Eta de la Carène
Eta Carinae A Nebulosa Carina .Ascensão certa | 10 h 45 m 03,591 s |
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Declinação | −59 ° 41 ′ 04,26 ″ |
constelação | casco |
Magnitude aparente |
-1,0 a ~ 7,6 4,8 (2.011) 4,6 (2.013) 4,3 (2.018) / |
Localização na constelação: Carina | |
Tipo espectral | variável / O ( WR ?) |
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Magnitude aparente (U) | 6,37 |
Magnitude aparente (B) | 6,82 |
Magnitude aparente (R) | 4,90 |
Magnitude aparente (J) | 3,39 |
Magnitude aparente (H) | 2,51 |
Magnitude aparente (K) | 0,94 |
Índice UB | -0,45 / |
Índice BV | 0,61 / |
Variabilidade | LBV e binário / |
Velocidade radial | -25,0 km / s |
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Movimento limpo |
μ α = −7,6 mas / a μ δ = 1,0 mas / a |
Distância | cerca de 2.300 pc (∼7.500 al ) |
Magnitude absoluta | -8,6 (2.012) / |
Massa | ~ 1000,120−200 M ☉ / M ☉ |
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Raio | 60−881 R ☉ / R ☉ |
Brilho | 5.000.000 L ☉ / L ☉ |
Temperatura | 9.400 - 35.200 K / K |
Era | <3 × 10 6 a |
Componentes estelares | η Car A, η Car B |
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Semi-eixo maior (a) | 15,4 UA |
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Excentricidade (e) | 0.9 |
Período (P) | 2.022,7 ± 1,3 d (5,54 anos) |
Inclinar (i) | 130–145 ° |
Argumento de periapsia (ω) | ° |
Longitude do nó ascendente (Ω) | ° |
Época de periapsia (τ) | 2.009,03 DD |
Outras designações
η Car , 231 G Carinae, HR 4210 , HD 93308 , CD -59 3306, SAO 238429, CCDM J10451 -5941APQ
Eta Carinae ( η Car ,francês Eta Carina ; anteriormente Eta Argus ) é um sistema estelar com pelo menos duas estrelas com um brilho total de mais de cinco milhões de vezes o do sol . O sistema está localizado a aproximadamente 7.500 anos-luz (2.300 parsecs ) da Terra na constelação de Carina . É uma das estrelas mais famosas do céu meridional . Eta Carinae é circumpolar da latitude mais ao sul do que 30 ° ao sul e nunca é visível da maioria das latitudes ao norte a aproximadamente 30 ° ao norte .
Anteriormente uma estrela de magnitude 4 , a estrela tornou-se mais brilhante em 1837, tornando-se mais brilhante do que Rigel , marcando o início da Grande Erupção . Eta Carinae se tornou a segunda estrela mais brilhante no céu de 11 a14 de março de 1843antes de se tornar muito menos brilhante do que o que pode ser visto a olho nu depois de 1856. Em uma erupção menos intensa (a Pequena Erupção ), a estrela atingiu a sexta magnitude em 1892 antes de desaparecer novamente. O brilho da estrela tem aumentado desde cerca de 1940, tornando-se mais brilhante do que a magnitude 4,5 em 2014.
As duas estrelas principais do sistema Eta Carinae têm uma órbita excêntrica com um período de 5,54 anos . A estrela principal , Eta Carinae A , é uma estrela particular semelhante a uma variável luminosa azul cuja massa era inicialmente de 150 a 250 massas solares e que já perdeu pelo menos trinta massas solares. Eta Carinae A é, como tal, uma das estrelas mais massivas atualmente conhecidas . Espera-se que esta estrela exploda em uma supernova em um futuro próximo (em escala astronômica). É a única estrela conhecida por produzir emissões de laser no ultravioleta . A estrela secundária, Eta Carinae B , é quente e também muito brilhante. É provavelmente uma estrela espectral do tipo O 30 a 80 vezes a massa do Sol.
O sistema está fortemente obscurecido pela nebulosa Homunculus (in) , consiste no material ejetado pela estrela primária na Grande erupção. O sistema é membro do aglomerado aberto Trumpler 16 , dentro da maior Nebulosa Carina . Embora não relacionada à estrela ou nebulosa, a tênue chuva de meteoros de Eta Carinides tem um radiante muito próximo a Eta Carinae .
Não há nenhuma indicação confiável de observações de Eta Carinae antes da XVII th século , embora o navegador holandês Pieter Keyser descreveu uma quarta estrela magnitude em torno boa posição para 1595-1596, que foi copiado para os globos celestes de Petrus Plancius e Jodocus Hondius como bem como na Uranometria de Johann Bayer . O catálogo de estrelas de Frederick de Houtman 1603, independente, não inclui Eta Carinae entre as estrelas de magnitude 4 da região. O primeiro registro claro da estrela foi feito por Edmond Halley em 1677, quando ele mencionou a estrela simplesmente como Sequens ("seguindo" em latim, indicando sua posição em relação a outra estrela) dentro da nova constelação de Charles Oak ( Robur Carolinum ) Seu Catalogus Stellarum Australium ( do Southern Star Catalog ) foi publicado em 1679. A estrela também era conhecida pelas designações Bayer Eta roboris Caroli (como uma estrela de Oak Charles), Eta Argus ou Eta Navis (ambas como a estrela da constelação Navio Argo ). Em 1751, Nicolas-Louis de Lacaille atribuiu às estrelas do Navio Argo e do Carvalho de Carlos uma série única de letras gregas por sua designação de Bayer dentro de sua constelação de Argo e designou três zonas dentro de Argo para poder usar como muitas vezes as designações com letras latinas . A estrela Eta estava caindo na quilha do navio, parte da constelação que mais tarde se tornou a constelação Carina . A estrela não era geralmente conhecida como Eta Carinae até 1879, quando o navio Argo estrelas finalmente recebeu os epítetos de constelações de meninas na Uranometria Argentina de Benjamin Apthorp Gould .
Eta Carinae está localizado muito longe sul para ser parte do sistema de mansões lunares de astronomia tradicional chinesa , mas foi mapeado quando as constelações do sul foram criadas no início do XVII th século . Com s Carinae , λ Centauri e λ Muscae , Eta Carinae forma o asterismo 海山( Hǎishān , Mar e Montanha (em) ). Eta Carinae tem os nomes Tseen She (do chinês 天 社 [Mandarim: tiānshè ] “Altar do Céu”) e Forame. Ela também é conhecida como海山 二( Hǎi Shān èr , "a Segunda Estrela do Mar e da Montanha").
Halley deu uma magnitude aparente de "4" no momento da descoberta, o que corresponde a uma magnitude de 3,3 na escala moderna. As poucas possíveis observações anteriores sugerem Eta Carinae não foi significativamente mais brilhante do que a maior parte do XVII th século . Observações esporádicas ao longo dos próximos 70 anos mostram que Eta Carinae provavelmente tinha magnitude 3 ou menos brilhante, até que Lacaille a mediu com segurança como uma segunda magnitude em 1751. Não está claro se Eta Carinae mudou significativamente no meio século seguinte; há avistamentos ocasionais como a quarta magnitude de William Burchell em 1815, mas não é certo que estes não sejam regravações de avistamentos mais antigos.
Dentro 1827, William Burchell observou especificamente o brilho incomum de Eta Carinae como primeira magnitude e foi o primeiro a suspeitar que o brilho da estrela varia. John Herschel , que estava na África do Sul na época, fez uma série detalhada de medições precisas na década de 1830, mostrando que Eta Carinae brilhava constantemente em torno da magnitude 1,4 atéNovembro de 1837. A noite de16 de dezembro de 1837, Herschel ficou surpreso ao descobrir que Eta Carinae ultrapassou ligeiramente Rigel em brilho. Este evento marca o início de um período de quase 18 anos conhecido como a Grande Erupção.
Eta Carinae foi ainda mais brilhante em 2 de janeiro de 1838, equalizando Alpha Centauri , antes de empalidecer ligeiramente nos próximos três meses. Herschel não observou a estrela depois disso, mas recebeu uma carta do Rev. W. S. Mackay , em Calcutá , dizendo-lhe em 1843 que, “Para minha surpresa, observei em março passado [1843] que a estrela Eta Argus havia se tornado uma estrela de primeira magnitude tão brilhante quanto Canopus , e em cor e tamanho muito semelhantes a Arcturus . " . Observações no Cabo da Boa Esperança indicaram que sua luminosidade máxima, ultrapassando Canopus, ocorreu de 11 a14 de março de 1843antes de começar a enfraquecer, então aumentou novamente para entre o brilho de Alpha Centauri e Canopus entre 24 de março e 28 de março antes de enfraquecer novamente. Durante a maior parte do ano de 1844, o brilho de Eta Carinae foi intermediário entre o de Alpha Centauri e o de Beta Centauri , em torno de magnitude +0,2, antes de se tornar mais brilhante novamente no final do ano. Em seu pico mais brilhante em 1843, a estrela provavelmente atingiu uma magnitude aparente de -0,8, depois -1,0 em 1845. Os picos em 1827, 1838 e 1843 provavelmente ocorreram durante o periapsia das duas estrelas . De 1845 a 1856, o brilho da estrela diminuiu em cerca de 0,1 magnitude por ano, mas possivelmente com grandes e rápidas flutuações.
Em suas tradições orais, clã Boorong o povo de Wergaia (em) o Lago Tyrrell , no noroeste do estado australiano de Victoria , falar de uma estrela avermelhada que eles sabiam como a Guerra Collowgullouric [ k ɒ o ə g ʌ l ə r ɪ k w ɑ r ] , "Velha Raven", a esposa de War "Raven" ( Canopus ). Em 2010, os astrônomos Duane Hamacher e David Frew , da Macquarie University , Sydney , mostraram ser Eta Carinae durante sua Grande Erupção na década de 1840 . A partir de 1857, seu brilho diminuiu rapidamente até não ser mais visível a olho nu em 1886. Foi calculado que isso ocorreu devido à condensação de poeira no material ejetado ao redor da estrela, em vez de uma variação intrínseca no brilho da estrela .
Um novo aumento na luminosidade de Eta Carinae começou a ocorrer em 1887, atingiu o pico em 1892 em torno de magnitude 6,2, então no final de março de 1895 rapidamente desbotando para cerca de magnitude 7,5. Embora existam apenas registros visuais da erupção de 1890, foi calculado que Eta Carinae sofreu uma extinção visual de 4,3 magnitude devido aos gases e poeira ejetados durante a Grande Erupção. Se não tivesse sido obscurecido, teria alcançado uma magnitude de 1,5-1,9, que teria sido significativamente mais brilhante do que a magnitude histórica. Ele aparece como uma versão em miniatura da Grande Erupção, expelindo muito menos matéria (o equivalente a uma massa solar ).
Entre 1900 e pelo menos 1940, Eta Carinae parecia ter se estabilizado em uma luminosidade constante em torno de magnitude 7,6, mas em 1953 um aumento em sua luminosidade, até magnitude 6,5, era evidente. O aumento em seu brilho continuou de forma constante, mas com variações relativamente regulares de alguns décimos de magnitude.
Em 1996, foi identificado pela primeira vez que essas variações tinham um período de 5,52 anos, posteriormente medido com maior precisão em 5,54 anos, dando origem à ideia de um sistema binário. A teoria de sua binaridade foi confirmada pela observação, durante a passagem prevista para o periapsis no final do ano de 1997 e início do ano de 1998, de mudanças na velocidade radial e no perfil das linhas espectrais do estrela no rádio, campos ópticos e infravermelhos próximos . Juntos, eles constituem um evento espectroscópico . Ao mesmo tempo, houve um colapso completo da emissão de raios-X, que se acredita ter se originado da colisão entre os ventos das duas estrelas . A confirmação da presença de um companheiro luminoso alterou muito nossa compreensão das propriedades físicas do sistema Eta Carinae e sua variabilidade.
Uma repentina duplicação de seu brilho foi observada em 1998-1999, trazendo-o de volta à visibilidade a olho nu . Durante o evento espectroscópico de 2014, ele se tornou mais brilhante do que a magnitude 4,5. Seu brilho nem sempre varia da mesma maneira em diferentes comprimentos de onda, e essas variações não seguem exatamente o ciclo de 5,5 anos. As observações nos domínios do rádio, infravermelho e do espaço estenderam a cobertura do Eta Carinae em todos os comprimentos de onda e revelaram mudanças contínuas em sua distribuição de energia espectral .
Como uma estrela de quarta magnitude, Eta Carinae é facilmente visível a olho nu fora dos céus urbanos mais poluídos , de acordo com a escala de Bortle . Seu brilho tem variado muito, a segunda estrela mais brilhante no céu noturno em seu mais alto durante o XIX th século para bem abaixo da visibilidade olho. Sua localização em torno da declinação de -60 °, longe no hemisfério celeste meridional , significa que não é visível para observadores europeus e a maioria dos observadores norte-americanos; por outro lado, sobe muito alto no céu para os observadores do hemisfério sul, como por exemplo na Ilha da Reunião ou na Nova Caledônia .
Localizada entre Canopus e o Cruzeiro do Sul , Eta Carinae é facilmente identificada como a estrela mais brilhante dentro da grande nebulosa Carina . Em um telescópio, a "estrela" está contida na faixa de poeira (na) forma "V" escuro da nebulosa e aparece nitidamente laranja e como um objeto não estelar. A alta ampliação mostrará os dois lóbulos laranja de uma nebulosa de reflexão que envolve os dois lados da área luminosa central, conhecida como nebulosa Homúnculo . Os observadores de estrelas variáveis podem comparar sua luminosidade com outras estrelas de quarta e quinta magnitude que estão localizadas perto da nebulosa.
Descoberta em 1961, a chuva leve de meteoros do Eta Carinides deve seu nome a um radiante localizado muito perto de Eta Carinae. Ativo de 14 a 28 de janeiro, o pico do enxame ocorre por volta de 21 de janeiro. As chuvas de meteoros estão associadas a pequenos corpos que fazem parte do Sistema Solar e, com isso, sua proximidade com Eta Carinae é mera coincidência.
Ele sofreu uma enorme explosão entre 7.000 e 10.000 anos atrás, que só era observável há 150 anos, enquanto a luz viajava para a Terra. Isso produziu uma nebulosa gigantesca , agora do tamanho do sistema solar . Esta nebulosa é chamada de nebulosa Homunculus (in) por causa de sua forma composta por dois lobos simétricos.
Eta Carinae A é uma estrela hipergigante variável azul localizada na Via Láctea (na constelação Carina), uma das maiores estrelas conhecidas. Seu diâmetro é estimado em cerca de 1.150 vezes o do Sol, ou 1,6 bilhão de km (quilômetros), e sua temperatura de superfície é de cerca de 40.000 K ( Kelvin ). É 5 milhões de vezes mais brilhante que o Sol e sua massa é 120 vezes a massa solar, o que a tornaria uma das estrelas mais massivas. Ele está localizado a 7.500 anos-luz da Terra. Sua idade gira em torno de 3 milhões de anos.
Embora seu espectro se assemelhe ao de uma estrela Wolf-Rayet , é provável que Eta Carinae ainda esteja na fase de combustão de hidrogênio , mas não esteja mais em sua sequência principal . Ou seja, a fusão do hidrogênio ocorreria nas camadas superiores de seu núcleo e não mais em seu centro. O centro da estrela, que seria composto quase exclusivamente de hélio , estaria, portanto, em contração e aquecimento contínuos.
Acredita-se que, devido à sua massa, ela eventualmente se tornará uma estrela ou hipernova Wolf-Rayet .
Sua explosão, que liberou no espaço o equivalente a cerca de 10 massas solares em poucos anos, certamente se deve ao fato de ter ultrapassado o limite de Humphreys-Davidson devido à sua massa e velocidade de rotação. A massa e o status de Eta Carinae como estrela binária são incertos, e é até possível que Eta Carinae seja de fato composta por três estrelas .
A característica mais notável de Eta Carinae é sua erupção gigante ou evento de impostor de supernova, que se originou na estrela primária e foi observada por volta de 1843. Em poucos anos, ela produziu quase tanta luz visível quanto. Uma supernova fraca, mas a estrela sobreviveu . Estima-se que no brilho máximo, o brilho atingiu 50 milhões de L ☉ .
Após a grande erupção, Eta Carinae ficou obscurecido pelo material ejetado, resultando em uma vermelhidão dramática. Acredita-se que o clareamento recente seja em grande parte devido a uma diminuição na extinção, devido ao afinamento da poeira ou redução da perda de massa, ao invés de uma mudança no brilho.
Aspecto notável de Eta Carinae: suas variações incessantes de luminosidade classificam-na na categoria de estrelas massivas conhecidas como “ LBV ” ( Luminous Blue Variable em inglês), da qual é modelo.