Esta quilla

Eta Carina ( η Car, η Carinae), Foramen ( lat. Foramen ), hasta el siglo XVIII se llamaba Eta Ship Argo , ( η Arg, η Argus Navis) es una estrella doble - una hipergigante en la constelación de Carina con una luminosidad total de más de 5 millones de componentes veces mayor que la luminosidad solar . Se encuentra a una distancia de 7500 años luz (2300 parsecs ). Mencionada por primera vez como una estrella de cuarta magnitud , pero entre 1837 y 1856, durante un evento conocido como el "Gran Destello", aumentó significativamente su brillo. Esta Carina alcanzó un brillo de -0,8 my durante el período del 11 al 14 de marzo de 1843 se convirtió en la segunda estrella más brillante (después de Sirio) en el cielo de la tierra, después de lo cual comenzó a disminuir gradualmente en luminosidad, y en la década de 1870 dejó de ser visible a simple vista. La estrella, a partir de 1940, aumenta gradualmente su brillo nuevamente. Para 2014, había alcanzado una magnitud de 4,5 m . Esta Carina es una estrella que no se pone al sur de 30°S, nunca visible por encima de 30°N.  

Dos estrellas en Eta Carinae se mueven alrededor de un centro de masa común en órbitas elípticas alargadas ( excentricidad 0,9) con un período de 5,54 años terrestres. El componente principal del sistema es una hipergigante, una variable azul brillante (BLV), que inicialmente tenía una masa de 150-250 masas solares, de las cuales unas 30 masas solares ya se han perdido. Es una de las estrellas más grandes e inestables conocidas, con una masa cercana al límite superior teórico. Como era de esperar, en un futuro astronómicamente cercano (varias decenas de milenios), se convertirá en una supernova . Eta Carina A es la única estrella conocida que produce luz láser ultravioleta . [ aclarar ] radiación. La segunda estrella, η Car B, también se caracteriza por una temperatura superficial y una luminosidad muy altas, probablemente de tipo espectral O, con una masa de unos 30–80 M ⊙ .

La luz de los componentes del sistema Eta Carinae es fuertemente absorbida por la pequeña nebulosa bipolar del Homúnculo con dimensiones de 12 × 18 segundos de arco [15] , que consiste en el material de la estrella central expulsado durante la "Gran Llamarada". Se estima que la masa de polvo en el homúnculo es de 0,04 M⊙ . Esta Carina A está perdiendo masa tan rápidamente que su fotosfera no está unida gravitacionalmente a la estrella y es "llevada" por la radiación al espacio circundante.

La estrella es parte del cúmulo estelar abierto Trumpler 16 en la Nebulosa Carina , mucho más grande . Independientemente de la estrella o la nebulosa, hay una débil lluvia de meteoritos Eta Carinids .con un radiante muy cercano a la estrella en el cielo.

La estrella tiene el nombre moderno Foramen (del latín  foramen "agujero"), asociado con la Nebulosa del ojo de la cerradura (NGC 3324) cerca de la estrella .

Historial de observaciones

Descubrimiento y nombre de una estrella

Hasta el siglo XVII no existen registros fiables de la observación o descubrimiento de Eta Carinae, aunque el navegante holandés Peter Keyser describió alrededor de 1595-1596 una estrella de cuarta magnitud en un lugar que corresponde aproximadamente a la posición de Eta Carinae. Estos datos fueron reproducidos en los globos celestes de Peter Plancius y Jodocus Hondius y aparecieron en 1603 en Uranometria de Johann Bayer . Sin embargo, el catálogo de estrellas independientes de Frederick de Houtmann de 1603 no incluía a Eta Carinae ni a ninguna otra estrella de cuarta magnitud en la región. La primera mención segura de Eta Carinae pertenece a Edmund Halley , quien la describió en 1677 como Sequens (es decir, "próxima" en relación con otra estrella) dentro de la entonces nueva constelación Oak Karla . El Catálogo Halley del cielo del sur se publicó en 1679 [16] . La estrella también fue conocida por la designación de Bayer como Eta Karla Oak y Eta Ship Argo [3] . En 1751, Nicolas Louis de Lacaille , habiendo mapeado "Ship Argo" y "Charles Oak", las dividió en varias constelaciones más pequeñas. La estrella terminó en la parte de la "quilla" del barco Argo , que recibió el nombre de la constelación de Carina [17] . La estrella no fue conocida comúnmente como Eta Carinae hasta 1879, cuando las estrellas de la Nave Argo fueron asignadas a sus constelaciones hijas en la Uranometría Argentina por B. Gould [18] .

Esta Carina se encuentra demasiado al sur para ser parte de las " 28 Casas " de la astronomía tradicional china , pero fue incluida en los Asterismos del Sur identificados en el siglo XVII. Junto con s Carina , Lambda Centauri y Lambda Muhi , Eta Carina formó el asterismo 海山( Mar y Montañas ) [19] . Esta quilla también se llamaba Tin-Sho (天社 - "Altar celestial") y Foramen. También se la conocía como Hai-Shan-ar (海山二), "la segunda estrella del Mar y las Montañas" [20] .

Halley mencionó que la magnitud estelar era de aproximadamente 4 en el momento del descubrimiento de la estrella, lo que corresponde a aproximadamente 3,3 m en la escala moderna. Varias primeras observaciones dispersas sugieren que la estrella no fue significativamente más brillante que esta magnitud durante la mayor parte del siglo XVII [3] . Las observaciones esporádicas durante los siguientes 70 años también mencionan una estrella con un nivel de brillo no superior a 3 magnitudes, pero en 1751 Lacaille determina de forma fiable su brillo a un nivel de 2 m [3] . Hay incertidumbres sobre si la estrella difirió en brillo durante los próximos 50 años; existen registros raros, como la observación de William Burchell de 1815 que menciona a Eta Carinae como una estrella de cuarta magnitud, pero no está claro si estos registros se basan en observaciones originales o son repeticiones de información anterior [3] .

El Gran Relámpago

En 1827, Burchell notó un aumento en el brillo de Eta Carina a la primera magnitud y fue el primero en plantear la hipótesis de su variabilidad [3] . John Herschel realizó una serie de mediciones precisas en la década de 1830 que mostraron que el brillo de la estrella fluctuó alrededor de 1,4 de magnitud hasta noviembre de 1837. En la noche del 16 de diciembre de 1837, Herschel se asombró de que la estrella superara a Rigel en su brillo [21] . Este evento marcó el comienzo de un período de 18 años en la evolución de Eta Carina, conocido como el "Gran Flash" [3] .

Esta carina aumentó en brillo hasta enero de 1838, alcanzando un brillo aproximadamente igual a Alpha Centauri , después de lo cual comenzó a debilitarse algo durante los siguientes 3 meses. Después de esto, Herschel abandonó el hemisferio sur y dejó de observar la estrella, pero recibió correspondencia del reverendo W. S. McKay en Calcuta, escribiéndole en 1843: “Para mi gran sorpresa, en marzo (1843) observé que la estrella Este Nave Argo se convirtió en una estrella de primera magnitud y brilla con el brillo de Canopus , y en color y tamaño es muy similar a Arcturus . Las observaciones en el Cabo de Buena Esperanza mostraron que la estrella era más brillante que Canopus del 11 al 14 de marzo de 1843, luego comenzó a desvanecerse, pero luego nuevamente comenzó a aumentar su brillo, alcanzando un nivel de brillo entre Alpha Centauri y Canopus desde marzo. 24 a 28, y comenzó a oscurecerse nuevamente [21] . Durante la mayor parte de 1844, la estrella estuvo a medio camino entre Alfa y Beta Centauri en brillo , es decir, su brillo aparente fue de aproximadamente +0,2 m , pero a finales de año comenzó a crecer nuevamente. En 1845, el brillo de la estrella alcanzó −0,8 m , luego −1,0 m [5] . Los picos de brillo que se produjeron en 1827, 1838 y 1843, aparentemente, se deben al paso del periastro por parte de las estrellas del sistema binario Eta Carina , cuando sus órbitas pasaban más cerca unas de otras [22] . De 1845 a 1856, el brillo cayó alrededor de 0,1 de magnitud por año, pero con rápidas y grandes fluctuaciones [5] .

A partir de 1857, el brillo disminuyó rápidamente, hasta que en 1886 el sistema estelar ya no era visible a simple vista. Se ha demostrado que este efecto fue causado por la condensación del polvo de la materia eyectada que rodea a la estrella, y no por cambios intrínsecos en la luminosidad [23] [24] .

Brote menor

El siguiente aumento en el brillo comenzó alrededor de 1887. La estrella alcanzó una magnitud de 6,2 en 1892, luego, en marzo de 1895, el brillo se redujo a 7,5 m [3] . A pesar de la naturaleza puramente visual de las observaciones de la llamarada de 1890, se ha estimado que Eta Carina perdió alrededor de 4,3 magnitudes debido a las nubes de gas y polvo expulsadas durante el "Gran Destello" anterior. En ausencia de estas interferencias, el brillo del sistema estelar en ese momento debería haber alcanzado alrededor de 1,5-1,9 magnitudes, mucho más brillante que el brillo observado [25] . Era una especie de copia más pequeña del "Gran Flash", con emisiones de materia mucho más pequeñas [26] [27] .

Siglo XX

Entre 1900 y 1940, Eta Carina pareció dejar de cambiar de brillo y congelarse en una magnitud de 7,6 [3] . Sin embargo, en 1953, se observó un aumento en el brillo de hasta 6,5 ​​m [28] . El aumento de brillo fue estable, pero con variaciones muy regulares de varias décimas de magnitud [22] .

En 1996, se encontró que las variaciones de brillo exhibían una periodicidad de 5,52 años [22] . Posteriormente, el período se ajustó a 5,54 años. La hipótesis de la presencia del segundo componente en el sistema fue confirmada por observaciones de cambios en la velocidad radial del sistema, así como cambios en el perfil de las líneas espectrales. El sistema fue observado en los rangos de radio, óptico e infrarrojo cercano en el momento del presunto periastro a finales de 1997 y principios de 1998 [29] . Al mismo tiempo, se observó la desaparición completa de la radiación de rayos X del sistema estelar, provocada por el efecto del viento solar en contra [30] . La confirmación de la existencia de un compañero brillante de la estrella ha mejorado significativamente la comprensión de las características físicas de Eta Carinae y su variabilidad [7] .

Una inesperada duplicación del brillo en 1998-1999 devolvió el sistema estelar a simple vista. En el momento de los estudios espectroscópicos en 2014, la magnitud estelar aparente superó la marca de 4,5 m [31] . El brillo no siempre cambia consistentemente en diferentes longitudes de onda y no siempre sigue exactamente un ciclo de 5.4 años [32] [33] . Las observaciones de radio e infrarrojos, así como las observaciones de telescopios en órbita, han ampliado las posibilidades de observar Eta Carina y han hecho posible el seguimiento de los cambios en el espectro [34] .

Observaciones

Como estrella actualmente de cuarta magnitud, Eta Carina es claramente visible a simple vista en ausencia de contaminación lumínica [35] . Sin embargo, en tiempos históricos, su brillo ha fluctuado en un rango muy amplio, desde el segundo más brillante en el cielo nocturno en el siglo XIX hasta invisible a simple vista. La estrella está ubicada en una declinación de -59° en el hemisferio celeste sur y, por lo tanto, no se puede observar desde la mayor parte de Eurasia y la mayor parte de América del Norte.

Situada entre Canopus y la Cruz del Sur [36] , Eta Carinae es claramente visible como la más brillante de las estrellas dentro de la gran y visible Nebulosa de Carina. Cuando se observa en un telescopio de aficionado, la estrella es visible dentro de la línea de polvo en forma de V de la nebulosa, tiene un color naranja y no parece un objeto estelar [37] . Las observaciones de alta resolución muestran dos "pétalos" naranjas de la nebulosa de reflexión bipolar circundante , conocida como el " Homúnculo ", que se extiende hacia afuera desde el núcleo central brillante. Los astrónomos aficionados que rastrean estrellas variables pueden comparar su brillo con varias estrellas de magnitud 4 y 5 cercanas a la nebulosa.

El radiante de la débil lluvia de meteoros Eta Carinids descubierta en 1961 está muy cerca de Eta Carina. La lluvia de meteoritos es claramente visible del 14 al 28 de enero, con un pico que cae el 21 de enero. Las lluvias de meteoritos no tienen nada que ver con cuerpos fuera del sistema solar, y la proximidad a Ete Carina es una mera coincidencia [38] .

Espectro visible

El ancho y la forma de las líneas espectrales de Eta Carinae son muy variables, pero al mismo tiempo exhiben una serie de características distintivas. El espectro de Eta Carinae tiene líneas de emisión prominentes , generalmente anchas, aunque están superpuestas por una estrecha componente central del espectro proveniente del denso gas ionizado de la nebulosa, especialmente de los glóbulos de Weigelt (pequeñas nebulosas de reflexión en el centro del Homúnculo). La mayoría de las líneas son del perfil de estrella P Cygni (un perfil de línea común a las variables azules brillantes ), pero con una absorción mucho más débil que la emisión. Las líneas espectrales anchas del tipo P Cygnus son características de un fuerte viento estelar , pero en este caso tienen una absorción muy baja, ya que la estrella está oculta por una envoltura de gas en expansión. En las alas de la línea, se pueden notar signos de dispersión de Thomson sobre los electrones, aunque débiles, lo que puede interpretarse como una manifestación de la estructura no homogénea del viento estelar. Las líneas de hidrógeno son muy pronunciadas, lo que habla a favor del hecho de que Eta Carina ha conservado la mayor parte de su envoltura de hidrógeno . Las líneas He I [n 1] son ​​mucho más débiles que las líneas de hidrógeno, y la ausencia de líneas He II permite establecer un límite superior a la temperatura de la estrella principal. Las líneas N II son identificables pero débiles, mientras que las líneas de carbono no se detectan en absoluto y las líneas de oxígeno son extremadamente débiles en el mejor de los casos, lo que indica la combustión de hidrógeno en el núcleo a través del ciclo CNO , que también afecta a la superficie cercana. capas. Quizás uno de los rasgos más característicos del espectro de Eta Carinae es la importante presencia de líneas de emisión de Fe II, tanto permitidas como prohibidas ; estos últimos surgen cuando se excita el gas de una nebulosa de baja densidad alrededor de una estrella [39] [40] .

Los primeros análisis del espectro de la estrella se basan en observaciones realizadas en 1869, durante las cuales se encontraron las líneas "C, D, b, F, con la principal línea verde de nitrógeno". El observador indicó que no se observaron líneas de absorción en absoluto [41] . Las designaciones de letras se dan de acuerdo con Fraunhofer y corresponden a: H α , HeI ("D" se usaba generalmente para indicar la línea doble de sodio, pero se usaba "d" o "D 3 " para la línea cercana de helio), FeII y H β . Se supone que la última línea indicada pertenece a FeII, muy cerca de la línea verde de " nebulium ", ahora conocido como oxígeno doblemente ionizado, OIII [42] .

Los espectros fotográficos de 1893 se describieron como similares a una estrella F5, pero con líneas de emisión tenues. El análisis según los estándares espectrográficos modernos indica una estrella de tipo espectral temprano F. En 1895, se observaron nuevamente fuertes líneas de emisión en el espectro, mientras que las líneas de absorción estaban presentes, pero estaban fuertemente superpuestas por las líneas de emisión. Tales transiciones espectrales de una supergigante de clase F a fuertes líneas de emisión son características de las nuevas estrellas , cuando la materia expulsada inicialmente irradia como una pseudo - fotosfera , y luego, cuando la capa se expande y se vuelve ópticamente más delgada, aparece el espectro de emisión de radiación . 42] .

El espectro de líneas de emisión asociado con vientos estelares densos ha seguido observándose desde finales del siglo XIX. Las líneas individuales exhiben amplias variaciones en ancho, perfil y desplazamiento Doppler y, a veces, se encuentran diferentes componentes de velocidad dentro de una sola línea. Las líneas espectrales también cambian con el tiempo, más fuertemente con un período de 5,5 años , pero también son visibles períodos más cortos o más largos con una amplitud más pequeña, así como cambios seculares (no periódicos) continuos [43] [44] . El espectro de luz reflejado por los glóbulos de Weigelt es similar en sus características principales a la estrella HDE 316285 , que exhibe características de tipo P Cygni extremadamente brillantes y tiene un tipo espectral de B0Ieq [45] .

Espectro ultravioleta

El espectro ultravioleta del sistema Eta Carinae es rico en líneas de emisión de metales ionizados, como Fe II y Cr II, tiene una línea Lyman α (Ly α ) pronunciada y un continuo (radiación de espectro continuo) de una fuente central caliente. Los niveles de ionización y el continuo requieren una fuente con una temperatura de al menos 37 000 K [46] .

Algunas líneas que pertenecen a FeII son inusualmente fuertes en el ultravioleta. Están localizados en glóbulos de Weigelt y se cree que son causados ​​por un mecanismo similar en esencia al funcionamiento de un láser de baja ganancia . El hidrógeno ionizado entre los glóbulos y la estrella central genera una intensa emisión de Ly α , que penetra en los glóbulos. Los glóbulos contienen hidrógeno atómico con una pequeña mezcla de otros elementos, incluido el hierro fotoionizado de la radiación de las estrellas centrales. La resonancia aleatoria (cuando la radiación de emisión tiene la energía adecuada para bombear un estado excitado) permite que la emisión de Ly α excite los iones Fe + a un cierto estado pseudo-metaestable [47] , creando una inversión de población , que a su vez provoca la emisión estimulada [ 47] 48] . Este efecto es de naturaleza similar a la emisión máser en los densos "bolsillos" que rodean a muchas supergigantes frías, pero este último efecto es mucho más débil en el espectro visible y ultravioleta, y Eta Carinae es el único ejemplo confiable de un láser cósmico ultravioleta. Un efecto similar del bombeo del estado metaestable OI por emisión de Ly β en los glóbulos que rodean el Eto Carina también se confirma como otro caso de un láser ultravioleta astrofísico [49] .

Espectro infrarrojo

Las observaciones infrarrojas de Eta Carina son cada vez más importantes. La gran mayoría de la radiación electromagnética de las estrellas centrales es absorbida por el polvo circundante y luego irradiada en el espectro infrarrojo medio y lejano correspondiente a la temperatura del polvo. Esto permite observar casi todo el flujo de energía del sistema a una longitud de onda que se ve poco afectada por la extinción , lo que permite realizar estimaciones de luminosidad mucho más precisas que en el caso de otras estrellas extremadamente brillantes . Esta Carina es la fuente más brillante de la esfera celeste en el medio del espectro infrarrojo [50] .

Las observaciones en el infrarrojo lejano permiten distinguir una enorme masa de polvo con una temperatura del orden de 100-150 K , lo que conduce a una estimación de la masa de la Nebulosa del Homúnculo en 20 masas solares o más. Esto es mucho más que las estimaciones anteriores, y se cree que todo este polvo fue expulsado en unos pocos años durante el "Gran Destello" [51] .

Las observaciones infrarrojas pueden penetrar el polvo y, con un alto grado de resolución, observar características que son completamente invisibles en el rango óptico, pero no las estrellas centrales en sí. La región central de Homunculus contiene regiones más pequeñas: Lesser Homunculus , restos del estallido de la década de 1890, Butterfly :  cúmulos abiertos y filamentos sobrantes de dos estallidos, y una región de viento estelar alargada [52] .

Radiación de alta energía

En la región de Eta Kiel se han detectado varias fuentes de rayos X y rayos gamma , por ejemplo 4U 1037-60 , incluida en el 4º catálogo del observatorio espacial Uhuru , o 1044-59 según el catálogo HEAO-2 . Las primeras observaciones de rayos X en la región de Eta Kiel se realizaron desde el cohete meteorológico Terrier -Sandhawk lanzado en los EE. UU. en 1972 [53] , luego continuaron en los observatorios espaciales Ariel V [54] , OSO 8 [55] y "Uhuru" [56] . Luego, la misión HEAO-2 [57] , el telescopio de rayos X ROSAT [58] , la misión ASCA [59] y el telescopio Chandra realizaron observaciones más detalladas . Se han detectado muchas fuentes en todo el espectro electromagnético de alta energía: rayos X duros y rayos gamma dentro de una región de 1 mes luz de Eta Carinae; emisión de rayos X duros desde la región central con un diámetro de 3 meses luz; una estructura distinta en forma de herradura de 0,67 parsecs (2,2 años luz) de largo, que emite rayos X de baja energía y corresponde al frente de la onda de choque de los tiempos del "Gran Flash"; radiación de rayos X dispersa distribuida en toda el área del homúnculo; numerosos sellos y arcos fuera del anillo principal [60] [61] [62] [63] .

Toda la radiación de alta energía asociada con Eta Carinae varía en el transcurso de un ciclo orbital. En julio y agosto de 2003 se observó un mínimo espectral o "eclipse de rayos X". En 2009 y 2014 se observó un evento esencialmente similar [64] . La radiación gamma de mayor energía con una energía del orden de 100 MeV fue registrada por la nave espacial AGILE ; exhibió una alta variabilidad, mientras que los rayos gamma de menor energía observados por la nave espacial Fermi variaron solo ligeramente [60] [65] .

Emisión de radio

La emisión de radio de Eta Carina se observa principalmente en el rango de microondas . Se descubrió en la longitud de onda de la línea de radio de hidrógeno neutro , pero se estudió más en los rangos milimétrico y centimétrico . En estos rangos, se han detectado líneas máser de recombinación de hidrógeno. La emisión se concentra en una pequeña fuente de radio no puntual de menos de 4 segundos de arco de ancho; se trata principalmente de radiación sobre transiciones libres-libres (thermal bremsstrahlung ), lo que es compatible con la hipótesis de una región HII compacta con una temperatura del orden de 10.000 K [66] . Observaciones de radio más detalladas permiten distinguir una fuente de radio en forma de disco con un diámetro de varios segundos de arco (10.000 UA ) que rodea a Eta Carina [67] .

La emisión de radio de Eta Carina se caracteriza por constantes cambios de intensidad y distribución espectral con un ciclo de 5,5 años. La intensidad de H II y las líneas de recombinación varían mucho, mientras que la emisión continua (radiación de banda ancha en diferentes longitudes de onda) está menos sujeta a tales cambios. Esto se debe a fuertes disminuciones en el nivel de ionización de hidrógeno durante períodos cortos en cada ciclo, coincidiendo con eventos espectroscópicos en otras longitudes de onda [67] [68] .

Medio ambiente

Esta Carina se encuentra en lo profundo de la Nebulosa de Carina, una región gigante de formación estelar en el Brazo de Sagitario de nuestra galaxia, la Vía Láctea . Esta nebulosa es un objeto claramente visible en el cielo nocturno del sur a simple vista y es una combinación compleja de nebulosas de emisión, reflexión y oscuras. Como se sabe, Eta Carinae se encuentra a la misma distancia de la Tierra que la nebulosa, y los reflejos de su espectro se pueden ver en muchas nubes de formación estelar cercanas [69] . La apariencia de la Nebulosa de Carina, y en particular la región del ojo de la cerradura , ha cambiado significativamente desde que John Herschel la describió hace más de 150 años [42] . Se cree que esto está directamente relacionado con la reducción de la radiación ionizante de Eta Carina desde el "Gran Destello" [70] . Antes del "Gran Brote", el sistema Eta Carinae contribuyó en aproximadamente un 20 % a la ionización de la nebulosa, pero ahora está densamente bloqueado por nubes de gas y polvo [69] .

Trumpler 16

Esta Carina se encuentra dentro del cúmulo estelar abierto Trumpler 16. Todas las demás estrellas del cúmulo están por debajo del umbral de observabilidad a simple vista, aunque WR 25  es otra de las estrellas extremadamente brillantes [71] . Trumpler 16 y su vecino Trumpler 14  son los dos cúmulos estelares más visibles en la asociación estelar OB1 Carina , un gran grupo de estrellas jóvenes y brillantes que están unidas por un movimiento común a través del espacio [72] .

Homúnculo

Esta Carina se encuentra dentro de la Nebulosa del Homúnculo y la ilumina [73] . En esencia, el Homúnculo está compuesto de gas y escombros expulsados ​​durante el "Gran Destello" a mediados del siglo XIX. La nebulosa consta de dos "lóbulos" polares entre sí, alineados con el eje de rotación de la estrella, y una "falda" ecuatorial. Las observaciones a máxima resolución revelan detalles más finos: Homunculus Minor dentro de la nebulosa principal, posiblemente del destello de 1890; chorro; finas corrientes de gas y nódulos de materia, especialmente perceptibles en la región de la "falda"; y tres glóbulos de Weigelt, densas nubes de gas situadas muy cerca de la estrella [49] [74] .

Se cree que las paletas de homúnculos se formaron inmediatamente después del estallido inicial, más probablemente que a partir de materia preexpulsada o materia interestelar, pero la escasez de materia cerca del plano ecuatorial permite una interacción posterior entre el viento estelar y la materia expulsada. La masa de Homunculus Vanes da una clara indicación de la magnitud del "Gran Destello" con estimaciones que van desde 12-15 a 40 masas solares de materia en erupción [51] [75] . La investigación sugiere que la materia del Gran Destello está más concentrada alrededor de los polos; El 75% de la masa y el 90% de la energía cinética fueron expulsados ​​por encima de una latitud de 45° [76] .

El homúnculo se caracteriza por una característica única: la capacidad de obtener datos sobre el espectro del objeto central en diferentes latitudes mediante su reflejo en varias partes de las "cuchillas". Esto sugiere un viento polar , donde el viento estelar es más rápido y más fuerte en latitudes altas debido a la rápida rotación causada por el " brillo gravitatorio " hacia los polos. Por el contrario, el espectro muestra una temperatura de excitación más alta más cerca del plano ecuatorial [77] . Aparentemente, las capas exteriores de Eta Carinae A no son demasiado convectivas; de lo contrario, esto evitaría el " oscurecimiento gravitacional ". El eje de rotación actual de la estrella no coincide con la alineación de la nebulosa en el espacio. Lo más probable es que esto se deba al impacto de Eta Carinae B que cambia el viento estelar observado [78] .

Distancia

La distancia a Eta Carina se determinó combinando diferentes métodos, dando un valor ampliamente aceptado de 2300 pc (7800 años luz), con un error de alrededor de 100 pc (330 años luz) [79] . La distancia a Eta Carina no se puede establecer utilizando medidas de paralaje debido a la distancia y la nebulosa circundante. Solo dos estrellas se encuentran a una distancia similar en el catálogo de Hipparcos : HD 93250 en el cúmulo Trumpler 16 y HD 93403 , otro miembro de Trumpler 16, o posiblemente Trumpler 15 . Se cree que estas dos estrellas, a la misma distancia que Eta Carinae, se formaron en la misma nube molecular, pero sus distancias son demasiado grandes para las mediciones de paralaje. Las mediciones de paralaje para HD 93250 y HD 93403 arrojan valores de 0,53 ± 0,42 milisegundos de arco y 1,22 ± 0,45 milisegundos de arco, respectivamente, lo que da una distancia de 2000 a 30 000 años luz (600 a 9000 pc) [80] . Se cree que la misión Gaia obtuvo los datos de paralaje más precisos . La primera publicación de datos de la misión mencionó un paralaje de 0,42 ± 0,22 milisegundos de arco y −0,25 ± 0,33 milisegundos de arco para HD 93250 y HD 93204, respectivamente, pero no para Eta Carinae.

Las distancias a los cúmulos de estrellas se pueden aproximar utilizando el diagrama de Hertzsprung-Russell o de cromaticidad de color para calibrar los datos de magnitud absoluta de las estrellas para que se ajusten a la secuencia principal o para identificar características como la pertenencia a la " rama horizontal " y, por lo tanto, su distancia de la Tierra. . También es necesario comprender los volúmenes de extinción interestelar hacia el cúmulo estelar, lo cual es problemático en el caso de Eta Carinae y regiones similares del espacio [81] . La distancia de 7330 años luz (2250 pc) se obtuvo comprobando la luminosidad de las estrellas de clase O en el cúmulo Trumpler 16 [82] . Tras el descubrimiento del enrojecimiento interestelar por extinción y la correspondiente corrección de las medidas, la distancia a la mayoría de las estrellas Trumpler 14 y 16 se estableció en 9500 ± 1000 años luz (2900 ± 300 pc) [83] .

La tasa conocida de expansión del Homúnculo da una forma geométrica inusual de medir la distancia. Basado en el hecho de que las aspas de la nebulosa son simétricas, la proyección de la nebulosa en el cielo depende de la distancia a la misma. Se han establecido valores de 2300, 2250 y 2300 parsecs para Homunculus y Eta Carina a la misma distancia [79] .

Características

El sistema estelar Eta Carina es actualmente uno de los sistemas más masivos que se pueden estudiar en detalle. Hasta hace poco, Eta Carina se consideraba la más masiva de las estrellas individuales, pero en 1996 el astrónomo brasileño Augusto Daminieli [22] propuso la naturaleza binaria del sistema y la confirmó en 2005 [84] . En su mayor parte, los detalles del sistema estelar están oscurecidos por la materia circunestelar expulsada de Eta Carinae A, la temperatura y el brillo de la estrella solo pueden determinarse mediante observaciones en el espectro infrarrojo. Los rápidos cambios en el viento estelar en el siglo XXI sugieren que es posible que veamos la estrella misma en un futuro previsible, a medida que su entorno se va despejando gradualmente de polvo [85] .

Órbita

La naturaleza binaria del sistema está claramente establecida, aunque los componentes no pueden verse directamente ni resolverse espectrográficamente debido a la dispersión de la radiación y las excitaciones en la nebulosa circundante. Los cambios periódicos en la fotometría y el espectro impulsaron la búsqueda de un compañero, y las simulaciones de colisión de vientos estelares y el eclipsamiento de algunas de las características del espectro del sistema hicieron posible establecer órbitas aproximadas [10] .

El período orbital actual del compañero se establece en exactamente 5.539 años, a pesar de los cambios debidos a la pérdida de materia y la acumulación. El período orbital entre el "Gran Destello" y el destello más pequeño de 1890 fue de aproximadamente 5,52 años, mientras que antes del "Gran Destello" fue más rápido, quizás entre 4,8 y 5,4 años [13] . La distancia orbital se conoce solo aproximadamente, con el semieje mayor de la órbita alrededor de 15-16 UA. e) La órbita tiene una alta excentricidad, e = 0,9. Esto significa que la distancia entre las estrellas es a veces de unas 1,6 UA. e., sobre la distancia entre Marte y el Sol, ya veces 30 a. es decir, como la distancia a Neptuno [10] .

Quizás lo más valioso de conocer las órbitas de un sistema de dos estrellas es la capacidad de calcular directamente la masa de las estrellas en un par. Esto requiere el conocimiento de los parámetros exactos de la órbita y su inclinación. La mayoría de los parámetros orbitales en el sistema Eta Carinae no se conocen con exactitud debido al hecho de que las estrellas no se pueden ver ni distinguir directamente. Se supone que la inclinación está en el nivel de 130-145 grados, lo que es un obstáculo importante para refinar la masa de los componentes [10] .

Clasificación

Este Carina A se clasifica como una variable azul brillante (BLV) debido a las fluctuaciones distintivas en el espectro y el brillo. Este tipo de estrella variable se caracteriza por transiciones irregulares de la inactividad a alta temperatura a estallidos de baja temperatura de luminosidad aproximadamente constante. Las NGN en reposo se ubican en una estrecha "franja de inestabilidad de las estrellas de tipo S Doradus ", que incluye las estrellas más brillantes y calientes. Durante las ráfagas, todas las NGN tienen aproximadamente la misma temperatura, alrededor de 8000 K. En una ráfaga típica, las NGN se vuelven visualmente más brillantes que en reposo, mientras que la luminosidad bolométrica permanece sin cambios.

Un evento similar a la "Gran Llamarada" que ocurrió en Eta Carinae A se ha visto solo una vez en la Vía Láctea hasta ahora en la historia de las observaciones, en P Cygnus  , y en varias NGL probables en otras galaxias. Pero ninguno de los destellos alcanzó la misma fuerza que el de Eta Kiel. No se sabe con certeza si esta es una característica de las NGB más masivas, si está asociada con la proximidad de un compañero o si se trata de una fase de vida corta pero común para las estrellas grandes. Muchos eventos similares en otras galaxias se confundieron con explosiones de supernova, por lo que se denominaron " pseudosupernovas ". Este grupo también puede incluir estrellas con otros transitorios no térmicos, lo que acerca el brillo de la estrella a una supernova [51] .

Esta Carina A no es una típica YGP. Tiene una luminosidad mayor que cualquier otra NGN en la Vía Láctea, aunque puede ser comparable a las "pseudo-supernovas" que se encuentran en otras galaxias. Por el momento, la estrella no está en la "banda de inestabilidad S Doradus", aunque la temperatura o el tipo espectral de la estrella principal aún no está claro, la "Gran Llamarada" en sí era algo más fría que una típica llamarada YGB. La llamarada de la década de 1890 fue más similar a una típica llamarada YGB con un tipo espectral temprano F, y ahora se cree que la estrella tiene un viento estelar opaco que forma una pseudo-fotosfera con temperaturas en la región de 9000 - 14000 K. que también es típico del YGB durante la llamarada. [23] .

Esta Carina B es una estrella masiva y brillante de la que poco se sabe. A juzgar por las líneas separadas y poco características de las principales estrellas de emisión del espectro, Eta Carinae B puede ser una estrella joven de tipo espectral O. Muchos autores también creen que la estrella es una supergigante o simplemente una gigante, aunque no excluyen que la estrella pertenece a la clase Wolf Rayet [84] .

Misa

Es difícil determinar la masa de las estrellas en el sistema sin conocer con precisión todos los elementos de la órbita. Este Carina es un sistema de dos componentes, pero no hay datos exactos sobre las órbitas de las estrellas. Solo podemos decir con certeza que la masa de la estrella central es apenas inferior a 90 masas solares, en base a su alta luminosidad [39] . El modelo estándar del sistema asume una masa estelar central de 100–120 masas solares [12] [13] y una masa satelital de 30–60 masas solares [13] [86] . Se supone una gran masa para simular el rendimiento energético y la transferencia de masa del "Gran destello" con una masa total de un sistema binario de 250 masas solares antes del primer destello [13] . Esta Carina perdió una gran cantidad de masa durante la llamarada y se cree que originalmente tenía una masa de entre 150 y 250 masas solares, aunque una estrella compañera también pudo haber contribuido a la llamarada [87] [88] .

Pérdida de masa

La pérdida de masa es uno de los aspectos más intensamente estudiados de la existencia de estrellas masivas. La simple inserción de las tasas de pérdida de masa observadas en los mejores modelos de evolución estelar no coincide con las características observadas de las estrellas masivas en evolución como Wolf-Rayet, el número y los tipos de supernovas o sus progenitores. Para igualar las observaciones, los modelos requieren volúmenes mucho más altos de pérdida de masa. Esta Carina A tiene las tasas más altas de pérdida de masa, actualmente alrededor de 10 −3 masas solares por año, y es una candidata obvia para la investigación [89] .

Esta Carina A pierde tanta masa debido a su poderosa luminosidad y su gravedad superficial relativamente débil. Su viento estelar es completamente opaco y aparece como una pseudo-fotosfera. Este fenómeno ópticamente denso bloquea la verdadera superficie de la estrella. Durante el "Gran Destello", la tasa de pérdida de masa fue mil veces mayor, alrededor de 1 masa solar por año, durante diez años o más. La pérdida de masa acumulada durante la llamarada es del orden de 10 a 20 masas solares, lo que permitió que se formara el Homúnculo. Una llamarada más pequeña en la década de 1890 creó el homúnculo menor , una pérdida de masa mucho menor de solo 0,1 masas solares [14] . La mayor parte de la materia sale de Etu Carinae a una velocidad de unos 420 km/s, pero el viento estelar se lleva una parte de la materia a velocidades de hasta 3200 km/s, posiblemente expulsada por la estrella compañera del disco de acreción [90] .

Esta Carina B también pierde masa por el viento estelar, pero esto no se puede observar directamente. Los modelos de radiación causados ​​por la colisión de dos vientos estelares sugieren una tasa de pérdida de masa en la región de 10 −5 masas solares por año a velocidades de hasta 3000 km/s, lo cual es típico para las estrellas calientes de clase O [62] . En la parte altamente excéntrica de la órbita, el segundo componente del sistema recibe material de Eta Carinae A por acreción. Durante la "Gran Llamarada" en la estrella central, la estrella satélite acrecentó varias masas solares de materia y expulsó poderosos chorros, que formaron la apariencia bipolar de la Nebulosa del Homúnculo [89] .

Luminosidad

Los componentes del sistema binario Eta Carina están completamente oscurecidos por el polvo y el viento estelar opaco, con gran parte de la radiación ultravioleta y visual desplazada al espectro infrarrojo. La radiación electromagnética total de todas las longitudes de onda para ambos componentes del sistema es de varios millones de luminosidades solares [91] . La mejor estimación de luminosidad para la estrella central es de 5 millones de solares. La luminosidad de Eta Carinae B no se conoce con suficiente precisión, quizás varios cientos de miles, pero no más de un millón.

La característica más notable de Eta Carinae es una poderosa explosión de pseudosupernova que ocurrió en la estrella central en 1843. Unos años después, la estrella produjo tanta luz como una tenue supernova y, sin embargo, siguió existiendo. Se ha estimado que la luminosidad máxima del sistema fue de hasta 50 millones de energía solar [51] . Se han registrado varios eventos similares en otras galaxias, por ejemplo, el evento SN 1961v en la galaxia NGC 1058 y SN 2006jc en la galaxia UGC 4904 [93] .

Después del "Gran Destello", Eta Carina se oscureció por la materia expulsada, lo que provocó un cambio en la radiación visual hacia la parte roja del espectro. La estrella ha perdido alrededor de 4 magnitudes en la longitud de onda visual, lo que significa que la estrella ha vuelto a su brillo anterior a la llamarada [94] . Esta carina es aún más brillante en el infrarrojo, aunque se supone que hay estrellas calientes más allá de la nebulosa. El aumento actual en el brillo de la estrella es causado por una disminución en la extinción y dispersión del polvo del sistema, o una disminución en la eyección de masa, pero no el aumento real en el brillo de la estrella [85] .

Temperatura

Hasta finales del siglo XX, se creía que la temperatura de Eta Carinae superaba los 30 000 K debido a que las líneas espectrales experimentaban "máximos", pero otros aspectos del espectro permitían suponer temperaturas más bajas, por lo que se crearon modelos para explicar esto. [95] . Ahora se sabe que el sistema Eta Carinae consta de dos estrellas con fuertes vientos estelares y una zona de colisión ubicada dentro de una nebulosa polvorienta que redirige el 90% de la radiación electromagnética hacia las regiones del infrarrojo medio y lejano del espectro. Debido a estas características, es problemático establecer la temperatura exacta de la estrella central o de su compañera.

Poderosos vientos estelares chocan dentro de la polvorienta nebulosa, provocando temperaturas de 100 MK (megakelvins) en la parte superior del cono de colisión entre dos estrellas. Esta zona irradia en el espectro de rayos X duros y radiación gamma cerca de las estrellas. Cerca del periastro, la segunda estrella pasa a través de capas más densas del viento estelar de la estrella central, y la zona de colisión del viento experimenta perturbaciones, retorciéndose en una espiral que se extiende más allá de Eta Carinae B [96] .

La zona de colisión de vientos separa los vientos estelares de dos estrellas. A un nivel de 55 - 75 ° detrás de la segunda estrella, hay un viento débil y caliente, típico de las estrellas del tipo espectral O o de las estrellas Wolf-Rayet. Esto permite detectar alguna radiación de Eta Carinae B, así como determinar su temperatura con cierta precisión, gracias a líneas espectrales que no pertenecen exactamente a ninguna otra fuente. A pesar de la ausencia de observaciones directas de una estrella compañera, existe una suposición ampliamente aceptada para los modelos en los que la estrella tiene una temperatura entre 37 000 K y 41 000 K [7] .

En todas las demás direcciones al otro lado de la zona de colisión de vientos, se propaga el viento estelar de Eta Carina A, que es mucho más frío y más de 100 veces más denso que el viento de Eta Carina B. Además, es ópticamente denso, completamente oculta los detalles de la verdadera estrella central de la fotosfera estelar y complica enormemente cualquier determinación de la ya controvertida temperatura. La radiación observada proviene de la pseudofotosfera, donde la densidad óptica del viento estelar tiende a cero y la transparencia de Rosseland es de 2 ⁄ 3 . La pseudofotosfera, cuando se observa, parece alargada y especialmente caliente a lo largo del supuesto eje de rotación [97] .

En la época de Edmund Halley, Eta Carinae A probablemente era una hipergigante de clase espectral B con una temperatura entre 20 000 K y 25 000 K en el momento de la observación. La temperatura efectiva determinada para un viento estelar esférico ópticamente denso a una distancia de varios cientos de radios solares tendría que estar entre 9.400 y 15.000 K, mientras que la temperatura de un núcleo hidrostático teórico de 60 radios solares y con una profundidad óptica de 150 tendría ser del orden de 35.200 K [34] [85] [91] [98] . La temperatura efectiva del borde exterior visible del viento principal opaco de la estrella central generalmente se toma en el nivel de 15000 K - 25000 K sobre la base de las características visibles en el espectro visual y ultravioleta, que se notan en el espectro mismo. o reflejada a través de glóbulos de Weigelt [51] [14 ] .

El homúnculo contiene polvo con temperaturas que oscilan entre 150 K y 400 K. Esta es la fuente de casi toda la radiación infrarroja de Eta Carina, lo que lo convierte en un objeto brillante en estas longitudes de onda [51] .

Además, el gas en expansión después del "Gran Destello" choca con la materia interestelar y se calienta hasta unos 5 megakelvins, creando una débil emisión de rayos X, visible en la "herradura" o "anillo" [99] [100] .

Dimensiones

Es difícil decir algo específico sobre el tamaño de los componentes del sistema binario Eta Carinae debido a la dificultad de la observación directa. Eta Carinae B debería tener una fotosfera claramente visible, y el radio se puede establecer en función de la clase espectral aceptada de la estrella. Una supergigante de clase O con una luminosidad de 933 000 solares y una temperatura de 37 200 K debería tener un radio de 23,6 solares [6] .

Las dimensiones de Eta Carina A son difíciles de determinar incluso aproximadamente. La estrella central tiene un viento estelar ópticamente denso, por lo que la comprensión clásica de la superficie estelar se vuelve vaga. Según algunos datos, era posible calcular el radio de un núcleo estelar caliente con una temperatura de 35.000 kelvins (es decir, la propia estrella dentro de un viento estelar ópticamente denso) como 60 solar a una profundidad óptica de 150 cerca de lo que podría ser llamada la superficie física de la estrella. Las mediciones a una profundidad óptica de 0,67 indican un radio de más de 800 solares, lo que indica un viento estelar hinchado ópticamente denso [39] . En el pico del Gran Destello, el radio, en la medida en que dicho concepto es aplicable al momento de la eyección de una enorme masa de materia, fluctuó alrededor de 1.400 solares, que es comparable al tamaño de las estrellas más grandes conocidas [101]. .

El tamaño de una estrella en un sistema binario debería corresponder a la distancia entre las dos compañeras, que en periastro es de sólo 250 radios solares. El radio de acreción de la segunda estrella debería ser de 60 radios solares, lo que sugiere una fuerte acreción cerca del periastro, lo que lleva al colapso del viento estelar de Eta Carinae B [13] . Se ha sugerido que el brillo inicial de 4ª magnitud a 1ª magnitud de luminosidad bolométrica relativamente constante fue un estallido YGB normal, aunque demasiado extremo para esta clase. Luego, la estrella compañera pasó a través de la fotosfera expandida de la primera estrella en el periastro, lo que provocó un mayor aumento en el brillo, la luminosidad y la pérdida de masa en un "Gran destello" [101] .

Rotación

La velocidad de rotación de las estrellas masivas tiene una influencia importante en su evolución y desaparición. La velocidad de rotación de las estrellas Eta Carinae no se puede medir directamente debido a la invisibilidad de la superficie. Las estrellas masivas solitarias detienen su rotación acelerada relativamente rápido debido al frenado por sus propios vientos estelares fuertes, pero hay indicios de que tanto A como B de Eta Carinae son estrellas de rotación rápida, acercándose al 90% de su velocidad de rotación crítica. Una o ambas estrellas giran por interacción, por ejemplo, debido a la acumulación en el segundo componente y la interacción orbital con el primario. [78]

Evolución

Supernova potencial

Lo más probable es que la próxima supernova observada en la Vía Láctea se origine a partir de una enana blanca desconocida o una supergigante roja discreta que, muy probablemente, ni siquiera será visible a simple vista [102] . Sin embargo, la perspectiva de una supernova de un objeto como la cercana y bien estudiada estrella Eta Carina, que es extrema en muchos aspectos, es de gran interés [103] .

Como regla general, el colapso del núcleo de una sola estrella, inicialmente de unas 150 veces la masa del Sol, ocurre según el escenario del colapso de una estrella Wolf-Rayet dentro de 3 millones de años [104] . Poseyendo baja metalicidad, muchas estrellas masivas colapsan directamente en un agujero negro sin una explosión visible o la formación de una supernova débil, y una pequeña parte de ellas forman la clase más rara de supernovas inestables en pares , pero en la metalicidad solar y superior, es Se espera que la pérdida de masa antes del colapso sea suficiente para la aparición de una supernova visible tipo Ib o Ic [105] . Si todavía hay una gran cantidad de material expulsado cerca de la estrella, entonces la onda de choque formada por la explosión de la supernova y que afecta la materia circunestelar puede convertir efectivamente la energía cinética en radiación, lo que lleva a la formación de una supernova superpoderosa (SLSN) o hipernova . varias veces más brillante y mucho más larga que una supernova típica de colapso del núcleo. Las estrellas progenitoras de gran masa también pueden expulsar suficiente níquel para causar una explosión SLSN simplemente por desintegración radiactiva [106] . El remanente resultante sería un agujero negro, ya que es muy poco probable que una estrella tan masiva pueda perder suficiente masa para evitar que su núcleo exceda el límite teórico para la formación de estrellas de neutrones [107] .

La existencia de un compañero masivo trae muchas otras posibilidades. Si Eta Carinae A se hubiera desprendido rápidamente de sus capas externas, al comienzo del colapso podría haberse convertido en una estrella de tipo WC o WO menos masiva. Esto daría como resultado una supernova Tipo Ib o Tipo Ic debido a la falta de hidrógeno y posiblemente helio. Se cree que este tipo de supernova es el progenitor de algunos tipos de estallidos de rayos gamma, pero los modelos predicen que generalmente ocurren solo en estrellas menos masivas [104] [108] [109] .

Se han comparado varias supernovas y pseudosupernovas inusuales con Eta Carina para analizar su posible destino. Una de las más atractivas es SN 2009ip, una supergigante azul que en 2009 se convirtió en una pseudosupernova similar al "Gran Estallido" de Eta Carinae, y luego experimentó un estallido aún más brillante en 2012, que probablemente fue una supernova real [110] . La supernova SN 2006jc, ubicada a unos 77 millones de años luz de distancia en la galaxia UGC 4904 en la constelación Lynx, también se convirtió en una pseudosupernova brillante en 2004 y luego explotó como una supernova de tipo Ib con un brillo de 13,8, que se observó por primera vez en 9 de octubre de 2006. Esta Carina también ha sido comparada con otras posibles pseudo-supernovas como SN 1961V y supernovas como SN 2006gy.

Posible impacto en la Tierra

La mayoría de las fuentes científicas creen que la formación de una hipernova a una distancia de 7500 años luz (la distancia a Eta Carinae del Sol) no puede causar ningún daño significativo a las formas de vida terrestres. La capa de ozono puede dañarse, los satélites en órbita pueden quedar inutilizados, la vida de los astronautas puede estar en peligro, pero todo en la superficie de la Tierra estará protegido por la atmósfera [111] .

Una supernova típica resultante del colapso del núcleo de una estrella original ubicada a la misma distancia que Eta Carinae alcanzaría un máximo de magnitud aparente alrededor de -4, como la de Venus. SLSN podría ser cinco magnitudes más brillante, potencialmente la supernova más brillante de la historia (actualmente SN 1006). A una distancia de 7500 años luz de la estrella, es poco probable que la explosión afecte directamente a las formas de vida terrestre, ya que estarán protegidas de los rayos gamma por la atmósfera y de algunos otros rayos cósmicos por la magnetosfera. El daño principal estará en la atmósfera superior, la capa de ozono, las naves espaciales, incluidos los satélites, y los astronautas en el espacio. Hay al menos un artículo que sugiere que una explosión de supernova podría resultar en la pérdida completa de la capa de ozono de la Tierra, lo que resultaría en un aumento significativo en la radiación ultravioleta de la superficie que llega a la superficie de la Tierra desde el Sol. Esto requiere que una supernova típica esté a menos de 50 años luz de la Tierra, e incluso una hipernova potencial necesitaría estar más cerca que Eta Carinae para causar tal daño [111] . Otro posible análisis de impacto analiza los efectos más sutiles de la iluminación inusual, como la supresión de la melatonina , que causará insomnio y un mayor riesgo de cáncer y depresión. Concluye que una supernova de esta magnitud tendría que estar mucho más cerca que Eta Carina para tener un impacto importante en la Tierra [112] .

No se espera que Eta Carinae produzca un estallido de rayos gamma y actualmente no se encuentra en un eje cerca de la Tierra, pero un impacto directo de un estallido de rayos gamma podría causar daños catastróficos y una grave extinción masiva. Los cálculos muestran que la energía acumulada de un estallido de rayos gamma que golpee la atmósfera terrestre será equivalente a un kilotón de TNT por kilómetro cuadrado en todo el hemisferio frente a la estrella, y la radiación ionizante será diez veces mayor que la dosis letal. de irradiación de todo el organismo [112] .

Notas

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Enlaces

• Artículo sobre Eta Carina, Gran Universo
• Revista Miranda, Astronet - Eta Carina - artículos populares detallados
• Eta Carinae @ Programas del  Tesoro del Telescopio Espacial Hubble
•  Sitio web del telescopio de rayos X Chandra
• ESO: Capturada la resolución sin precedentes de Eta Kiel
• Julián Pittard . Enigmático Eta Carinae, Astronomía y Geofísica, vol. 44,  1.17

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