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| 観測データ エポックJ2000 エキノックスJ2000 | |
|---|---|
| 星座 | カリーナ |
| 赤経 | 10時間45分03.591秒[1] |
| 偏角 | −59° 41′ 04.26″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | −1.0～約7.6 [2] 4.2（2018年）[3] |
| 特徴 | |
| 進化段階 | 明るい青色の変数 |
| スペクトル型 | 変数[4] (LBV) + O ( WR ?) [5] [6] |
| 見かけの等級 （U） | 6.37 [7] |
| 見かけの等級 （B） | 6.82 [7] |
| 見かけの等級 （R） | 4.90 [7] |
| 見かけの等級 （J） | 3.39 [7] |
| 見かけの等級 （H） | 2.51 [7] |
| 見かけの等級 （K） | 0.94 [7] |
| U−Bカラーインデックス | −0.45 [7] |
| B−V色指数 | +0.61 [7] |
| 変数型 | LBV [8]とバイナリ[9] |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | −125.0 [10] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: −17.6 [1] マス/年 十二月: 1.0 [1] マス/年 |
| 距離 | 7,500 光年 （2,300 [11] pc） |
| 絶対等級 (M V ) | −8.6 (2012) [12] |
| 軌道 | |
| 主要な | η 車A |
| 仲間 | η 車B |
| 期間（P） | 2,022.7 ± 1.3 日[13] (5.54年) |
| 半長径(a) | 15.4 [14] オーストラリア |
| 偏心度（e） | 0.9 [15] |
| 傾斜（i） | 130–145 [14] ° |
| 近点期 （T ） | 2009.03 [16] |
| 詳細 | |
| η 車A | |
| 質量 | ~100 [11] メートル☉ |
| 半径 | ~240 [17] (60 [18] [a] –742 [19] [b] ) R ☉ |
| 明るさ | 400万[19] (296万-410万[20] ) L ☉ |
| 温度 | 9,470 [19] –35,200 [21] K |
| 年 | <3 [6] ミル |
| η 車B | |
| 質量 | 30～80歳[16] 男性☉ |
| 半径 | 14.3–23.6 [16] R ☉ |
| 明るさ | <100万[5] [6] L ☉ |
| 温度 | 37,200 [5] K |
| 年 | <3 [6] ミル |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
イータ・カリーナエ（η Carinae、略称η Car）は、以前はイータ・アルゴスと呼ばれ、合計光度が太陽の500万倍を超える少なくとも2つの恒星を含む恒星系で、りゅうこつ座の約7,500光年（2,300パーセク）の距離にあります。以前は4等星でしたが、1837年にリゲルよりも明るくなり、いわゆる「大噴火」の始まりを示しました。1843年3月11日から14日の間に全天で2番目に明るい星になり、1856年以降は肉眼で見えなくなるほど暗くなりました。より小規模な噴火では、1892年に6等星に達しましたが、その後再び暗くなりました。1940年頃から一貫して明るくなり、2014年には4.5等星より明るくなりました。
イータ・カリーナエは赤緯 −59° 41′ 04.26″ で、南緯 30°より南の場所からは周極星となり (参考までに、ヨハネスブルグの緯度は南緯 26°12′ です)、北緯 30°より北、北緯30° 2′ にある カイロのすぐ南からは見えません。
イータカリーナ星系の2つの主星は、周期5.54年の離心率の高い軌道を描いている。主星は極めて珍しい星で、青色変光星に似ている。当初の明るさは150～250 M ☉であったが 、すでに少なくとも30 M ☉ を失っており、天文学的に近い将来に超新星として爆発すると予想されている。これは紫外線レーザー放射を発することが知られている唯一の星である。副星は高温で非常に明るく、おそらくスペクトル型Oで、質量は太陽の約30～80倍である。この系はホムンクルス星雲によって大きく隠されているが、ホムンクルス星雲は大噴火の際に主星から噴出した物質で構成されている。これは、はるかに大きなカリーナ星雲内のトランプラー16散開星団のメンバーである。
恒星や星雲とは関係ありませんが、弱いイータカリニド 流星群の放射点はイータカリナに非常に近いです。
観察履歴
イータ・カリーナは、16世紀または17世紀に初めて4等星として記録されました。19世紀半ばには全天で2番目に明るい星になりましたが、その後は肉眼では見えなくなりました。20世紀後半には徐々に明るくなり、再び肉眼で見えるようになり、2014年には再び4等星になりました。
発見と命名
イータカリーナエが17世紀以前に観測または記録されたという信頼できる証拠はないが、オランダの航海者ピーテル・カイザーは1595年から1596年頃にほぼ正確な位置に4等星を記述しており、これはペトルス・プランシウスとヨドクス・ホンディウスの天球儀と、ヨハン・バイエルの1603年のウラノメトリアに写されている。フレデリック・デ・ハウトマンの1603年の独立した星表には、イータカリーナエは、その地域の他の4等星の中に含まれていない。最も古い確実な記録は、エドモンド・ハレーによる1677年のもので、彼はこの星を単にセクエンス（つまり、別の星に対して「後続」）として、新しい星座ロブル・カロリナムの中に記録した。彼のカタログ『オーストラリアの星目録』は1679年に出版された。[25]この星は、エタ・ロボリス・カロリ、エタ・アルゴス、エタ・ナビスというバイエル名でも知られていた。 [2] 1751年、ニコラ・ルイ・ド・ラカイユは、アルゴ座内のアルゴ星団とロブル・カロリヌムの星に、ギリシャ文字のバイエル名を一組与え、ラテン文字の指定を3回使用する目的でアルゴ座内の3つの領域を指定した。エタは船の竜骨部分にあたり、これが後にカリーナ座となった。 [ 26]エタ・カリーナエとして一般に知られるようになったのは、1879年にグールドの「アルヘンティーナのウラノメトリア」でアルゴ星団の星に娘星座の異名が与えられたときであった。[27]
イータ・カリーナは、屋敷を基礎とした 伝統的な中国天文学の一部となるには南に遠すぎるが、 17世紀初頭に南方星座が作られた際に地図に描かれた。カリーナs、ケンタウルス座λ星、はえ座λ星とともに、イータ・カリーナは海山（海と山）の星座 を形成する。[28]イータ・カリーナには、ツェンシェ（中国語の天社[北京語：tiānshè ]「天国の祭壇」に由来）と有孔星という名前がある。海山二（Hǎi Shān èr、英語：海と山の第二の星）としても知られている。 [29]
ハレーは発見時の見かけの等級をおよそ4としており、これは現代の等級に換算すると3.3等級となる。それ以前に目撃された可能性のある数少ない記録から、17世紀の大半においてイータカリーナはこれより著しく明るかったわけではないことが示唆される。 [2]その後70年間にわたる散発的な観測では、ラカイユが1751年に2等級と確実に記録するまで、イータカリーナはおそらく3等級かそれ以下であったことがわかった。 [2]イータカリーナの明るさがその後50年間で大幅に変化したかどうかは不明である。ウィリアム・バーチェルが1815年に4等級を記録したなどの時折の観測はあるが、これらが以前の観測の再記録であるかどうかは不明である。[2]
大噴火
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1827年、バーチェルはイータカリーナの1等星での異常な明るさに特に注目し、明るさが変化するのではないかと最初に疑った。[2]当時南アフリカにいた ジョン・ハーシェルは、1830年代に一連の詳細な正確な測定を行い、イータカリーナは1837年11月まで一貫して1.4等星前後で輝いていたことを示した。1837年12月16日の夕方、ハーシェルはイータカリーナがリゲルをわずかに上回るほど明るくなっているのを見て驚いた。[30]この出来事は、大噴火として知られる約18年間の期間の始まりとなった。[2]
1838年1月2日には、イータ・カリーナはアルファ・ケンタウリと同等の明るさとなり、その後3か月かけて少しずつ暗くなっていった。ハーシェルはこの後この星を観測しなかったが、カルカッタのWSマッケイ牧師から手紙を受け取った。マッケイ牧師は1843年に「昨年(1843年)の3月に、イータ・アルゴスがカノープスと同じくらい明るくなり、色も大きさもアークトゥルスによく似た1等星になったのを観測して大いに驚いた」と書いている。喜望峰での観測では、1843年3月11日から14日にかけて明るさがピークに達し、カノープスを上回り、その後暗くなり始め、3月24日から28日にかけてアルファ・ケンタウリとカノープスの明るさの間まで明るくなり、再び暗くなった。[30] 1844年の大半の期間、明るさはアルファケンタウリとベータケンタウリの中間、およそ+0.2等級だったが、年末に再び明るくなった。最も明るくなったのは1843年で、見かけの等級はおそらく-0.8等級に達し、1845年には-1.0等級に達した。[12] 1827年、1838年、1843年のピークは、連星軌道の近点通過点（2つの星が最も接近する点）で発生した可能性が高い。 [9] 1845年から1856年まで、明るさは年間約0.1等級ずつ減少したが、急速で大きな変動があった可能性がある。[12]
オーストラリア、ビクトリア州北西部のティレル湖に住むウェルガイア族のブーロン族は口承で、ウォー・クロウ（カノープス）の妻にちなんで「コロウグロリック・ウォー（Collowgullouric War / ˈ k ɒ l ə ɡ ʌ l ə r ɪ k ˈ w ɑːr） 」と呼ばれる赤みがかった星について語った。[31] 2010年、シドニーのマコーリー大学の天文学者デュアン・ハマチャーとデイビッド・フルーは、これが1840年代の大噴火時のイータ・カリーナであったことを明らかにした。[32] 1857年から明るさが急速に低下し、 1886年には肉眼で見えなくなった。これは、明るさの本質的な変化ではなく、星の周囲から噴出した物質に塵が凝縮したためであると計算されている。 [33]
小規模噴火
1887年に新たな増光が始まり、1892年に約6.2等級でピークを迎え、その後1895年3月末に約7.5等級まで急速に減光した。[2] 1890年の噴火については視覚的な記録しかないが、イータ・カリーナエは大噴火で噴出したガスと塵のために視覚的に4.3等級の減光を受けたと計算されている。遮られていない明るさは1.5～1.9等級で、歴史的な等級よりもかなり明るかった。それにもかかわらず、最初の噴火と似ており、明るさはほぼ一致していたが、噴出した物質の量は一致していなかった。[34] [35] [36]
20世紀
1900年から少なくとも1940年の間、イータカリーナは7.6等級前後の一定の明るさで落ち着いていたように見えましたが[2]、1953年には再び6.5等級まで明るくなったことが記録されました[37] 。明るさの増加は着実に続きましたが、数十分の1等級のかなり規則的な変動がありました[9] 。
1996年、この変動周期は5.52年であることが初めて確認され、[9]後に5.54年とより正確に測定され、連星系という考えにつながった。連星系理論は、1997年後半から1998年初めの近点通過が予測された時点で、電波、可視光線、近赤外線の視線速度と線プロファイルの変化（まとめて分光現象と呼ばれる）の観測によって確認された。 [38]同時に、衝突風域で発生したと推定されるX線放射が完全に消失した。[39]明るい連星系伴星の確認により、イータ・カリーナ星系の物理的特性とその変動性に関する理解が大きく変わった。[6]
1998年から1999年にかけて突然明るさが倍増し、肉眼で見えるレベルに戻った。2014年の分光現象では、見かけの視等級が4.5等級よりも明るくなった。[40]明るさは波長によって常に一貫して変化するわけではなく、5.5年周期に正確に従うわけでもない。[41] [42]電波、赤外線、宇宙からの観測により、イータ・カリーナの全波長域でカバー範囲が拡大し、スペクトルエネルギー分布の継続的な変化が明らかになった。[43]
2018年7月、イータカリーナは太陽系近傍で最も強い衝突風衝撃波を経験したと報告された。NuSTAR衛星による観測では、以前のフェルミガンマ線宇宙望遠鏡よりもはるかに高解像度のデータが得られました。恒星と空間的に一致する非常に硬いX線帯域の非熱的源を直接焦点合わせ観測することで、非熱的X線源は連星系の軌道位相によって変化し、放出される光子指数はγ線（ガンマ）スペクトルの分析から導き出されたものと類似していることが示されました。[44] [45]
可視性
4等星のイータカリーナは、ボートルスケールによると、都心部の最も光害の多い空を除いて、肉眼で十分に見える。[46]その明るさは、19世紀の数日間、全天で2番目に明るい星であったことから、肉眼で見える範囲をはるかに下回るまで、広範囲に変化した。南半球の極南の約60°Sに位置しているため、ヨーロッパや北アメリカの多くの地域では観測できない。
カノープスと南十字星の間に位置する[47]イータカリーナは、肉眼で見える大きなカリーナ星雲の中で最も明るい星として簡単に特定できます。望遠鏡では、この「星」は星雲の暗い「V」字型の塵の帯に囲まれ、はっきりとオレンジ色で、明らかに非恒星のように見えます。[48]高倍率では、明るい中心核の両側にあるホムンクルス星雲として知られる周囲の反射星雲の2つのオレンジ色のローブが見えます。変光星の観測者は、この星雲の明るさを、星雲のすぐ周囲にあるいくつかの4等星と5等星と比較することができます。
1961年に発見された弱いイータカリニド 流星群は、イータカリナエに非常に近い放射点を持っています。1月14日から28日にかけて発生し、1月21日頃にピークを迎えます。流星群は太陽系外の天体とは関係がないため、イータカリナエに近接しているのは単なる偶然です。 [49]
可視スペクトル
イータカリーナのスペクトル線の強度とプロファイルは非常に多様ですが、一貫している際立った特徴がいくつかあります。スペクトルは主に輝線で占められており、通常は幅が広いですが、より高い励起線は、特にヴァイゲルト塊などの高密度の電離星雲からの狭い中心成分に覆われています。ほとんどの線はP Cygniプロファイルを示していますが、吸収翼は輝線よりもはるかに弱いです。幅広いP Cygni線は強い恒星風の典型であり、この場合は中心の星が非常に隠されているため、吸収が非常に弱いです。電子散乱翼は存在しますが比較的弱く、塊状の風を示しています。水素線は存在し、強く、イータカリーナがまだその水素外皮の多くを保持していることを示しています。
He I [c]線は水素線よりもはるかに弱く、He II線が存在しないことが主星の可能な温度の上限を示しています。N II線は識別できますが強くはなく、炭素線は検出できず、酸素線はせいぜい非常に弱いため、CNO サイクルを介してコアの水素が燃焼し、表面といくらか混合していることが示されています。おそらく最も印象的な特徴は、許可線と禁制線の両方でFe II の豊富な放射であり、禁制線は星の周りの低密度星雲の励起によって生じています。[18] [50]
星のスペクトルに関する最も古い分析は、1869年の視覚観測の記述であり、顕著な輝線「C、D、b、Fおよび主要な緑色窒素線」が記述されている。吸収線は目に見えないと明示的に記述されている。[51]文字はフラウンホーファーのスペクトル表記法を示しており、 H α、He I、[d] Fe II、およびH βに対応している。最後の線はFe IIからのもので、現在O IIIからのものであることがわかっている緑色星雲線に非常に近いと推定されている。[52]
1893年の写真スペクトルは、F5星に似ているが、いくつかの弱い輝線があると説明された。現代のスペクトル標準に照らして分析すると、初期のF スペクトル型であることが示唆される。1895年までに、スペクトルは再び主に強い輝線で構成され、吸収線は存在するが、大部分は放射によって隠されていた。F 超巨星から強い放射へのこのスペクトル遷移は新星の特徴であり、放出された物質が最初は擬似光球のように放射し、その後、膨張して薄くなるにつれて放射スペクトルが発達する。[52]
高密度の恒星風に関連する輝線スペクトルは、19 世紀後半からずっと存在しています。個々の線は、幅、プロファイル、ドップラーシフトが大きく異なり、同じ線の中に複数の速度成分が含まれていることもよくあります。スペクトル線は時間とともに変化し、5.5 年周期で最も顕著ですが、より短い期間やより長い期間でもそれほど劇的な変化はなく、スペクトル全体の継続的な世俗的発展も見られます。[53] [54]ワイゲルト ブロブから反射され、主に主星から発生すると想定される光のスペクトルは、スペクトル型が B0Ieq である極端に P 型の Cygni 型星HDE 316285に似ています。[17]
直接的なスペクトル観測は大噴火後まで開始されなかったが、セロトロロ米州天文台にある米国国立光学天文台のブランコ4メートル望遠鏡を使用して、カリーナ星雲の他の部分から反射された噴火の光のエコーが検出されました。反射スペクトルの分析により、イータカリーナが5,000 KのG2からG5の超巨星で、他の超新星の模倣イベントから予想される温度より約2,000 K低い。[55]さらに光エコー観測を行ったところ、大噴火のピーク輝度の後に、スペクトルに顕著なP CygniプロファイルとCN分子バンドが出現したが、これはIIn型超新星と同様に、放出された物質が星周物質と衝突したためである可能性が高い。[56]
20世紀後半には、はるかに高解像度の可視スペクトルが利用可能になりました。スペクトルは複雑で不可解な特徴を示し続け、中心星からのエネルギーの多くは周囲の塵によって赤外線にリサイクルされ、星からの光は星周物質の密集した局所的な物体によっていくらか反射されましたが、非常に高い温度を示す明らかな高電離特性がありました。線のプロファイルは複雑で変化に富み、中心星に対するさまざまな速度で多くの吸収と放出の特徴を示しています。 [57] [58]
5.5年の軌道周期は、分光現象として知られる近点における強いスペクトル変化を生み出す。特定の波長の放射線は、恒星の1つによる実際の掩蔽、または複雑な恒星風の不透明部分を通過することによる食の影響を受ける。軌道回転に起因すると考えられているにもかかわらず、これらの現象は周期ごとに大きく異なる。これらの変化は2003年以降強くなっており、恒星風または以前に放出された物質の長期的な世俗的変化は、大噴火前の恒星の状態への回帰の集大成である可能性があると一般に考えられている。[42] [43] [59]
紫外線
イータカリーナ星系の紫外線スペクトルには、Fe IIやCr IIなどのイオン化金属の輝線が多数見られるほか、ライマンα（Ly α ）や高温の中心源からの連続スペクトルも見られる。イオン化準位と連続スペクトルには、少なくとも37,000 Kの温度を持つ源の存在が必要である。[60]
特定の Fe II UV 線は異常に強い。これらはワイゲルト・ブロブに由来し、低利得 レーザー効果によって引き起こされる。ブロブと中心星の間のイオン化した水素は、ブロブを貫通する強力な Ly α放射を生成する。ブロブには、中心星からの放射線によって光イオン化された鉄など、他の元素が少し混ざった原子状水素が含まれる。偶発的な共鳴(放射が偶然に励起状態をポンピングするのに適したエネルギーを持つ場合) により、Ly α放射が Fe +イオンを特定の疑似準安定状態にポンピングし、[61]誘導放出が起こるように分布反転を作り出す。 [62]この効果は、多くの低温超巨星の周囲にある高密度ポケットからのメーザー放射に似ているが、後者の効果は可視光および UV 波長ではるかに弱く、イータ・カリーナは紫外線天体物理学的レーザーが検出された唯一の明確な例である。Lyβ放出による準安定O I状態のポンピングによる同様の効果も、天体物理学的UVレーザーとして確認されている。[63]
赤外線
イータカリーナの赤外線観測はますます重要になってきている。中心星からの電磁放射の大部分は周囲の塵に吸収され、塵の温度に適した中赤外線と遠赤外線として放射される。これにより、システムのエネルギー出力のほぼすべてを星間減光の影響を強く受けない波長で観測することができ、他の非常に明るい星よりも正確な光度の推定につながる。イータカリーナは中赤外線波長で夜空で最も明るい光源である。[64]
遠赤外線観測では、100～150 Kで大量の塵が観測されており、ホムンクルスの総質量は太陽質量の20倍（M☉ ）以上であることが示唆されている。これはこれまでの推定よりもはるかに大きく、大噴火のわずか数年の間に噴出したものと考えられている。[8]
近赤外線観測は高解像度で塵を透過し、中心の星そのものは観測できないものの、可視波長では完全に隠されている特徴を観測することができる。ホムンクルスの中心部には、1890年の噴火で発見された小さなホムンクルス、2回の噴火で分離された塊と糸状の物体の蝶、そして細長い恒星風の領域がある。[65]
高エネルギー放射線
りゅうこつ座イータ座の周囲では、いくつかのX 線源とガンマ線源が検出されています。たとえば、第 4ウフルカタログの 4U 1037 ～ 60、HEAO-2カタログの 1044 ～ 59 です。りゅうこつ座イータ星域における X 線の最も初期の検出はテリア・サンドホーク・ロケットによるもので[66] 、次にアリエル 5 号、[67] OSO 8、[68]、ウフル[69]の目撃例が続いた。
より詳細な観測は、アインシュタイン天文台、[70] ROSAT X線望遠鏡、[71] 宇宙論および天体物理学のための先進衛星（ASCA）、[72]およびチャンドラX線観測衛星によって行われた。高エネルギー電磁スペクトル全体にわたって、さまざまな波長の複数の発生源が存在する。イータカリーナから1光月以内の硬X線とガンマ線、約3光月の幅の中心領域からの硬X線、大噴火の主な衝撃波面に対応する幅0.67パーセク（2.2光年）の低エネルギーX線の明確な部分的なリング「馬蹄形」構造、ホムンクルスの全領域にわたる拡散X線放射、およびメインリングの外側の多数の凝縮と弧。[73] [74] [75] [76]
イータカリーナに関連するすべての高エネルギー放射は、軌道周期中に変動します。分光学的極小値、つまりX線食は2003年の7月と8月に発生し、同様のイベントは2009年と2014年に集中的に観測されています。[77] AGILEによって検出された100MeVを超える最高エネルギーガンマ線は大きな変動を示していますが、フェルミによって観測された低エネルギーガンマ線はほとんど変動を示していません。[73] [78]
電波放射
イータカリーナからの電波放射はマイクロ波帯で観測されている。21 cm H I線で検出されているが、ミリメートル帯とセンチメートル帯で特に詳しく研究されている。この範囲では、水素再結合によるマスキング線 (電子と陽子が結合して水素原子を形成する) が検出されている。放射は直径 4秒角未満の小さな非点源に集中しており、主にイオン化ガスからの自由放射 (熱制動放射) であるようで、約 10,000 K のコンパクトな H II領域と一致している。 [79]高解像度の画像では、イータカリーナの距離にある直径数秒角、幅 10,000天文単位(AU) の円盤から発生する無線周波数が示されている。[80]
イータカリーナからの電波放射は、5.5年周期にわたって強度と分布が継続的に変化している。H IIと再結合線は非常に大きく変化し、連続放射（広い波長帯域にわたる電磁放射）はそれほど影響を受けない。これは、各周期の短い期間に水素のイオン化レベルが劇的に減少することを示しており、他の波長での分光イベントと一致している。[80] [81]
周囲
イータカリーナは、天の川銀河のカリーナ・いて座腕にある巨大な星形成領域であるカリーナ星雲の中にあります。この星雲は南天の天体として肉眼でよく見え、放射、反射、暗黒星雲が複雑に混ざり合っています。イータカリーナはカリーナ星雲と同じ距離にあることが知られており、そのスペクトルは星雲内のさまざまな星雲に反射して見ることができます。[82]カリーナ星雲、特にキーホール領域の外観は、160年以上前にジョン・ハーシェルによって説明されて以来、大きく変化しました。[52]これは、大噴火以来、イータカリーナからの電離放射線が減少したためだと考えられています。[83]大噴火以前は、イータカリーナ系はカリーナ星雲全体の電離放射線の最大20％を占めていましたが、現在では周囲のガスと塵によってほとんど遮られています。[82]
トランプラー16
イータカリーナは、トランプラー16散開星団の散在する星々の中にあります。他の星団はすべて肉眼では見えませんが、WR25はもう一つの非常に質量の大きい明るい星です。[84]トランプラー16とその隣のトランプラー14は、カリーナOB1星団の主要な2つの星団です。カリーナOB1星団は、宇宙空間を共通に移動する若い明るい星の拡張されたグループです。[85]
ホムンクルス
イータカリーナはホムンクルス星雲[86]に囲まれており、ホムンクルス星雲を照らしている。ホムンクルス星雲は、19世紀半ばの大噴火の際に噴出したガスと、その残骸から凝縮した塵でできた小さな放射・反射星雲である。星雲は、星の自転軸と一直線に並ぶ2つの極ローブと、赤道の「スカート」で構成され、全体が約1.5メートルの周囲にある。長さは18インチ。[87]より詳細な研究では、多くの細かい詳細が明らかになった。主星雲内の小さなホムンクルス（おそらく1890年の噴火によって形成された）、ジェット、特に裾野で目立つ物質の細い流れと結び目、そして3つのヴァイゲルト・ブロブ（星自体に非常に近い高密度のガス凝縮）などである。[63] [88]
ホムンクルスのローブは、以前に噴出した物質や星間物質によって形成されたり、それらを含んで形成されたのではなく、ほとんどが最初の噴火によって形成されたと考えられている。ただし、赤道面付近の物質の少なさから、後の恒星風と噴出した物質が混ざり合う可能性がある。したがって、ローブの質量は大噴火の規模の正確な尺度となり、推定値は 12～15 M ☉から 45 M ☉に及ぶ 。[8] [20] [89]結果は、大噴火の物質が極に向かって強く集中していることを示している。質量の 75% と運動エネルギーの 90% は、緯度 45° より上で放出された。[90]
ホムンクルスのユニークな特徴は、ローブの異なる部分からの反射スペクトルによって、異なる緯度で中心天体のスペクトルを測定できることです。これらは明らかに極風を示しており、高緯度では恒星風がより速く強くなります。これは、急速な自転により極に向かって重力が明るくなるためだと考えられます。対照的に、スペクトルは赤道面に近いほど励起温度が高くなっています。[91]暗示的に、イータカリーナAの外層は重力暗化を防ぐため、強い対流を起こしていません。現在の恒星の回転軸は、ホムンクルスの配置と正確に一致していないようです。これは、観測された恒星風も変更するイータカリーナBとの相互作用によるものかもしれません。[92]
距離
イータカリーナまでの距離はいくつかの異なる方法によって決定され、その結果、2,330パーセク（7,600光年）という広く受け入れられた値が得られ、誤差は約100パーセク（330光年）である。[93]イータカリーナまでの距離は、周囲の星雲のために視差では測定できないが、トランプラー16星団の他の星は同様の距離にあると予想され、視差で測定できる。ガイアデータリリース2は、トランプラー16のメンバーであると考えられる多くの星の視差を提供し、その領域で最も熱い4つのO型星は、平均視差が1.5パーセク（7,600光年）と非常に似ていることを発見した。0.383 ± 0.017ミリ秒（mas）であり、これは距離に換算すると2,600 ± 100パーセク。これは、イータカリーナがこれまで考えられていたよりも遠く、より明るい可能性があることを意味しているが、それでも星団と同じ距離ではない可能性や、視差測定に大きな系統的誤差がある可能性もある。[94]
星団までの距離は、ヘルツシュプルング・ラッセル図または色彩図を使用して星の絶対等級を較正することで推定できます。たとえば、主系列を当てはめたり、水平枝などの特徴を特定したりして、地球からの距離を算出します。また、星団の星間減光の量を知ることも必要ですが、カリーナ星雲などの領域では難しい場合があります。 [ 95]トランプラー16のO型星の光度の較正から、7,330光年（2,250パーセク）の距離が決定されました。 [96]減光に対する異常な減光補正を決定した後、トランプラー14とトランプラー16の両方までの距離が次のように測定されました。9,500 ± 1,000光年（2,900 ± 300パーセク）。[97]
ホムンクルス星雲の既知の膨張率は、その距離を測定するための珍しい幾何学的方法を提供します。星雲の2つのローブが対称であると仮定すると、星雲の空への投影はその距離に依存します。2,300、2,250、およびホムンクルスについては2,300パーセクが算出されており、イータ・カリーナエも明らかに同じ距離にある。 [93]
プロパティ
イータカリーナ星系は現在、詳細に研究できる最も質量の大きい恒星の 1 つです。最近までイータカリーナは単独の恒星としては最も質量の大きい恒星であると考えられていましたが、この恒星系の連星性は 1996 年にブラジルの天文学者アウグスト・ダミネリによって提唱され[9]、2005 年に確認されました。[98]両方の構成恒星は、イータカリーナ A から放出された恒星周縁物質によって大部分が隠されており、温度や明るさなどの基本的な特性は推測することしかできません。21 世紀に恒星風が急速に変化したことから、大噴火による塵が最終的に晴れたときに恒星自体が明らかになる可能性があることが示唆されています。[99]
軌道
イータカリーナの連星の性質は明確に確立されているが、その構成要素は直接観測されておらず、周囲の星雲による散乱と再励起のため分光学的に明確に分離することさえできない。周期的な測光と分光学的変化が伴星の探索を促し、衝突風といくつかの分光学的特徴の部分的な「食」のモデル化により、可能性のある軌道が制限された。[14]
軌道周期は正確には 5.539 年と分かっていますが、質量損失と集積により時間の経過とともに変化しています。大噴火と 1890 年の小規模な噴火の間、軌道周期は明らかに 5.52 年でしたが、大噴火前はさらに短く、おそらく 4.8 年から 5.4 年の間だった可能性があります。[16]軌道間隔はおおよそしか分かっておらず、半長軸は 15～16 AU です。軌道は非常に離心率が高く、e = 0.9 です。つまり、星の間隔は、火星と太陽の距離とほぼ同じ 1.6 AU から、海王星との距離とほぼ同じ 30 AU まで変化します。[14]
連星系の正確な軌道の最も価値ある用途は、おそらく恒星の質量を直接計算することだろう。そのためには、軌道の大きさと傾斜角を正確に知る必要がある。イータカリーナの軌道の大きさは、恒星を直接別々に観測できないため、おおよそしかわかっていない。傾斜角は130～145度とモデル化されているが、軌道はまだ2つの構成要素の質量を提供できるほど正確にはわかっていない。[14]
分類
イータカリーナAは、その特徴的なスペクトルと明るさの変化から、明るい青色変光星（LBV）に分類されています。このタイプの変光星は、高温の静止状態からほぼ一定の明るさで低温の爆発状態へと不規則に変化するのが特徴です。静止状態のLBVは狭いSドラダス不安定帯にあり、明るい星ほど高温です。爆発時には、すべてのLBVの温度はほぼ同じで、約8,000 Kです。通常の爆発時のLBVは、静止時よりも視覚的に明るくなりますが、放射輝度は変わりません。
イータカリーナAの大噴火に似た現象は、天の川銀河の他の恒星であるPシグニ星と、他の銀河のいくつかのLBVとみられる現象で観測されている。いずれもイータカリーナほど激しいものではないようだ。これは、最も質量の大きいLBVのごく一部でのみ起こる現象なのか、近くの伴星が原因なのか、あるいは質量の大きい恒星には非常に短いが一般的な段階なのかは不明である。外部銀河で起こる同様の現象は超新星と間違えられ、超新星まがいの現象と呼ばれてきたが、このグループには超新星の明るさに近づく他の種類の非終末的過渡現象も含まれる可能性がある。[8]
イータカリーナAは典型的なLBVではない。銀河系内の他のどのLBVよりも明るいが、外部銀河で発見された他の超新星偽物と匹敵する可能性がある。現在はSドラダス不安定帯上にはないが、その下にある恒星の温度やスペクトル型が実際に何であるかは不明であり、大噴火の際には中期Gスペクトル型で、典型的なLBV爆発よりもはるかに低温だった。1890年の噴火は初期のFスペクトル型で、LBVの噴火のかなり典型的なものだった可能性があり、現在この恒星は不透明な恒星風を持ち、温度9,000〜10,000K . [18] [ 21] [33]
イータカリーナBは、大質量で明るい高温の星であるが、これについてはほとんど知られていない。主星では生成されないはずの特定の高励起スペクトル線から、イータカリーナBは若いO型星であると考えられている。ほとんどの著者は、この星は超巨星や巨星などのやや進化した星であると示唆しているが、ウォルフ・ライエ星である可能性も否定できない。[98]
質量
恒星の質量は連星軌道の決定以外では測定が困難である。イータ・カリーナは連星系であるが、軌道に関する重要な情報が正確にはわかっていない。 高輝度のため、質量は90 M ☉より大きいと強く制約される。 [18]この系の標準モデルでは、主星の質量が100–120 M ☉ [16] [100] [101]、随伴星の質量が30–60 M ☉ [16]と想定されている。大噴火のエネルギー出力と質量移動をモデル化するため、さらに高い質量が提案されており、大噴火前の系全体の質量は250 M ☉を超えていた。 [16]イータ・カリーナAは形成されて以来明らかに大量の質量を失っており、当初は150–250 M ☉であったと考えられているが、連星合体によって形成された可能性もある。[102] [103]大噴火イベントの一次 質量は200 M☉、二次質量は90 M☉の ベストフィット単一質量移動モデルである。[16]
質量損失
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質量損失は、大質量星の研究で最も集中的に研究されている側面の 1 つです。簡単に言えば、星の進化に関する最良のモデルで計算された質量損失率は、ウォルフ・ライエ星のような進化した大質量星、中心核崩壊型超新星の数と種類、またはその前駆星の観測された特性を再現していません。これらの観測と一致させるには、モデルははるかに高い質量損失率を必要とします。イータカリーナ A は、現在約 10 −3 M ☉ /年と、最も高い質量損失率を持つ星の 1 つであり、研究対象として明らかです。[104]
イータ・カリーナEta Carinae Aは、その極めて明るい光と比較的低い表面重力のために、多くの質量を失っています。その恒星風は完全に不透明で、疑似光球のように見えます。この光学的に密度の高い表面は、存在する可能性のある恒星の実際の物理的表面を隠します。（放射による質量損失の率が極めて高い場合、浮遊物質の密度勾配が連続的になり、意味のある個別の物理的表面が存在しない可能性があります。）大噴火の間、質量損失率は1000倍高く、1年あたり約1 M ☉で、10年以上持続しました。噴火中の総質量損失は少なくとも10～20 M ☉で、その多くは現在ホムンクルス星雲を形成しています。1890年の小規模な噴火では、はるかに小さく、約0.1 M ☉の小ホムンクルス星雲が形成されました 。[17]質量損失の大部分は終端速度約420km/sの風によって発生しますが、一部の物質は3,200km/sまでのより高速で観測されており、おそらく二次星によって降着円盤から吹き飛ばされた物質であると考えられます。[105]
イータカリーナBもおそらく、薄くて速い恒星風によって質量を失っていると思われるが、これを直接検出することはできない。2つの恒星の恒星風の相互作用から観測された放射モデルは、3,000 km/sの速度で10 −5 M ☉ /年のオーダーの質量損失率を示しており、これは高温のO型恒星に典型的である。[75]高度に離心率の高い軌道の一部では、降着円盤を介して主星から実際に物質を獲得している可能性がある。主星の大噴火の間、伴星は数 M ☉の物質を降着し、ホムンクルス星雲の双極形状を形成する強力なジェットを生成した可能性がある。[104]
明るさ
イータカリーナ星系の恒星は塵と不透明な恒星風によって完全に隠されており、紫外線と可視光線の多くは赤外線に移行している。両星を合わせた全波長域の電磁放射の総量は、太陽の光度数百万倍（L☉）である。[ 21 ]主星の光度の最も正確な推定値は500万 L☉であり、天の川銀河で最も明るい恒星の1つとなっている。 イータカリーナBの光度は特に不確かで、おそらく数十万 L☉であり、100万L☉以下であることはほぼ確実である 。
イータカリーナの最も注目すべき特徴は、主星で発生し、1843年頃に観測された巨大な爆発、つまり超新星偽装現象である。数年で、微弱な超新星爆発とほぼ同じ可視光線を放出したが、星は生き残った。ピーク時の光度は5000万 L☉にも達したと推定されている。[8]他の銀河でも超新星偽装現象が観測されており、例えば、NGC 1058のSN 1961Vの偽超新星の可能性[106]や、UGC 4904のSN 2006jcの爆発前の爆発[107]などである。
大噴火後、イータカリーナは噴出した物質によって自ら見えなくなり、劇的な赤化を招いた。これは可視波長で4等級と推定されており、噴火後の明るさは最初に確認されたときの明るさと同程度であったことを意味する。[108]イータカリーナは、星雲の背後に高温の星があると推定されるにもかかわらず、赤外線波長では依然としてはるかに明るい。最近の視覚的な明るさの増加は、明るさの根本的な変化ではなく、塵の薄化や質量損失の減少による減光の減少が主な原因であると考えられている。[99]
温度
20世紀後半まで、イータカリーナの温度は、高励起スペクトル線の存在により30,000 Kを超えると想定されていましたが、スペクトルの他の側面ははるかに低い温度を示唆し、これを説明する複雑なモデルが作られました。[109]現在では、イータカリーナ系は少なくとも2つの恒星で構成されており、どちらも強い恒星風と衝撃を受けた衝突風（風風衝突またはWWC）ゾーンを持ち、電磁放射の90％を中赤外線と遠赤外線に再処理する塵の多い星雲内に埋め込まれていることがわかっています。これらの特徴はすべて温度が異なります。
2つの恒星から吹き出す強力な恒星風が、ほぼ円錐形のWWCゾーンで衝突し、最高温度を生み出します。2つの恒星の頂点で100 MKに達する。この領域は恒星に近い硬X線とガンマ線の源である。近点付近では、副星が主星風のより密度の高い領域を突き進むにつれて、衝突する風の領域は渦巻き状に歪んでイータカリーナBの後ろに引きずり込まれる。 [110]
風と風の衝突円錐は、2つの恒星の風を分離します。伴星の背後55～75°には、O型またはウォルフ・ライエ型星に典型的な薄い熱風があります。これにより、イータ・カリーナBからの放射が検出され、他のどの源からも生成されそうにないスペクトル線により、その温度をある程度正確に推定できます。伴星は直接観測されたことはありませんが、その温度は37,000 K～41,000 Kであるというモデルが広く認められています。[6]
風と風の衝突帯の反対側の他のすべての方向には、イータカリーナAからの風があり、イータカリーナBの風よりも冷たく、約100倍の密度があります。また、光学的に密度が高く、真の光球に似たものはすべて完全に覆い隠され、その温度の定義は無意味になります。観測可能な放射は、風の光学密度がゼロ近くまで低下する擬似光球から発生し、通常は2 ⁄ 3などの特定のロスランド不透明度値で測定されます。この擬似光球は、推定される回転軸に沿って細長く、より高温であることが観測されています。[111]
イータ・カリーナAは、ハレーが発見した時点では、温度が20,000 Kから25,000 Kの初期B型極超巨星として現れた可能性が高い。数百R ☉の球状の光学的に厚い風の表面の 有効温度は9,400～15,000 Kであるのに対し、 光学的厚さ150の理論的な60 R ☉の静水圧「コア」の温度は35,200 Kとなる。[21] [43] [99] [112]不透明な主風の目に見える外縁の有効温度は、風から直接来るか、ワイゲルト・ブロブを介して反射されると考えられる可視光線と紫外線のスペクトル特性に基づいて、一般的に15,000～25,000 Kとみなされる。[8] [17]大噴火の間、イータカリーナAの温度は約5,000 Kとかなり低かった。[55]
ホムンクルスには150Kから400Kの温度の塵が含まれています。これが、イータカリーナをその波長で非常に明るい天体にする赤外線のほぼすべての発生源です。[8]
さらに外側では、大噴火で膨張したガスが星間物質と衝突し、約5 MK、馬蹄形またはリング形で見られる低エネルギーのX線を発生する。[113] [114]
サイズ
イータカリーナ星系の2つの主星の大きさは、どちらの星も直接見ることができないため、正確に決定することは困難である。イータカリーナ星Bは、明確な光球を持つ可能性が高く、その半径は想定される星の種類から推定することができる。質量933,000 L ☉、温度37,200 KのO型超巨星の有効半径は23.6 R ☉である。[5]
イータカリーナAの大きさは、明確に定義されていません。イータカリーナAは光学的に密度の高い恒星風を持っているため、恒星の表面が不透明になる場所と定義する一般的な定義は、より伝統的な表面の定義とは非常に異なる結果をもたらします。ある研究では、 光学的深さ150、つまり音速点に近い、つまり物理的表面と呼べる場所に非常に近い、 35,000 Kの熱い「コア」の半径が60 R ☉であると計算されました。光学的深さ0.67では、半径は800 R ☉を超え、光学的に厚い恒星風が広がっていることを示しています。[18]大噴火のピーク時には、物質の激しい放出中に意味がある限り、半径は約1,400 R ☉で、 VYおおいぬ座を含む最大の既知の赤色超巨星に匹敵します。[115]
恒星の大きさは、近点における軌道距離約 250 R ☉に過ぎない軌道距離と比較する必要がある 。伴星の降着半径は約 60 R ☉であり、近点付近での強い降着が伴星風の崩壊につながったことを示唆している。[16]比較的一定のボロメータ光度で 4 等級から 1 等級への初期の増光は、このクラスの極端な例ではあるが、通常の LBV 爆発であったと提案されている。その後、伴星が近点において主星の拡大した光球を通過したことで、さらなる増光、光度の増加、および大噴火の極端な質量損失が引き起こされた。[115]
回転
大質量星の自転速度は、星の進化と最終的な死に決定的な影響を及ぼす。イータカリーナ星の自転速度は、表面が見えないため直接測定することができない。大質量星は単独では強い風による減速で急速に自転速度が低下するが、イータカリーナAとBはどちらも臨界速度の90%に達する高速自転をしているという兆候がある。一方または両方が連星相互作用、例えば副星への降着や主星の軌道引きずりによって自転速度が上昇した可能性がある。[92]
噴火
イータカリーナでは、19世紀半ばの大噴火と1890年の小噴火の2回の噴火が観測されている。さらに、周辺の星雲の研究から、西暦1250年頃に少なくとも1回の噴火があったことが示唆されている。さらに1550年頃に噴火があった可能性もあるが、この噴火を示す物質は、実際には大噴火の物質が古い星雲と衝突して減速した可能性もある。[116]これらの噴火を引き起こすメカニズムは不明である。噴火が爆発的なイベントを伴うのか、それともいわゆるスーパーエディントン風（恒星の明るさの増加によって引き起こされる非常に高い質量損失を伴う極端な恒星風）を伴うのかさえ明らかではない。爆発や明るさの増加のエネルギー源も不明である。[117]
さまざまな噴火に関する理論では、以下の点を説明する必要があります。繰り返し発生するイベント、さまざまな規模の噴火が少なくとも 3 回発生すること、恒星を破壊することなく 20 M ☉以上の物質を噴出すること、噴出した物質の非常に珍しい形状と膨張率、数十年にわたって数桁の明るさの増加を伴う噴火中の光度曲線。最も研究されているイベントは大噴火です。19 世紀の測光と同様に、21 世紀に観測された光エコーは、噴火の進行についてさらに情報を提供し、約 20 年間にわたって複数のピークを伴う明るさの増加と、それに続く 1850 年代のプラトー期を示しています。光エコーは、プラトー期の物質の流出が、噴火のピーク前よりもはるかに多かったことを示しています。[117]噴火の考えられる説明には、当時は三重星系であったものの二重星合体、[118]近点通過中のイータカリーナBからの質量移動、[16]または脈動対不安定性爆発。[117]
進化
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イータカリーナはユニークな天体であり、現在どの銀河にも類似するものは知られていない。そのため、将来の進化は非常に不確実だが、さらなる質量損失と最終的には超新星爆発を伴うことはほぼ確実である。[119]
イータカリーナAは、主系列の非常に高温の恒星として誕生し、すでに100万 L☉を超える非常に明るい天体であった。正確な特性は初期の質量に依存し、少なくとも150M☉ 、おそらくはそれよりはるかに高かったと予想される。最初に形成されたときの典型的なスペクトルはO2Ifであり、非常に高い中心核温度でのCNOサイクル核融合により、星はほとんどまたは完全に対流している。十分に重い、または異なる回転をする星は、非常に強い混合を受けるため、中心核の水素燃焼中も化学的に均質なままである。[82]
中心核の水素燃焼が進むと、非常に質量の大きい恒星はゆっくりと膨張して明るくなり、中心核で水素を融合させながら青色極超巨星、最終的には低密度星になる。中心核の水素が200万～250万年後に枯渇すると、水素殻燃焼は継続し、サイズと光度がさらに増加するが、化学的に均質な恒星では、恒星全体の水素が枯渇するため、水素殻燃焼は非常に短時間かまったく起こらない可能性がある。水素燃焼の最終段階では、高い光度とヘリウムと窒素の表面存在比の増加により、質量損失が非常に大きくなる。水素燃焼が終了し、中心核のヘリウム燃焼が始まると、質量の大きい恒星は、水素がほとんどまたはまったくなく、温度が上昇し、光度が低下するウォルフ・ライエ段階に急速に移行する。この時点で、質量は初期質量の半分以上を失っている可能性が高い。[120]
イータカリーナAの中心核でトリプルアルファヘリウム核融合が始まっているかどうかは不明である。表面の元素組成を正確に測定することはできないが、ホムンクルス内部の噴出物は約60%の水素と40%のヘリウムで、窒素は太陽レベルの10倍にまで増加している。これはCNOサイクルの水素核融合が進行中であることを示している。[121]
非常に質量の大きい単独の恒星の進化と死のモデルでは、ヘリウム中心核の燃焼中に温度が上昇し、恒星の外層が失われると予測されている。この恒星は窒素系列のウォルフ・ライエ星となり、より多くの外層が失われるにつれて WNL から WNE へと移行し、トリプルアルファ過程からの炭素と酸素が表面に到達すると、WC または WO スペクトルクラスに達する可能性がある。このプロセスは、より重い元素が融合して鉄中心核が形成されるまで継続され、鉄中心核が形成されると、中心核が崩壊して恒星が破壊される。初期条件、モデル自体、そして特に質量損失率の微妙な違いにより、最も質量の大きい恒星の最終状態に関する予測は異なる。これらの恒星は生き残ってヘリウムが剥ぎ取られた恒星になるか、外層をより多く保持したまま早い段階で崩壊する可能性がある。[122] [123] [124]十分に明るいWN星が不足していることと、LBV超新星の前駆体と思われるものが発見されたことから、ある種のLBVはそれ以上進化することなく超新星として爆発するという説も浮上している。[125]
イータカリーナは近接連星であり、これが両方の星の進化を複雑にしている。コンパクトな大質量の伴星は、単独の星よりもはるかに速く、より大きな主星から質量を奪うことができるため、中心核の崩壊時の性質は非常に異なる可能性がある。シナリオによっては、伴星がかなりの質量を獲得して進化を加速し、今度はコンパクトになったウォルフ・ライエ主星によって奪われる可能性がある。[126]イータカリーナの場合、伴星が主星にさらなる不安定性を引き起こしていることは明らかであり、将来の発展を予測することは困難である。
潜在的な超新星
圧倒的な確率で、天の川銀河で観測される次の超新星は、未知の白色矮星または無名の赤色超巨星から発生し、おそらく肉眼でも見えないだろう。[127]それにもかかわらず、イータカリーナのように極端で、近く、よく研究されている天体から超新星が発生する可能性は、大きな関心を呼んでいる。[128]
単一の恒星の場合、元々太陽の約 150 倍の質量があった恒星は、通常300 万年以内にウォルフ・ライエ星として中心核の崩壊に達する。 [122]金属量が低い場合、多くの大質量星は目に見える爆発や準光度超新星を起こすことなくブラックホールに直接崩壊し、ごく一部は対不安定性超新星を生成するが、太陽の金属量以上であれば、崩壊前に十分な質量損失があり、 Ib 型または Ic 型の目に見える超新星が生成すると予想される。[129]恒星の近くにまだ大量の放出物質が残っている場合、超新星爆発によって形成された衝撃波が星周物質に衝突し、運動エネルギーを効率的に放射線に変換し、典型的な中心核崩壊型超新星よりも数倍明るく、はるかに長く続く超高輝度超新星(SLSN) または極超新星を引き起こす可能性がある。非常に質量の大きい前駆星は、放射性崩壊だけで SLSN を引き起こすのに十分なニッケルを放出することもある。[130]結果として生じる残骸はブラックホールとなるだろう。なぜなら、そのような巨大な星が、その中心核が中性子星の限界を超えないほどの質量を失うことはほとんどあり得ないからである。[131]
巨大な伴星の存在は、他にも多くの可能性をもたらす。イータカリーナAが急速に外層を剥ぎ取られた場合、中心核の崩壊時にはより質量の小さいWC型またはWO型の星になる可能性がある。この場合、水素とおそらくヘリウムが不足するため、Ib型またはIc型の超新星となる。このタイプの超新星は、ある種のガンマ線バーストの起源であると考えられているが、モデルでは、通常、より質量の小さい星でのみ発生すると予測されている。[122] [126] [132]
いくつかの珍しい超新星や偽超新星が、イータカリーナの運命の例として比較されてきた。最も説得力のあるものの1つはSN 2009ipで、これは青色超巨星で、 2009年にイータカリーナの大噴火に類似した偽超新星現象を起こし、その後2012年にさらに明るい爆発を起こしたが、これは真の超新星だった可能性が高い。[133] SN 2006jcは、地球から約7700万光年離れたUGC 4904にあり、 2004年に超新星偽装による増光を起こし、続いて2006年10月9日に初めて観測された13.8等級のIb型超新星となった。イータカリーナは、 SN 1961VやiPTF14hlsなどの他の可能性のある超新星偽装や、 SN 2006gyなどの超高輝度超新星とも比較されている。
地球に起こりうる影響
イータ・カリーナの距離にある典型的な重力崩壊型超新星は、見かけの等級が金星と同程度の-4程度でピークを迎える。SLSNは5等級明るくなり、記録に残る史上最も明るい超新星となる可能性がある（現在はSN 1006）。恒星から7,500光年離れているため、大気によってガンマ線から、磁気圏によって他の宇宙線から保護されるため、地球上の生命体に直接影響が及ぶ可能性は低い。主な被害は、上層大気、オゾン層、衛星を含む宇宙船、宇宙にいる宇宙飛行士 に限定されるだろう。
少なくとも1つの論文では、地球のオゾン層が完全に消失するのは、近くの超新星爆発のもっともらしい結果であると予測している。その結果、太陽から地球の表面に届く紫外線が大幅に増加するが、そのためには典型的な超新星が地球から50光年以内の距離にある必要があり、潜在的な極超新星でさえイータカリーナより近い距離にある必要がある。[134]起こりうる影響に関する別の分析では、異常な照明によるより微妙な影響、例えばメラトニンの抑制による不眠症や癌やうつ病のリスク増加などが議論されている。この規模の超新星が地球に何らかの重大な影響を及ぼすには、イータカリーナよりはるかに近い距離にある必要があると結論付けている。[135]
イータカリーナはガンマ線バーストを起こすとは考えられておらず、その軸は現在地球の近くに向いていない。[135]地球の大気は紫外線以外のあらゆる放射線からその住民を守っている（ガンマ線は不透明で、宇宙望遠鏡を使って観測する必要がある）。主な影響はオゾン層の破壊から生じる。イータカリーナはガンマ線バーストを起こしたとしてもオゾン層を破壊するには遠すぎる。[136] [137]
参照
注記
参考文献
- ^ abcd Høg, E.; Fabricius, C.; Makarov, VV; Urban, S.; Corbin, T.; Wycoff, G.; Bastian, U.; Schwekendiek, P.; Wicenec, A. (2000). 「Tycho-2 カタログの 250 万個の最も明るい星」.天文学と天体物理学. 355 : L27. Bibcode :2000A&A...355L..27H. doi :10.1888/0333750888/2862. ISBN 0-333-75088-8。
- ^ abcdefghi Frew, David J. (2004). 「ηカリーナエの歴史的記録。I. 可視光曲線、1595-2000」。天文データジャーナル。10 (6): 1–76。Bibcode :2004JAD....10....6F。
- ^ Richardson, Noel D.; Pablo, Herbert; Sterken, Christiaan; Pigulski, Andrzej; Koenigsberger, Gloria; Moffat, Anthony FJ; Madura, Thomas I.; Hamaguchi, Kenji; Corcoran, Michael F.; Damineli, Augusto; Gull, Theodore R.; Hillier, D. John; Weigelt, Gerd; Handler, Gerald; Popowicz, Adam (2018年4月1日). 「BRITE-Constellation が謎の連星 η Carinae の脈動の証拠を明らかにする」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 475 (4): 5417–5423. arXiv : 1801.05445 . Bibcode :2018MNRAS.475.5417R. doi : 10.1093/mnras / sty157.ISSN0035-8711 .
- ^ Skiff, BA (2014). 「VizieR オンラインデータカタログ: 恒星スペクトル分類カタログ (Skiff、2009–2014)」。VizieR オンラインデータカタログ: B/Mk。 初版: ローウェル天文台 (2014 年 10 月)。1 : 2023。書誌コード:2014yCat....1.2023S。
- ^ abcd Verner, E.; Bruhweiler, F.; Gull, T. (2005). 「ワイゲルト塊 B および D のスペクトル変動の光イオン化モデル化から明らかになった η Carinae の二元性」.アストロフィジカルジャーナル. 624 (2): 973–982. arXiv : astro-ph/0502106 . Bibcode :2005ApJ...624..973V. doi :10.1086/429400. S2CID 18166928.
- ^ abcdef Mehner, Andrea; Davidson, Kris; Ferland, Gary J.; Humphreys, Roberta M. (2010). 「イータカリーナエ付近の高励起輝線と、その伴星と思われるもの」。The Astrophysical Journal。710 ( 1): 729–742。arXiv : 0912.1067。Bibcode : 2010ApJ ... 710..729M。doi : 10.1088 /0004-637X/710/1/729。S2CID 5032987。
- ^ abcdefgh Ducati, JR (2002). 「VizieR オンライン データ カタログ: ジョンソンの 11 色システムによる恒星測光カタログ」 CDS/ADC 電子カタログコレクション2237 :0. Bibcode :2002yCat.2237....0D.
- ^ abcdefg Davidson, Kris; Humphreys, Roberta M. (2012). Eta Carinae and the Supernova Impostors. 天体物理学と宇宙科学図書館。第384巻。ニューヨーク、NY：Springer Science & Business Media。pp. 26–27。Bibcode ：2012ASSL..384.....D。doi ： 10.1007 / 978-1-4614-2275-4。ISBN 978-1-4614-2274-7。
- ^ abcde Damineli, A. (1996). 「イータカリーナエの5.52年周期」.アストロフィジカルジャーナルレター. 460 : L49. Bibcode :1996ApJ...460L..49D. doi : 10.1086/309961 .
- ^ ウィルソン、ラルフ・エルマー (1953)。「恒星の視線速度の総合カタログ」ワシントン:0。書誌コード:1953GCRV..C......0W。
- ^ ab メーナー、A.;デ・ウィット、W.-J.アスマス、D.モリス、PW。アリオッツォ、C. MJ バーロー。カモメ、TR;ヒリアー、DJ。ヴァイゲルト、G. (2019)。 「1968年から2018年までのりゅうこつ座ηの中赤外線進化」。天文学と天体物理学。630 : L6. arXiv : 1908.09154。ビブコード:2019A&A...630L...6M。土井：10.1051/0004-6361/201936277。S2CID 202149820。
- ^ abc スミス、ネイサン; フルー、デイビッド J. (2011). 「イータカリーナエの改訂された歴史的光度曲線と近点接近のタイミング」。王立天文学会月報 。415 ( 3 ): 2009–2019。arXiv : 1010.3719。Bibcode :2011MNRAS.415.2009S。doi : 10.1111 /j.1365-2966.2011.18993.x。S2CID 118614725。
- ^ ダミネリ、A.;ヒリアー、DJ。コーコラン、MF。スタール、O.サウスカロライナ州レーベンハーゲン。ネバダ州ライスター。グロー、JH;テオドロ、M.アルバセテ・コロンボ、JF;ゴンザレス、F.アリアス、J.レバト、H.グロッソ、M.モレル、N.ゲーメン、R.ウォーラースタイン、G.ニーメラ、V. (2008)。 「ηりゅうこつ座イベントの周期性」。王立天文協会の月次通知。384 (4): 1649.arXiv : 0711.4250。ビブコード:2008MNRAS.384.1649D。土井: 10.1111/j.1365-2966.2007.12815.x。S2CID 14624515。
- ^ abcde Madura, TI; Gull, TR; Owocki, SP; Groh, JH; Okazaki, AT; Russell, CMP (2012). 「η Carinae の連星軌道の絶対方向の制約: 幅広い [Fe III] 放射の 3D 動的モデル」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 420 (3): 2064. arXiv : 1111.2226 . Bibcode :2012MNRAS.420.2064M. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.20165.x . S2CID 119279180.
- ^ Damineli, Augusto; Conti, Peter S.; Lopes, Dalton F. (1997). 「イータカリーナエ: 長周期連星?」.新天文学. 2 (2): 107. Bibcode :1997NewA....2..107D. doi :10.1016/S1384-1076(97)00008-0.
- ^ abcdefghij カシ、A.;ソーカー、N. (2010)。 「19世紀のりゅうこつ座イータの噴火を引き起こすペリアストロン通過」。天体物理学ジャーナル。723 (1): 602–611。arXiv : 0912.1439。Bibcode :2010ApJ...723..602K。土井：10.1088/0004-637X/723/1/602。S2CID 118399302。
- ^ abcd Gull, TR; Damineli, A. (2010). 「JD13 – 最も質量の大きい星の中でのイータカリーナエ」国際天文学連合紀要. 5 : 373–398. arXiv : 0910.3158 . Bibcode :2010HiA....15..373G. doi :10.1017/S1743921310009890. S2CID 1845338.
- ^ abcde Hillier, D. John; Davidson, K.; Ishibashi, K.; Gull, T. (2001年6月). 「ηカリーナエの中心源の性質について」.天体物理学ジャーナル. 553 (837): 837. Bibcode :2001ApJ...553..837H. doi : 10.1086/320948 .
- ^ abc Gull, Theodore R.; Hillier, D. John; Hartman, Henrik; Corcoran, Michael F.; Damineli, Augusto; Espinoza-Galeas, David; Hamaguchi, Kenji; Navarete, Felipe; Nielsen, Krister; Madura, Thomas; Moffat, Anthony FJ; Morris, Patrick; Richardson, Noel D.; Russell, Christopher MP; Stevens, Ian R. (2022年7月1日). 「イータカリーナエ：中心連星、その相互作用風、およびその前景噴出物の進化するビュー」.アストロフィジカルジャーナル. 933 (2): 175. arXiv : 2205.15116 . Bibcode :2022ApJ...933..175G.土井：10.3847/1538-4357/ac74c2。ISSN 0004-637X。
- ^ ab Morris, Patrick W.; Gull, Theodore R.; Hillier, D. John; Barlow, MJ; Royer, Pierre; Nielsen, Krister; Black, John; Swinyard, Bruce (2017). 「η Carinae's Dusty Homunculus Nebula from Near-infrared to Submillimeter Wavelengths: Mass, Composition, and Evidence for Fading Opacity」. The Astrophysical Journal . 842 (2): 79. arXiv : 1706.05112 . Bibcode :2017ApJ...842...79M. doi : 10.3847 /1538-4357/aa71b3 . PMC 7323744. PMID 32601504. S2CID 27906029.
- ^ abcd Groh, Jose H.; Hillier, D. John; Madura, Thomas I.; Weigelt, Gerd (2012). 「イータカリーナの伴星の影響について: 紫外線および可視スペクトルの 2D 放射伝達モデリング」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 423 (2): 1623. arXiv : 1204.1963 . Bibcode :2012MNRAS.423.1623G. doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.20984.x . S2CID 119205238.
- ^ ゲイター、ウィル、ヴァンプリュー、アントン、ミットン、ジャクリーン（2010年6月）。実践的天文学者。ドーリング・キンダースリー。ISBN 978-1-4053-5620-6。
- ^ アレン、リチャード・ヒンクリー (1963)。星の名前：その伝説と意味。ドーバー出版。p. 73。ISBN 978-0-486-21079-7。
- ^ グールド、ベンジャミン・アプソープ (1879)。 「ウラノメトリア アルゼンチン: Brillantez Y posicion de las estrellas fijas, hasta la septima magnitud, comprendidas dentro de cien grados del polo austral: Con atlas」。アルゼンチン国立コルドバ国立天文台の結果。1 . Bibcode :1879RNAO....1....G。
- ^ エドマンド・ハレー(1679)。カタログス・ステララム・オーストラリウム。 sive、Tychenici の補足カタログ、星経と緯度の表示、quae、南極大陸の水平方向、Uraniburgico Tychoni inconspicuae fuere、遠隔地からの正確な計算、および 1677 年の付録 quibus の正確な記録...ダムアストロノミシス。ロンドン：T・ジェームス。 p. 13. 2015年11月6日時点のオリジナルからアーカイブ。
- ^ ワーナー、ブライアン (2002)。「ラカーユ250年後」。天文学と地球物理学。43 ( 2 ): 2.25–2.26。Bibcode : 2002A&G....43b..25W。doi : 10.1046 /j.1468-4004.2002.43225.x。ISSN 1366-8781。
- ^ Wagman, Morton (2003). Lost Stars: Lost, missing and problemsome stars from the catalogues of Johannes Bayer, Nicholas Louis de Lacaille, John Flamsteed, and sundry other . Blacksburg, VA: The McDonald & Woodward Publishing Company. pp. 7–8, 82–85. ISBN 978-0-939923-78-6。
- ^ 陳久金 (Chen Jiu Jin) (2005).中国の星占いの神話 中國星座神（中国語で）。 台灣出版出版有限公司 (Taiwan Book House Publishing Co., Ltd.)。ISBN 978-986-7332-25-7。
- ^ 陳輝樺 (Chen Huihua) 編(2006 年 7 月 28 日)。 「天文学の展示と教育の活動」天文教育資訊網。nmns.edu.tw (中国語)。 2013 年 5 月 13 日のオリジナルからアーカイブ。2012 年12 月 30 日に取得。
- ^ ab ハーシェル、ジョン・フレデリック・ウィリアム(1847)。喜望峰で1834、5、6、7、8年に行われた天文観測の結果: 1825年に開始された可視天空全体の望遠鏡による調査の完了。第1巻。ロンドン:スミス・エルダー社。pp. 33–35。書誌コード:1847raom.book.....H.
- ^ または、より正確にはgala-gala gurrk waa で、 gurrkの「女性」の始まりはStanbridge では失われています。Reid , Julie (2008)。Wergaia Community Grammar and Dictionary。
- ^ ハマチャー、デュアン W.;デビッド J. フリュー (2010)。 「りゅうこつ座イータの大噴火に関するオーストラリア先住民の記録」。天文学の歴史と遺産のジャーナル。13 (3): 220–234。arXiv : 1010.4610。ビブコード:2010JAHH...13..220H。土井：10.3724/SP.J.1440-2807.2010.03.06。S2CID 118454721。
- ^ ab Davidson, Kris; Humphreys, Roberta M. (1997). 「イータカリーナエとその環境」。Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 35 : 1–32. Bibcode :1997ARA&A..35....1D. doi :10.1146/annurev.astro.35.1.1. S2CID 122193829.
- ^ Humphreys, Roberta M. ; Davidson, Kris; Smith, Nathan (1999). 「η Carinae の 2 回目の噴火と η Carinae 変光星の光度曲線」.太平洋天文学会刊行物. 111 (763): 1124–1131. Bibcode :1999PASP..111.1124H. doi : 10.1086/316420 .
- ^スミス、ネイサン (2004)。 「イータカリーナの全体速度」。王立天文学会月報。351 (1 ) : L15 –L18。arXiv : astro-ph/0406523。Bibcode : 2004MNRAS.351L..15S。doi : 10.1111 / j.1365-2966.2004.07943.x。S2CID 17051247。
- ^ 石橋一則; ガル, セオドア R.; デイビッドソン, クリス; スミス, ネイサン; ランツ, ティエリー; リンドラー, ドン; フェガンズ, キース; ヴァーナー, エカテリーナ; ウッドゲート, ブルース E.; キンブル, ランディ A.; バワーズ, チャールズ W.; クレーマー, スティーブン; ヒープ, サラ R.; ダンクス, アンソニー C.; マラン, スティーブン P.; ジョセフ, チャールズ L.; カイザー, メアリー エリザベス; リンスキー, ジェフリー L.; ローズラー, フレッド; ワイストロップ, ドナ (2003). 「η カリーナのホムンクルス星雲内の小さなホムンクルスの発見」.天文学ジャーナル. 125 (6): 3222.書誌コード:2003AJ....125.3222I. doi : 10.1086/375306 .
- ^ Thackeray, AD (1953). 「イータカリーナエの増光に関する注記」.王立天文学会月報. 113 (2): 237–238. Bibcode :1953MNRAS.113..237T. doi : 10.1093/mnras/113.2.237 .
- ^ ダミネリ、アウグスト;カウファー、アンドレアス。ウルフ、ベルンハルト。スタール、オトマール。ロペス、ダルトン F.デ・アラウージョ、フランシスコ X. (2000)。 「りゅうこつ座Η星：二値性が確認されました」。天体物理学ジャーナル。528 (2): L101 ～ L104。arXiv : astro-ph/9912387。ビブコード:2000ApJ...528L.101D。土井：10.1086/312441。PMID 10600628。S2CID 9385537 。
- ^ Ishibashi, K.; Corcoran, MF; Davidson, K.; Swank, JH; Petre, R.; Drake, SA; Damineli, A.; White, S. (1999). 「η Carinae の反復 X 線放射変動と連星仮説」. The Astrophysical Journal . 524 (2): 983. Bibcode :1999ApJ...524..983I. doi : 10.1086/307859 .
- ^ Humphreys, RM; Martin, JC; Mehner, A.; Ishibashi, K.; Davidson, K. (2014). 「Eta Carinae – Caught in Transition to the Photometric Minimum」. The Astronomer's Telegram . 6368 : 1. Bibcode :2014ATel.6368....1H.
- ^ メーナー、アンドレア;石橋 一典ホワイトロック、パトリシア。永山貴弘ごちそうさまでした、マイケル。ヴァン・ウィク、フランソワ。デ・ウィット、ウィレム＝ヤン (2014)。 「りゅうこつ座イータ座の急激な温度上昇を示す近赤外線の証拠」。天文学と天体物理学。564 : A14. arXiv : 1401.4999。Bibcode :2014A&A...564A..14M。土井：10.1051/0004-6361/201322729。S2CID 119228664。
- ^ ab Landes, H.; Fitzgerald, M. (2010). 「η Carinae 2009.0 分光イベントの測光観測」オーストラリア天文学会刊行物. 27 (3): 374–377. arXiv : 0912.2557 . Bibcode :2010PASA...27..374L. doi :10.1071/AS09036. S2CID 118568091.
- ^ abc Martin, John C.; Mehner, A.; Ishibashi, K.; Davidson, K.; Humphreys, RM (2014). 「イータカリーナエの状態変化: 2010 年以来初の新しい HST/NUV データ、および 2004 年以来初の新しい FUV」。アメリカ天文学会。223 (151): 09。Bibcode : 2014AAS...22315109M。
- ^ 浜口健二; マイケル・F・コーコラン; ジュリアン・M・ピタード; ニーティカ・シャルマ; 高橋弘光; クリストファー・M・P・ラッセル; ブライアン・W・グレフェンステッテ; ダニエル・R・ウィク; セオドア・R・ガル; ノエル・D・リチャードソン; トーマス・I・マドゥラ; アンソニー・F・J・モファット (2018). 「巨大連星イータカリーナエにおける衝突風速加速による非熱X線」.ネイチャー天文学. 2 (9): 731–736. arXiv : 1904.09219 . Bibcode :2018NatAs...2..731H. doi :10.1038/s41550-018-0505-1. S2CID 126188024.代替URL
- ^ 「イータ・カリーナエの恒星風のコンピューターシミュレーションのGIF」NASA 。 2018年8月2日閲覧。
- ^ Bortle, John E. (2001). 「Bortle Dark-Sky Scale の紹介」. Sky and Telescope . 101 (2): 126. Bibcode :2001S&T...101b.126B.
- ^ トンプソン、マーク（2013）。宇宙への現実的なガイド。ランダムハウス。ISBN 978-1-4481-2691-0。
- ^ イアン・リドパス（2008年5月1日）。天文学。ドーリング・キンダースリー。ISBN 978-1-4053-3620-8。
- ^ クロンク、ゲイリー・R. (2013)。流星群：注釈付きカタログ。ニューヨーク、ニューヨーク：シュプリンガー・サイエンス＆ビジネス・メディア。p. 22。ISBN 978-1-4614-7897-3。
- ^ Hillier, DJ; Allen, DA (1992). 「イータカリーナとホムンクルス星雲の分光学的調査。I – スペクトルの概要」。天文学と天体物理学。262 :153。Bibcode :1992A&A...262..153H。ISSN 0004-6361 。
- ^ Le Sueur, A. (1869). 「アルゴ星雲とオリオン星雲、および木星のスペクトルについて」.ロンドン王立協会紀要. 18 (114–122): 245. Bibcode :1869RSPS...18..245L. doi :10.1098/rspl.1869.0057. S2CID 122853758.
- ^ abc Walborn , NR; Liller, MH (1977). 「イータカリーナの最も初期の分光観測とカリーナ星雲との相互作用」。天体物理学ジャーナル。211 : 181。Bibcode : 1977ApJ ...211..181W。doi :10.1086/154917。
- ^ Baxandall, FE (1919). 「ηカリナエのスペクトルの見かけの変化に関する注記」.王立天文学会月報. 79 (9): 619. Bibcode :1919MNRAS..79..619B. doi : 10.1093/mnras/79.9.619 .
- ^ Gaviola, E. (1953). 「イータカリーナエ II. スペクトル」.天体物理学ジャーナル. 118 : 23. Bibcode :1953ApJ...118..234G. doi : 10.1086/145746 .
- ^ ab Rest, A.; Prieto, JL; Walborn, NR; Smith, N.; Bianco, FB; Chornock, R.; et al. (2012). 「光エコーが明らかにする、19世紀の大噴火時のηカリーナエの予想外に低温」Nature . 482 (7385): 375–378. arXiv : 1112.2210 . Bibcode :2012Natur.482..375R. doi :10.1038/nature10775. PMID 22337057. S2CID 205227548.
- ^ Prieto, JL; Rest, A.; Bianco, FB; Matheson, T.; Smith, N.; Walborn, NR; et al. (2014). 「η Carinae の大噴火からの光エコー: 分光測光による進化と窒素に富む分子の急速な形成」. The Astrophysical Journal Letters . 787 (1): L8. arXiv : 1403.7202 . Bibcode :2014ApJ...787L...8P. doi :10.1088/2041-8205/787/1/L8. S2CID 119208968.
- ^ Davidson, K.; Dufour, RJ; Walborn, NR; Gull, TR ( 1986). 「イータカリーナエ周辺のガスの紫外線および可視波長分光法」。The Astrophysical Journal。305 : 867。Bibcode : 1986ApJ ...305..867D。doi :10.1086/164301。
- ^ Davidson, Kris; Ebbets, Dennis; Weigelt, Gerd; Humphreys, Roberta M.; Hajian, Arsen R.; Walborn, Nolan R.; Rosa, Michael (1995). 「HST/FOS 分光法による eta Carinae: 星自体と 0.3 秒角以内の噴出物」. Astronomical Journal . 109 : 1784. Bibcode :1995AJ....109.1784D. doi :10.1086/117408. ISSN 0004-6256.
- ^ デビッドソン、クリス;メーナー、アンドレア。ハンフリーズ、ロバータ。ジョン・C・マーティン;石橋一典（2014）． 「りゅうこつ座イータの 2014.6 分光イベント: 異常な He II と N II の特徴」。天体物理学ジャーナル。1411 (1): 695.arXiv : 1411.0695。Bibcode :2015ApJ...801L..15D。土井：10.1088/2041-8205/801/1/L15。S2CID 119187363。
- ^ ケイタ州ニールセン;イヴァルソン、Ｓ．カモメ、TR (2007)。 「2003.5 極小を横切るりゅうこつ座イータ: ヴァイゲルト D に向かうスペクトルの解読」。天体物理ジャーナル付録シリーズ。168 (2): 289。書誌コード:2007ApJS..168..289N。土井：10.1086/509785。
- ^ Vladilen Letokhov、Sveneric Johansson (2008 年 6 月)。天体物理レーザー。OUP Oxford。p. 39。ISBN 978-0-19-156335-5。
- ^ Johansson, S.; Zethson, T. (1999). 「HST スペクトルにおける η Carinae の従来および新たに同定された鉄線の原子物理学的側面」Eta Carinae at the Millennium . 179 : 171. Bibcode :1999ASPC..179..171J.
- ^ ab Johansson, S.; Letokhov, VS (2005). 「ηカリーナのワイゲルト塊のOI 8446-Å線で動作する天体物理レーザー」。Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 364 (2): 731. Bibcode :2005MNRAS.364..731J. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09605.x .
- ^ メーナー、アンドレア;石橋 一典ホワイトロック、パトリシア。永山貴弘ごちそうさまでした、マイケル。ヴァン・ウィク、フランソワ。デ・ウィット、ウィレム＝ヤン (2014)。 「りゅうこつ座イータ座の突然の温度上昇を示す近赤外線の証拠」。天文学と天体物理学。564 : A14. arXiv : 1401.4999。Bibcode :2014A&A...564A..14M。土井：10.1051/0004-6361/201322729。S2CID 119228664。
- ^ Artigau, Étienne; Martin, John C.; Humphreys, Roberta M.; Davidson, Kris; Chesneau, Olivier; Smith, Nathan (2011). 「ホムンクルスの探査 - イータカリーナエの近赤外線適応光学画像」.天文学ジャーナル. 141 (6): 202. arXiv : 1103.4671 . Bibcode :2011AJ....141..202A. doi :10.1088/0004-6256/141/6/202. S2CID 119242683.
- ^ Hill, RW; Burginyon, G.; Grader, RJ; Palmieri, TM; Seward, FD; Stoering, JP (1972). 「銀河中心からVELAまでの軟X線調査」. The Astrophysical Journal . 171 : 519. Bibcode :1972ApJ...171..519H. doi :10.1086/151305.
- ^ Seward, FD; Page, CG; Turner, MJL; Pounds, KA (1976). 「南天の川銀河のX線源」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 177 : 13P–20P. Bibcode :1976MNRAS.177P..13S. doi : 10.1093/mnras/177.1.13p .
- ^ Becker, RH; Boldt, EA; Holt, SS; Pravdo, SH; Rothschild, RE; Serlemitsos, PJ; Swank, JH (1976). 「超新星残骸 G287.8–0.5 からの X 線放射」. The Astrophysical Journal . 209 : L65. Bibcode :1976ApJ...209L..65B. doi :10.1086/182269. hdl : 2060/19760020047 . S2CID 122613896.
- ^ Forman, W.; Jones, C.; Cominsky, L.; Julien, P.; Murray, S.; Peters, G.; Tananbaum, H.; Giacconi, R. (1978). 「第4次ウフルX線源カタログ」. The Astrophysical Journal . 38 : 357. Bibcode :1978ApJS...38..357F. doi : 10.1086/190561 .
- ^ Seward, FD; Forman, WR; Giacconi, R.; Griffiths, RE; Harnden, FR; Jones, C.; Pye, JP (1979). 「イータカリーナエと周囲の星雲からのX線」. The Astrophysical Journal . 234 : L55. Bibcode :1979ApJ...234L..55S. doi :10.1086/183108.
- ^ Corcoran, MF; Rawley, GL; Swank, JH; Petre, R. (1995). 「イータカリーナエのX線変動の初検出」(PDF) . The Astrophysical Journal . 445 : L121. Bibcode :1995ApJ...445L.121C. doi :10.1086/187904. 2022年10月10日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) 。
- ^ 坪井洋子;小山、勝治；坂野正明；ペトレ、ロバート (1997)。 「りゅうこつ座イータ星のASCA観測」。日本天文学会の出版物。49：85～92。ビブコード:1997PASJ...49...85T。土井：10.1093/pasj/49.1.85。
- ^ ab タヴァーニ、M.;サバティーニ、S.ピアン、Ｅ．ブルガリア、A.カラヴェオ、P.ヴィオッティ、RF;コーコラン、MF。ジュリアーニ、A.ピットリ、C.ヴェレッキア、F.ヴェルセローネ、S.メレゲッティ、S.アルガン、A.バルビエッリーニ、G.ボッフェリ、F.カッタネオ、PW。チェン、AW;コッコ、V.ダンマンド、F.コスタ、E.デパリス、G.デルモンテ、E.ディ・コッコ、G.ドンナルンマ、I。エヴァンジェリスタ、Y.フェラーリ、A.フェローチ、M.フィオリーニ、M.フロイスランド、T.他。 （2009年）。 「イータ-カリーナ領域からのガンマ線放射の検出」。天体物理学ジャーナルレター。698 (2): L142。arXiv : 0904.2736。Bibcode : 2009ApJ ... 698L.142T。doi :10.1088/0004-637X/69 8 /2/L142。S2CID 18241474 。
- ^ ライダー、J.-C.;ウォルター、R.ラウ、G. (2008)。 「りゅうこつ座ηからの硬X線放射」。天文学と天体物理学。477 (3)：L29。arXiv : 0712.1491。ビブコード:2008A&A...477L..29L。土井：10.1051/0004-6361:20078981。S2CID 35225132。
- ^ ab Pittard, JM; Corcoran, MF (2002). 「η Carinae の隠れた伴星の熱烈な追跡: 風パラメータの X 線による決定」.天文学と天体物理学. 383 (2): 636. arXiv : astro-ph/0201105 . Bibcode :2002A&A...383..636P. doi :10.1051/0004-6361:20020025. S2CID 119342823.
- ^ Weis, K.; Duschl, WJ; Bomans, DJ (2001). 「ηカリーナエ周辺のLBV星雲の高速度構造とX線放射」.天文学と天体物理学. 367 (2): 566. arXiv : astro-ph/0012426 . Bibcode :2001A&A...367..566W. doi :10.1051/0004-6361:20000460. S2CID 16812330.
- ^ Hamaguchi, K.; Corcoran, MF; Gull, T.; Ishibashi, K.; Pittard, JM; Hillier, DJ; Damineli, A.; Davidson, K.; Nielsen, KE; Kober, GV (2007). 「2003 X 線極小期における η Carinae の X 線スペクトル変化」. The Astrophysical Journal . 663 (1): 522–542. arXiv : astro-ph/0702409 . Bibcode :2007ApJ...663..522H. doi :10.1086/518101. S2CID 119341465.
- ^ アブド、AA;アッカーマン、M.アジェロ、M.アラフォート、A.バルディーニ、L.バレエ、J.バルビエッリーニ、G.バスティエリ、D.ベクトル、Ｋ．ベラッツィーニ、R.ベレンジ、B.ブランドフォード、RD;ボナメンテ、E.ボーグランド、AW;ブービエ、A.ブラント、TJ;ブレジョン、J.ブレズ、A.ブリジダ、M.ブリュエル、P.ビューラー、R.バーネット、TH;ジョージア州カアンドロ。キャメロン、RA;ペンシルベニア州カラヴェオ。カリガン、S.カサンドジャン、JM。チェッキ、C. Çelik、Ö。他。 （2010年）。 「フェルミ大面積望遠鏡によるイータカリーナの位置にあるガンマ線源の観測」。天体物理学ジャーナル。723 ( 1): 649–657。arXiv : 1008.3235。Bibcode :2010ApJ... 723..649A。doi : 10.1088/0004-637X/723/1/649。S2CID 51412901 。
- ^ エイブラハム、Z.;ファルセタ＝ゴンサルベス、D.ドミニチ、TP;ナイマン、L.-Å。デュルーシュー、P.マコーリフ、F.カプローニ、A.ジャテンコ・ペレイラ、V. (2005)。 「2003 年のりゅうこつ座ηの低励起期におけるミリ波放射」。天文学と天体物理学。437 (3): 977. arXiv : astro-ph/0504180。Bibcode :2005A&A...437..977A。土井：10.1051/0004-6361:20041604。S2CID 8057181。
- ^ ab Kashi, Amit; Soker, Noam (2007). 「η Carinae の電波光曲線のモデル化」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 378 (4): 1609–18. arXiv : astro-ph/0702389 . Bibcode :2007MNRAS.378.1609K. doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.11908.x . S2CID 119334960.
- ^ White, SM; Duncan, RA; Chapman, JM; Koribalski, B. (2005). The Radio Cycle of Eta Carinae. The Fate of the Most Massive Stars . Vol. 332. p. 126. Bibcode :2005ASPC..332..126W.
- ^ abc スミス、ネイサン (2006)。「カリーナ星雲の調査 - I. 大質量星からの累積エネルギー入力」。王立天文学会月報。367 ( 2 ) : 763–772。arXiv : astro-ph/0601060。Bibcode :2006MNRAS.367..763S。doi : 10.1111 / j.1365-2966.2006.10007.x。S2CID 14060690。
- ^ Smith, N.; Brooks, KJ (2008). 「カリーナ星雲: フィードバックと誘発星形成の実験室」.星形成領域ハンドブック: 138. arXiv : 0809.5081 . Bibcode :2008hsf2.book..138S.
- ^ Wolk, Scott J.; Broos, Patrick S.; Getman, Konstantin V.; Feigelson, Eric D.; Preibisch, Thomas; Townsley, Leisa K.; Wang, Junfeng; Stassun, Keivan G.; King, Robert R.; McCaughrean, Mark J.; Moffat, Anthony FJ; Zinnecker, Hans (2011). 「チャンドラ・カリーナ・コンプレックス計画によるトランプラー16号の観測」.アストロフィジカル・ジャーナル・サプリメント. 194 (1): 15. arXiv : 1103.1126 . Bibcode :2011ApJS..194...12W. doi :10.1088/0067-0049/194/1/12. S2CID 13951142. 12.
- ^ Turner, DG; Grieve, GR; Herbst, W.; Harris, WE (1980). 「若い散開星団 NGC 3293 と CAR OB1 およびカリーナ星雲複合体との関係」.天文学ジャーナル. 85 : 1193. Bibcode :1980AJ.....85.1193T. doi : 10.1086/112783 .
- ^ Aitken, DK; Jones, B. (1975). 「イータカリーナエの赤外線スペクトルと構造」.王立天文学会月報. 172 : 141–147. Bibcode :1975MNRAS.172..141A. doi : 10.1093/mnras/172.1.141 .
- ^ アブラハム、ズレマ;ファルセタ・ゴンサルベス、ディエゴ。ビークリニ、ペドロ PB (2014)。 「アルマ望遠鏡が発見したカリーナ座Ηの赤ちゃんホムンクルス」。天体物理学ジャーナル。791 (2): 95.arXiv : 1406.6297。Bibcode :2014ApJ...791...95A。土井：10.1088/0004-637X/791/2/95。S2CID 62893264。
- ^ Weigelt, G.; Ebersberger, J. (1986). 「スペックル干渉法で解析したイータカリーナエ」.天文学と天体物理学. 163 : L5.書誌コード:1986A&A...163L...5W. ISSN 0004-6361.
- ^ Gomez, HL; Vlahakis, C.; Stretch, CM; Dunne, L.; Eales, SA; Beelen, A.; Gomez, EL; Edmunds, MG (2010). 「イータカリーナエのサブミリメートル変動：外側の噴出物内の冷たい塵」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters . 401 (1): L48–L52. arXiv : 0911.0176 . Bibcode :2010MNRAS.401L..48G. doi : 10.1111/j.1745-3933.2009.00784.x . S2CID 119295262.
- ^スミス 、ネイサン (2006)。「ホムンクルスの構造。I. ηカリーナのH 2および[Fe II]速度マップからの形状と緯度依存性」。天体物理学ジャーナル。644 (2): 1151–1163。arXiv : astro-ph/0602464。Bibcode : 2006ApJ ...644.1151S。doi :10.1086/503766。S2CID 12453761 。
- ^ スミス、ネイサン;デビッドソン、クリス。カモメ、セオドア R.石橋 一典ヒリアー、D. ジョン (2003)。 「りゅうこつ座ηの恒星風における緯度依存の影響」。天体物理学ジャーナル。586 (1): 432–450。arXiv : astro-ph/0301394。Bibcode :2003ApJ...586..432S。土井：10.1086/367641。S2CID 15762674。
- ^ ab Groh, JH; Madura, TI; Owocki, SP; Hillier, DJ; Weigelt, G. (2010). 「イータカリーナは高速回転星か、伴星は内部風構造にどの程度影響するか?」.アストロフィジカルジャーナルレター. 716 (2): L223. arXiv : 1006.4816 . Bibcode :2010ApJ...716L.223G. doi :10.1088/2041-8205/716/2/L223. S2CID 119188874.
- ^ ab Walborn, Nolan R. (2012). 「イータカリーナが守る仲間：カリーナ星雲の恒星と星間物質」。イータカリーナと超新星の偽者。天体物理学と宇宙科学図書館。第384巻。pp. 25–27。Bibcode : 2012ASSL..384 ...25W。doi :10.1007/ 978-1-4614-2275-4_2。ISBN 978-1-4614-2274-7。
- ^ Davidson, Kris; Helmel, Greta; Humphreys, Roberta M. (2018). 「ガイア、トランプラー16、イータカリーナエ」。アメリカ天文学会研究ノート。2 (3): 133。arXiv : 1808.02073。Bibcode : 2018RNAAS ... 2..133D。doi : 10.3847/2515-5172/ aad63c。S2CID 119030757。
- ^ The, PS; Bakker, R.; Antalova, A. (1980). 「カリーナ星雲の研究。IV – ワルラーベン測光法に基づく散開星団 TR 14、TR 15、TR 16、CR 228 の距離の新たな測定」天文学および天体物理学補足シリーズ。41 : 93。書誌コード:1980A&AS...41...93T。
- ^ ニュージャージー州ウォルボーン (1995)。 「カリーナ星雲の恒星の内容（招待論文）」。Revista Mexicana de Astronomia y Astrofísica、Serie de Conferencias。2 : 51。ビブコード:1995RMxAC...2...51W。
- ^ Hur, Hyeonoh; Sung, Hwankyung ; Bessell, Michael S. (2012). 「ηカリーナ星雲の若い散開星団の距離と初期質量関数: Tr 14 と Tr 16」。天文学ジャーナル。143 ( 2): 41。arXiv : 1201.0623。Bibcode : 2012AJ ....143...41H。doi :10.1088/0004-6256/143/ 2 /41。S2CID 119269671 。
- ^ ab Iping, RC; Sonneborn, G.; Gull, TR; Ivarsson, S.; Nielsen, K. (2005). 「ηカリーナの視線速度変化の探索」アメリカ天文学会会議 207 . 207 : 1445. Bibcode :2005AAS...20717506I.
- ^ abc Mehner, Andrea; Davidson, Kris; Humphreys, Roberta M.; Ishibashi, Kazunor; Martin, John C.; Ruiz, María Teresa; Walter, Frederick M. (2012). 「イータカリーナエの風の長期的変化 1998–2011」.アストロフィジカルジャーナル. 751 (1): 73. arXiv : 1112.4338 . Bibcode :2012ApJ...751...73M. doi :10.1088/0004-637X/751/1/73. S2CID 119271857.
- ^ Mehner, A.; Davidson, K.; Humphreys, RM; Walter, FM; Baade, D.; de Wit, WJ; et al. (2015). 「イータカリーナエの2014.6分光イベント：大噴火からの長期回復の手がかり」.天文学と天体物理学. 578 : A122. arXiv : 1504.04940 . Bibcode :2015A&A...578A.122M. doi :10.1051/0004-6361/201425522. S2CID 53131136.
- ^ Clementel, N.; Madura, TI; Kruip, CJH; Paardekooper, J.-P.; Gull, TR (2015). 「イータカリーナエの内部衝突風の 3D 放射伝達シミュレーション - I. アパストロンにおけるヘリウムのイオン化構造」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 447 (3): 2445. arXiv : 1412.7569 . Bibcode :2015MNRAS.447.2445C. doi : 10.1093/mnras/stu2614 . S2CID 118405692.
- ^スミス 、ネイサン; トムブルソン、ライアン (2015)。「明るい青色変光星は反社会的である: その孤立は連星進化において質量獲得者となることを示唆する」。王立天文学 会月報。447 (1): 598–617。arXiv : 1406.7431。Bibcode : 2015MNRAS.447..598S。doi : 10.1093 /mnras/stu2430。S2CID 119284620。
- ^スミス、ネイサン (2008)。「1843 年の η カリーナエ噴火による爆発波」。ネイチャー。455 ( 7210 ) : 201–203。arXiv : 0809.1678。Bibcode : 2008Natur.455..201S。doi : 10.1038 /nature07269。PMID 18784719。S2CID 4312220。
- ^ ab Kashi, A.; Soker, N. (2009). 「イータカリーナエにおける質量集積の考えられる意味」. New Astronomy . 14 (1): 11–24. arXiv : 0802.0167 . Bibcode :2009NewA...14...11K. doi :10.1016/j.newast.2008.04.003. S2CID 11665477.
- ^ Soker, Noam (2004). 「単一星モデルではηカリーナエの双極星雲を説明できない理由」.アストロフィジカルジャーナル. 612 (2): 1060–1064. arXiv : astro-ph/0403674 . Bibcode :2004ApJ...612.1060S. doi :10.1086/422599. S2CID 5965082.
- ^ Stockdale, Christopher J.; Rupen, Michael P.; Cowan, John J.; Chu, You-Hua; Jones, Steven S. (2001). 「SN 1961v からの減衰する電波放射: タイプ II 特異超新星の証拠?」The Astronomical Journal . 122 (1): 283. arXiv : astro-ph/0104235 . Bibcode :2001AJ....122..283S. doi :10.1086/321136. S2CID 16159958.
- ^ パストレロ、A.;サウスカロライナ州スマート。マッティラ、S. JJ エルドリッジ。ヤング、D.板垣和久;山岡博司;ナバサルディアン、H.ヴァレンティ、S.パタット、F.アニョレット、I.アウグステイン、T.ベネッティ、Ｓ．カペラロ、E.ボールズ、T.ボネット・ビドー、J.-M.モンタナ州ボッティチェラ。ブファノ、F.曹、Ｃ．デン、J.デネフェルド、M.エリアス・ローザ、N.ハルチュニャン、A.キーナン、FP;飯島哲也;ロレンツィ、V.ペンシルベニア州マッツァリ。メン、X。中野、S.他。 (2007)。 「巨大な星の核崩壊の2年前の巨大な爆発」。自然。447 (7146): 829–832. arXiv : astro-ph/0703663 . Bibcode :2007Natur.447..829P. doi :10.1038/nature05825. PMID 17568740. S2CID 4409319.
- ^ スミス、ネイサン; リー、ウェイドン; シルバーマン、ジェフリー・M.; ガネシャリンガム、モハン; フィリッペンコ、アレクセイ・V. (2011). 「明るい青色の変光性噴出と関連する過渡現象: 発生源の多様性と爆発特性」.王立天文学会月報. 415 (1): 773–810. arXiv : 1010.3718 . Bibcode :2011MNRAS.415..773S. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18763.x . S2CID 85440811.
- ^ Davidson, K. (1971). 「イータカリーナエの性質について」.王立天文学会月報. 154 (4): 415–427. Bibcode :1971MNRAS.154..415D. doi : 10.1093/mnras/154.4.415 .
- ^ Madura, TI; Gull, TR; Okazaki, AT; Russell, CMP; Owocki, SP; Groh, JH; Corcoran, MF; Hamaguchi, K.; Teodoro, M. (2013). 「3D 流体力学シミュレーションによる連星衝突風の η Carinae の質量損失減少に対する制約」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 436 (4): 3820. arXiv : 1310.0487 . Bibcode :2013MNRAS.436.3820M. doi : 10.1093/mnras/stt1871 . S2CID 118407295.
- ^ van Boekel, R.; Kervella, P.; SchöLler, M.; Herbst, T.; Brandner, W.; de Koter, A.; Waters, LBFM; Hillier, DJ; Paresce, F.; Lenzen, R.; Lagrange, A.-M. (2003). 「η Carinae の現在の恒星風の大きさと形状の直接測定」.天文学と天体物理学. 410 (3): L37. arXiv : astro-ph/0310399 . Bibcode :2003A&A...410L..37V. doi :10.1051/0004-6361:20031500. S2CID 18163131.
- ^ Martin, John C.; Davidson, Kris; Humphreys, Roberta M.; Mehner, Andrea (2010). 「イータカリーナエの中間周期の変化」.天文学ジャーナル. 139 (5): 2056. arXiv : 0908.1627 . Bibcode :2010AJ....139.2056M. doi :10.1088/0004-6256/139/5/2056. S2CID 118880932.
- ^ Corcoran, Michael F.; Ishibashi, Kazunor; Davidson, Kris; Swank, Jean H.; Petre, Robert; Schmitt, Jurgen HMM (1997). 「巨大星 Eta Carinae からの X 線放射と周期的爆発の増加」Nature . 390 (6660): 587. Bibcode :1997Natur.390..587C. doi :10.1038/37558. S2CID 4431077.
- ^ Chlebowski, T.; Seward, FD; Swank, J.; Szymkowiak, A. (1984). 「イータカリーナエからのX線」.アストロフィジカルジャーナル. 281 : 665. Bibcode :1984ApJ...281..665C. doi :10.1086/162143.
- ^ ab Smith, Nathan (2011). 「激しい連星衝突によって引き起こされる爆発：イータカリーナエおよびその他の爆発的突発現象への応用」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 415 (3): 2020–2024. arXiv : 1010.3770 . Bibcode :2011MNRAS.415.2020S. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18607.x . S2CID 119202050.
- ^ Kiminki, Megan M.; Reiter, Megan; Smith, Nathan (2016). 「ηカリーナエの古代の噴火：固有運動で書かれた物語」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 463 (1): 845–857. arXiv : 1609.00362 . Bibcode :2016MNRAS.463..845K. doi : 10.1093/mnras/stw2019 . S2CID 119198766.
- ^ abc スミス、ネイサン; レスト、アーミン; アンドリュース、ジェニファー E.; マセソン、トム; ビアンコ、フェデリカ B.; プリエト、ホセ L.; ジェームズ、デビッド J.; スミス、R クリス; ストランペリ、ジョヴァンニ マリア; ゼンテノ、A. (2018). 「イータカリーナエの大噴火の光エコーで見られる非常に高速な噴出物」。Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 480 (2): 1457–1465. arXiv : 1808.00991 . Bibcode :2018MNRAS.480.1457S. doi : 10.1093/mnras/sty1479 . S2CID 119343623.
- ^ Portegies Zwart、SF;ヴァン デン フーベル、EPJ (2016)。 「19世紀のりゅうこつ座イータ島の巨大噴火は三重系の合体現象だったのか？」。王立天文協会の月次通知。456 (4): 3401–3412。arXiv : 1511.06889。ビブコード：2016MNRAS.456.3401P。土井：10.1093/mnras/stv2787。S2CID 53380205。
- ^ Khan, Rubab; Kochanek, CS; Stanek, KZ; Gerke, Jill (2015). 「Spitzer を用いた近傍銀河における η Car 類似体の発見。II. 銀河系外の自己遮蔽星の出現クラスの特定」。The Astrophysical Journal。799 ( 2 ) : 187。arXiv : 1407.7530。Bibcode : 2015ApJ ...799..187K。doi :10.1088/0004-637X/799/2/187。S2CID 118438526 。
- ^ ユソフ、ノルハスリザ;ヒルシ、ラファエロ。ジョルジュ・メイネ。クラウザー、ポール A.エクストローム、シルビア。フリシュクネヒト、ウルス。ジョージー、シリル。アブ・カシム、ハサン。シュヌール、オリヴィエ (2013)。 「超大質量星の進化と運命」。王立天文協会の月次通知。433 (2): 1114.arXiv : 1305.2099。ビブコード:2013MNRAS.433.1114Y。土井：10.1093/mnras/stt794。S2CID 26170005。
- ^ Groh, Jose H.; Meynet, Georges; Ekström, Sylvia; Georgy, Cyril (2014). 「大質量星の進化とそのスペクトル。I. ゼロ年齢主系列から超新星前段階までの非回転60 M ☉星」。天文学と天体物理学。564 : A30。arXiv : 1401.7322。Bibcode : 2014A&A...564A..30G。doi : 10.1051/0004-6361/201322573。S2CID 118870118 。
- ^ abc Groh, Jose H.; Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Ekström, Sylvia (2013). 「コア崩壊型超新星と GRB の祖先の基本特性: 死を迎える前の巨大星の姿を予測する」.天文学と天体物理学. 558 : A131. arXiv : 1308.4681 . Bibcode :2013A&A...558A.131G. doi :10.1051/0004-6361/201321906. S2CID 84177572.
- ^ ジョルジュ・メイネ;ジョージー、シリル。ヒルシ、ラファエロ。メーダー、アンドレ。マッシー、フィル。プシビラ、ノルベルト。ニエバ、M.-フェルナンダ (2011)。 「赤色超巨星、輝く青色変光星、ウルフ・ライエ星：単一の巨大な星の視点」。リエージュ王立科学協会。80 : 266.arXiv : 1101.5873。Bibcode :2011BSRSL..80..266M。
- ^ Ekström, S.; Georgy, C.; Eggenberger, P.; Meynet, G.; Mowlavi, N.; Wyttenbach, A.; Granada, A.; Decressin, T.; Hirschi, R.; Frischknecht, U.; Charbonnel, C.; Maeder, A. (2012). 「回転を伴う恒星モデルのグリッド。I. 太陽金属量 (Z = 0.014) での 0.8 から 120 M ☉ のモデル 」。天文学と天体物理学。537 : A146。arXiv : 1110.5049。Bibcode : 2012A&A...537A.146E。doi : 10.1051/0004-6361/201117751。S2CID 85458919。
- ^スミス、ネイサン; コンティ、ピーター S. (2008)。「非常 に質量の大きい星の進化における WNH 相の役割について: フィードバックによる LBV 不安定性の実現」。天体物理学ジャーナル。679 ( 2): 1467–1477。arXiv : 0802.1742。Bibcode : 2008ApJ ...679.1467S。doi :10.1086/586885。S2CID 15529810 。
- ^ ab サナ、H.;デ・ミンク, サウスカロライナ州;デ・コテル、A.ランガー、N.エヴァンス、CJ;ギーレス、M.ゴセット、E. RG、イザード。ル・ブーカン、J.-B. FRN シュナイダー (2012)。 「連星相互作用が大質量星の進化を支配する」。科学。337 (6093): 444–6。arXiv : 1207.6397。Bibcode :2012Sci...337..444S。土井：10.1126/science.1223344。PMID 22837522。S2CID 53596517 。
- ^ Adams, Scott M.; Kochanek, CS; Beacom, John F.; Vagins, Mark R.; Stanek, KZ (2013). 「次の銀河系超新星の観測」. The Astrophysical Journal . 778 (2): 164. arXiv : 1306.0559 . Bibcode :2013ApJ...778..164A. doi :10.1088/0004-637X/778/2/164. S2CID 119292900.
- ^ McKinnon, Darren; Gull, TR; Madura, T. (2014). 「イータカリーナエ: 擬似超新星と超新星の遷移中の状態を研究するための天体物理学的研究室」アメリカ天文学会。223 : #405.03。Bibcode : 2014AAS ... 22340503M。
- ^ Heger, A.; Fryer, CL; Woosley, SE; Langer, N.; Hartmann, DH (2003). 「巨大単一星はどのようにしてその寿命を終えるのか」. The Astrophysical Journal . 591 (1): 288–300. arXiv : astro-ph/0212469 . Bibcode :2003ApJ...591..288H. doi :10.1086/375341. S2CID 59065632.
- ^ Gal-Yam, A. (2012). 「明るい超新星」. Science . 337 (6097): 927–932. arXiv : 1208.3217 . Bibcode :2012Sci...337..927G. doi :10.1126/science.1203601. PMID 22923572. S2CID 206533034.
- ^ スミス、ネイサン; オウォッキ、スタンレー P. (2006). 「非常に質量の大きい星の進化における連続体駆動噴出の役割について」.天体物理学ジャーナル. 645 (1): L45. arXiv : astro-ph/0606174 . Bibcode :2006ApJ...645L..45S. doi :10.1086/506523. S2CID 15424181.
- ^ Claeys, JSW; de Mink, SE ; Pols, OR; Eldridge, JJ; Baes, M. (2011). 「IIb 型超新星の連星系前駆モデル」.天文学と天体物理学. 528 : A131. arXiv : 1102.1732 . Bibcode :2011A&A...528A.131C. doi :10.1051/0004-6361/201015410. S2CID 54848289.
- ^ スミス、ネイサン; マウアーハン、ジョン C.; プリエト、ホセ L. (2014). 「SN 2009ip と SN 2010mc: 青色超巨星から発生するコア崩壊型 IIn 型超新星」.王立天文学会月報. 438 (2): 1191. arXiv : 1308.0112 . Bibcode :2014MNRAS.438.1191S. doi : 10.1093/mnras/stt2269 . S2CID 119208317.
- ^ Ruderman, MA (1974). 「近傍の超新星爆発が大気オゾンと地球生命に及ぼす可能性のある影響」. Science . 184 (4141): 1079–1081. Bibcode :1974Sci...184.1079R. doi :10.1126/science.184.4141.1079. PMID 17736193. S2CID 21850504.
- ^ ab Thomas, Brian; Melott, AL; Fields, BD; Anthony-Twarog, BJ (2008). 「超高輝度超新星: イータカリーナからの脅威なし」アメリカ天文学会. 212 : 193. Bibcode :2008AAS...212.0405T.
- ^ Thomas, BC (2009). 「地球上の生命に対する脅威としてのガンマ線バースト」.国際宇宙生物学誌. 8 (3): 183–186. arXiv : 0903.4710 . Bibcode :2009IJAsB...8..183T. doi :10.1017/S1473550409004509. S2CID 118579150.
- ^ マーティン、オスメル;カルデナス、ロランド。ギマレ、メイレーヌ。ペニャーテ、リウバ。ホルバス、ホルヘ。ガランテ、ダグラス (2010)。 「地球の生物圏におけるガンマ線バーストの影響」。天体物理学と宇宙科学。326 (1): 61–67。arXiv : 0911.2196。ビブコード:2010Ap&SS.326...61M。土井：10.1007/s10509-009-0211-7。S2CID 15141366。
外部リンク
ウィキメディア・コモンズには、イータ・カリーナエに関連するメディアがあります。
- ゴダード メディア スタジオ NASA ミッション、スーパースター イータ カリーナを比類のない視点で観察
- フェルナンデス＝ラジュス、エドゥアルド。 「りゅうこつ座イータ星の光学モニタリング」。アルゼンチン、ラプラタ国立大学、天文学および地球科学学部。
- ソルステーションにおけるりゅうこつ座イータ座のプロフィール
- RXTEによるX線モニタリング
- 2003 年の観測キャンペーンは 2006 年 3 月 19 日にWayback Machineにアーカイブされました
- AAVSO 比較表 2019 年 12 月 22 日、Wayback Machineにアーカイブ
- ESO: 写真とアニメーションを含むイータカリーナの最高解像度画像
