensidad y distribución durante un ciclo de 5,5 años. Las líneas H II y de recombinación varían mucho, siendo la emisión continua (radiación electromagnética a través de una amplia banda de longitudes de onda) menos afectada. Esto muestra una reducción dramática en el nivel de ionización del hidrógeno durante un corto período en cada ciclo, coincidiendo con los eventos espectroscópicos en otras longitudes de onda. [78] [79]
Eta Carinae se encuentra dentro de la Nebulosa Carina, una región de formación de estrellas gigantes en el brazo Carina-Sagitario de la Vía Láctea . La nebulosa es un objeto prominente a simple vista en los cielos del sur que muestra una mezcla compleja de emisión, reflexión y nebulosidad oscura. Se sabe que Eta Carinae está a la misma distancia que la Nebulosa Carina y su espectro se puede ver reflejado en varias nubes de estrellas en la nebulosa. [80] La apariencia de la Nebulosa Carina, y particularmente de la región Keyhole, ha cambiado significativamente desde que fue descrita por John Herschel hace más de 160 años. [50] Se cree que esto se debe a la reducción de la radiación ionizante de Eta Carinae desde la Gran Erupción. [81] Antes de la Gran Erupción, el sistema Eta Carinae contribuyó con hasta el 20% del flujo ionizante total de toda la Nebulosa Carina, pero ahora está mayormente bloqueado por el gas y el polvo circundante. [80]
Eta Carinae se encuentra dentro de las estrellas dispersas del cúmulo abierto Trumpler 16 . Todos los demás miembros están muy por debajo de la visibilidad a simple vista, aunque WR 25 es otra estrella luminosa extremadamente masiva. [82] Trumpler 16 y su vecino Trumpler 14 son los dos cúmulos estelares dominantes de la asociación Carina OB1 , un grupo extendido de estrellas jóvenes luminosas con un movimiento común a través del espacio. [83]
Eta Carinae está rodeada e iluminada por la Nebulosa del Homúnculo , [84] una pequeña nebulosa de emisión y reflexión compuesta principalmente de gas expulsado durante la Gran Erupción a mediados del siglo XIX, así como de polvo que se condensó a partir de los escombros. La nebulosa consta de dos lóbulos polares alineados con el eje de rotación de la estrella, más una "falda" ecuatorial, todo alrededor18 ″ de largo. [85] Estudios más detallados muestran muchos detalles finos: un pequeño homúnculo dentro de la nebulosa principal, probablemente formado por la erupción de 1890; un jet; finos chorros y nudos de material, especialmente notables en la región de la falda; y tres Weigelt Blobs: densas condensaciones de gas muy cerca de la propia estrella. [61] [86]
Se considera que los lóbulos del Homúnculo se formaron casi en su totalidad debido a la erupción inicial, en lugar de estar moldeados por material interestelar o previamente eyectado, aunque la escasez de material cerca del plano ecuatorial permite que se mezclen algo de viento estelar posterior y material eyectado. Por lo tanto, la masa de los lóbulos proporciona una medida precisa de la escala de la Gran Erupción, con estimaciones que van desde 12 a 15 M ☉ hasta 45 M ☉ . [7] [18] [87] Los resultados muestran que el material de la Gran Erupción está fuertemente concentrado hacia los polos; El 75% de la masa y el 90% de la energía cinética se liberaron por encima de los 45° de latitud. [88]
Una característica única del Homúnculo es la capacidad de medir el espectro del objeto central en diferentes latitudes mediante el espectro reflejado desde diferentes partes de los lóbulos. Estos muestran claramente un viento polar donde el viento estelar es más rápido y más fuerte en latitudes altas, lo que se cree que se debe a una rotación rápida que provoca que la gravedad se ilumine hacia los polos. Por el contrario, el espectro muestra una temperatura de excitación más alta cerca del plano ecuatorial. [89] Por implicación, la envoltura exterior de Eta Carinae A no es fuertemente convectiva, ya que eso evitaría el oscurecimiento por gravedad . El actual eje de rotación de la estrella no parece coincidir exactamente con la alineación del Homúnculo. Esto puede deberse a la interacción con Eta Carinae B que también modifica los vientos estelares observados. [90]
La distancia a Eta Carinae se ha determinado mediante varios métodos diferentes, lo que ha dado como resultado un valor ampliamente aceptado de 2.330 pársecs (7.600 años luz), con un margen de error de alrededor de 100 pársecs (330 años luz). [91] La distancia a Eta Carinae en sí no se puede medir usando paralaje debido a la nebulosidad que la rodea, pero se espera que otras estrellas en el cúmulo Trumpler 16 estén a una distancia similar y sean accesibles al paralaje. Gaia Data Release 2 ha proporcionado el paralaje de muchas estrellas consideradas miembros de Trumpler 16, y ha descubierto que las cuatro estrellas de clase O más calientes de la región tienen paralajes muy similares con un valor medio de0,383 ± 0,017 milisegundos de arco (mas), lo que se traduce en una distancia de2.600 ± 100 pársecs . Esto implica que Eta Carinae puede estar más distante de lo que se pensaba, y también más luminosa, aunque aún es posible que no esté a la misma distancia que el cúmulo o que las mediciones de paralaje tengan grandes errores sistemáticos. [92]
Las distancias a los cúmulos de estrellas se pueden estimar utilizando un diagrama de Hertzsprung-Russell o un diagrama color-color para calibrar las magnitudes absolutas de las estrellas, por ejemplo ajustando la secuencia principal o identificando características como una rama horizontal y, por tanto, su distancia a la Tierra. . También es necesario conocer la cantidad de extinción interestelar del cúmulo y esto puede resultar difícil en regiones como la Nebulosa Carina. [93] Se ha determinado una distancia de 7.330 años luz (2.250 pársecs) a partir de la calibración de las luminosidades de las estrellas de tipo O en Trumpler 16. [94] Después de determinar una corrección de enrojecimiento anormal de la extinción, la distancia a Trumpler 14 y Trumpler 16 ha sido medido en9.500 ± 1.000 años luz (2.900 ± 300 pársecs ). [95]
La tasa de expansión conocida de la Nebulosa del Homúnculo proporciona un método geométrico inusual para medir su distancia. Suponiendo que los dos lóbulos de la nebulosa sean simétricos, la proyección de la nebulosa en el cielo depende de su distancia. Valores de 2.300, 2.250 ySe han obtenido 2.300 pársecs para el homúnculo, y Eta Carinae está claramente a la misma distancia. [91]
El sistema estelar Eta Carinae es actualmente una de las estrellas más masivas que se pueden estudiar con gran detalle. Hasta hace poco se pensaba que Eta Carinae era la estrella individual más masiva, pero la naturaleza binaria del sistema fue propuesta por el astrónomo brasileño Augusto Damineli en 1996 [8] y confirmada en 2005. [96] Ambas estrellas componentes están en gran medida oscurecidas por el material circunestelar expulsado. de Eta Carinae A, y propiedades básicas como sus temperaturas y luminosidades sólo pueden inferirse. Los rápidos cambios en el viento estelar en el siglo XXI sugieren que la propia estrella puede revelarse cuando finalmente se disipe el polvo de la gran erupción. [97]
La naturaleza binaria de Eta Carinae está claramente establecida, aunque los componentes no se han observado directamente y ni siquiera pueden resolverse claramente espectroscópicamente debido a la dispersión y reexcitación en la nebulosidad circundante. Las variaciones fotométricas y espectroscópicas periódicas impulsaron la búsqueda de un compañero, y el modelado de los vientos en colisión y los "eclipses" parciales de algunas características espectroscópicas han limitado las posibles órbitas. [13]
El período de la órbita se conoce con precisión en 5.539 años, aunque ha cambiado con el tiempo debido a la pérdida y acreción de masa. Entre la Gran Erupción y la erupción más pequeña de 1890, el período orbital fue aparentemente de 5,52 años, mientras que antes de la Gran Erupción pudo haber sido aún menor, posiblemente entre 4,8 y 5,4 años. [15] La separación orbital sólo se conoce aproximadamente, con un semieje mayor de 15 a 16 AU. La órbita es muy excéntrica, e = 0,9. Esto significa que la separación de las estrellas varía desde alrededor de 1,6 UA, similar a la distancia de Marte al Sol, hasta 30 AU, similar a la distancia de Neptuno. [13]
Quizás el uso más valioso de una órbita precisa para un sistema estelar binario sea calcular directamente las masas de las estrellas. Esto requiere conocer con precisión las dimensiones y la inclinación de la órbita. Las dimensiones de la órbita de Eta Carinae sólo se conocen de forma aproximada, ya que las estrellas no pueden observarse directa y separadamente. La inclinación se ha modelado entre 130 y 145 grados, pero aún no se conoce la órbita con suficiente precisión como para proporcionar las masas de los dos componentes. [13]
Eta Carinae A se clasifica como una variable azul luminosa (LBV) debido a las variaciones espectrales y de brillo distintivas. Este tipo de estrella variable se caracteriza por cambios irregulares desde un estado inactivo de alta temperatura hasta un estado de explosión de baja temperatura con una luminosidad aproximadamente constante. Los LBV en estado de reposo se encuentran en una estrecha franja de inestabilidad de S Doradus , y las estrellas más luminosas son más calientes. En un estallido, todos los LBV tienen aproximadamente la misma temperatura, que está cerca de 8.000 K. Los LBV en un estallido normal son visualmente más brillantes que cuando están inactivos, aunque la luminosidad bolométrica no cambia.
Un evento similar a la Gran Erupción de Eta Carinae A se ha observado sólo en otra estrella de la Vía Láctea , P Cygni , y en un puñado de otros posibles LBV en otras galaxias. Ninguno de ellos parece ser tan violento como el de Eta Carinae. No está claro si esto es algo que sólo experimentan unos pocos de los LBV más masivos, algo causado por una estrella compañera cercana o una fase muy breve pero común para las estrellas masivas. Algunos eventos similares en galaxias externas han sido confundidos con supernovas y han sido llamados impostores de supernovas , aunque esta agrupación también puede incluir otro tipo de transitorios no terminales que se acercan al brillo de una supernova. [7]
Eta Carinae A no es un LBV típico. Es más luminoso que cualquier otro LBV de la Vía Láctea, aunque posiblemente comparable a otros impostores de supernovas detectados en galaxias externas. Actualmente no se encuentra en la franja de inestabilidad S Doradus, aunque no está claro cuál es realmente la temperatura o el tipo espectral de la estrella subyacente, y durante su Gran Erupción fue mucho más fría que un estallido típico de LBV, con una estrella espectral de G media. tipo. La erupción de 1890 puede haber sido bastante típica de las erupciones del LBV, con un tipo espectral temprano F, y se ha estimado que la estrella puede tener actualmente un viento estelar opaco, formando una pseudofotosfera con una temperatura de 9.000 a10.000K . _ [17] [19] [31]
Eta Carinae B es una estrella masiva, luminosa y caliente, de la que se sabe poco más. A partir de ciertas líneas espectrales de alta excitación que no deberían ser producidas por la primaria, se cree que Eta Carinae B es una estrella joven de tipo O. La mayoría de los autores sugieren que se trata de una estrella algo evolucionada, como una supergigante o una gigante, aunque no se puede descartar una estrella Wolf-Rayet . [96]
Las masas de las estrellas son difíciles de medir excepto mediante la determinación de una órbita binaria. Eta Carinae es un sistema binario, pero cierta información clave sobre la órbita no se conoce con precisión. La masa puede verse fuertemente limitada a ser superior a 90 M ☉ , debido a la alta luminosidad. [17] Los modelos estándar del sistema suponen masas de 100–120 M ☉ [15] [98] [99] y 30–60 M ☉ [15] para el primario y el secundario, respectivamente. Se han sugerido masas más altas para modelar la producción de energía y la transferencia de masa de la Gran Erupción, con una masa combinada del sistema de más de 250 M ☉ antes de la Gran Erupción. [15] Eta Carinae A claramente ha perdido una gran cantidad de masa desde que se formó, y se cree que inicialmente tenía entre 150 y 250 M ☉ , aunque puede haberse formado mediante una fusión binaria. [100] [101] Masas de 200 M ☉ para el modelo primario y de 90 M ☉ para el modelo secundario de transferencia de masa única de mejor ajuste del evento de la Gran Erupción. [15]
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La pérdida de masa es uno de los aspectos más estudiados de la investigación de estrellas masivas. En pocas palabras, las tasas de pérdida de masa calculadas en los mejores modelos de evolución estelar no reproducen las propiedades observadas de estrellas masivas evolucionadas como Wolf-Rayets, el número y los tipos de supernovas de colapso del núcleo o sus progenitores. Para igualar esas observaciones, los modelos requieren tasas de pérdida de masa mucho más altas. Eta Carinae A tiene una de las tasas de pérdida de masa más altas conocidas, actualmente alrededor de 10 −3 M ☉ /año, y es un candidato obvio para el estudio. [102]
Eta Carinae A está perdiendo mucha masa debido a su extrema luminosidad y su gravedad superficial relativamente baja. Su viento estelar es totalmente opaco y aparece como una pseudofotosfera; esta superficie ópticamente densa oculta cualquier superficie física verdadera de la estrella que pueda estar presente. (A tasas extremas de pérdida de masa radiativa, el gradiente de densidad del material elevado puede volverse lo suficientemente continuo como para que no exista una superficie física significativamente discreta). Durante la Gran Erupción, la tasa de pérdida de masa fue mil veces mayor, alrededor de 1 M ☉ /año sostenido durante diez años o más. La pérdida total de masa durante la erupción fue de al menos 10 a 20 M ☉ y gran parte de ella ahora forma la Nebulosa del Homúnculo. La erupción más pequeña de 1890 produjo la Nebulosa del Pequeño Homúnculo, mucho más pequeña y de sólo alrededor de 0,1 M ☉ . [16] La mayor parte de la pérdida de masa se produce con un viento con una velocidad terminal de aproximadamente 420 km/s, pero se ve algo de material a velocidades más altas, hasta 3200 km/s, posiblemente material expulsado del disco de acreción por el viento secundario. estrella. [103]
Es de suponer que Eta Carinae B también esté perdiendo masa a través de un viento estelar fino y rápido, pero esto no puede detectarse directamente. Los modelos de radiación observados a partir de las interacciones entre los vientos de las dos estrellas muestran una tasa de pérdida de masa del orden de 10 −5 M ☉ /año a velocidades de 3.000 km/s, típica de una estrella caliente de clase O. [73] Para una parte de la órbita altamente excéntrica , en realidad puede ganar material del primario a través de un disco de acreción . Durante la Gran Erupción de la primaria, la secundaria podría haber acumulado varios M ☉ , produciendo fuertes chorros que formaron la forma bipolar de la Nebulosa del Homúnculo. [102]
Las estrellas del sistema Eta Carinae están completamente oscurecidas por el polvo y los vientos estelares opacos, y gran parte de la radiación ultravioleta y visual se desplaza hacia el infrarrojo. La radiación electromagnética total en todas las longitudes de onda de ambas estrellas combinadas es de varios millones de luminosidades solares ( L ☉ ). [19] La mejor estimación de la luminosidad de la primaria es de 5 millones de L ☉, lo que la convierte en una de las estrellas más luminosas de la Vía Láctea. La luminosidad de Eta Carinae B es particularmente incierta, probablemente varios cientos de miles de L ☉ y casi con certeza no más de 1 millón de L ☉ .
La característica más notable de Eta Carinae es su erupción gigante o evento impostor de supernova, que se originó en la estrella primaria y se observó alrededor de 1843. En unos pocos años, produjo casi tanta luz visible como una débil explosión de supernova, pero la estrella sobrevivió. . Se estima que en el brillo máximo la luminosidad alcanzaba los 50 millones de L ☉ . [7] Se han observado otros impostores de supernovas en otras galaxias, por ejemplo la posible falsa supernova SN 1961V en NGC 1058 [104] y el estallido previo a la explosión de SN 2006jc en UGC 4904 . [105]
Después de la Gran Erupción, Eta Carinae quedó oscurecida por el material expulsado, lo que provocó un enrojecimiento dramático. Esto se ha estimado en cuatro magnitudes en longitudes de onda visuales, lo que significa que la luminosidad posterior a la erupción era comparable a la luminosidad cuando se identificó por primera vez. [106] Eta Carinae sigue siendo mucho más brillante en longitudes de onda infrarrojas, a pesar de las supuestas estrellas calientes detrás de la nebulosidad. Se considera que el reciente brillo visual se debe en gran medida a una disminución de la extinción, debido a la adelgazamiento del polvo o a una reducción de la pérdida de masa, más que a un cambio subyacente en la luminosidad. [97]
Hasta finales del siglo XX, se suponía que la temperatura de Eta Carinae era superior a 30.000 K debido a la presencia de líneas espectrales de alta excitación, pero otros aspectos del espectro sugerían temperaturas mucho más bajas y se crearon modelos complejos para dar cuenta de esto. [107] Ahora se sabe que el sistema Eta Carinae consta de al menos dos estrellas, ambas con fuertes vientos estelares y una zona de colisión de viento impactante (colisión viento-viento o WWC), incrustadas dentro de una nebulosa polvorienta que reprocesa el 90% de la Radiación electromagnética en el infrarrojo medio y lejano. Todas estas características tienen diferentes temperaturas.
Los poderosos vientos estelares de las dos estrellas chocan en una zona WWC aproximadamente cónica y producen temperaturas tan altas como100 MK en el vértice entre las dos estrellas. Esta zona es la fuente de los rayos X duros y los rayos gamma cercanos a las estrellas. Cerca del periastrón, a medida que el secundario atraviesa regiones cada vez más densas del viento primario, la zona del viento en colisión se distorsiona en una espiral que se arrastra detrás de Eta Carinae B. [108]
El cono de colisión viento-viento separa los vientos de las dos estrellas. Entre 55 y 75 ° detrás de la secundaria, hay un viento cálido y fino típico de las estrellas O o Wolf-Rayet. Esto permite detectar parte de la radiación de Eta Carinae B y estimar su temperatura con cierta precisión debido a líneas espectrales que es poco probable que sean producidas por cualquier otra fuente. Aunque la estrella secundaria nunca ha sido observada directamente, existe un acuerdo generalizado sobre los modelos en los que tiene una temperatura entre 37.000 K y 41.000 K. [5]
En todas las demás direcciones, al otro lado de la zona de colisión viento-viento, sopla el viento de Eta Carinae A, más frío y unas 100 veces más denso que el viento de Eta Carinae B. También es ópticamente denso, oscureciendo completamente cualquier cosa que se parezca a una verdadera fotosfera y haciendo discutible cualquier definición de su temperatura. La radiación observable se origina en una pseudofotosfera donde la densidad óptica del viento cae casi a cero, normalmente medida en un valor particular de opacidad de Rossland , como 2 ⁄ 3 . Se observa que esta pseudofotosfera es alargada y más caliente a lo largo del presunto eje de rotación. [109]
Es probable que Eta Carinae A haya aparecido como una hipergigante B temprana con una temperatura de entre 20.000 K y 25.000 K en el momento de su descubrimiento por Halley. Una temperatura efectiva determinada para la superficie de un viento esférico ópticamente grueso a varios cientos de R ☉ sería de 9.400 a 15.000 K, mientras que la temperatura de un "núcleo" hidrostático teórico de 60 R ☉ a una profundidad óptica de 150 sería de 35.200 K. [19] [41] [97] [110] La temperatura efectiva del borde exterior visible del viento primario opaco generalmente se considera entre 15 000 y 25 000 K sobre la base de características espectrales visuales y ultravioleta que se supone provienen directamente del viento o se reflejan a través de las manchas de Weigelt. [7] [16] Durante la gran erupción, Eta Carinae A estaba mucho más fría, alrededor de 5.000 K. [53]
El Homúnculo contiene polvo a temperaturas que varían entre 150 K y 400 K. Esta es la fuente de casi toda la radiación infrarroja que hace de Eta Carinae un objeto tan brillante en esas longitudes de onda. [7]
Más lejos, los gases en expansión de la Gran Erupción chocan con material interestelar y se calientan a aproximadamente5 MK , que produce rayos X menos energéticos que se ven en forma de herradura o anillo. [111] [112]
El tamaño de las dos estrellas principales del sistema Eta Carinae es difícil de determinar con precisión, ya que ninguna de ellas puede verse directamente. Es probable que Eta Carinae B tenga una fotosfera bien definida y su radio puede estimarse a partir del tipo supuesto de estrella. Una supergigante O de 933.000 L ☉ con una temperatura de 37.200 K tiene un radio efectivo de 23,6 R ☉ . [4]
El tamaño de Eta Carinae A ni siquiera está bien definido. Tiene un viento estelar ópticamente denso, por lo que la definición típica de que la superficie de una estrella es aproximadamente donde se vuelve opaca da un resultado muy diferente al que podría ser una definición más tradicional de una superficie. Un estudio calculó un radio de 60 R ☉ para un "núcleo" caliente de 35.000 K a una profundidad óptica de 150, cerca del punto sónico o muy aproximadamente lo que podría llamarse una superficie física. A una profundidad óptica de 0,67, el radio sería superior a 800 R ☉ , lo que indica un viento estelar extendido ópticamente denso. [17] En el pico de la Gran Erupción, el radio, en la medida en que tal cosa sea significativa durante una expulsión tan violenta de material, habría sido de alrededor de 1.400 R ☉ , comparable al de las supergigantes rojas más grandes conocidas , incluida VY Canis Majoris. . [113]
Los tamaños de las estrellas deben compararse con su separación orbital, que en el periastrón es de sólo alrededor de 250 R ☉ . El radio de acreción del viento secundario es de alrededor de 60 R ☉ , lo que sugiere una fuerte acreción cerca del periastrón que conduce a un colapso del viento secundario. [15] Se ha propuesto que el brillo inicial de cuarta magnitud a primera con una luminosidad bolométrica relativamente constante fue un estallido normal del LBV, aunque de un ejemplo extremo de la clase. Luego, la estrella compañera que pasó a través de la fotosfera expandida de la primaria en el periastrón desencadenó un mayor brillo, un aumento de luminosidad y una pérdida extrema de masa de la Gran Erupción. [113]
Las tasas de rotación de estrellas masivas tienen una influencia crítica en su evolución y eventual muerte. La velocidad de rotación de las estrellas Eta Carinae no se puede medir directamente porque no se pueden ver sus superficies. Las estrellas masivas individuales giran rápidamente debido al frenado de sus fuertes vientos, pero hay indicios de que tanto Eta Carinae A como B son rotadores rápidos, hasta el 90% de la velocidad crítica. Uno o ambos podrían haber sido generados por interacción binaria, por ejemplo, acreción en el secundario y arrastre orbital en el primario. [90]
Se han observado dos erupciones en Eta Carinae, la Gran Erupción de mediados del siglo XIX y la Erupción Menor de 1890. Además, los estudios de nebulosidad periférica sugieren al menos una erupción anterior alrededor del año 1250 d.C. Es posible que haya ocurrido una nueva erupción alrededor de 1550 d.C., aunque es posible que el material que indica esta erupción provenga en realidad de la Gran Erupción desacelerada al chocar con una nebulosidad más antigua. [114] Se desconoce el mecanismo que produce estas erupciones. Ni siquiera está claro si las erupciones implican eventos explosivos o los llamados vientos súper Eddington, una forma extrema de viento estelar que implica una pérdida de masa muy alta inducida por un aumento en la luminosidad de la estrella. También se desconoce la fuente de energía de las explosiones o el aumento de luminosidad. [115]
Las teorías sobre las diversas erupciones deben tener en cuenta: eventos repetidos, al menos tres erupciones de diversos tamaños; expulsar 20 M ☉ o más sin destruir la estrella; la forma muy inusual y las tasas de expansión del material expulsado; y la curva de luz durante las erupciones implica un aumento de brillo de varias magnitudes a lo largo de un período de décadas. El evento mejor estudiado es la Gran Erupción. Además de la fotometría durante el siglo XIX, los ecos de luz observados en el siglo XXI brindan más información sobre la progresión de la erupción, mostrando un brillo con múltiples picos durante aproximadamente 20 años, seguido de un período de meseta en la década de 1850. Los ecos luminosos muestran que la salida de material durante la fase de meseta fue mucho mayor que antes del pico de la erupción. [115] Las posibles explicaciones para las erupciones incluyen: una fusión binaria en lo que entonces era un sistema triple; [116] transferencia de masa desde Eta Carinae B durante los pasajes del periastrón; [15] o una explosión pulsacional de inestabilidad del par . [115]
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Eta Carinae es un objeto único, sin análogos muy cercanos conocidos actualmente en ninguna galaxia. Por lo tanto, su evolución futura es muy incierta, pero es casi seguro que implica una mayor pérdida de masa y una eventual supernova. [117]
Eta Carinae A habría comenzado su vida como una estrella extremadamente caliente en la secuencia principal, y ya es un objeto altamente luminoso de más de un millón de L ☉ . Las propiedades exactas dependerían de la masa inicial, que se espera que haya sido de al menos 150 M ☉ y posiblemente mucho mayor. Un espectro típico cuando se formó por primera vez sería O2If y la estrella sería total o mayoritariamente convectiva debido a la fusión del ciclo CNO a temperaturas centrales muy altas. Las estrellas suficientemente masivas o con rotación diferencial sufren una mezcla tan fuerte que permanecen químicamente homogéneas durante la quema de hidrógeno en el núcleo. [80]
A medida que avanza la quema de hidrógeno en el núcleo, una estrella muy masiva se expandiría lentamente y se volvería más luminosa, convirtiéndose en una hipergigante azul y, finalmente, en un LBV mientras aún fusionaba hidrógeno en el núcleo. Cuando el hidrógeno en el núcleo se agota después de 2 a 2,5 millones de años, la quema de la capa de hidrógeno continúa con mayores aumentos de tamaño y luminosidad, aunque la quema de la capa de hidrógeno en estrellas químicamente homogéneas puede ser muy breve o inexistente, ya que toda la estrella se quedaría sin hidrógeno. En las últimas etapas de la quema de hidrógeno, la pérdida de masa es extremadamente alta debido a la alta luminosidad y a la mayor abundancia superficial de helio y nitrógeno. A medida que termina la quema de hidrógeno y comienza la quema de helio en el núcleo , las estrellas masivas pasan muy rápidamente a la etapa Wolf-Rayet con poco o nada de hidrógeno, aumento de temperaturas y disminución de la luminosidad. Es probable que en este punto hayan perdido más de la mitad de su masa inicial. [118]
No está claro si la fusión de helio triple alfa ha comenzado en el núcleo de Eta Carinae A. Las abundancias elementales en la superficie no se pueden medir con precisión, pero las eyecciones dentro del Homúnculo tienen alrededor de un 60% de hidrógeno y un 40% de helio, con nitrógeno aumentado a diez. veces los niveles solares. Esto es indicativo de la fusión de hidrógeno en curso del ciclo CNO. [119]
Los modelos de evolución y muerte de estrellas individuales muy masivas predicen un aumento de temperatura durante la combustión del núcleo de helio, con la pérdida de las capas exteriores de la estrella. Se convierte en una estrella Wolf-Rayet en la secuencia de nitrógeno , pasando de WNL a WNE a medida que se pierden más capas externas, posiblemente alcanzando la clase espectral WC o WO a medida que el carbono y el oxígeno del proceso triple alfa llegan a la superficie. Este proceso continuaría con la fusión de elementos más pesados hasta que se desarrollara un núcleo de hierro, momento en el que el núcleo colapsa y la estrella se destruye. Sutiles diferencias en las condiciones iniciales, en los propios modelos y, muy especialmente, en las tasas de pérdida de masa, producen predicciones diferentes para el estado final de las estrellas más masivas. Es posible que sobrevivan hasta convertirse en estrellas despojadas de helio o que colapsen en una etapa más temprana mientras conservan más capas externas. [120] [121] [122] La falta de estrellas WN suficientemente luminosas y el descubrimiento de aparentes progenitores de supernovas LBV también han llevado a la sugerencia de que ciertos tipos de LBV explotan como supernovas sin evolucionar más. [123]
Eta Carinae es una binaria cercana y esto complica la evolución de ambas estrellas. Las compañeras masivas compactas pueden despojar de masa a estrellas primarias más grandes mucho más rápidamente de lo que ocurriría en una sola estrella, por lo que las propiedades en el momento del colapso del núcleo pueden ser muy diferentes. En algunos escenarios, la secundaria puede acumular una masa significativa, acelerando su evolución y, a su vez, ser despojada por la ahora compacta primaria Wolf-Rayet. [124] En el caso de Eta Carinae, la secundaria claramente está causando inestabilidad adicional en la primaria, lo que dificulta predecir desarrollos futuros.
La abrumadora probabilidad es que la próxima supernova observada en la Vía Láctea tenga su origen en una enana blanca desconocida o una supergigante roja anónima , muy probablemente ni siquiera visible a simple vista. [125] Sin embargo, la perspectiva de una supernova originada en un objeto tan extremo, cercano y bien estudiado como Eta Carinae despierta un gran interés. [126]
Como estrella única, una estrella originalmente alrededor de 150 veces más masiva que el Sol normalmente alcanzaría el colapso del núcleo como estrella Wolf-Rayet en 3 millones de años. [120] Con una metalicidad baja, muchas estrellas masivas colapsarán directamente en un agujero negro sin ninguna explosión visible o una supernova subluminosa, y una pequeña fracción producirá una supernova de inestabilidad de pares , pero con una metalicidad solar y superior, se espera que haya Ser suficiente pérdida de masa antes del colapso para permitir una supernova visible de tipo Ib o Ic . [127] Si todavía hay una gran cantidad de material expulsado cerca de la estrella, el choque formado por la explosión de supernova que impacta el material circunestelar puede convertir eficientemente la energía cinética en radiación , dando como resultado una supernova superluminosa (SLSN) o hipernova , varias veces más luminosa que una típica supernova de colapso del núcleo y mucho más duradera. Los progenitores altamente masivos también pueden expulsar suficiente níquel como para causar un SLSN simplemente por la desintegración radiactiva . [128] El remanente resultante sería un agujero negro, ya que es muy poco probable que una estrella tan masiva pueda perder suficiente masa para que su núcleo no exceda el límite de una estrella de neutrones . [129]
La existencia de un compañero masivo trae muchas otras posibilidades. Si Eta Carinae A fuera despojada rápidamente de sus capas externas, podría ser una estrella de tipo WC o WO menos masiva cuando se alcanzara el colapso del núcleo. Esto daría como resultado una supernova de tipo Ib o tipo Ic debido a la falta de hidrógeno y posiblemente de helio. Se cree que este tipo de supernova es el origen de ciertas clases de estallidos de rayos gamma, pero los modelos predicen que sólo ocurren normalmente en estrellas menos masivas. [120] [124] [130]
Se han comparado varias supernovas e impostores inusuales con Eta Carinae como ejemplos de su posible destino. Uno de los más convincentes es SN 2009ip , una supergigante azul que sufrió un evento impostor de supernova en 2009 con similitudes con la Gran Erupción de Eta Carinae, y luego un estallido aún más brillante en 2012 que probablemente haya sido una verdadera supernova. [131] SN 2006jc, a unos 77 millones de años luz de distancia en UGC 4904, en la constelación Lince , también experimentó un aumento de brillo de supernova impostor en 2004, seguido de una supernova tipo Ib de magnitud 13,8, vista por primera vez el 9 de octubre de 2006. Eta Carinae ha También se ha comparado con otros posibles impostores de supernovas como SN 1961V e iPTF14hls , y con supernovas superluminosas como SN 2006gy .
Una supernova típica de colapso del núcleo a la distancia de Eta Carinae alcanzaría un máximo de magnitud aparente alrededor de −4, similar a Venus . Una SLSN podría ser cinco magnitudes más brillante, potencialmente la supernova más brillante de la historia registrada (actualmente SN 1006 ). A 7.500 años luz de la estrella es poco probable que afecte directamente a las formas de vida terrestres, ya que estarán protegidas de los rayos gamma por la atmósfera y de algunos otros rayos cósmicos por la magnetosfera . Los principales daños se limitarían a la atmósfera superior, la capa de ozono , las naves espaciales, incluidos los satélites y los astronautas en el espacio.
Al menos un artículo ha proyectado que la pérdida total de la capa de ozono de la Tierra es una consecuencia plausible de una supernova cercana , lo que daría como resultado un aumento significativo de la radiación ultravioleta que llega a la superficie de la Tierra desde el Sol, pero esto requeriría que una supernova típica estuviera más cerca. a más de 50 años luz de la Tierra, e incluso una hipernova potencial tendría que estar más cerca que Eta Carinae. [132] Otro análisis del posible impacto analiza efectos más sutiles de la iluminación inusual, como la posible supresión de la melatonina con el consiguiente insomnio y un mayor riesgo de cáncer y depresión. Concluye que una supernova de esta magnitud tendría que estar mucho más cerca que Eta Carinae para tener algún tipo de impacto importante en la Tierra. [133]
No se espera que Eta Carinae produzca un estallido de rayos gamma y su eje actualmente no apunta cerca de la Tierra. [133] La atmósfera terrestre protege a sus habitantes de todas las radiaciones excepto la luz ultravioleta (es opaca a los rayos gamma, que deben observarse con telescopios espaciales). El efecto principal resultaría del daño a la capa de ozono . Eta Carinae está demasiado lejos para hacer eso incluso si produjera un estallido de rayos gamma. [134] [135]
