Eta Carinae

Eta Carinae ( hay η Carinae ,viết tắt là η Car ), trước đây được gọi là Eta Argus, là một hệ sao chứa hai ngôi sao với độ sáng lớn hơn năm triệu lần Mặt trời, cách chúng ta khoảng 7.500-8000 năm ánh sáng (2.300 parsec ) ở trong chòm sao Carina. Ngôi sao chính là một Sao biến quang màu xanh lam (LBV) có khối lượng gấp khoảng 150 lần mặt trời nhưng đã bị mất ít nhất 10% khối lượng ban đầu tạo thành tinh vân Homunculus như ta thấy ngày nay, sao đồng hành thuộc lớp quang phổ loại O có khối lượng gấp khoảng 55 lần mặt trời. Eta Carinae trước đây là một ngôi sao có độ sáng biểu kiến là +4 , nó sáng vào năm 1837 để trở nên sáng hơn Rigel , đánh dấu sự khởi đầu của sự kiện gọi là "Đại phun trào". Nó trở thành ngôi sao sáng thứ hai trên bầu trời từ ngày 11 đến ngày 14 tháng 3 năm 1843 trước khi mờ dần xuống dưới tầm nhìn của mắt thường sau năm 1856. Trong một vụ phun trào nhỏ hơn, nó đạt cấp biểu kiến +6 vào năm 1892 trước khi mờ dần. Nó đã sáng liên tục kể từ khoảng năm 1940, trở nên sáng hơn 4,5 độ richter vào năm 2014.
{| class="wikitable"

Hệ Eta Carinae được bao quanh trong tinh vân Homunculus, đến lượt tinh vân này lại là một phần của tinh vân Thuyền Để lớn hơn nhiều, và hiện đang có một độ sáng bolometric kết hợp của hơn năm triệu lần mặt trời. Nó không thể nhìn thấy được từ phía bắc và vĩ độ 30°B và nằm ở phía nam quanh vùng cực vĩ tuyến 30°N. Do khối lượng và các giai đoạn của cuộc sống của nó, người ta dự kiến nó ​​sẽ phát nổ như một siêu tân tinh hoặc hypernova trong tương lai gần thiên văn học.

Lịch sử quan sát
Eta Carinae lần đầu tiên được ghi nhận là ngôi sao có cường độ thứ tư vào thế kỷ 16 hoặc 17. Nó trở thành ngôi sao sáng thứ hai trên bầu trời vào giữa thế kỷ 19, trước khi mờ dần dưới tầm nhìn bằng mắt thường. Trong nửa sau của thế kỷ 20, nó từ từ sáng lên để có thể nhìn thấy bằng mắt thường và đến năm 2014 lại là một ngôi sao cấp bốn.

Khám phá và đặt tên
Không có bằng chứng đáng tin cậy nào về việc Eta Carinae được quan sát hoặc ghi lại trước thế kỷ 17, mặc dù nhà hàng hải người Hà Lan Pieter Keyser đã mô tả một ngôi sao cấp bốn ở vị trí gần đúng vào khoảng năm 1595–1596, ngôi sao này được sao chép vào các thiên cầu của Petrus Plancius và Jodocus . Hondius và Uanometria năm 1603 của Johannes Bayer . Danh mục sao độc lập của Frederick de Houtman từ năm 1603 không bao gồm Eta Carinae trong số các ngôi sao cấp 4 khác trong khu vực. Kỷ lục chắc chắn sớm nhất được thực hiện bởi Edmond Halley vào năm 1677 khi ông ghi lại ngôi sao đơn giản là Sequens(tức là "đi theo" so với ngôi sao khác) trong chòm sao mới Robur Carolinum . Catalogus Stellarum Australium của ông được xuất bản năm 1679. [23] Ngôi sao này còn được biết đến với các tên gọi Bayer là Eta Roboris Caroli, Eta Argus hoặc Eta Navis. [2] Năm 1751, Nicolas-Louis de Lacaille đã trao cho các ngôi sao của Argo Navis và Robur Carolinum một bộ ký hiệu Bayer bằng chữ cái Hy Lạp trong chòm sao Argo Navis của ông, và chỉ định ba khu vực trong Argo cho mục đích sử dụng các ký hiệu chữ cái Latinh ba lần. Eta rơi vào phần sống tàu mà sau này trở thành chòm sao Thuyền Để. [24] Nó thường không được biết đến với cái tên Eta Carinae cho đến năm 1879, khi các ngôi sao của Argo Navis cuối cùng được đặt tên là các chòm sao con trong Uranometria Argentina của Gould . [25]

Eta Carinae ở quá xa về phía Nam để có thể trở thành một phần của thiên văn học truyền thống Trung Quốc dựa trên dinh thự , nhưng nó đã được lập bản đồ khi các vì sao phương Nam được tạo ra vào đầu thế kỷ 17. Cùng với s Carinae , λ Centauri và λ Muscae , Eta Carinae tạo thành chòm sao海山( Biển và Núi ). [26] Eta Carinae có tên là Tseen She (từ tiếng Trung 天社 [Quan thoại: tiānshè ] "Bàn thờ của thiên đường") và Foramen. Nó còn được gọi là海山二( Hǎi Shān èr , tiếng Anh: Ngôi sao thứ hai của Biển và Núi ). [27]

Halley đưa ra cường độ biểu kiến ​​xấp xỉ bằng 4 vào thời điểm phát hiện, được tính là cấp sao biểu kiến ​​xấp xỉ 3,3 theo quy mô hiện đại. Một số ít những lần nhìn thấy trước đó cho thấy Eta Carinae không sáng hơn đáng kể so với mức này trong phần lớn thế kỷ 17. [2] Những quan sát lẻ tẻ hơn nữa trong 70 năm tiếp theo cho thấy Eta Carinae có lẽ có cường độ khoảng 3 độ hoặc mờ hơn, cho đến khi Lacaille ghi lại nó một cách đáng tin cậy ở cường độ thứ 2 vào năm 1751. [2] Không rõ liệu Eta Carinae có thay đổi đáng kể về độ sáng trong thời gian tiếp theo hay không. 50 năm; thỉnh thoảng có những quan sát như của William Burchell ở cường độ thứ 4 vào năm 1815, nhưng không chắc liệu đây có phải chỉ là sự ghi lại những quan sát trước đó hay không.[2]

Hệ Sao
Hai ngôi sao chính của hệ thống Eta Carinae có quỹ đạo lệch tâm với chu kỳ 5,54 năm. Ngôi sao chính là một ngôi sao cực kỳ khác thường, tương tự như một biến quang màu xanh lam (LBV). Ban đầu nó là 150–250  M ☉,trong đó nó đã mất ít nhất 30  M ☉ ,Đây là ngôi sao duy nhất được biết là tạo ra phát xạ tia cực tím.Ngôi sao phụ nóng và cũng có độ sáng cao, thuộc lớp quang phổ loại O , nặng gấp khoảng 30–80 lần Mặt trời. Hệ thống bị che khuất nhiều bởi Tinh vân Homunculus, bao gồm các vật chất bị đẩy ra khỏi lớp chính trong Vụ phun trào lớn. Nó là một thành viên của cụm sao mở Trumpler 16 bên trong Tinh vân Thuyền Để lớn hơn nhiều.

Quỹ đạo

Bản chất nhị phân của Eta Carinae được thiết lập rõ ràng, mặc dù các thành phần này chưa được quan sát trực tiếp và thậm chí không thể phân giải rõ ràng bằng phương pháp quang phổ do tán xạ và kích thích lại trong tinh vân xung quanh. Các biến thể trắc quang và quang phổ định kỳ đã thúc đẩy việc tìm kiếm một người bạn đồng hành và mô hình hóa các cơn gió sao va chạm với nhau và "nhật thực" một phần của một số đặc điểm quang phổ đã hạn chế các quỹ đạo khả dĩ. [13]

Chu kỳ quỹ đạo được biết chính xác là 5,539 năm, mặc dù điều này đã thay đổi theo thời gian do sự mất mát và bồi tụ khối lượng. Giữa Vụ phun trào lớn năm 1841 và vụ phun trào ít hơn hơn năm 1890, chu kỳ quỹ đạo rõ ràng là 5,52 năm, trong khi trước Vụ phun trào lớn, nó có thể vẫn thấp hơn, có thể là từ 4,8 đến 5,4 năm. [15] Khoảng cách quỹ đạo chỉ được biết một cách gần đúng, với bán trục chính là 15–16 AU. Quỹ đạo có độ lệch tâm cao, e = 0,9. Điều này có nghĩa là khoảng cách giữa các ngôi sao thay đổi từ khoảng 1,6 AU, tương tự như khoảng cách của Sao Hỏa đến Mặt trời, đến 30 AU, tương tự như khoảng cách của Sao Hải Vương. [13]

Có lẽ việc sử dụng có giá trị nhất của một quỹ đạo chính xác cho một hệ sao đôi là tính toán trực tiếp khối lượng của các ngôi sao. Điều này đòi hỏi kích thước và độ nghiêng của quỹ đạo phải được biết chính xác. Kích thước quỹ đạo của Eta Carinae chỉ được biết một cách gần đúng vì không thể quan sát trực tiếp và riêng biệt các ngôi sao. Độ nghiêng đã được lập mô hình ở 130–145 độ, nhưng quỹ đạo vẫn chưa được biết đủ chính xác để cung cấp khối lượng của hai thành phần. [13]

Sao băng
Mặc dù không liên quan đến sao và tinh vân, tuy nhiên trận mưa sao băng yếu Eta Carinids có tỏa sáng rất gần với Eta Carinae.

Phun trào

Đại phun trào

Năm 1827, Burchell đặc biệt ghi nhận độ sáng bất thường của Eta Carinae ở cấp biểu kiến +1, và là người đầu tiên nghi ngờ rằng nó thay đổi về độ sáng.[2] John Herschel, người đang ở Nam Phi vào thời điểm đó, đã thực hiện một loạt các phép đo chi tiết chính xác vào những năm 1830 cho thấy Eta Carinae luôn tỏa sáng với cấp biểu kiến +1,4 cho đến tháng 11 năm 1837. Vào tối ngày 16 tháng 12 năm 1837, Herschel đã rất ngạc nhiên khi thấy nó đã sáng hơn một chút so với Rigel.[28] Sự kiện này đánh dấu sự khởi đầu của khoảng thời gian khoảng 18 năm được gọi là Vụ phun trào lớn.[2]

Eta Carinae vẫn sáng hơn vào ngày 2 tháng 1 năm 1838, tương đương với Alpha Centauri, trước khi mờ đi một chút trong ba tháng sau đó. Herschel đã không quan sát ngôi sao sau đó, nhưng nhận được thư từ Mục sư W.S. Mackay ở Calcutta, người đã viết vào năm 1843, "Tôi vô cùng ngạc nhiên khi quan sát thấy vào tháng 3 năm ngoái" (1843), ngôi sao Eta Carinae đã trở thành một ngôi sao có cấp sao đầu tiên sáng hoàn toàn bằng Canopus, có màu sắc và kích thước rất giống Arcturus. ." Các quan sát tại Mũi Hảo Vọng cho thấy nó đạt độ sáng cao nhất, vượt qua Canopus, từ ngày 11 đến ngày 14 tháng 3 năm 1843, sau đó bắt đầu mờ dần, sau đó sáng dần đến giữa độ sáng của Alpha Centauri và Canopus trong khoảng thời gian từ ngày 24 đến ngày 28 tháng 3 trước khi mờ đi một lần nữa.[ 28] Trong phần lớn thời gian của năm 1844, độ sáng ở giữa Alpha Centauri và Beta Centauri, khoảng +0,2 độ sáng, trước khi sáng trở lại vào cuối năm. Vào lúc sáng nhất vào năm 1843, nó có khả năng đạt cấp sao biểu kiến là −0,8, sau đó là −1,0 vào năm 1845.[11] Các cực đại vào năm 1827, 1838 và 1843 có khả năng đã xảy ra tại điểm cận thiên văn-điểm mà hai ngôi sao ở gần nhau nhất—của quỹ đạo nhị phân.[8] Từ năm 1845 đến năm 1856, độ sáng giảm khoảng 0,1 độ mỗi năm, nhưng có thể có những biến động nhanh và lớn.[11].

Năm 2010, các nhà thiên văn học Duane Hamacher và David Frew từ Đại học Macquarie ở Sydney đã chỉ ra rằng đây là Eta Carinae trong đợt Đại phun trào của nó vào những năm 1840.[30] Từ năm 1857, độ sáng giảm nhanh chóng cho đến khi nó mờ dần dưới tầm nhìn bằng mắt thường vào năm 1886. Điều này được tính toán là do sự ngưng tụ bụi trong vật chất bị đẩy ra xung quanh ngôi sao, chứ không phải do sự thay đổi nội tại về độ sáng.

ít phun trào hơn
Một đợt sáng mới bắt đầu vào năm 1887, đạt cực đại khoảng 6,2 độ vào năm 1892, sau đó vào cuối tháng 3 năm 1895 mờ dần xuống khoảng 7,5 độ.[2] Mặc dù chỉ có những ghi chép trực quan về vụ phun trào năm 1890, nhưng người ta đã tính toán rằng Eta Carinae đã phải chịu mức tuyệt chủng trực quan 4,3 độ do khí và bụi phun ra trong Vụ phun trào lớn. Độ sáng không bị che khuất sẽ có cường độ 1,5–1,9, sáng hơn đáng kể so với cường độ lịch sử. Mặc dù vậy, nó tương tự như cái đầu tiên, thậm chí gần giống với độ sáng của nó, nhưng không phải là lượng vật liệu bị trục xuất.[32][33][34]

Chú thích

Tham khảo

Liên kết ngoài 

 Goddard Media Studios NASA Missions Take an Unparalleled Look into Superstar Eta Carinae
 
 Eta Carinae profile at Solstation
 X-ray Monitoring by RXTE
 The 2003 Observing Campaign 
 AAVSO comparison chart 
 ESO: Highest Resolution Image of Eta Carinae including photos and animation

Chòm sao Thuyền Để
Sao đôi
Tinh vân Thuyền Để
Sao cực siêu khổng lồ nhóm B
Thiên thể Bayer
Thiên thể HR
Thiên thể Durchmusterung
Thiên thể HD
Sao nhóm O