Эта Киля

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
η Киля AB
Двойная звезда
Eta Carinae.jpg
Звезда η Киля — белая точка в центре изображения, на стыке двух лопастей туманности Гомункул.
История исследования
Открыватель

Питер Кейзер

Дата открытия

1595-1596

Обозначения

SAO 238429[1], HR 4210[1], IRAS 10431-5925[1], 2MASS J10450360-5941040[1], HD 93308[1], AAVSO 1041-59[1] и η Car

Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип

двойной переменный гипергигант[2]

Прямое восхождение

10ч 45м 03.591с[3]

Склонение

−59° 41′ 04.26″[3]

Расстояние

7500 световых лет (2300 пк)

Видимая звёздная величина (V)

от −1,0m до ~7,6m[4]

Созвездие

Киль

Астрометрия
Лучевая скорость (Rv)

−25,0[5] км/c

Собственное движение (μ)

RA: −7,6[3] mas в год
Dec: 1,0[3] mas в год

Абсолютная звёздная величина (V)

−8,6 (2012)[6]

Характеристики
Спектральный класс

переменная[2] и O[7][8]

Показатель цвета (B − V)

+0,61[9]

Показатель цвета (U − B)

−0,45[9]

Переменность

ЯГП и двойная

Элементы орбиты
Период (P)

2022,7±1,3 суток[10] (5,54 года) лет

Большая полуось (a)

15,4 а. е.[11]"

Эксцентриситет (e)

0,9[12]

Наклонение (i)

130—145[11]°v

Другие обозначения
SAO 238429[1], HR 4210[1], IRAS 10431-5925[1], 2MASS J10450360-5941040[1], HD 93308[1], AAVSO 1041-59[1] и η Car

У звезды существует 2 компонента
Их параметры представлены ниже:

Информация в Викиданных

Э́та Ки́ля (η Car, η Carinae, Форамен, до XVIII века называлась Э́та Корабля Арго) — двойная звезда-гипергигант в созвездии Киля с совокупной светимостью компонент, более чем в 5 миллионов раз превосходящей солнечную светимость. Находится на расстоянии в 7500 световых лет (2300 парсек). Впервые упоминается как звезда 4-й звёздной величины, но в период с 1837 по 1856 годы в ходе события, известного как «Великая вспышка», значительно увеличила свою яркость. Эта Киля достигла блеска −0,8m и на период с 11 по 14 марта 1843 года стала второй по яркости звездой (после Сириуса) на земном небе, после чего постепенно начала уменьшать светимость и к 1870-м годам перестала быть видимой невооруженным взглядом. Звезда, начиная с 1940 года, снова постепенно увеличивает яркость. К 2014 году она достигла звёздной величины 4,5m. Эта Киля является незаходящей звездой к югу от 30° южной широты, никогда не видна выше 30° северной широты.

Две звезды в системе Эта Киля движутся вокруг общего центра тяжести по вытянутым эллиптическим орбитам (эксцентриситет 0,9) с периодом в 5,54 земного года. Основной компонент системы — гипергигант, яркая голубая переменная (ЯГП), изначально обладавшая массой в 150—250 солнечных, из которых утрачено уже около 30 солнечных масс. Это одна из самых больших и неустойчивых известных звёзд, её масса близка к теоретическому верхнему пределу. Как ожидается, в астрономически близком будущем (несколько десятков тысячелетий) она станет сверхновой. Эта Киля А — единственная известная звезда, продуцирующая ультрафиолетовое лазерное излучение. Вторая звезда, η Car B, тоже характеризуется очень высокой поверхностной температурой и светимостью, вероятно спектрального класса O, массой около 30—80 M.

Свет от компонент системы Эта Киля сильно поглощается небольшой биполярной туманностью Гомункул с размерами 12×18 угловых секунд[15], которая состоит из вещества центральной звезды, выброшенного в ходе «Великой вспышки». Масса пыли в Гомункуле оценивается в 0,04 M. Эта Киля А теряет массу настолько быстро, что её фотосфера гравитационно не связана со звездой и «сдувается» излучением в окружающее пространство.

Звезда входит в рассеянное звёздное скопление Trumpler 16 в гораздо более крупной туманности Киля. Безотносительно к звезде или туманности существует слабый метеорный поток Эта-Кариниды (англ.) с радиантом, очень близким к звезде на небе.

Звезда имеет современное название Форамен (от лат. foramen «отверстие»), связанное с близкой к звезде туманностью Замочная скважина (NGC 3372).

История наблюдений[править | править вики-текст]

Открытие и получение имени[править | править вики-текст]

До XVII столетия не существует достоверных записей о наблюдении или открытии Эты Киля, хотя нидерландский мореплаватель Питер Кейзер примерно в 1595—1596 годах описал звезду 4-й величины в месте, приблизительно соответствующем положению Эты Киля. Эти данные были воспроизведены на небесных глобусах Петера Планциуса и Йодокуса Хондиуса, и в 1603 году появились в «Уранометрии» Иоганна Байера. Тем не менее, независимый звездный каталог Фредерика де Хаутмана от 1603 года не включал в себя ни Эту Киля, ни какую-либо другую звезду четвёртой величины в данном регионе. Первое уверенное упоминание об Эте Киля принадлежит Эдмунду Галлею, который описал её в 1677 году как Sequens (то есть «следующую» относительно другой звезды) внутри нового на то время созвездия Дуб Карла. «Каталог Южного неба» Галлея был опубликован в 1679 году[16] Звезда была также известна под обозначением Байера как Эта Дуба Карла и Эта Корабля Арго[4]. В 1751 году Никола Луи де Лакайль, нанеся на карту «Корабль Арго» и «Дуб Карла», разделил их на несколько меньших созвездий. Звезда оказалась в «килевой» части «Корабля Арго», получившей наименование созвездия Киля[17]. Звезда не была широко известна как Эта Киля вплоть до 1879 года, когда звезды «Корабля Арго» были разнесены по дочерним созвездиям в Аргентинской уранометрии за авторством Б. Гулда[18].

Эта Киля лежит слишком далеко на юге, чтобы быть частью «28 домов» традиционной китайской астрономии, но она включалась в Южные астеризмы, выделенные в XVII столетии. Вместе с s Киля, Лямбдой Центавра и Лямбдой Мухи, Эта Киля формировала астеризм 海山 (Море и Горы)[19]. Эта Киля называлась также Тинь-Шо (天社 — «Небесный алтарь») и Форамен. Также была известна как Хай-Шань-ар (海山二), «вторая звезда Моря и Гор»[20].

Historical visual lightcurve for Eta Carinae from 1686 to 2015
Изменение яркости Эты Киля с ранних наблюдений по сегодняшний день

Галлей упоминал, что звёздная величина примерно равнялась 4 на момент открытия звезды, что соответствует примерно 3,3m на современной шкале. Несколько разрозненных ранних наблюдений позволяют сделать вывод, что звезда в течение большей части 17 столетия не была значимо ярче этой величины[4] Спорадические наблюдения на протяжении последующих 70 лет тоже упоминают звезду на уровне блеска не ярче 3 величины, однако в 1751 году Лакайль надёжно определяет её яркость на уровне 2m[4]. Есть неясности касательно того, отличалась ли звезда по яркости последующие 50 лет; существуют редкие записи, такие как наблюдение Уильяма Бёрчелла 1815 года, упоминающее Эту Киля как звезду 4-й величины, но не ясно, основаны ли эти записи на оригинальных наблюдениях или являются повтором более ранней информации[4]

«Великая вспышка»[править | править вики-текст]

В 1827 году Бёрчелл отметил увеличение яркости Эты Киля до 1-й звёздной величины и стал первым, кто высказал гипотезу о её переменности[4]. Джон Гершель в 1830-х годах проделал серию точных измерений, которая показала, что яркость звезды колебалась в районе 1,4 звездной величины вплоть до ноября 1837 года. Вечером 16 декабря 1837 года Гершель был поражён тем, что звезда по своей яркости превзошла Ригель[21]. Это событие положило начало 18-летнему периоду в эволюции Эты Киля, известному как «Великая вспышка»[4].

Эта Киля увеличивала свою яркость до января 1838 года, достигнув блеска, примерно равного Альфе Центавра, после чего начала несколько ослабевать в течение последующих 3 месяцев. После этого Гершель покинул Южное полушарие и перестал наблюдать звезду, но получал корреспонденцию от преподобного У. С. МакКея в Калькутте, писавшего ему в 1843 году: «К моему большому удивлению, в марте (1843) я наблюдал, что звезда Эта Корабля Арго стала звездой первой величины и сияет с яркостью Канопуса, а цветом и размерами очень схожа с Арктуром». Наблюдения на Мысе Доброй Надежды показали, что звезда с 11 по 14 марта 1843 года превосходила по яркости Канопус, затем начала меркнуть, но затем вновь стала увеличивать блеск, достигнув уровня яркости между Альфой Центавра и Канопусом с 24 по 28 марта, и снова начала тускнеть[21]. На протяжении большей части 1844 года звезда по яркости находилась посередине между Альфой и Бетой Центавра, т.е. её видимый блеск составлял около +0,2m, но к концу года он вновь начал расти. В 1845 году яркость звезды достигла −0,8m, затем −1,0m[6]. Пики яркости, пришедшиеся на 1827, 1838 и 1843 годы, судя по всему, обусловлены прохождением периастра звёздами двойной системы Эта Киля, когда их орбиты проходили ближе всего друг к другу[22] С 1845 по 1856 яркость падала примерно на 0,1 звёздной величины в год, но с быстрыми и большими колебаниями[6].

С 1857 года яркость уменьшалась быстрыми темпами, пока в 1886 году звездная система не перестала быть видимой невооруженным взглядом. Было показано, что этот эффект был вызван конденсацией пыли из выброшенного вещества, окружающего звезду, а не собственными переменами в светимости[23][24].

Меньшая вспышка[править | править вики-текст]

Очередное увеличение яркости началось в районе 1887 года. Звезда достигла отметки в 6,2 звёздной величины к 1892 году, затем к марту 1895 блеск упал до 7,5m[4]. Несмотря на исключительно визуальный характер наблюдений вспышки 1890 года, было подсчитано, что Эта Киля потеряла около 4,3 звёздной величины из-за облаков газа и пыли, выброшенных в ходе предшествовавшей «Великой вспышки». В отсутствие этих помех яркость звёздной системы на тот момент должна была бы достигать около 1,5—1,9 звёздной величины, значительно ярче, чем наблюдавшийся блеск[25]. Это была своего рода уменьшенная копия «Великой вспышки», со значительно меньшими выбросами вещества[26][27].

20-е столетие[править | править вики-текст]

Между 1900 и 1940 годом казалось, что Эта Киля перестала меняться в яркости и застыла на уровне 7,6 звёздной величины[4]. Однако в 1953 году было отмечено повышение яркости до 6,5m[28]. Повышение яркости шло стабильно, но с весьма регулярными вариациями в несколько десятых долей звёздной величины[22].

В 1996 году было обнаружено, что вариации яркости проявляют 5,52-летнюю периодичность[22]. Позднее период был уточнён до 5,54 года. Гипотеза о наличии в системе второго компонента была подтверждена наблюдениями за изменениями в радиальной скорости системы, а также за изменением профиля спектральных линий. Наблюдения системы велись в радио-, оптическом и ближнем инфракрасном диапазоне в момент предположительного периастра в конце 1997 и начале 1998 года[29]. В то же время было замечено полное исчезновение рентгеновского излучения от звездной системы, вызванного эффектом встречного солнечного ветра[30]. Подтверждение существования яркого компаньона у звезды значительно улучшило понимание физических характеристик Эты Киля и её переменности[8].

Неожиданное удвоение яркости в 1998—1999 годах возвратило звёздную систему в зону видимости невооруженным глазом. На момент спектроскопических исследований 2014 года видимая звездная величина преодолела отметку в 4,5m[31]. Яркость не всегда последовательно меняется на разных длинах волн и не всегда в точности следует 5,4-летнему циклу[32][33]. Радио- и инфракрасные наблюдения, а также наблюдения с орбитальных телескопов расширили возможности по наблюдению за Этой Киля и позволили отследить изменения в спектре[34].

Наблюдения[править | править вики-текст]

Созвездие Киля. Эта Киля и NGC 3372 (туманность Киля) обведены красным кружком в левой части рисунка

Как звезда, имеющая в настоящее время 4-ю звездную величину, Эта Киля при отсутствии светового загрязнения хорошо видна невооруженным взглядом[35]. Тем не менее, в историческое время её яркость колебалась в очень широком диапазоне — от второй по яркости на ночном небе в XIX столетии до невидимой невооруженным глазом. Звезда расположена на склонении −59° на южной небесной полусфере, следовательно, её нельзя наблюдать из большей части Евразии и большей части Северной Америки.

Расположенная между Канопусом и Южным Крестом[36], Эта Киля хорошо различима как ярчайшая из звезд внутри крупной и видной невооруженным взглядом туманности Киля. При наблюдении в любительский телескоп звезда видна внутри V-образной пылевой полосы туманности, имеет оранжевый цвет и не похожа на звёздный объект[37]. Наблюдения при высоком разрешении позволяют увидеть два оранжевых «лепестка» окружающей биполярной отражательной туманности, известной как «Гомункул», простирающиеся в стороны от яркого центрального ядра. Астрономы-любители, отслеживающие переменные звезды, могут сравнить её яркость с несколькими звездами 4-й и 5-й величины, близкими к туманности.

Радиант обнаруженного в 1961 году слабого метеорного потока Эта-Кариниды очень близок к Эте Киля. Метеорный поток отчётливо наблюдается с 14 по 28 января, с пиком, приходящимся на 21 января. Метеорные дожди никак не связаны с телами вне Солнечной системы, и близость к Эте Киля — простое совпадение[38].

Видимый спектр[править | править вики-текст]

Hubble composite of Eta Carinae, montage showing a spectrum against an actual image of the Homunculus Nebula
Монтаж снимка Эты Киля и туманности Гомункул, сделанный на Космическом телескопе Хаббла (HST), с необычным эмиссионным спектром в ближней ИК области, который снят на спектрографе STIS HST

Ширина и форма спектральных линий Эты Киля обладают значительной изменчивостью, но вместе с тем проявляют целый ряд отличительных особенностей. В спектре Эты Киля ярко выражены эмиссионные линии, обычно широкие, хотя на них и накладывается узкий центральный компонент спектра из плотного ионизированного газа туманности, особенно от глобул Вайгельта (маленьких отражательных туманностей в центре Гомункула). Большинство линий имеют тип профиля звезды P Лебедя (профиль линий, обычный для ярких голубых переменных), но с абсорбцией много более слабой, чем эмиссия. Широкие спектральные линии типа P Лебедя характерны для сильного звёздного ветра, но в данном случае они обладают очень низкой абсорбцией, так как звезда скрыта расширяющейся газовой оболочкой. В крыльях линий можно заметить признаки томсоновского рассеяния на электронах, хотя и слабого, что можно интерпретировать как проявление неоднородной структуры звёздного ветра. Линии водорода сильно выражены, что говорит в пользу того, что Эта Киля сохранила большую часть своей водородной оболочки. Линии HeI[n 1] намного слабее водородных, а отсутствие линий HeII позволяет установить верхний предел на температуру главной звезды. Линии NII идентифицируемы, но слабы, тогда как углеродные линии не обнаружены вовсе, а линии кислорода в лучшем случае крайне слабы, что говорит о горении водорода в ядре через CNO-цикл, который затрагивает и приповерхностные слои. Возможно, одна из наиболее характерных особенностей спектра Эты Киля — значимое присутствие эмиссионных линий FeII, как разрешённых, так и запрещенных; последние возникают при возбуждении газа низкоплотностной туманности вокруг звезды[39][40].

Самые ранние анализы спектра звезды опираются на наблюдения 1869 года, в ходе которых были обнаружены линии «C, D, b, F, с главной зелёной азотной линией». Наблюдатель указал, что линии поглощения не наблюдаются вовсе[41]. Буквенные обозначения даны по Фраунгоферу и соответствуют: Hα, HeI («D» обычно применялось для обозначения двойной линии натрия, но «d» или «D3» было использовано для близкой линии гелия), FeII и Hβ. Предполагается, что последняя указанная линия принадлежит FeII, очень близкая к зелёной линии «небулия», ныне известного как дважды ионизированный кислород, OIII[42].

Фотографические спектры 1893 года описывались как сходные со звездой спектрального класса F5, но со слабыми эмиссионными линиями. Анализ по современным стандартам спектрографии указывает на звезду раннего спектрального класса F. В 1895 году в спектре опять наблюдались сильные эмиссионные линии, при это линии поглощения присутствовали, но были сильно перекрыты эмиссионными. Такого рода спектральные переходы от сверхгиганта класса F к сильным эмиссионным линиям характерны для новых звезд, когда выброшенное вещество первоначально излучает как псевдо-фотосфера, а затем, когда оболочка расширяется и становится более тонкой оптически, проявляется эмиссионный спектр излучения[42]

Эмиссионный линейчатый спектр, ассоциированный с плотными звёздными ветрами, продолжал наблюдаться с конца 19 века. Отдельные линии демонстрируют широкие вариации ширины, профиля и доплеровского сдвига, иногда разные скоростные компоненты обнаруживаются внутри одной линии. Спектральные линии меняются также со временем, наиболее сильно с периодом в 5,5 года, но видны и более короткие или длинные периоды с меньшей амплитудой, а также продолжающиеся секулярные (непериодические) изменения[43][44]. Спектр света, отражаемого глобулами Вайгельта, схож в основных чертах с звездой HDE 316285, предельно ярко проявляющей особенности типа P Лебедя и обладающей спектральным классом B0Ieq[45].

Ультрафиолетовый спектр[править | править вики-текст]

Инфракрасный спектр[править | править вики-текст]

Рентгеновское и гамма-излучение[править | править вики-текст]

Радиоизлучение[править | править вики-текст]

Окружающее пространство[править | править вики-текст]

Trumpler 16[править | править вики-текст]

Характеристики[править | править вики-текст]

Орбита[править | править вики-текст]

Классификация[править | править вики-текст]

Масса[править | править вики-текст]

Потеря массы[править | править вики-текст]

Светимость[править | править вики-текст]

Температура[править | править вики-текст]

Размеры[править | править вики-текст]

Вращение[править | править вики-текст]

Эволюция[править | править вики-текст]

Потенциальная Сверхновая[править | править вики-текст]

Возможное влияние на Землю[править | править вики-текст]

Большинство научных источников считает, что образование сверхновой звезды на расстоянии 7500 световых лет (дистанция до Эты Киля от Солнца) не может нанести какого-либо существенного ущерба земным формам жизни. Может пострадать озоновый слой, могут быть выведены из строя спутники на орбите, может оказаться в опасности жизнь космонавтов, однако всё, что находится на поверхности Земли, будет защищено атмосферой[46].

Заметки[править | править вики-текст]

  1. Астрофизическое обозначение для степени ионизации атома, где «I» обозначает нейтральный атом, «II» — однократно ионизированный атом, и т. д.

Примечания[править | править вики-текст]

  1. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 SIMBAD Astronomical Database
  2. 1 2 Skiff B. A. VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Spectral Classifications (Skiff, 2009–2014). Originally published in: Lowell Observatory (October 2014).
  3. 1 2 3 4 Høg E. et al. (2000). «The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars». Astronomy and Astrophysics 355: L27. Bibcode2000A&A...355L..27H.
  4. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Frew D. J. (2004). «The Historical Record of η Carinae I. The Visual Light Curve, 1595–2000». The Journal of Astronomical Data 10 (6): 1–76. Bibcode2004JAD....10....6F.
  5. Wilson R. E. General catalogue of stellar radial velocities. — Washington, 1953.
  6. 1 2 3 Smith N., Frew D. J. (2011). «A revised historical light curve of Eta Carinae and the timing of close periastron encounters». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 415 (3): 2009–19. arXiv:1010.3719. DOI:10.1111/j.1365-2966.2011.18993.x. Bibcode2011MNRAS.415.2009S.
  7. 1 2 3 4 5 Verner E. et al. (2005). «The Binarity of η Carinae Revealed from Photoionization Modeling of the Spectral Variability of the Weigelt Blobs B and D». The Astrophysical Journal 624 (2): 973. arXiv:astro-ph/0502106. DOI:10.1086/429400. Bibcode2005ApJ...624..973V.
  8. 1 2 3 4 5 6 Mehner A. et al. (2010). «High-excitation Emission Lines near Eta Carinae, and Its Likely Companion Star». The Astrophysical Journal 710: 729. arXiv:0912.1067. DOI:10.1088/0004-637X/710/1/729. Bibcode2010ApJ...710..729M.
  9. 1 2 Ducati J. R. VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system [CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues]. — 2002.
  10. Damineli A. et al. (2008). «The periodicity of the η Carinae events». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 384 (4): 1649. arXiv:0711.4250. DOI:10.1111/j.1365-2966.2007.12815.x. Bibcode2008MNRAS.384.1649D.
  11. 1 2 Madura T. I. et al. (2012). «Constraining the absolute orientation of η Carinae's binary orbit: A 3D dynamical model for the broad [Fe III] emission». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 420 (3): 2064. arXiv:1111.2226. DOI:10.1111/j.1365-2966.2011.20165.x. Bibcode2012MNRAS.420.2064M.
  12. Damineli A. et al. (1997). «Eta Carinae: A long period binary?». New Astronomy 2 (2): 107. DOI:10.1016/S1384-1076(97)00008-0. Bibcode1997NewA....2..107D.
  13. Clementel N. et al. (2015). «3D radiative transfer simulations of Eta Carinae's inner colliding winds - I. Ionization structure of helium at apastron». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 447 (3): 2445. arXiv:1412.7569. DOI:10.1093/mnras/stu2614. Bibcode2015MNRAS.447.2445C.
  14. 1 2 3 Kashi A., Soker N. (2010). «Periastron Passage Triggering of the 19th Century Eruptions of Eta Carinae». The Astrophysical Journal 723: 602. arXiv:0912.1439. DOI:10.1088/0004-637X/723/1/602. Bibcode2010ApJ...723..602K.
  15. Крюгель Э., Шустов Б.М. Пыль в космосе // Наука и человечество. — М.: Знание, 1989. — С. 296.
  16. Halley E. Catalogus stellarum australium; sive, Supplementum catalogi Tychenici, exhibens longitudines et latitudines stellarum fixarum, quae, prope polum Antarcticum sitae, in horizonte Uraniburgico Tychoni inconspicuae fuere, accurato calculo ex distantiis supputatas, & ad annum 1677 completum correctas...Accedit appendicula de rebus quibusdam astronomicis. — London: T. James. — P. 13.
  17. Warner B. (2002). «Lacaille 250 years on». Astronomy and Geophysics 43 (2): 2.25–2.26. DOI:10.1046/j.1468-4004.2002.43225.x. ISSN 1366-8781. Bibcode2002A&G....43b..25W.
  18. Wagman M. Lost Stars: Lost, Missing and Troublesome Stars from the Catalogues of Johannes Bayer, Nicholas Louis de Lacaille, John Flamsteed, and Sundry Others. — Blacksburg, Virginia: The McDonald & Woodward Publishing Company, 2003. — P. 7–8, 82–85. — ISBN 978-0-939923-78-6.
  19. 陳久金 (Chen Jiu Jin). Chinese horoscope mythology. — 台灣書房出版有限公司 (Taiwan Book House Publishing Co., Ltd.). — ISBN 978-986-7332-25-7.
  20. 陳輝樺 (Chen Huihua): Activities of Exhibition and Education in Astronomy (кит.) (28 July 2006). Проверено 30 декабря 2012.
  21. 1 2 Herschel, John Frederick William. Results of astronomical observations made during the years 1834, 5, 6, 7, 8, at the Cape of Good Hope: being the completion of a telescopic survey of the whole surface of the visible heavens, commenced in 1825. — London, United Kingdom: Smith, Elder and Co., 1847. — Vol. 1. — P. 33–35.
  22. 1 2 3 Damineli A. (1996). «The 5.52 Year Cycle of Eta Carinae». Astrophysical Journal Letters 460: L49. DOI:10.1086/309961. Bibcode1996ApJ...460L..49D.
  23. Davidson K., Humphreys R. M. (1997). «Eta Carinae and Its Environment». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 35: 1. DOI:10.1146/annurev.astro.35.1.1. Bibcode1997ARA&A..35....1D.
  24. Hamacher D. W., Frew D. J. (2010). «An Aboriginal Australian Record of the Great Eruption of Eta Carinae». Journal of Astronomical History and Heritage 13 (3): 220–34. arXiv:1010.4610. Bibcode2010JAHH...13..220H.
  25. Humphreys R. M., Davidson K., Smith N. (1999). «Eta Carinae's Second Eruption and the Light Curves of the eta Carinae Variables». The Publications of the Astronomical Society of the Pacific 111 (763): 1124–1231. DOI:10.1086/316420. Bibcode1999PASP..111.1124H.
  26. Smith N. (2004). «The systemic velocity of Eta Carinae». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 351: L15. arXiv:astro-ph/0406523. DOI:10.1111/j.1365-2966.2004.07943.x. Bibcode2004MNRAS.351L..15S.
  27. Ishibashi K. et al. (2003). «Discovery of a Little Homunculus within the Homunculus Nebula of η Carinae». The Astronomical Journal 125 (6): 3222. DOI:10.1086/375306. Bibcode2003AJ....125.3222I.
  28. Thackeray A. D. (1953). «Stars, Variable: Note on the brightening of Eta Carinae». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 113 (2): 237. DOI:10.1093/mnras/113.2.237. Bibcode1953MNRAS.113..237T.
  29. Damineli A. et al. (2000). «Η Carinae: Binarity Confirmed». The Astrophysical Journal 528 (2): L101. arXiv:astro-ph/9912387. DOI:10.1086/312441. PMID 10600628. Bibcode2000ApJ...528L.101D.
  30. Ishibashi K. et al. (1999). «Recurrent X-Ray Emission Variations of η Carinae and the Binary Hypothesis». The Astrophysical Journal 524 (2): 983. DOI:10.1086/307859. Bibcode1999ApJ...524..983I.
  31. Humphreys R. M. et al. (2014). «Eta Carinae — Caught in Transition to the Photometric Minimum». The Astronomer's Telegram 6368: 1. Bibcode2014ATel.6368....1H.
  32. Mehner A., Ishibashi K., Whitelock P., Nagayama T., Feast M., van Wyk F., de Wit W.-J. Near-infrared evidence for a sudden temperature increase in Eta Carinae (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — 2014. — Vol. 564. — P. A14. — DOI:10.1051/0004-6361/201322729. — Bibcode2014A&A...564A..14M. — arXiv:1401.4999.
  33. Landes H., Fitzgerald M. (2010). «Photometric Observations of the η Carinae 2009.0 Spectroscopic Event». Publications of the Astronomical Society of Australia 27 (3): 374. arXiv:0912.2557. DOI:10.1071/AS09036. Bibcode2010PASA...27..374L.
  34. Martin J. C. et al. (2014). «Eta Carinae's change of state: First new HST/NUV data since 2010, and the first new FUV since 2004». American Astronomical Society 223: #151.09. Bibcode2014AAS...22315109M.
  35. Bortle J. E. (2001). «Introducing the Bortle Dark-Sky Scale». Sky and Telescope 101: 126. Bibcode2001S&T...101b.126B.
  36. Thompson M. A Down to Earth Guide to the Cosmos. — Random House. — ISBN 978-1-4481-2691-0.
  37. Ian Ridpath. Astronomy. — Dorling Kindersley. — ISBN 978-1-4053-3620-8.
  38. Kronk G. R. Meteor Showers: An Annotated Catalog. — New York: Springer Science & Business Media. — P. 22. — ISBN 978-1-4614-7897-3.
  39. D. John Hillier (2001). «On the Nature of the Central Source in η Carinae». Astrophysical Journal 553 (837): 837. DOI:10.1086/320948. Bibcode2001ApJ...553..837H.
  40. Hillier D. J., Allen D. A. (1992). «A spectroscopic investigation of Eta Carinae and the Homunculus Nebula. I – Overview of the spectra». Astronomy and Astrophysics 262: 153. ISSN 0004-6361. Bibcode1992A&A...262..153H.
  41. Le Sueur A. (1869). «On the Nebulae of Argo and Orion, and on the Spectrum of Jupiter». Proceedings of the Royal Society of London 18 (114–122): 245. DOI:10.1098/rspl.1869.0057. Bibcode1869RSPS...18..245L.
  42. 1 2 Walborn N. R., Liller M. H. (1977). «The earliest spectroscopic observations of eta Carinae and its interaction with the Carina Nebula». Astrophysical Journal 211: 181. DOI:10.1086/154917. Bibcode1977ApJ...211..181W.
  43. Baxandall F. E. (1919). «Note on apparent changes in the spectrum of η Carinæ». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 79 (9): 619. DOI:10.1093/mnras/79.9.619. Bibcode1919MNRAS..79..619B.
  44. Gaviola E. (1953). «Eta Carinae. II. The Spectrum». Astrophysical Journal 118: 234. DOI:10.1086/145746. Bibcode1953ApJ...118..234G.
  45. Gull T. R., Damineli A. (2010). «JD13 – Eta Carinae in the Context of the Most Massive Stars». Proceedings of the International Astronomical Union 5: 373. arXiv:0910.3158. DOI:10.1017/S1743921310009890. Bibcode2010HiA....15..373G.
  46. Ruderman M. A. Possible Consequences of Nearby Supernova Explosions for Atmospheric Ozone and Terrestrial Life : [англ.] // Science. — 1974. — Vol. 184, no. 4141. — P. 1079–1081. — Bibcode1974Sci...184.1079R.

См. также[править | править вики-текст]

Литература[править | править вики-текст]

Ссылки[править | править вики-текст]