Eta carinae

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 una estrella de cuarta magnitud, brilló en 1837 para volverse más brillante que Rigel, lo que marcó el comienzo de su llamada "Gran Erupción". Se convirtió en la segunda estrella más brillante del cielo entre el 11 y el 14 de marzo de 1843 antes de desvanecerse muy por debajo de la visibilidad a simple vista después de 1856. En una erupción más pequeña, alcanzó la sexta magnitud en 1892 antes de desvanecerse nuevamente. Ha brillado constantemente desde alrededor de 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 ubicaciones en 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 30°N de latitud, justo al sur de El Cairo, que se encuentra a una latitud de 30°2′N.

Las dos estrellas principales del sistema Eta Carinae tienen una órbita excéntrica con un período de 5,54 años. La 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 una supernova en un futuro astronómicamente cercano. Esta es la única estrella conocida que produce emisión de láser ultravioleta. La estrella secundaria es caliente y también muy luminosa, probablemente de clase espectral O, entre 30 y 80 veces más masiva que el Sol. El sistema está muy oscurecido por la Nebulosa del Homúnculo, material expulsado de la primaria durante la Gran Erupción. Es un miembro del cúmulo abierto Trumpler 16 dentro de la Nebulosa Carina mucho más grande.

Aunque no tiene relación con la estrella y la nebulosa, la débil lluvia de meteoritos Eta Carinids tiene un radiante muy cercano a Eta Carinae.

Historial de observación

Eta Carinae se registró por primera vez como una estrella de cuarta magnitud en el siglo XVI o XVII. Se convirtió en la segunda estrella más brillante del cielo a mediados del siglo XIX, antes de desaparecer por debajo de la visibilidad a simple vista. Durante la segunda mitad del siglo XX, se iluminó lentamente para volver a ser visible a simple vista, y en 2014 volvió a ser una estrella de cuarta magnitud.

Descubrimiento y nomenclatura

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 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 primer registro firme lo hizo Edmond Halley en 1677 cuando registró la estrella simplemente como Sequens (es decir, 'siguiendo' en relación con otra estrella) dentro de una nueva constelación Robur Carolinum. Su Catalogus Stellarum Australium se publicó en 1679. La estrella también era conocida por las denominaciones de Bayer Eta Roboris Caroli, Eta Argus o Eta Navis. En 1751, Nicolas-Louis de Lacaille le dio a las estrellas de Argo Navis y Robur Carolinum un solo 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 parte de la quilla del barco que más tarde se convertiría en la constelación de Carina. En general, no se la conoció 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.

El faro de Eta Carinae de algunas de las primeras observaciones al día actual

Eta Carinae está demasiado al sur para ser parte de la astronomía china tradicional basada en mansiones, pero se cartografió 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). Eta Carinae tiene los nombres Tseen She (del chino 天社 [mandarín: tiānshè] "altar del cielo") y Foramen. También se conoce como 海山二 (Hǎi Shān èr, inglés: la segunda estrella del mar y la montaña).

Halley dio una magnitud aparente aproximada de 4 en el momento del descubrimiento, que se ha calculado como una magnitud de 3,3 en la escala moderna. El puñado de posibles avistamientos anteriores sugiere que Eta Carinae no fue significativamente más brillante que esto durante gran parte del siglo XVII. Otras observaciones esporádicas durante los siguientes 70 años muestran que Eta Carinae probablemente tenía una magnitud de 3 o menos, hasta que Lacaille lo registró de manera confiable en 2 magnitud en 1751. No está claro si Eta Carinae varió significativamente en brillo durante los siguientes 50 años; hay observaciones ocasionales como la de William Burchell en la cuarta magnitud en 1815, pero no está claro si se trata simplemente de regrabaciones de observaciones anteriores.

Gran Erupción

En 1827, Burchell notó específicamente el brillo inusual de Eta Carinae en la primera magnitud y fue el primero en sospechar que variaba en brillo. John Herschel, que se encontraba en Sudáfrica en ese momento, realizó una serie detallada de mediciones precisas en la década de 1830 que mostraban que Eta Carinae brilló constantemente con una magnitud de 1,4 hasta noviembre de 1837. En la tarde del 16 de diciembre de 1837, Herschel se sorprendió al ver que se había iluminado para eclipsar ligeramente a Rigel. Este evento marcó el comienzo de un período de aproximadamente 18 años conocido como la Gran Erupción.

Eta Carinae era aún más brillante el 2 de enero de 1838, equivalente a Alpha Centauri, antes de desvanecerse ligeramente durante los siguientes tres meses. Herschel no observó la estrella después de esto, pero recibió correspondencia del reverendo W.S. Mackay en Calcuta, quien escribió en 1843: "Para mi gran sorpresa, observé el pasado mes de marzo (1843) que la estrella Eta Argus se había convertido en una estrella de primera magnitud tan brillante como Canopus, y en color y tamaño. muy parecido a Arcturus." Las observaciones en el Cabo de Buena Esperanza indicaron que alcanzó su punto máximo de brillo, superando a Canopus, entre el 11 y el 14 de marzo de 1843 antes de comenzar a desvanecerse, luego se iluminó entre el brillo de Alpha Centauri y Canopus entre el 24 y el 28 de marzo antes de desvanecerse una vez más. Durante gran parte de 1844, el brillo estuvo a medio camino entre Alfa Centauri y Beta Centauri, alrededor de 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, luego de -1,0 en 1845. Es probable que los picos de 1827, 1838 y 1843 ocurrieran en el pasaje del periastro, el punto en el que las dos estrellas están más juntas, del órbita binaria. De 1845 a 1856, el brillo disminuyó alrededor de 0,1 magnitudes por año, pero con posibles fluctuaciones rápidas y grandes.

En sus tradiciones orales, el clan Boorong del pueblo Wergaia del lago Tyrrell, en el noroeste de Victoria, Australia, hablaba de una estrella rojiza que conocían como Guerra Collowgullouric "Cuervo de la vieja". 34;, la esposa de Guerra "Crow" (Canopo). En 2010, los astrónomos Duane Hamacher y David Frew de la Universidad Macquarie en Sydney demostraron que se trataba de Eta Carinae durante su Gran Erupción en la década de 1840. Desde 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 a la estrella en lugar de un cambio intrínseco en la luminosidad.

Erupción Menor

Un nuevo brillo comenzó en 1887, alcanzó un máximo de aproximadamente 6,2 de magnitud en 1892, luego, a fines de marzo de 1895, se desvaneció rápidamente a aproximadamente una magnitud de 7,5. Aunque solo hay registros visuales de la erupción de 1890, se ha calculado que Eta Carinae estaba sufriendo una extinción visual de 4,3 magnitudes debido al gas y al polvo expulsados en la Gran Erupción. Un brillo no oscurecido habría sido de una magnitud de 1,5 a 1,9, significativamente más brillante que la magnitud histórica. A pesar de ello, era similar al primero, incluso casi igualando su brillo, pero no la cantidad de material expulsado.

Siglo XX

Entre 1900 y al menos 1940, Eta Carinae parecía haberse asentado con un brillo constante de alrededor de una magnitud 7,6, pero en 1953 se observó que había vuelto a brillar hasta una magnitud 6,5. El brillo continuó de manera constante, pero con variaciones bastante regulares de unas pocas décimas de magnitud.

Curva de luz para Eta Carinae entre 1972 y 2019

En 1996, se identificó por primera vez que las variaciones tenían un período de 5,52 años, luego se midió con mayor precisión en 5,54 años, lo que llevó a la idea de un sistema binario. La teoría binaria fue confirmada por observaciones de cambios en el perfil de la línea y la velocidad radial de radio, óptica e infrarrojo cercano, denominados colectivamente como un evento espectroscópico, en el momento previsto del paso del periastro a finales de 1997 y principios de 1998. Al mismo tiempo, hubo un colapso completo de la emisión de rayos X que se suponía que se originaba en una zona de viento en colisión. La confirmación de un compañero binario luminoso modificó en gran medida la comprensión de las propiedades físicas del sistema Eta Carinae y su variabilidad.

Se observó una duplicación repentina del brillo en 1998-1999, 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. El brillo no siempre varía de manera constante en diferentes longitudes de onda y no siempre sigue exactamente el ciclo de 5,5 años. Las observaciones de radio, infrarrojos y basadas en el espacio han ampliado la cobertura de Eta Carinae en todas las longitudes de onda y han revelado cambios continuos en la distribución de energía espectral.

En julio de 2018, se informó que Eta Carinae tuvo la colisión de viento más fuerte en el vecindario solar. Las observaciones con el satélite NuSTAR proporcionaron datos de resolución mucho más alta que los del anterior Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi. Usando observaciones de enfoque directo de la fuente no térmica en la banda de rayos X extremadamente dura que coincide espacialmente con la estrella, demostraron que la fuente de rayos X no térmicos varía con la fase orbital del sistema estelar binario y que el índice de fotones de la emisión es similar al obtenido a través del análisis del espectro de rayos γ (gamma).

Visibilidad

Eta Carinae y Carina Nebula en la constelación de Carina

Como estrella de cuarta magnitud, Eta Carinae es fácilmente visible a simple vista en todos los cielos excepto en los más contaminados por la luz en las áreas del centro de la ciudad según la escala de Bortle. Su brillo ha variado en un amplio rango, desde la segunda estrella más brillante del cielo durante unos días en el siglo XIX hasta muy por debajo de la visibilidad a simple vista. Su ubicación alrededor de los 60°S en el extremo sur del hemisferio celeste significa que no puede ser visto por observadores en Europa y gran parte de América del Norte.

Ubicada entre Canopus y la Cruz del Sur, Eta Carinae se identifica fácilmente como la estrella más brillante dentro de la gran Nebulosa Carina a simple vista. En un telescopio, la "estrella" está enmarcado dentro de la oscura "V" línea de polvo de la nebulosa y aparece claramente naranja y claramente no estelar. Un gran aumento mostrará los dos lóbulos naranjas de una nebulosa de reflexión circundante conocida como la Nebulosa del Homúnculo a ambos lados de un núcleo central brillante. Los observadores de estrellas variables pueden comparar su brillo con varias estrellas de magnitud 4 y 5 que rodean de cerca la nebulosa.

Descubierta en 1961, la débil lluvia de meteoritos Eta Carinids tiene un radiante muy cercano a Eta Carinae. Ocurriendo del 14 al 28 de enero, la lluvia alcanza su punto máximo alrededor del 21 de enero. Las lluvias de meteoritos no están asociadas con cuerpos fuera del Sistema Solar, por lo que la proximidad a Eta Carinae es simplemente una coincidencia.

Espectro visual

Composite de telescopio espacial Hubble de Eta Carinae que muestra el espectro de emisiones inusual (near-IR espectro de imagen del telescopio espacial Hubble Imaging Spectrograph CCD)

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 nebulosidad ionizada densa, especialmente los Weigelt Blobs. La mayoría de las líneas muestran un perfil P Cygni pero con el ala de absorción mucho más débil que la emisión. Las líneas anchas de P Cygni son típicas de fuertes vientos estelares, con una absorción muy débil en este caso 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 demuestra que Eta Carinae aún conserva gran parte de su envoltura de hidrógeno.

HeI son mucho más débiles que las líneas de hidrógeno, y la ausencia de líneas He^II proporciona un límite superior a la posible temperatura de la estrella primaria. Las líneas N^II se pueden identificar pero no son fuertes, mientras que las líneas de carbono no se pueden detectar y las líneas de oxígeno son, en el mejor de los casos, muy débiles, lo que indica que el hidrógeno del núcleo se quema a través del ciclo CNO con algo de mezcla en la superficie. Quizás la característica más llamativa es la rica emisión de Fe^II tanto en las líneas permitidas como en las prohibidas, y las líneas prohibidas surgen de la excitación de la nebulosidad de baja densidad alrededor de la estrella.

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 principal línea verde de nitrógeno'. Las líneas de absorción se describen explícitamente como no visibles. Las letras se refieren a la notación espectral de Fraunhofer y corresponden a Hα, He^I, Fe^II y H_β. Se supone que la línea final es de Fe^II muy cerca de la línea de nebulio verde que ahora se sabe que es de O^III.

Los espectros fotográficos de 1893 se describieron como similares a una estrella F5, pero con algunas líneas de emisión débiles. El análisis de los estándares espectrales modernos sugiere un tipo espectral F temprano. En 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 pseudofotosfera y luego el espectro de emisión se desarrolla a medida que se expande y adelgaza.

El espectro de líneas de emisión asociado con los vientos estelares densos ha persistido desde finales del siglo XIX. Las líneas individuales muestran anchos, perfiles y desplazamientos Doppler muy variados, a menudo múltiples componentes de velocidad dentro de la misma línea. Las líneas espectrales también muestran variaciones en el 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. El espectro de luz reflejado por los Weigelt Blobs, y que se supone que se origina principalmente en el primario, es similar al de la estrella extrema de tipo P Cygni HDE 316285, que tiene un tipo espectral de B0Ieq..

Animación mostrando el eco de luz en expansión causado por la erupción Eta Carinae en la Nebula Carina

Las observaciones espectrales directas no comenzaron hasta después de la Gran Erupción, pero se detectaron ecos de luz de la erupción reflejados en otras partes de la Nebulosa Carina utilizando el telescopio Blanco de 4 metros del Observatorio Nacional de Astronomía Óptica de EE. UU. en el Cerro Observatorio Interamericano Tololo. El análisis de los espectros reflejados indicó que la luz se emitió cuando Eta Carinae tenía la apariencia de un 5000 K G2 -a-supergigante G5, unos 2000 K más fría de lo esperado de otros eventos de impostores de supernova. Otras observaciones de ecos de luz muestran que después del brillo máximo de la Gran Erupción, el espectro desarrolló perfiles prominentes de P Cygni y bandas moleculares de CN, aunque es probable que esto se deba al material expulsado que puede haber estado colisionando con material circunestelar de una manera similar a un tipo En supernova.

En la segunda mitad del siglo XX, se dispuso de espectros visuales de resolución mucho más alta. El espectro continuó mostrando características complejas y desconcertantes, con gran parte de la energía de la estrella central reciclada en el infrarrojo por el polvo circundante, algún reflejo de la luz de la estrella de objetos densos localizados en el material circunestelar, pero con una evidente alta ionización. características 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 en relación con la estrella central.

El ciclo orbital de 5,5 años produce fuertes cambios espectrales en el periastro que se conocen como eventos espectroscópicos. Ciertas longitudes de onda de radiación sufren eclipses, ya sea debido a la ocultación real de una de las estrellas o debido al paso dentro de las porciones opacas de los vientos estelares complejos. A pesar de atribuirse a la rotación orbital, estos eventos varían significativamente de un ciclo a otro. Estos cambios se han vuelto más fuertes desde 2003 y, en general, se cree que los cambios seculares a largo plazo en los vientos estelares o el material expulsado anteriormente pueden ser la culminación de un regreso al estado de la estrella antes de su Gran Erupción.

Ultravioleta

Imagen ultravioleta de Homunculus Nebula tomada por ESA/Hubble

El espectro ultravioleta del sistema Eta Carinae muestra muchas líneas de emisión de metales ionizados como Fe_II y Cr_II, así como Lyman_{α (Lyα) y un continuo desde 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.}

Ciertas líneas UV de Fe_II son inusualmente fuertes. Estos se originan en los Weigelt Blobs y son causados por un efecto láser de baja ganancia. El hidrógeno ionizado entre una 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 una energía adecuada para bombear el estado excitado) permite que la emisión de Ly_α bombee los iones Fe⁺ a ciertos estados pseudo-metaestables, creando una inversión de población que permite que se produzca la emisión estimulada. Este efecto es similar a la emisión máser de bolsas densas que rodean muchas estrellas supergigantes frías, pero este último efecto es mucho más débil en longitudes de onda ópticas y UV y Eta Carinae es la única instancia clara detectada de un láser astrofísico ultravioleta. Un efecto similar del bombeo de estados O_I metaestables por emisión de Ly_β también se ha confirmado como un láser ultravioleta astrofísico.

Infrarrojos

Estrellas similares a Eta Carinae en galaxias cercanas

Las observaciones infrarrojas de Eta Carinae se han vuelto cada vez más importantes. La gran mayoría de la radiación electromagnética de las estrellas centrales es absorbida por el polvo circundante y luego emitida como infrarrojo medio y lejano apropiado para la temperatura del polvo. Esto permite observar casi toda la producción de energía del sistema en longitudes de onda que no se ven muy afectadas por la extinción interestelar, lo que lleva a estimaciones de la luminosidad que son más precisas que las de otras estrellas extremadamente luminosas. Eta Carinae es la fuente más brillante del cielo nocturno en longitudes de onda del infrarrojo medio.

Las observaciones en el infrarrojo lejano muestran una gran masa de polvo entre 100 y 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.

Las observaciones en el infrarrojo cercano pueden penetrar el polvo a alta resolución para observar características que están completamente oscurecidas en longitudes de onda visuales, aunque no las estrellas centrales en sí. La región central del homúnculo contiene un pequeño homúnculo más pequeño de la erupción de 1890, una mariposa de grupos y filamentos separados de las dos erupciones y una región de viento estelar alargada.

Radiación de alta energía

Rayos X alrededor de Eta Carinae (rojo es baja energía, azul superior)

Se han detectado varias fuentes de rayos X y rayos gamma alrededor de Eta Carinae, por ejemplo, 4U 1037–60 en el catálogo 4th Uhuru y 1044–59 en el catálogo HEAO-2. La detección más temprana de rayos X en la región de Eta Carinae fue del cohete Terrier-Sandhawk, seguido de avistamientos de Ariel 5, OSO 8 y Uhuru.

Se realizaron observaciones más detalladas con el Observatorio Einstein, el telescopio de rayos X ROSAT, el Satélite Avanzado para Cosmología y Astrofísica (ASCA) y el Observatorio de rayos X Chandra. Hay múltiples fuentes en varias longitudes de onda en todo el espectro electromagnético de alta energía: rayos X duros y rayos gamma dentro de 1 mes luz de Eta Carinae; rayos X duros de una región central de unos 3 meses luz de ancho; un anillo parcial distinto "herradura" estructura 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 en toda el área del homúnculo; y numerosas condensaciones y arcos fuera del anillo principal.

Toda la emisión de alta energía asociada con Eta Carinae varía durante el ciclo orbital. Un mínimo espectroscópico, o eclipse de rayos X, ocurrió en julio y agosto de 2003 y se han observado intensamente eventos similares en 2009 y 2014. Los rayos gamma de mayor energía por encima de 100 MeV detectados por AGILE muestran una gran variabilidad, mientras que los rayos gamma de menor energía observados por Fermi muestran poca variabilidad.

Emisión de radio

Se han observado emisiones de radio de Eta Carinae en la banda de microondas. Se ha detectado en la línea H_I de 21 cm, pero se ha estudiado con especial atención en las bandas milimétrica y centimétrica. Se han detectado líneas de recombinación de hidrógeno Masing (a partir 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 ancho y parece ser principalmente una emisión libre (bremsstrahlung térmica) de gas ionizado, consistente con una región H_II compacta en alrededor de 10,000 K. 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.

La emisión de radio de Eta Carinae muestra una variación continua en intensidad y distribución durante un ciclo de 5,5 años. Las líneas de H_II y de recombinación varían mucho, con la emisión continua (radiación electromagnética en una amplia banda de longitudes de onda) menos afectada. Esto muestra una reducción dramática en el nivel de ionización del hidrógeno durante un período corto en cada ciclo, coincidiendo con los eventos espectroscópicos en otras longitudes de onda.

Entorno

Imagen anotada de Carina Nebula

Eta Carinae se encuentra dentro de la Nebulosa Carina, una región de formación estelar gigante 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. La apariencia de la Nebulosa de Carina, y particularmente de la región de Keyhole, ha cambiado significativamente desde que John Herschel la describió hace más de 150 años. Se cree que esto se debe a la reducción de la radiación ionizante de Eta Carinae desde la Gran Erupción. Antes de la Gran Erupción, el sistema Eta Carinae contribuía con hasta el 20% del flujo ionizante total de toda la Nebulosa Carina, pero ahora está bloqueado en su mayor parte por el gas y el polvo circundantes.

Trumpler 16

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. Trumpler 16 y su vecino Trumpler 14 son los dos cúmulos estelares dominantes de la asociación Carina OB1, una agrupación extendida de jóvenes estrellas luminosas con un movimiento común a través del espacio.

Homúnculo

Un modelo 3D de la Nebulosa Homunculus

Eta Carinae está encerrada e ilumina la Nebulosa del Homúnculo, una pequeña nebulosa de emisión y reflexión compuesta principalmente de gas expulsado durante el evento de la Gran Erupción a mediados del siglo XIX, así como del polvo que se condensó a partir de los escombros. La nebulosa consta de dos lóbulos polares alineados con el eje de rotación de la estrella, más una "falda" ecuatorial, todo alrededor de 18″ de largo. Estudios más detallados muestran muchos detalles finos: un pequeño homúnculo dentro de la nebulosa principal, probablemente formado por la erupción de 1890; un jet; 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.

Se considera que los lóbulos del Homúnculo se formaron casi en su totalidad debido a la erupción inicial, en lugar de moldearse o incluir material interestelar o eyectado previamente, aunque la escasez de material cerca del plano ecuatorial permite algo de viento estelar y material eyectado más tarde. mezclar Por lo tanto, la masa de los lóbulos da una medida precisa de la escala de la Gran Erupción, con estimaciones que van desde 12–15 M_☉ hasta 45 M_☉. Los resultados muestran que el material de la Gran Erupción está fuertemente concentrado hacia los polos; El 75% de la masa y el 90% de la energía cinética se liberaron por encima de los 45° de latitud.

Una característica única del homúnculo es la capacidad de medir el espectro del objeto central en diferentes latitudes mediante el espectro reflejado desde diferentes partes de los lóbulos. Estos muestran claramente un viento polar donde el viento estelar es más rápido y más fuerte en latitudes altas, lo que se cree que se debe a la rápida rotación que provoca que la gravedad se ilumine hacia los polos. En contraste, el espectro muestra una temperatura de excitación más alta más cerca del plano ecuatorial. Por implicación, la envoltura exterior de Eta Carinae A no es fuertemente convectiva, ya que eso evitaría el oscurecimiento por gravedad. El eje de rotación actual 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.

Distancia

La distancia a Eta Carinae se ha determinado mediante varios métodos diferentes, lo que da como resultado un valor ampliamente aceptado de 2330 parsecs (7600 años luz), con un margen de error de alrededor de 100 parsecs (330 años luz). La distancia a Eta Carinae en sí no se puede medir usando paralaje debido a la nebulosidad que la rodea, pero se espera que otras estrellas en el cúmulo Trumpler 16 estén a una distancia similar y sean accesibles para paralaje. Gaia Data Release 2 ha proporcionado el paralaje de muchas estrellas consideradas miembros de Trumpler 16, al descubrir que las cuatro estrellas de clase O más calientes de la región tienen paralajes muy similares con un valor medio de 0.383±0.017 miliarcosegundos (mas), que se traduce en una distancia de 2600±100 parsecs. Esto implica que Eta Carinae puede estar más distante de lo que se pensaba, y también más luminosa, aunque aún es posible que no esté a la misma distancia que el cúmulo o que las medidas de paralaje tengan grandes errores sistemáticos.

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 de la Tierra. También es necesario conocer la cantidad de extinción interestelar del cúmulo y esto puede ser difícil en regiones como la Nebulosa de Carina. 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. Después de determinar una corrección de enrojecimiento anormal a la extinción, se ha medido la distancia tanto a Trumpler 14 como a Trumpler 16 en 9500±1000 años luz (2900±300 parsecs).

La tasa de expansión conocida de la Nebulosa del Homúnculo proporciona un método geométrico inusual para medir su distancia. Suponiendo que los dos lóbulos de la nebulosa son simétricos, la proyección de la nebulosa sobre el cielo depende de su distancia. Se han derivado valores de 2300, 2250 y 2300 parsecs para el homúnculo, y Eta Carinae está claramente en la misma distancia

Propiedades

Imágenes de rayos X, ópticas e infrarrojas de Eta Carinae (26 de agosto de 2014)

El sistema estelar Eta Carinae es actualmente una de las estrellas más masivas que se pueden estudiar con gran detalle. Hasta hace poco, se pensaba que Eta Carinae era la estrella individual más masiva, pero el astrónomo brasileño Augusto Damineli propuso la naturaleza binaria del sistema en 1996 y la confirmó en 2005. Ambas estrellas componentes están oscurecidas en gran medida por el material circunestelar expulsado por Eta. Carinae A, y solo se pueden inferir propiedades básicas como sus temperaturas y luminosidades. Los rápidos cambios en el viento estelar en el siglo XXI sugieren que la estrella misma puede revelarse cuando el polvo de la gran erupción finalmente se despeje.

Órbita

Eta Carinae orbit

La naturaleza binaria de Eta Carinae está claramente establecida, aunque los componentes no se han observado directamente y ni siquiera se pueden resolver claramente espectroscópicamente debido a la dispersión y reexcitación en la nebulosidad circundante. Las variaciones fotométricas y espectroscópicas periódicas impulsaron la búsqueda de un compañero y el modelado de los vientos en colisión y los 'eclipses' parciales. de algunas características espectroscópicas han limitado las órbitas posibles.

El período de la órbita se conoce con precisión en 5,539 años, aunque esto ha cambiado con el tiempo debido a la acumulación y la pérdida de masa. Entre la Gran Erupción y la erupción más pequeña de 1890, el período orbital fue aparentemente de 5,52 años, mientras que antes de la Gran Erupción pudo haber sido aún menor, posiblemente entre 4,8 y 5,4 años. La separación orbital solo se conoce aproximadamente, con un semieje mayor de 15 a 16 AU. La órbita es muy excéntrica, e = 0,9. Esto significa que la separación de las estrellas varía desde unas 1,6 UA, similar a la distancia de Marte al Sol, hasta 30 UA, similar a la distancia de Neptuno.

Quizás el uso más valioso de una órbita precisa para un sistema estelar binario es calcular directamente las masas de las estrellas. Esto requiere conocer con precisión las dimensiones y la inclinación de la órbita. Las dimensiones de la órbita de Eta Carinae solo se conocen de forma aproximada, ya que las estrellas no se pueden observar directa y separadamente. La inclinación se ha modelado en 130 a 145 grados, pero la órbita aún no se conoce con la precisión suficiente para proporcionar las masas de los dos componentes.

Clasificación

Eta Carinae A se clasifica como una variable azul luminosa (LBV) debido a las variaciones espectrales y de brillo distintivas. Este tipo de estrella variable se caracteriza por cambios irregulares desde un estado inactivo de alta temperatura a un estado de explosión de baja temperatura con una luminosidad aproximadamente constante. Los LBV en estado de reposo se encuentran en una estrecha franja de inestabilidad de S Doradus, y las estrellas más luminosas son las más calientes. En el estallido, todos los LBV tienen aproximadamente la misma temperatura, que está cerca de los 8000 K. Los LBV en un estallido normal son visualmente más brillantes que cuando están inactivos, aunque la luminosidad bolométrica no cambia.

Se ha observado un evento similar a la Gran Erupción de Eta Carinae A solo en otra estrella de la Vía Láctea, P Cygni, y en un puñado de otras posibles LBVs en otras galaxias. Ninguno de ellos parece ser tan violento como el de Eta Carinae. No está claro si esto es algo que solo sufren unos pocos de los LBV más masivos, algo causado por una estrella compañera cercana o una fase muy breve pero común para las estrellas masivas. Algunos eventos similares en galaxias externas se han confundido con supernovas y se han llamado supernovas impostoras, aunque esta agrupación también puede incluir otros tipos de transitorios no terminales que se aproximan al brillo de una supernova.

Eta Carinae A no es un LBV típico. 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 de S Doradus, aunque no está claro cuál es realmente la temperatura o el tipo espectral de la estrella subyacente, y durante su Gran Erupción fue mucho más fría que un estallido típico de LBV, con una G espectral media. tipo. 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 pseudo-fotosfera con una temperatura de 9000–10 000 K.

Eta Carinae B es una estrella caliente, luminosa y masiva, de la que se sabe poco más. A partir de ciertas líneas espectrales de alta excitación que no deberían ser producidas por la primaria, se cree que Eta Carinae B es una estrella joven de tipo O. La mayoría de los autores sugieren que es una estrella algo evolucionada, como una supergigante o gigante, aunque no se puede descartar una estrella Wolf-Rayet.

Masa

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 estar fuertemente restringida para que sea mayor a 90 M_☉, debido a la alta luminosidad. Los modelos estándar del sistema asumen masas de 100–120 M_☉ y 30–60 M_☉ para el primario y secundaria, respectivamente. Se han sugerido masas más altas para modelar la producción de energía y la transferencia de masa de la Gran Erupción, con una masa combinada del sistema de más de 250 M_☉ antes de la Gran Erupción. Eta Carinae A claramente ha perdido una gran cantidad de masa desde que se formó, y se cree que inicialmente tenía entre 150 y 250 M_☉, aunque es posible que se haya formado a través de sistemas binarios fusión. Masas de 200 M_☉ para la primaria y 90 M_☉ para la secundaria modelo de transferencia del evento de la Gran Erupción.

Pérdida de masa

La Nebulosa Carina. Eta Carinae es la estrella más brillante, en el lado izquierdo.

La pérdida de masa es uno de los aspectos más intensamente estudiados de la investigación de estrellas masivas. En pocas palabras, las tasas de pérdida de masa calculadas en los mejores modelos de evolución estelar no reproducen las propiedades observadas de estrellas masivas evolucionadas como Wolf-Rayets, el número y los tipos de supernovas de colapso del núcleo o sus progenitores. Para igualar esas observaciones, los modelos requieren tasas de pérdida de masa mucho más altas. Eta Carinae A tiene una de las tasas de pérdida de masa más altas conocidas, actualmente alrededor de 10⁻³ M_☉/año, y es un candidato obvio para estudiar.

Eta Carinae A está perdiendo mucha masa debido a su extrema luminosidad y su gravedad superficial relativamente baja. Su viento estelar es completamente opaco y aparece como una pseudo-fotosfera; esta superficie ópticamente densa oculta cualquier superficie física verdadera de la estrella que pueda estar presente. (A tasas extremas de pérdida de masa por radiación, el gradiente de densidad del material elevado puede volverse lo suficientemente continuo como para que no exista una superficie física significativamente discreta). Durante la Gran Erupción, la tasa de pérdida de masa fue mil veces mayor, alrededor de 1 M _☉/año sostenido durante diez años o más. La pérdida total de masa durante la erupción fue de al menos 10-20 M_☉ y gran parte de ella ahora forma la Nebulosa del Homúnculo. La erupción más pequeña de 1890 produjo la Pequeña Nebulosa del Homúnculo, mucho más pequeña y de solo unos 0,1 M_☉. La mayor parte de la pérdida de masa se produce en un viento con una velocidad terminal de unos 420 km/s, pero se ve algo de material a velocidades más altas, hasta 3200 km/s, posiblemente material expulsado del disco de acreción por la estrella secundaria.

Eta Carinae B presumiblemente también está perdiendo masa a través de un viento estelar delgado 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 3000 km/s, típicas de una estrella caliente de clase O. Para una parte de la órbita altamente excéntrica, en realidad puede obtener material del primario a través de un disco de acreción. Durante la Gran Erupción del primario, el secundario podría haber acumulado varios M_☉, produciendo fuertes chorros que formaron la forma bipolar de la Nebulosa del Homúnculo.

Luminosidad

Las estrellas del sistema Eta Carinae están completamente oscurecidas por el polvo y los vientos estelares opacos, y gran parte de la radiación ultravioleta y visual se desplaza a la infrarroja. La radiación electromagnética total en todas las longitudes de onda para ambas estrellas combinadas es de varios millones de luminosidades solares (L_☉). La mejor estimación de la luminosidad de la primaria es de 5 millones 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 L_☉ y casi seguro que no más de 1 millón L_☉ .

La característica más notable de Eta Carinae es su erupción gigante o evento impostor de supernova, que se originó en la estrella primaria y se observó alrededor de 1843. En unos pocos años, produjo casi tanta luz visible como una débil explosión de supernova, pero la estrella sobrevivió. Se estima que en el brillo máximo, la luminosidad era tan alta como 50 millones L_☉. Se han visto otros impostores de supernova en otras galaxias, por ejemplo, la posible supernova falsa SN 1961V en NGC 1058 y el estallido previo a la explosión de SN 2006jc en UGC 4904.

Después de la Gran Erupción, Eta Carinae quedó oscurecida por el material expulsado, lo que resultó en un enrojecimiento dramático. Esto se ha estimado en cuatro magnitudes en longitudes de onda visuales, lo que significa que la luminosidad posterior a la erupción fue comparable a la luminosidad cuando se identificó por primera vez. Eta Carinae sigue siendo mucho más brillante en longitudes de onda infrarrojas, a pesar de las supuestas estrellas calientes detrás de la nebulosidad. Se considera que el brillo visual reciente se debe en gran medida a una disminución en la extinción, debido a la disminución del polvo o una reducción en la pérdida de masa, en lugar de un cambio subyacente en la luminosidad.

Temperatura

Imagen Hubble de la Nebulosa Homunculus; inset es una imagen infrarroja VLT NACO de Eta Carinae.

Hasta finales del siglo XX, se suponía que la temperatura de Eta Carinae superaba los 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 tener en cuenta para esto. Ahora se sabe que el sistema Eta Carinae consta de al menos dos estrellas, ambas con fuertes vientos estelares y una zona de choque de viento (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 como 100 MK en el vértice entre las dos estrellas. Esta zona es la fuente de rayos X duros y rayos gamma cerca de las estrellas. Cerca del periastro, a medida que el viento secundario atraviesa regiones cada vez más densas del viento primario, la zona de viento en colisión se distorsiona en una espiral que se arrastra detrás de Eta Carinae B.

El cono de colisión viento-viento separa los vientos de las dos estrellas. De 55 a 75 ° detrás de la secundaria, hay un viento cálido y delgado típico de las estrellas O o Wolf-Rayet. Esto permite que se detecte algo de radiación de Eta Carinae B y se pueda 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 se ha observado directamente, existe un acuerdo generalizado sobre los modelos en los que tiene una temperatura entre 37 000 K y 41 000 K.

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, oscureciendo por completo cualquier cosa que se parezca a una verdadera fotosfera 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 casi a cero, normalmente medida en un valor de opacidad de Rossland particular, como 2⁄3. Se observa que esta pseudo-fotosfera es alargada y más caliente a lo largo del presunto eje de rotación.

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 9400 a 15 000 K, mientras que la temperatura teórica de 60 R _☉ "núcleo" hidrostático a una profundidad óptica de 150 sería de 35 200 K. La temperatura efectiva del borde exterior visible del viento primario opaco generalmente se considera entre 15 000 y 25 000 K sobre la base de las características espectrales visuales y ultravioleta que se supone que provienen directamente del viento o se reflejan a través de las manchas de Weigelt. Durante la gran erupción, Eta Carinae A estaba mucho más fría, alrededor de los 5000 K.

El Homúnculo contiene polvo a temperaturas que varían de 150 K a 400 K. Esta es la fuente de casi toda la radiación infrarroja que hace que Eta Carinae sea un objeto tan brillante en esas longitudes de onda.

Más allá, los gases en expansión de la Gran Erupción chocan con el material interestelar y se calientan hasta alrededor de 5 MK, produciendo rayos X menos energéticos que se ven en forma de herradura o de anillo.

Tamaño

El tamaño de las dos estrellas principales del sistema Eta Carinae es difícil de determinar con precisión porque ninguna estrella se puede ver directamente. Es probable que Eta Carinae B tenga una fotosfera bien definida y su radio se puede estimar 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_☉.

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 siendo aproximadamente donde se vuelve opaca da un resultado muy diferente a donde podría ser una definición más tradicional de una superficie. Un estudio calculó un radio de 60 R_☉ para un "núcleo" de 35.000 K a una profundidad óptica de 150, cerca del punto sónico o muy aproximadamente lo que podría llamarse una superficie física. A una profundidad óptica de 0,67, el radio sería superior a 800 R_☉, lo que indica un viento estelar extendido ópticamente grueso. En el pico de la Gran Erupción, el radio, en la medida en que tal cosa tenga sentido durante una expulsión tan violenta de material, habría sido de alrededor de 1400 R_☉, comparable a las supergigantes rojas más grandes conocidas, incluida VY Canis Majoris.

Los tamaños estelares deben compararse con su separación orbital, que es de solo alrededor de 250 R_☉ en el periastro. El radio de acreción del secundario es de alrededor de 60 R_☉, lo que sugiere una fuerte acreción cerca del periastro que conduce al colapso del viento secundario. Se ha propuesto que el brillo inicial de la cuarta magnitud a la primera a una luminosidad bolométrica relativamente constante fue un estallido de LBV normal, aunque de un ejemplo extremo de la clase. Luego, la estrella compañera que atravesó la fotosfera expandida de la primaria en el periastro desencadenó un mayor brillo, un aumento de la luminosidad y una pérdida de masa extrema de la Gran Erupción.

Rotación

Las tasas de rotación de las estrellas masivas tienen una influencia crítica en su evolución y eventual muerte. La tasa de rotación de las estrellas Eta Carinae no se puede medir directamente porque sus superficies no se pueden ver. Las estrellas masivas individuales giran hacia abajo rápidamente debido al frenado de sus fuertes vientos, pero hay indicios de que tanto Eta Carinae A como B son rotadores rápidos, hasta el 90% de la velocidad crítica. Uno o ambos podrían haber sido girados por interacción binaria, por ejemplo, acumulación en el secundario y arrastre orbital en el primario.

Erupciones

Telescopio espacial Hubble muestra la nebulosa Homunculus bipolar que rodea a Eta Carinae

Se han observado dos erupciones de Eta Carinae, la Gran Erupción de mediados del siglo XIX y la Erupción Menor de 1890. Además, los estudios de nebulosidad periférica sugieren al menos una erupción anterior alrededor del año 1250 d.C. Es posible que haya ocurrido otra erupción alrededor de 1550 d. C., aunque es posible que el material que indica esta erupción sea en realidad de la Gran Erupción ralentizada al chocar con una nebulosidad más antigua. Se desconoce el mecanismo que produce estas erupciones. Ni siquiera está claro si las erupciones involucran eventos explosivos o los llamados vientos súper Eddington, una forma extrema de viento estelar que involucra una pérdida de masa muy alta inducida por un aumento en la luminosidad de la estrella. También se desconoce la fuente de energía para las explosiones o aumento de luminosidad.

Las teorías sobre las diversas erupciones deben tener en cuenta: eventos repetitivos, al menos tres erupciones de varios tamaños; expulsar 20 M_☉ o más sin destruir la estrella; la forma muy inusual y las tasas de expansión del material expulsado; y la curva de luz durante las erupciones que implican aumentos 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. Las posibles explicaciones de las erupciones incluyen: una fusión binaria en lo que entonces era un sistema triple; transferencia de masa desde Eta Carinae B durante los pasajes del periastro; o una explosión de inestabilidad de pares pulsátiles.

Evolución

El reciente rayo de Eta Carinae, con observaciones en longitudes de onda estándar marcadas

Eta Carinae es un objeto único, sin análogos muy cercanos conocidos actualmente en ninguna galaxia. Por lo tanto, su evolución futura es muy incierta, pero es casi seguro que implica una mayor pérdida de masa y una eventual supernova.

Eta Carinae A habría comenzado su vida como una estrella extremadamente caliente en la secuencia principal, ya un objeto muy luminoso de más de un millón L_☉. Las propiedades exactas dependerían de la masa inicial, que se espera que haya sido de al menos 150 M_☉ y posiblemente mucho mayor. Un espectro típico cuando se formó por primera vez sería O2If y la estrella sería mayoritaria o totalmente convectiva debido a la fusión del ciclo CNO a las temperaturas muy altas del núcleo. Las estrellas suficientemente masivas o que giran diferencialmente experimentan una mezcla tan fuerte que permanecen químicamente homogéneas durante la combustión del hidrógeno del núcleo.

A medida que avanza la quema de 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 aún fusionaba hidrógeno en el núcleo. Cuando el hidrógeno en el núcleo se agota después de 2 a 2,5 millones de años, la quema de la capa de hidrógeno continúa con mayores aumentos en tamaño y luminosidad, aunque la quema de la capa de hidrógeno en estrellas químicamente homogéneas puede ser muy breve o inexistente, ya que toda la estrella se quedaría sin hidrógeno. En las últimas etapas de la quema de hidrógeno, la pérdida de masa es extremadamente alta debido a la alta luminosidad y la mayor abundancia de helio y nitrógeno en la superficie. A medida que termina la quema de hidrógeno y comienza la quema de helio del núcleo, las estrellas masivas pasan muy rápidamente a la etapa de Wolf-Rayet con poco o nada de hidrógeno, temperaturas más altas y una luminosidad disminuida. Es probable que hayan perdido más de la mitad de su masa inicial en este punto.

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 eyectados dentro del Homúnculo son alrededor de un 60 % de hidrógeno y un 40 % de helio, con nitrógeno. mejorado a diez veces los niveles solares. Esto es indicativo de la fusión de hidrógeno del ciclo CNO en curso.

Los modelos de evolución y muerte de estrellas individuales muy masivas predicen un aumento de la temperatura durante la combustión del núcleo de helio, con la pérdida de las capas exteriores de la estrella. Se convierte en una estrella Wolf-Rayet en la secuencia de nitrógeno, moviéndose 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 se colapsa y la estrella se destruye. Sutiles diferencias en las condiciones iniciales, en los propios modelos y, muy especialmente, en las tasas de pérdida de masa producen diferentes predicciones sobre el estado final de las estrellas más masivas. Pueden sobrevivir para convertirse en una estrella desprovista de helio o pueden colapsar en una etapa anterior mientras retienen más de sus capas externas. La falta de estrellas WN suficientemente luminosas y el descubrimiento de aparentes progenitores de supernovas LBV también ha llevado a sugerir que ciertos tipos de LBV explotan como una supernova sin evolucionar más.

Eta Carinae es una binaria cercana y esto complica la evolución de ambas estrellas. Los compañeros masivos compactos pueden quitar masa a las estrellas primarias más grandes mucho más rápido de lo que ocurriría en una sola estrella, por lo que las propiedades en el colapso del núcleo pueden ser muy diferentes. En algunos escenarios, el secundario puede acumular una masa significativa, acelerando su evolución y, a su vez, ser eliminado por el ahora compacto Wolf-Rayet primario. En el caso de Eta Carinae, la secundaria está causando claramente una inestabilidad adicional en la primaria, lo que dificulta predecir los desarrollos futuros.

Posible supernova

Tipos de supernovas dependiendo de la masa inicial y la metalicidad

La abrumadora probabilidad es que la próxima supernova observada en la Vía Láctea se origine en una enana blanca desconocida o en una supergigante roja anónima, muy probablemente ni siquiera visible a simple vista. Sin embargo, la perspectiva de una supernova originada en un objeto tan extremo, cercano y bien estudiado como Eta Carinae despierta un gran interés.

Como una sola estrella, una estrella originalmente alrededor de 150 veces más masiva que el Sol normalmente alcanzaría el colapso del núcleo como una estrella Wolf-Rayet dentro de los 3 millones de años. 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 con inestabilidad de pares, pero con metalicidad solar y superior se espera que haya suficiente masa. pérdida antes del colapso para permitir una supernova visible de tipo Ib o Ic. Si todavía hay una gran cantidad de material expulsado cerca de la estrella, el choque formado por la explosión de la supernova que impacta en el material circunestelar puede convertir eficientemente la energía cinética en radiación, dando como resultado una supernova superluminosa (SLSN) o hipernova, varias veces más luminosa que una supernova típica de colapso del núcleo y mucho más duradera. Los progenitores altamente masivos también pueden expulsar suficiente níquel para causar un SLSN simplemente por la desintegración radiactiva. El remanente resultante sería un agujero negro, ya que es muy poco probable que una estrella tan masiva pierda suficiente masa para que su núcleo no exceda el límite de una estrella de neutrones.

La existencia de un compañero masivo trae muchas otras posibilidades. Si Eta Carinae A fuera rápidamente despojada de sus capas externas, podría ser una estrella de tipo WC o WO menos masiva cuando se alcance el colapso del núcleo. Esto daría como resultado una supernova de tipo Ib o tipo Ic debido a la falta de hidrógeno y posiblemente de helio. Se cree que este tipo de supernova es el originador de ciertas clases de estallidos de rayos gamma, pero los modelos predicen que solo ocurren normalmente en estrellas menos masivas.

Se han comparado varias supernovas e impostores inusuales con Eta Carinae como ejemplos de su posible destino. Uno de los más convincentes es SN 2009ip, una supergigante azul que experimentó un evento de impostor de supernova en 2009 con similitudes con la Gran Erupción de Eta Carinae, luego un estallido aún más brillante en 2012 que probablemente haya sido una verdadera supernova. SN 2006jc, a unos 77 millones de años luz de distancia en UGC 4904, en la constelación Lynx, también experimentó un brillo impostor de supernova en 2004, seguido de 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 a otros posibles impostores de supernova como SN 1961V e iPTF14hls, y a supernovas superluminosas como SN 2006gy.

Posibles efectos en la Tierra

Una teoría del destino final de Eta Carinae se está colapsando para formar un agujero negro: la energía liberada como jets a lo largo del eje de la rotación forma ráfagas de rayos gamma.

Una supernova de colapso del núcleo típica a la distancia de Eta Carinae alcanzaría un pico de magnitud aparente alrededor de -4, similar a Venus. Una SLSN podría ser cinco magnitudes más brillante, potencialmente la supernova más brillante en 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 limitaría a la atmósfera superior, la capa de ozono, las naves espaciales, incluidos los satélites y los astronautas en el espacio.

Al menos un artículo ha proyectado que la pérdida total de la capa de ozono de la Tierra es una consecuencia plausible de una supernova cercana, que resultaría en un aumento significativo de la radiación UV que llega a la Tierra. 39;s del Sol, pero esto requeriría que una supernova típica estuviera más cerca de 50 años luz de la Tierra, e incluso una hipernova potencial tendría que estar más cerca que Eta Carinae. 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.

No se espera que Eta Carinae produzca un estallido de rayos gamma, y su eje no apunta actualmente cerca de la Tierra. La atmósfera de la Tierra protege a sus habitantes de todas las radiaciones excepto de la luz ultravioleta (es opaca a los rayos gamma, que deben observarse con telescopios espaciales). El efecto principal resultaría del daño a la capa de ozono. Eta Carinae está demasiado lejos para hacer eso incluso si produjera un estallido de rayos gamma.