Eta Carinae ( η Carinae , abreviado como η Car ), anteriormente conocida 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, ubicado a unos 7.500 años luz (2.300 parsecs ) de distancia en la constelación de Carina . Anteriormente era una estrella de magnitud 4 , aumentó su brillo en 1837 hasta llegar a ser más brillante que Rigel , lo que marcó 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 magnitud 6 en 1892 antes de desvanecerse de nuevo. Ha aumentado de brillo de manera constante 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 está 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 primaria es una estrella extremadamente inusual, 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 conocida que produce emisión láser ultravioleta . La estrella secundaria es caliente y también muy luminosa, probablemente de clase espectral O , alrededor de 30 a 80 veces más masiva que el Sol. El sistema está muy oscurecido por la Nebulosa del Homúnculo , que consiste en material expulsado de la primaria durante la Gran Erupción. Es un miembro del cúmulo abierto Trumpler 16 dentro de la mucho más grande Nebulosa Carina .
Aunque no está relacionada con la estrella ni con la nebulosa, la débil lluvia de meteoros Eta Carínidas tiene un radiante muy cerca de Eta Carinae.
Eta Carinae fue registrada 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 perder su brillo hasta quedar fuera del alcance del ojo humano. Durante la segunda mitad del siglo XX, fue aumentando lentamente su brillo 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 aproximadamente en la posición correcta alrededor de 1595-1596, que fue copiada en los globos celestes de Petrus Plancius y Jodocus Hondius y en 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 en la región. El registro firme más antiguo 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 fue publicado en 1679. [25] 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 propósito de usar designaciones de letras latinas tres veces. Eta cayó dentro de la porción de la quilla del barco que luego se convertiría en la constelación Carina . [26] No se la conoció 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 . [27]
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 ). [28] 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 Shān èr , en español: la Segunda Estrella del Mar y la Montaña ). [29]
El Halley dio una magnitud aparente aproximada de 4 en el momento del descubrimiento, que se ha calculado como magnitud 3,3 en la escala moderna. El puñado de posibles avistamientos anteriores sugiere 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 manera confiable en 2.ª magnitud en 1751. [2] No está claro si Eta Carinae varió significativamente en brillo durante los siguientes 50 años; hay observaciones ocasionales como la de William Burchell en 4.ª magnitud en 1815, pero no se sabe con certeza si se trata simplemente de nuevas grabaciones de observaciones anteriores. [2]
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En 1827, Burchell notó específicamente el brillo inusual de Eta Carinae en la magnitud 1, y fue el primero en sospechar que variaba en brillo. [2] John Herschel , que estaba 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 la magnitud 1,4 hasta noviembre de 1837. En la tarde del 16 de diciembre de 1837, Herschel se sorprendió al ver que había aumentado su brillo hasta eclipsar ligeramente a Rigel . [30] 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 observé este pasado mes de marzo (1843), que la estrella Eta Argus se había convertido en una estrella de primera magnitud completamente tan brillante como Canopus , y en color y tamaño muy similar a Arcturus ". Las observaciones en el Cabo de Buena Esperanza indicaron que alcanzó su máximo brillo, superando a Canopus, del 11 al 14 de marzo de 1843, luego comenzó a desvanecerse, luego aumentó su brillo a entre el brillo de Alpha Centauri y Canopus entre el 24 y el 28 de marzo antes de desvanecerse una vez más. [30] Durante gran parte de 1844, el brillo se situó a medio camino entre Alpha Centauri y Beta Centauri , en torno a una magnitud de +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, y luego -1,0 en 1845. [12] Es probable que los picos de 1827, 1838 y 1843 se produjeran en el paso del periastrón (el punto en el que las dos estrellas están más próximas entre sí) de la órbita binaria . [9] De 1845 a 1856, el brillo disminuyó en torno a 0,1 magnitudes al año, pero con posibles fluctuaciones rápidas y grandes. [12]
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 Collowgullouric War / ˈk ɒ l ə ɡ ʌ l ə r ɪ k ˈ w ɑːr / "Vieja Cuervo ", la esposa de War "Crow" ( Canopus ). [31] En 2010, los astrónomos Duane Hamacher y David Frew de la Universidad Macquarie en Sídney demostraron que se trataba de Eta Carinae durante su Gran Erupción en la década de 1840. [32] 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, en lugar de a un cambio intrínseco en la luminosidad. [33]
En 1887 se produjo un nuevo aumento de brillo, que alcanzó un máximo de magnitud 6,2 en 1892 y luego, a finales de marzo de 1895, se atenuó rápidamente hasta alcanzar una magnitud de 7,5. [2] Aunque solo existen registros visuales de la erupción de 1890, se ha calculado que Eta Carinae sufrió una extinción visual de 4,3 magnitudes debido al gas y el polvo expulsados en la Gran Erupción. Un brillo no oscurecido habría sido de magnitud 1,5-1,9, significativamente más brillante que la magnitud histórica. A pesar de esto, fue similar al primero, incluso casi igual en brillo, pero no en cantidad de material expulsado. [34] [35] [36]
Entre 1900 y al menos 1940, Eta Carinae pareció haberse estabilizado en un brillo constante de alrededor de magnitud 7,6, [2] pero en 1953 se observó que había aumentado de brillo nuevamente a magnitud 6,5. [37] El aumento de brillo continuó de manera constante, pero con variaciones bastante regulares de unas pocas décimas de magnitud. [9]
En 1996, se identificó por primera vez que las variaciones tenían un período de 5,52 años, [9] que luego se midió con mayor precisión en 5,54 años, lo que llevó a la idea de un sistema binario. La teoría binaria se confirmó mediante observaciones de cambios en la velocidad radial y en el perfil de línea en radio, óptica y en el infrarrojo cercano , a los que se hizo referencia colectivamente como un evento espectroscópico , en el momento previsto del paso del periastrón a fines de 1997 y principios de 1998. [38] Al mismo tiempo, se produjo un colapso completo de la emisión de rayos X que se presume se originó en una zona de viento en colisión . [39] La confirmación de un compañero binario luminoso modificó en gran medida la comprensión de las propiedades físicas del sistema Eta Carinae y su variabilidad. [6]
En 1998-99 se observó una repentina duplicación del brillo, lo que lo devolvió a la visibilidad a simple vista. Durante el evento espectroscópico de 2014, la magnitud visual aparente se volvió más brillante que la magnitud 4,5. [40] El brillo no siempre varía de manera consistente en diferentes longitudes de onda y no siempre sigue exactamente el ciclo de 5,5 años. [41] [42] Las observaciones de radio, infrarrojos y espaciales han ampliado la cobertura de Eta Carinae en todas las longitudes de onda y han revelado cambios en curso en la distribución de energía espectral . [43]
En julio de 2018, se informó que Eta Carinae tenía el choque de viento más fuerte en la vecindad solar. Las observaciones con el satélite NuSTAR proporcionaron datos de resolución mucho mayor que los del anterior Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi . Mediante 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 que se deriva a través del análisis del espectro de rayos γ (gamma). [44] [45]
Como estrella de cuarta magnitud, Eta Carinae es fácilmente visible a simple vista en todos los cielos, salvo en los más contaminados por la luz en las zonas del centro de la ciudad según la escala de Bortle . [46] Su brillo ha variado en un amplio rango, desde la segunda estrella más brillante del cielo durante unos pocos 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 vista por observadores en Europa y gran parte de América del Norte.
Ubicada entre Canopus y la Cruz del Sur, [47] Eta Carinae es fácilmente identificable como la estrella más brillante dentro de la gran Nebulosa Carina, visible a simple vista. En un telescopio, la "estrella" está enmarcada dentro de la franja de polvo oscura en forma de "V" de la nebulosa y aparece claramente anaranjada y no estelar. [48] Un aumento alto mostrará los dos lóbulos anaranjados de una nebulosa de reflexión circundante conocida como la 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 magnitud 4 y 5 que rodean la nebulosa.
Descubierta en 1961, la débil lluvia de meteoros Eta Carínidas tiene un radiante muy cercano a Eta Carinae. Ocurre entre el 14 y el 28 de enero y alcanza su máximo alrededor del 21 de enero. Las lluvias de meteoros no están asociadas con cuerpos fuera del Sistema Solar, por lo que la proximidad a Eta Carinae es una mera coincidencia. [49]
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 más altas están superpuestas por un componente central estrecho de la 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 P Cygni son típicas de fuertes vientos estelares , con una absorción muy débil en este caso porque 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 muestra que Eta Carinae aún conserva gran parte de su envoltura de hidrógeno .
Las líneas de He I [c] son mucho más débiles que las líneas de hidrógeno, y la ausencia de líneas de He II proporciona un límite superior a la posible temperatura de la estrella primaria. Las líneas de 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 sorprendente es la rica emisión de Fe II tanto en las líneas permitidas como prohibidas , con las líneas prohibidas surgiendo de la excitación de la nebulosidad de baja densidad alrededor de la estrella. [18] [50]
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 de nitrógeno verde". Las líneas de absorción se describen explícitamente como no visibles. [51] 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 es de Fe II muy cerca de la línea de nebuloso verde que ahora se sabe que es de O III . [52]
Los espectros fotográficos de 1893 se describieron como similares a una estrella F5, pero con algunas líneas de emisión débiles. El análisis según los estándares espectrales modernos sugiere un tipo espectral F temprano . Para 1895, el espectro nuevamente consistía principalmente en líneas de emisión fuertes, con las líneas de absorción presentes pero en gran parte oscurecidas por la emisión. Esta transición espectral de supergigante F a emisión fuerte es característica de las novas , donde el material expulsado inicialmente irradia como una pseudofotósfera y luego el espectro de emisión se desarrolla a medida que se expande y se adelgaza. [52]
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 variación a lo largo del tiempo, más fuertemente con 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. [53] [54] El espectro de luz reflejada desde las manchas de Weigelt , y que se supone que se origina principalmente con el primario, es similar a la estrella extrema de tipo P Cygni HDE 316285 que tiene un tipo espectral de B0Ieq. [17]
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 de Cerro Tololo . El análisis de los espectros reflejados indicó que la luz se emitió cuando Eta Carinae tenía la apariencia de unSupergigante G2 a G5 de 5000 K , unos 2000 K más fría de lo esperado a partir de otros eventos impostores de supernovas . [55] Otras observaciones de eco de luz muestran que después del brillo máximo de la Gran Erupción, el espectro desarrolló perfiles P Cygni prominentes y bandas moleculares CN , aunque es probable que esto se deba al material expulsado que puede haber estado colisionando con material circunestelar de manera similar a una supernova de tipo IIn . [56]
En la segunda mitad del siglo XX se dispuso de espectros visuales de resolución mucho mayor. El espectro siguió mostrando características complejas y desconcertantes, con gran parte de la energía de la estrella central reciclada en el infrarrojo por el polvo circundante, cierta reflexión de la luz de la estrella desde objetos densos localizados en el material circunestelar, pero con obvias características de alta ionización indicativas de temperaturas muy altas. Los perfiles de línea son complejos y variables, lo que indica una serie de características de absorción y emisión a varias velocidades relativas a la estrella central. [57] [58]
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 la 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 que se atribuyen a la rotación orbital, estos eventos varían significativamente de un ciclo a otro. Estos cambios se han vuelto más fuertes desde 2003 y se cree generalmente que los cambios seculares a largo plazo en los vientos estelares o el material expulsado previamente pueden ser la culminación de un retorno al estado de la estrella antes de su Gran Erupción. [42] [43] [59]
El espectro ultravioleta del sistema Eta Carinae muestra numerosas líneas de emisión de metales ionizados como Fe II y Cr II , así como Lyman α (Ly α ) y un continuo proveniente 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. [60]
Ciertas líneas ultravioleta de Fe II son inusualmente fuertes. Se originan en las manchas de Weigelt y son causadas por un efecto láser de baja ganancia . El hidrógeno ionizado entre una mancha y la estrella central genera una intensa emisión de Ly α que penetra en la mancha. La mancha 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 de Ly α bombee los iones Fe + a ciertos estados pseudo-metaestables , [61] creando una inversión de población que permite que tenga lugar la emisión estimulada . [62] Este efecto es similar a la emisión máser de los bolsillos densos que rodean a muchas estrellas supergigantes frías, pero este último efecto es mucho más débil en longitudes de onda ópticas y ultravioleta y Eta Carinae es el único ejemplo claro detectado de un láser astrofísico ultravioleta . También se ha confirmado un efecto similar del bombeo de estados O I metaestables por emisión de Ly β como un láser UV astrofísico. [63]
Las observaciones infrarrojas de Eta Carinae han adquirido cada vez mayor importancia. La gran mayoría de la radiación electromagnética de las estrellas centrales es absorbida por el polvo circundante, y luego emitida como infrarrojo medio y lejano , de acuerdo con 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 para otras estrellas extremadamente luminosas . Eta Carinae es la fuente más brillante en el cielo nocturno en longitudes de onda del infrarrojo medio. [64]
Las observaciones en el 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 más grande que las estimaciones anteriores, y se cree que todo fue expulsado en unos pocos años durante la Gran Erupción. [8]
Las observaciones en el infrarrojo cercano pueden penetrar el polvo a alta resolución para observar características que están completamente ocultas en las 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 grumos y filamentos separados de las dos erupciones y una región de viento estelar alargada. [65]
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, [66] seguido por los avistamientos de Ariel 5 , [67] OSO 8 , [68] y Uhuru [69] .
Se realizaron observaciones más detalladas con el Observatorio Einstein , [70] el telescopio de rayos X ROSAT , [71] el Satélite Avanzado para Cosmología y Astrofísica (ASCA), [72] 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 a 1 mes luz de Eta Carinae; rayos X duros de una región central de aproximadamente 3 meses luz de ancho; una estructura de "herradura" de anillo parcial distintiva en rayos X de baja energía de 0,67 parsec (2,2 años luz) de ancho correspondiente al frente de choque principal de la Gran Erupción; emisión difusa de rayos X a lo largo de toda el área del Homúnculo; y numerosas condensaciones y arcos fuera del anillo principal. [73] [74] [75] [76]
Toda la emisión de alta energía asociada con Eta Carinae varía 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. [77] Los rayos gamma de mayor energía, por encima de los 100 MeV, detectados por AGILE muestran una fuerte variabilidad, mientras que los rayos gamma de menor energía observados por Fermi muestran poca variabilidad. [73] [78]
Se han observado emisiones de radio de Eta Carinae en toda la banda de microondas . Se han detectado en la línea HI de 21 cm , pero se han estudiado con especial atención en las bandas de milímetros y centímetros . Se han detectado líneas de recombinación de hidrógeno Masing (de la combinación de un electrón y un protón para formar un átomo de hidrógeno) en este rango. 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-libre ( bremsstrahlung térmico ) de gas ionizado, consistente con una región HI compacta a alrededor de 10.000 K. [79] Las imágenes de alta resolución muestran las frecuencias de radio que se originan en un disco de unos pocos segundos de arco de diámetro, 10.000 unidades astronómicas (UA) de ancho a la distancia de Eta Carinae. [80]
La emisión de radio de Eta Carinae muestra una variación continua en su intensidad y distribución a lo largo de un ciclo de 5,5 años. Las líneas H II y de recombinación varían considerablemente, y la emisión continua (radiación electromagnética en una amplia banda de longitudes de onda) se ve menos afectada. Esto muestra una reducción drástica del nivel de ionización del hidrógeno durante un breve período en cada ciclo, que coincide con los eventos espectroscópicos en otras longitudes de onda. [80] [81]
Eta Carinae se encuentra dentro de la Nebulosa Carina, una región gigante de formación estelar 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. [82] La apariencia de la Nebulosa Carina, y particularmente de la región del Ojo de la Cerradura, ha cambiado significativamente desde que fue descrita por John Herschel hace más de 160 años. [52] Se cree que esto se debe a la reducción de la radiación ionizante de Eta Carinae desde la Gran Erupción. [83] Antes de la Gran Erupción, el sistema Eta Carinae contribuía con hasta el 20% del flujo ionizante total para toda la Nebulosa Carina, pero ahora está bloqueado en su mayor parte por el gas y el polvo circundantes. [82]
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. [84] Trumpler 16 y su vecina Trumpler 14 son los dos cúmulos estelares dominantes de la asociación Carina OB1 , una agrupación extendida de estrellas jóvenes luminosas con un movimiento común a través del espacio. [85]
Eta Carinae está rodeada por la Nebulosa del Homúnculo , que la ilumina [86], una pequeña nebulosa de emisión y reflexión compuesta principalmente de gas expulsado durante la Gran Erupción de 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, y todo ello alrededor de18 ″ de largo. [87] Estudios más detallados muestran muchos detalles finos: un Pequeño Homúnculo dentro de la nebulosa principal, probablemente formado por la erupción de 1890; un chorro; finas corrientes y nudos de material, especialmente notables en la región de la falda; y tres Weigelt Blobs: densas condensaciones de gas muy cerca de la estrella misma. [63] [88]
Se considera que los lóbulos del Homúnculo se formaron casi en su totalidad debido a la erupción inicial, en lugar de estar formados por material interestelar o expulsado previamente, o incluirlo, aunque la escasez de material cerca del plano ecuatorial permite que algo de viento estelar posterior y material expulsado se mezclen. Por lo tanto, la masa de los lóbulos proporciona una medida precisa de la escala de la Gran Erupción, con estimaciones que van desde 12–15 M ☉ hasta 45 M ☉ . [8] [20] [89] 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 la latitud 45°. [90]
Una característica única del Homúnculo es la capacidad de medir el espectro del objeto central en diferentes latitudes mediante el espectro reflejado de diferentes porciones 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 la rápida rotación que causa el brillo de la gravedad hacia los polos. En contraste, el espectro muestra una temperatura de excitación más alta cerca del plano ecuatorial. [91] Por implicación, la envoltura exterior de Eta Carinae A no es fuertemente convectiva ya que eso evitaría el oscurecimiento por gravedad . El eje actual 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. [92]
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 parsecs (7.600 años luz), con un margen de error de alrededor de 100 parsecs (330 años luz). [93] La distancia a Eta Carinae en sí no se puede medir utilizando el paralaje debido a su nebulosidad circundante, 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, encontrando que las cuatro estrellas de clase O más calientes en 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 parsecs . Esto implica que Eta Carinae puede estar más distante de lo que se pensaba, y también más luminosa, aunque todavía es posible que no esté a la misma distancia que el cúmulo o que las medidas de paralaje tengan grandes errores sistemáticos. [94]
Las distancias a los cúmulos estelares 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 lo tanto, su distancia a la Tierra. También es necesario conocer la cantidad de extinción interestelar al cúmulo y esto puede ser difícil en regiones como la Nebulosa Carina. [95] Se ha determinado una distancia de 7.330 años luz (2.250 parsecs) a partir de la calibración de las luminosidades de las estrellas de tipo O en Trumpler 16. [96] Después de determinar una corrección anormal del enrojecimiento a la extinción, se ha medido la distancia a Trumpler 14 y Trumpler 16 a9.500 ± 1.000 años luz (2.900 ± 300 parsecs ). [97]
La velocidad 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 son simétricos, la proyección de la nebulosa en el cielo depende de su distancia. Los valores de 2.300, 2.250 ySe han derivado 2.300 parsecs para el homúnculo, y Eta Carinae está claramente a la misma distancia. [93]
El sistema estelar Eta Carinae es actualmente una de las estrellas más masivas que se pueden estudiar en 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 [9] y confirmada en 2005. [98] Ambas estrellas componentes están en gran parte oscurecidas por el material circunestelar expulsado de Eta Carinae A, y las propiedades básicas como sus temperaturas y luminosidades solo se pueden inferir. Los rápidos cambios en el viento estelar en el siglo XXI sugieren que la propia estrella puede ser revelada cuando el polvo de la gran erupción finalmente se disipe. [99]
La naturaleza binaria de Eta Carinae está claramente establecida, aunque los componentes no han sido observados 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 una compañera, y el modelado de los vientos en colisión y los "eclipses" parciales de algunas características espectroscópicas han limitado las posibles órbitas. [14]
El período de la órbita se conoce con precisión en 5,539 años, aunque esto ha cambiado con el tiempo debido a la pérdida de masa y la acreción. 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 puede haber sido aún menor, posiblemente entre 4,8 y 5,4 años. [16] La separación orbital solo se conoce de manera aproximada, con un semieje mayor de 15-16 UA. La órbita es altamente 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 UA, similar a la distancia de Neptuno. [14]
Tal vez el uso más valioso de una órbita precisa para un sistema binario de estrellas sea calcular directamente las masas de las estrellas. Para ello es necesario conocer con precisión las dimensiones y la inclinación de la órbita. Las dimensiones de la órbita de Eta Carinae solo se conocen de manera aproximada, ya que las estrellas no se pueden observar de forma directa y por separado. La inclinación se ha modelado en 130-145 grados, pero la órbita aún no se conoce con la suficiente precisión como para proporcionar las masas de los dos componentes. [14]
Eta Carinae A se clasifica como una variable luminosa azul (LBV) debido a sus distintivas variaciones espectrales y de brillo. Este tipo de estrella variable se caracteriza por cambios irregulares desde un estado de reposo a alta temperatura hasta un estado de explosión a baja temperatura con una luminosidad aproximadamente constante. Las LBV en estado de reposo se encuentran en una estrecha franja de inestabilidad de S Doradus , y las estrellas más luminosas son las más calientes. En estado de explosión, todas las LBV tienen aproximadamente la misma temperatura, que es cercana a los 8000 K. Las LBV en un estado de explosión normal son visualmente más brillantes que cuando están en reposo, aunque la luminosidad bolométrica no varía.
Un evento similar a la Gran Erupción de Eta Carinae A se ha observado en sólo otra estrella en la Vía Láctea —P Cygni— y en un puñado de otras posibles LBV en otras galaxias. Ninguna de ellas parece ser tan violenta como la de Eta Carinae. No está claro si esto es algo que sólo experimentan unas pocas de las LBV más masivas, algo que es 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 otros tipos de transitorios no terminales que se acercan al brillo de una supernova. [8]
Eta Carinae A no es una LBV típica. Es más luminosa que cualquier otra LBV de la Vía Láctea, aunque posiblemente comparable a otras supernovas impostoras detectadas 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 era mucho más fría que una explosión típica de LBV, con un tipo espectral G medio. La erupción de 1890 puede haber sido bastante típica de las erupciones de LBV, con un tipo espectral F temprano, y se ha estimado que la estrella puede tener actualmente un viento estelar opaco, formando una pseudofotósfera con una temperatura de 9.000–10.000 K. [18] [ 21] [33]
Eta Carinae B es una estrella masiva, luminosa y caliente, sobre la que se sabe poco más. A partir de ciertas líneas espectrales de alta excitación que no deberían ser producidas por la estrella primaria, se cree que Eta Carinae B es una estrella joven de tipo O. La mayoría de los autores sugieren que es una estrella algo evolucionada, como una supergigante o gigante, aunque no se puede descartar que sea una estrella Wolf-Rayet . [98]
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 restringirse fuertemente a mayor de 90 M ☉ , debido a la alta luminosidad. [18] Los modelos estándar del sistema asumen masas de 100-120 M ☉ [16] [100] [101] y 30-60 M ☉ [16] para la primaria y secundaria, respectivamente. Se han sugerido masas mayores, para modelar la salida 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. [16] Eta Carinae A claramente ha perdido una gran cantidad de masa desde que se formó, y se piensa que inicialmente era de 150-250 M ☉ , aunque puede haberse formado a través de la fusión binaria. [102] [103] Masas de 200 M ☉ para el modelo de transferencia de masa óptimamente ajustado para el evento de la Gran Erupción, primario y de 90 M ☉ para el secundario. [16]
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La pérdida de masa es uno de los aspectos más estudiados en 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 las estrellas masivas evolucionadas, como las Wolf-Rayets, el número y los tipos de supernovas de colapso de núcleo o sus progenitores. Para que coincidan con 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 una candidata obvia para el estudio. [104]
Eta Carinae A está perdiendo mucha masa debido a su extrema luminosidad y a su gravedad superficial relativamente baja. Su viento estelar es completamente opaco y parece una pseudofotósfera; esta superficie ópticamente densa oculta cualquier superficie física real 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, sostenida durante diez años o más. La pérdida total de masa durante la erupción fue de al menos 10–20 M ☉ y gran parte de ella forma ahora la Nebulosa del Homúnculo. La erupción más pequeña de 1890 produjo la Nebulosa del Pequeño Homúnculo, mucho más pequeña y de solo alrededor de 0,1 M ☉ . [17] La mayor parte de la pérdida de masa ocurre en un viento con una velocidad terminal de aproximadamente 420 km/s, pero se observa algo de material a velocidades mayores, hasta 3200 km/s, posiblemente material arrastrado desde el disco de acreción por la estrella secundaria. [105]
Se supone que Eta Carinae B también está perdiendo masa a través de un viento estelar fino y rápido, pero esto no se puede detectar directamente. Los modelos de la radiación observada 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. [75] En una parte de la órbita altamente excéntrica , en realidad puede ganar material de la primaria a través de un disco de acreción . Durante la Gran Erupción de la primaria, la secundaria podría haber acrecentado varias M ☉ , produciendo chorros fuertes que formaron la forma bipolar de la Nebulosa del Homúnculo. [104]
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 visible se ha desplazado a infrarroja. La radiación electromagnética total en todas las longitudes de onda para ambas estrellas combinadas es de varios millones de luminosidades solares ( L ☉ ). [21] 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 gigantesca erupción o evento de impostora 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 era tan alta como 50 millones de L ☉ . [8] Se han visto otras impostoras de supernova en otras galaxias, por ejemplo la posible supernova falsa SN 1961V en NGC 1058 [106] y el estallido previo a la explosión de SN 2006jc en UGC 4904 . [107]
Tras la Gran Erupción, Eta Carinae se oscureció por el material expulsado, lo que provocó un enrojecimiento espectacular. Se ha estimado que esta luminosidad era de cuatro magnitudes en longitudes de onda visibles, lo que significa que la luminosidad posterior a la erupción era comparable a la luminosidad cuando se identificó por primera vez. [108] Eta Carinae sigue siendo mucho más brillante en longitudes de onda infrarrojas, a pesar de las presuntas estrellas calientes detrás de la nebulosidad. Se cree que el reciente aumento de brillo visual se debe en gran medida a una disminución de la extinción, debido al adelgazamiento del polvo o a una reducción de la pérdida de masa, en lugar de un cambio subyacente en la luminosidad. [99]
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 tenerlo en cuenta. [109] Ahora se sabe que el sistema Eta Carinae consta de al menos dos estrellas, ambas con fuertes vientos estelares y una zona de vientos en colisión (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 y gamma duros cerca de las estrellas. Cerca del periastrón, a medida que el viento secundario atraviesa regiones cada vez más densas del viento primario, la zona de vientos en colisión se distorsiona en una espiral que se arrastra detrás de Eta Carinae B. [110]
El cono de colisión viento-viento separa los vientos de las dos estrellas. A 55–75° detrás de la secundaria, hay un viento cálido y tenue típico de las estrellas O o Wolf–Rayet. Esto permite detectar cierta radiación de Eta Carinae B y estimar su temperatura con cierta precisión debido a las líneas espectrales que es poco probable que sean producidas por cualquier otra fuente. Aunque la estrella secundaria nunca ha sido observada directamente, existe un amplio acuerdo sobre los modelos que indican que tiene una temperatura entre 37.000 K y 41.000 K. [6]
En todas las demás direcciones, al otro lado de la zona de colisión viento-viento, está el viento de Eta Carinae A, más frío y alrededor de 100 veces más denso que el viento de Eta Carinae B. También es ópticamente denso, ocultando por completo cualquier cosa que se parezca a una fotosfera verdadera y haciendo que cualquier definición de su temperatura sea discutible. La radiación observable se origina en una pseudofotosfera donde la densidad óptica del viento cae a casi cero, medida típicamente en un valor de opacidad de Rossland particular como 2 ⁄ 3 . Se observa que esta pseudofotosfera es alargada y más caliente a lo largo del supuesto eje de rotación. [111]
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. [21] [43] [99] [112] La temperatura efectiva del borde exterior visible del viento primario opaco se trata generalmente como de 15.000 a 25.000 K sobre la base de características espectrales visuales y ultravioleta que se supone que provienen directamente del viento o se reflejan a través de las manchas de Weigelt. [8] [17] Durante la gran erupción, Eta Carinae A era mucho más fría, alrededor de 5.000 K. [55]
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. [8]
Más allá, los gases en expansión de la Gran Erupción chocan con material interestelar y se calientan a alrededor de5 MK , que produce rayos X menos energéticos que se observan en forma de herradura o de anillo. [113] [114]
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 de estrella asumido. Una supergigante O de 933.000 L ☉ con una temperatura de 37.200 K tiene un radio efectivo de 23,6 R ☉ . [5]
El tamaño de Eta Carinae A ni siquiera está bien definido. Tiene un viento estelar ópticamente denso, por lo que la definición típica de la superficie de una estrella, que es aproximadamente donde se vuelve opaca, da un resultado muy diferente de donde podría estar 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 de más de 800 R ☉ , lo que indica un viento estelar extendido ópticamente denso. [18] 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 a las supergigantes rojas más grandes conocidas , incluida VY Canis Majoris . [115]
Los tamaños estelares deben compararse con su separación orbital, que es de sólo alrededor de 250 R ☉ en el periastrón. El radio de acreción de la secundaria es de alrededor de 60 R ☉ , lo que sugiere una fuerte acreción cerca del periastrón que conduce a un colapso del viento secundario. [16] Se ha propuesto que el brillo inicial de la 4.ª magnitud a la 1.ª con una luminosidad bolométrica relativamente constante fue una explosión de LBV normal, 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 el brillo adicional, el aumento de la luminosidad y la pérdida extrema de masa de la Gran Erupción. [115]
Las velocidades de rotación de las estrellas masivas tienen una influencia crítica en su evolución y muerte final. La velocidad de rotación de las estrellas Eta Carinae no se puede medir directamente porque sus superficies no se pueden ver. Las estrellas masivas individuales giran con rapidez 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. Una o ambas podrían haber girado por interacción binaria, por ejemplo, acreción en la secundaria y arrastre orbital en la primaria. [92]
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 de 1250 d. C. Es posible que se haya producido otra erupción alrededor de 1550 d. C., aunque es posible que el material que indica esta erupción sea en realidad de la Gran Erupción que se ralentizó al colisionar con nebulosidad más antigua. [116] Se desconoce el mecanismo que produce estas erupciones. Ni siquiera está claro si las erupciones implican eventos explosivos o los llamados vientos super-Eddington, una forma extrema de viento estelar que implica una pérdida de masa muy alta inducida por un aumento de la luminosidad de la estrella. También se desconoce la fuente de energía de las explosiones o del aumento de la luminosidad. [117]
Las teorías sobre las diversas erupciones deben tener en cuenta: eventos repetidos, al menos tres erupciones de varios tamaños; eyección de 20 M ☉ o más sin destruir la estrella; la forma altamente inusual y las tasas de expansión del material eyectado; y la curva de luz durante las erupciones que implica un aumento de brillo de varias magnitudes durante 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 de luz muestran que la salida de material durante la fase de meseta fue mucho mayor que antes del pico de la erupción. [117] Las posibles explicaciones para las erupciones incluyen: una fusión binaria en lo que entonces era un sistema triple; [118] transferencia de masa desde Eta Carinae B durante los pasajes del periastrón; [16] o una explosión de inestabilidad de pares pulsacionales . [117]
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Eta Carinae es un objeto único, del que actualmente no se conocen análogos muy cercanos en ninguna galaxia. Por lo tanto, su evolución futura es muy incierta, pero casi con certeza implicará una mayor pérdida de masa y una eventual supernova. [119]
Eta Carinae A habría comenzado su vida como una estrella extremadamente caliente en la secuencia principal, ya 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 al menos de 150 M ☉ y posiblemente mucho mayor. Un espectro típico cuando se formó por primera vez sería O2If y la estrella sería mayoritariamente o totalmente convectiva debido a la fusión del ciclo CNO a las temperaturas muy altas del núcleo. Las estrellas suficientemente masivas o con rotación diferencial experimentan una mezcla tan fuerte que permanecen químicamente homogéneas durante la combustión del hidrógeno del núcleo. [82]
A medida que avanza la combustión del hidrógeno del núcleo, una estrella muy masiva se expandiría lentamente y se volvería más luminosa, convirtiéndose en una hipergigante azul y, finalmente, en una LBV mientras sigue fusionando hidrógeno en el núcleo. Cuando el hidrógeno en el núcleo se agota después de 2 a 2,5 millones de años, la combustión de la capa de hidrógeno continúa con mayores aumentos en tamaño y luminosidad, aunque la combustión 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 combustión del 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 la combustión del hidrógeno termina y comienza la combustión del helio del núcleo , las estrellas masivas pasan muy rápidamente a la etapa Wolf-Rayet con poco o nada de hidrógeno, temperaturas aumentadas y luminosidad reducida. Es probable que hayan perdido más de la mitad de su masa inicial en este punto. [120]
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 los materiales expulsados dentro del homúnculo están compuestos por alrededor de un 60 % de hidrógeno y un 40 % de helio, con nitrógeno aumentado a diez veces los niveles solares. Esto es indicativo de que la fusión de hidrógeno del ciclo CNO está en curso. [121]
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 externas de la estrella. Se convierte en una estrella Wolf-Rayet en la secuencia del 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 alcanzan la superficie. Este proceso continuaría con la fusión de elementos más pesados hasta que se desarrolle un núcleo de hierro, momento en el que el núcleo colapsa y la estrella se destruye. Las diferencias sutiles en las condiciones iniciales, en los propios modelos y, muy especialmente, en las tasas de pérdida de masa, producen diferentes predicciones para el estado final de las estrellas más masivas. Pueden sobrevivir para convertirse en una estrella despojada de helio o pueden colapsar en una etapa anterior mientras retienen más de sus capas externas. [122] [123] [124] La falta de estrellas WN suficientemente luminosas y el descubrimiento de aparentes progenitores de supernovas LBV también ha impulsado la sugerencia de que ciertos tipos de LBV explotan como una supernova sin evolucionar más. [125]
Eta Carinae es un sistema binario cercano, lo que complica la evolución de ambas estrellas. Las estrellas compañeras masivas y compactas pueden quitarle masa a las estrellas primarias más grandes mucho más rápido que lo que ocurriría en una estrella individual, por lo que las propiedades en el 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 primaria Wolf-Rayet, ahora compacta. [126] En el caso de Eta Carinae, la secundaria claramente está causando inestabilidad adicional en la primaria, lo que dificulta predecir desarrollos futuros.
La probabilidad abrumadora es que la próxima supernova observada en la Vía Láctea se originará a partir de una enana blanca desconocida o una supergigante roja anónima , muy probablemente ni siquiera visible a simple vista. [127] Sin embargo, la perspectiva de una supernova originada a partir de un objeto tan extremo, cercano y bien estudiado como Eta Carinae despierta gran interés. [128]
Como estrella única, una estrella originalmente alrededor de 150 veces más masiva que el Sol típicamente alcanzaría el colapso del núcleo como una estrella Wolf-Rayet dentro de 3 millones de años. [122] Con baja metalicidad, muchas estrellas masivas colapsarán directamente en un agujero negro sin explosión visible o una supernova subluminosa, y una pequeña fracción producirá una supernova de inestabilidad de pares , pero con metalicidad solar y superior, se espera que haya suficiente pérdida de masa antes del colapso para permitir una supernova visible de tipo Ib o Ic . [129] Si todavía hay una gran cantidad de material expulsado cerca de la estrella, el choque formado por la explosión de la supernova que impacta el material circunestelar puede convertir eficientemente la energía cinética en radiación , lo que resulta en una supernova superluminosa (SLSN) o hipernova , varias veces más luminosa que una supernova de colapso de núcleo típica y mucho más duradera. Los progenitores altamente masivos también pueden expulsar suficiente níquel para causar una SLSN simplemente a partir de la desintegración radiactiva . [130] 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 para una estrella de neutrones . [131]
La existencia de una compañera masiva trae consigo muchas otras posibilidades. Si Eta Carinae A fue despojada rápidamente de sus capas externas, podría ser una estrella de tipo WC o WO menos masiva cuando se alcanzó el colapso del núcleo. Esto daría lugar a una supernova de tipo Ib o tipo Ic debido a la falta de hidrógeno y posiblemente helio. Se cree que este tipo de supernova es el originador de ciertas clases de estallidos de rayos gamma, pero los modelos predicen que ocurren normalmente solo en estrellas menos masivas. [122] [126] [132]
Se han comparado varias supernovas y supernovas impostoras inusuales con Eta Carinae como ejemplos de su posible destino. Una de las más convincentes es SN 2009ip , una supergigante azul que experimentó un evento de supernova impostora en 2009 con similitudes con la Gran Erupción de Eta Carinae, y luego una explosión aún más brillante en 2012 que probablemente haya sido una verdadera supernova. [133] SN 2006jc, a unos 77 millones de años luz de distancia en UGC 4904, en la constelación Lynx , también experimentó un aumento de brillo por impostora de supernova en 2004, seguido por una supernova de tipo Ib de magnitud 13,8, vista por primera vez el 9 de octubre de 2006. Eta Carinae también se ha comparado con otras posibles impostoras de supernova como SN 1961V e iPTF14hls , y con supernovas superluminosas como SN 2006gy .
Una supernova típica de colapso de núcleo a la distancia de Eta Carinae alcanzaría un pico de magnitud aparente de 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 . El daño principal se restringiría a la atmósfera superior, la capa de ozono , las naves espaciales, incluidos los satélites y cualquier astronauta en el espacio.
Al menos un artículo ha proyectado que la pérdida completa de la capa de ozono de la Tierra es una consecuencia plausible de una supernova cercana , lo que resultaría en 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 a menos de 50 años luz de la Tierra, e incluso una hipernova potencial tendría que estar más cerca que Eta Carinae. [134] Otro análisis del posible impacto analiza los 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. [135]
No se espera que Eta Carinae produzca un estallido de rayos gamma, y su eje no está actualmente orientado hacia la Tierra. [135] La atmósfera de la Tierra protege a sus habitantes de toda la radiación, excepto la luz ultravioleta (es opaca a los rayos gamma, que deben observarse mediante telescopios espaciales). El principal efecto sería el daño a la capa de ozono . Eta Carinae está demasiado lejos para hacer eso incluso si produjera un estallido de rayos gamma. [136] [137]
