iBet uBet web content aggregator. Adding the entire web to your favor.
iBet uBet web content aggregator. Adding the entire web to your favor.



Link to original content: https://es.wikipedia.org/wiki/Eta_Carinae
Eta Carinae - Wikipedia, la enciclopedia libre Ir al contenido

Eta Carinae

De Wikipedia, la enciclopedia libre
Eta Carinae

En esta imagen del telescopio espacial Hubble se pueden apreciar a las estrellas binarias de Eta Carinæ y los restos de erupciones antiguas que forman la nebulosa del Homúnculo alrededor de la estrella. La nebulosa fue creada por una erupción de η Car cuya luz alcanzó la Tierra en 1843. η Car aparece como un parche blanco en el centro de la imagen, donde los dos lóbulos de la nebulosa Homúnculo convergen.
Datos de observación
(Época J2000)
Constelación Carina
Ascensión recta (α) 10h 45m 03.6s
Declinación (δ) -59° 41' 04?
Mag. aparente (V) 4.1 (-0.8-7.9)
Características físicas
Clasificación estelar Peculiar
Masa solar 100-120 M☉
Radio (80-180 R☉)
Índice de color 0.61 (B-V)
Luminosidad 5 × 106(bolometric) L☉
Temperatura superficial 36-40.000 K
Variabilidad Variable luminosa azul
Periodo de oscilación 5.52-5.54yr
Edad ~3 × 106
Otras designaciones
Foramen, Tseen She, HR 4210, CD-59°2620, HD 93308, SAO 238429, WDS 10451-5941, IRAS 10431-5925, GC 14799, CCDM J10451-5941, Estrella del Fin Del Mundo.
[editar datos en Wikidata]

Eta Carinae (abreviado: η Carinae o η Car) es una estrella binaria del tipo variable luminosa azul hipermasiva, situada en la constelación de la Quilla, a alrededor de 7 500 años luz (2 300 parsecs) del sistema solar, siendo miembro del cúmulo estelar abierto Trumpler 16. Su masa oscila entre 100 y 150 veces la masa solar, lo que la convierte en una de las estrellas más masivas conocidas en nuestra galaxia. Asimismo, posee una altísima luminosidad, de alrededor de cuatro millones de veces la del Sol; debido a la gran cantidad de polvo existente a su alrededor, Eta Carinae irradia el 99 % de su luminosidad en la parte infrarroja del espectro, lo que la convierte en el objeto más brillante del cielo en el intervalo de longitudes de onda entre 10 y 20 µm.

Eta Carinae es una estrella muy joven, con una edad de entre dos y tres millones de años, y se encuentra situada en NGC 3372, también llamada la Gran Nebulosa de Carina o simplemente nebulosa de Carina. Dicha nebulosa contiene varias estrellas supermasivas, incluyendo, además de Eta Carinae, la estrella HD 93129A.

La estrella está rodeada por una nebulosa conocida como la nebulosa del Homúnculo. Dada su gran masa, Eta Carinae es altamente inestable y propensa a violentas eyecciones de materia. Según las teorías actuales de la estructura y de la evolución estelares, esta inestabilidad es causada por una luminosidad extrema y una temperatura superficial no excesivamente caliente, lo que la sitúa dentro del diagrama Hertzsprung-Russell en una región afectada por el límite de Eddington. En dichas circunstancias, la elevadísima presión de la radiación en la "superficie" de la estrella hace que ésta expulse grandes cantidades de materia de sus capas exteriores al espacio. En la imagen se puede apreciar la nebulosa Homúnculo, formada por estas eyecciones de materia.

Eta Carinae probablemente termine su vida en una explosión de hipernova dentro de unos pocos cientos de miles de años. Algunos astrónomos especulan con que esto ocurrirá dentro de un lapso mucho menor de tiempo, pero existen muchas incertidumbres al respecto, pues la evolución de las estrellas supermasivas es muy difícil de modelar numéricamente.

Gran Nebulosa de Carinae

Las dos estrellas principales del sistema de Eta Carinae tienen una órbita excéntrica con un período de 5,54 años. La principal es una estrella extremadamente inusual, similar a una variable luminosa azul (LBV). Inicialmente tenía 150-250 M☉, de la que ya ha perdido al menos 30 M☉, y se espera que explote como supernova en un futuro astronómicamente cercano. Es la única estrella conocida que produce emisiones láser ultravioleta. La estrella secundaria es caliente y también muy luminosa, probablemente de clase espectral O, unas 30-80 veces más masiva que el Sol. El sistema está muy oculto por la Nebulosa del Homúnculo, que consiste en material expulsado de la primaria durante la Gran Erupción. Es miembro del Trumpler 16 cúmulo abierto dentro de la mucho mayor nebulosa de la Quilla.

Aunque no está relacionada con la estrella y la nebulosa, la débil Eta Carínidas tiene una lluvia de meteoros con un radiante muy cercano a Eta Carinae.

Historia de observación

[editar]

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

Descubrimiento y denominación

[editar]

No existen pruebas fiables de que Eta Carinae fuera observada o registrada antes del siglo XVII, aunque el navegante holandés Pieter Keyser describió hacia 1595-1596 una estrella de cuarta magnitud aproximadamente en la posición correcta, que fue copiada en los globos celestes de Petrus Plancius y Jodocus Hondius y en el Uranometria de Johann Bayer de 1603. El catálogo estelar independiente de Frederick de Houtman de 1603 no incluye a Eta Carinae entre las demás estrellas de 4.ª magnitud de la región. El registro firme más antiguo fue realizado por Edmond Halley en 1677, cuando registró la estrella simplemente como Sequens (es decir, "siguiendo" a otra estrella) dentro de una nueva constelación Robur Carolinum. Su Catalogus Stellarum Australium fue publicado en 1679.[1]​ La estrella también era conocida por las designaciones Bayer Eta Roboris Caroli, Eta Argus o Eta Navis.[2]​ En 1751 Nicolas-Louis de Lacaille dio a las estrellas de Argo Navis y Robur Carolinum un único conjunto de designaciones de letras griegas Bayer dentro de su constelación de Argo, y designó tres áreas dentro de Argo con el fin de utilizar tres veces las designaciones de letras latinas. Eta caía dentro de la parte de la quilla de la nave que más tarde se convertiría en la constelación Carina.[3]​ No se conoció generalmente como Eta Carinae hasta 1879, cuando las estrellas de Argo Navis recibieron finalmente los epítetos de constelaciones hijas en la Uranometria Argentina de Gould.[4]​

Curva de luz visual histórica de Eta Carinae desde 1686 hasta 2015
La curva de luz de Eta Carinae desde algunas de las primeras observaciones hasta la actualidad

Eta Carinae está demasiado al sur para formar parte de la astronomía tradicional china, pero fue cartografiada cuando se crearon los Asterismos del Sur a principios del siglo XVII. Junto con s Carinae, λ Centauri y λ Muscae, Eta Carinae forma el asterismo. 海山 (Mar y montaña).[5]​ Eta Carinae tiene los nombres de Tseen She (del chino 天社 [mandarín: tiānshè] "altar del Cielo") y Foramen. También se conoce como 海山二 (Hǎi Shān èr, en inglés: la Segunda Estrella del Mar y la Montaña).[6]​

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

Gran Erupción

[editar]

En 1827, Burchell observó específicamente el brillo inusual de Eta Carinae en 1ª magnitud, y fue el primero en sospechar que su brillo variaba.[2]​ John Herschel, que se encontraba en Sudáfrica en aquella época, realizó una serie detallada de mediciones precisas en la década de 1830 que mostraban que Eta Carinae brillaba constantemente en torno a la magnitud 1,4 hasta noviembre de 1837. En la noche del 16 de diciembre de 1837, Herschel se sorprendió al ver que había aumentado su brillo hasta eclipsar ligeramente a Rigel.[7]​ Este acontecimiento marcó el comienzo de un período de aproximadamente 18 años conocido como la Gran Erupción.[2]​

Eta Carinae era aún más brillante el 2 de enero de 1838, equivalente a Alfa Centauri, antes de apagarse ligeramente durante los tres meses siguientes. Herschel no observó la estrella después de esto, pero recibió correspondencia del reverendo W.S. Mackay en Calcuta, quien escribió en 1843: "Para mi gran sorpresa observé el pasado mes de marzo (1843), que la estrella Eta Argus se había convertido en una estrella de primera magnitud completamente tan brillante como Canopus, y en color y tamaño muy parecida a Arcturus." Las observaciones realizadas en el Cabo de Buena Esperanza indicaron que alcanzó su máximo brillo, superando a Canopus, entre el 11 y el 14 de marzo de 1843, luego comenzó a desvanecerse, después se iluminó hasta situarse entre el brillo de Alfa Centauri y Canopus entre el 24 y el 28 de marzo antes de desvanecerse de nuevo.[7]​ Durante gran parte de 1844 el brillo estuvo a medio camino entre Alfa Centauri y Beta Centauri, alrededor de la magnitud +0,2, antes de volver a brillar a finales de año. En su punto más brillante en 1843 probablemente alcanzó una magnitud aparente de -0,8, y luego -1,0 en 1845.[8]​ Es probable que los picos de 1827, 1838 y 1843 se hayan producido en el paso del periastrón -el punto en el que las dos estrellas están más cerca entre sí- de la órbita de la binaria.[9]​ De 1845 a 1856, el brillo disminuyó alrededor de 0,1 magnitudes por año, pero con posibles fluctuaciones rápidas y grandes.[8]​

En sus tradiciones orales, el clan Boorong del pueblo Wergaia del Lago Tyrrell, al noroeste de Victoria, Australia, hablaba de una estrella rojiza que conocían como Collowgullouric War /'kQl@gVl@rɪk_'wɑr/ "Old Woman Crow", la esposa de War "Crow" ( Canopus).[10]​ En 2010, los astrónomos Duane Hamacher y David Frew de la Universidad Macquarie de Sídney demostraron que se trataba de Eta Carinae durante su Gran Erupción en la década de 1840.[11]​ A partir de 1857, el brillo disminuyó rápidamente hasta que se desvaneció por debajo de la visibilidad a ojo desnudo en 1886. Se ha calculado que esto se debe a la condensación de polvo en el material eyectado que rodea a la estrella, más que a un cambio intrínseco en la luminosidad.[12]​

Erupción menor

[editar]

Un nuevo brillo comenzó en 1887, alcanzó un máximo de magnitud 6,2 en 1892, y luego, a finales de marzo de 1895, se desvaneció rápidamente hasta alcanzar una magnitud 7,5.[2]​ Aunque sólo hay registros visuales de la erupción de 1890, se ha calculado que Eta Carinae estaba sufriendo 4,3 magnitudes de extinción visual debido al gas y al polvo expulsados en la Gran Erupción. Un brillo sin oscurecimiento habría sido de magnitud 1,5-1,9, significativamente más brillante que la magnitud histórica. A pesar de ello, fue similar a la primera, incluso casi igualando su brillo, pero no la cantidad de material expulsado.[13]​[14]​[15]​

Siglo XX

[editar]

Entre 1900 y al menos 1940, Eta Carinae parecía haberse estabilizado en un brillo constante de alrededor de magnitud 7,6,[2]​ pero en 1953 se observó que había vuelto a brillar hasta magnitud 6,5.[16]​ El brillo continuó de forma constante, pero con variaciones bastante regulares de unas décimas de magnitud.[9]​

Curva de luz de Eta Carinae entre 1972 y 2019

En 1996, se identificó por primera vez que las variaciones tenían un periodo de 5,52 años,[9]​ posteriormente medido con mayor precisión en 5,54 años, lo que llevó a la idea de un sistema binario. La teoría de la bipolaridad fue confirmada por observaciones de radio, óptico e infrarrojo cercano cambios en la velocidad radial y el perfil de línea, denominados colectivamente evento espectroscópico, en el momento previsto del paso por el periastrón a finales de 1997 y principios de 1998.[17]​ Al mismo tiempo se produjo un colapso completo de la emisión de rayos X presumiblemente originada en una zona de viento colisionante.[18]​ La confirmación de una compañera binaria luminosa modificó en gran medida la comprensión de las propiedades físicas del sistema Eta Carinae y su variabilidad.[19]​

En 1998-99 se observó una repentina duplicación del brillo que la devolvió a la visibilidad a simple vista. Durante el evento espectroscópico de 2014, la magnitud visual aparente llegó a ser más brillante que la magnitud 4,5.[20]​ El brillo no siempre varía de forma consistente en diferentes longitudes de onda, y no siempre sigue exactamente el ciclo de 5,5 años.[21]​[22]​ Radio, infrarrojos y observaciones desde el espacio han ampliado la cobertura de Eta Carinae en todas las longitudes de onda y han revelado cambios continuos en la distribución espectral de energía.[23]​

En julio de 2018, se informó de que Eta Carinae tenía el choque de viento en colisión más fuerte de la vecindad solar. Las observaciones con el satélite NuSTAR proporcionaron datos de mucha mayor resolución que el anterior Telescopio espacial de rayos gamma Fermi. Utilizando observaciones de enfoque directo de la fuente no térmica en la banda de rayos X extremadamente dura que coincide espacialmente con la estrella, demostraron que la fuente de rayos X no térmica varía con la fase orbital del sistema estelar binario y que el índice de fotones de la emisión es similar al derivado mediante el análisis del espectro de rayos γ (gamma).[24]​[25]​

Visibilidad

[editar]
Un gráfico de la constelación de Carinae con fondo blanco. Eta Carinae está encerrada en un círculo rojo a la izquierda.
Eta Carinae y la nebulosa Carina en la constelación de Carina.

Como estrella de cuarta magnitud, Eta Carinae es cómodamente visible a simple vista en todos los cielos, excepto en los más contaminados por la luz de las zonas urbanas, según la escala de Bortle.[26]​ Su brillo ha variado en un amplio rango, desde la segunda estrella más brillante del cielo durante unos días en el siglo XIX, hasta muy por debajo de la visibilidad a simple vista. Su ubicación a unos 60°S en el extremo hemisferio sur celeste significa que no puede ser vista por los observadores de Europa y gran parte de Norteamérica.

Situado entre Canopus y la Cruz del Sur,[27]​ Eta Carinae es fácilmente identificable como la estrella más brillante dentro de la gran nebulosa de Carina a simple vista. En un telescopio la "estrella" se enmarca dentro de la oscura línea de polvo en "V" de la nebulosa y aparece claramente anaranjada y claramente no estelar.[28]​ A gran aumento se aprecian los dos lóbulos anaranjados de una nebulosa de reflexión circundante conocida como nebulosa Homúnculo a ambos lados de un brillante núcleo central. Los observadores de estrellas variables pueden comparar su brillo con el de varias estrellas de 4.ª y 5.ª magnitud que rodean de cerca a la nebulosa.

Descubierta en 1961, la débil Eta Carínidas tiene un radiante muy cercano a Eta Carinae. Se produce del 14 al 28 de enero y alcanza su máximo alrededor del 21 de enero. Las lluvias de meteoros no están asociadas a cuerpos fuera del Sistema Solar, por lo que la proximidad a Eta Carinae es una mera coincidencia.[29]​

Variaciones de brillo

[editar]

Un aspecto llamativo de Eta Carinae es su luminosidad variable. Cuando fue catalogada por primera vez en 1677 por Edmund Halley, se clasificó como de cuarta magnitud, pero hacia 1730 se observó un aumento considerable de luminosidad, convirtiéndose en la estrella más brillante de Carina. Posteriormente su brillo disminuyó de nuevo, y hacia 1782 recuperó su oscuridad original, pero en 1820 aumentó de nuevo. En 1827 su luminosidad había aumentado más de 10 veces y alcanzó su valor máximo en abril de 1843, cuando con una magnitud de −0,8 llegó a ser la segunda estrella más brillante del firmamento nocturno (después de Sirio), a pesar de su enorme distancia a la Tierra (7500 años luz). Posteriormente se desvaneció y entre 1900 y 1940 era solo de octava magnitud, invisible a simple vista. Actualmente es de magnitud 5-6, habiendo presentado un repentino aumento de luminosidad en 1998-1999.

Eta Carinae presenta ocasionalmente grandes erupciones —la última, en 1841—. La razón de estas explosiones no es bien conocida, aunque se cree que son causadas por acumulación de radiación procedente de la enorme luminosidad de la estrella. Existen teorías recientes que indican que las erupciones podrían estar provocadas por el paso de su estrella compañera por el periastro de la órbita.

Futuro de la estrella

[editar]
imagen interferometrica de Eta Carinae

Las estrellas extremadamente grandes y masivas como Eta Carinae consumen su combustible muy rápidamente, como lo evidencia su alta luminosidad, y se convierten en supernova o hipernova a los tres millones de años desde su formación (se estima el tiempo proyectado de existencia de nuestro Sol en unos 12 000 millones de años, de los cuales ya han transcurrido 4600 millones).

Observaciones recientes parecen indicar que Eta Carinae es una estrella binaria, con dos estrellas orbitando en un periodo de aproximadamente 5,54 años. Las observaciones realizadas por el Observatorio de rayos X Chandra muestran que otra supernova procedente de una estrella similar a Eta Carinae se vio precedida por erupciones semejantes a las que ésta muestra con cierta frecuencia, por lo que sería posible que, en cualquier momento, esta estrella se convirtiera en supernova.[30]​ Debido a la cercanía de esta estrella a la Tierra (7500 años luz, una distancia ínfima comparada con la lejanía de las supernovas observadas en otras galaxias), un fenómeno de este tipo se convertiría en uno de los acontecimientos astronómicos más importantes de todos los tiempos.

Distancia

[editar]

La distancia a Eta Carinae ha sido determinada por varios métodos diferentes, resultando en un valor ampliamente aceptado de 2330 parsecs (7600 años luz), con un margen de error alrededor de 100 parsecs (330 años luz).[31]​ La distancia a Eta Carinae en sí no se puede medir usando paralaje debido a la nebulosidad que la rodea, pero se espera que otras estrellas en el cúmulo Trumpler 16 estén a una distancia similar y sean accesibles para el paralaje. Gaia Data Release 2 ha proporcionado el paralaje de muchas estrellas consideradas miembros de Trumpler 16, al descubrir que las cuatro estrellas de clase O más calientes de la región tienen paralajes muy similares con un valor medio de 0,383±0,017 milisegundos de arco (mas), lo que se traduce en una distancia de 2600±100 parsecs. Esto implica que Eta Carinae puede estar más distante de lo que se pensaba, y también más luminosa, aunque aún es posible que no esté a la misma distancia que el cúmulo o que las medidas de paralaje tengan grandes errores sistemáticos.[32]​

Las distancias a los cúmulos de estrellas se pueden estimar utilizando un diagrama de Hertzsprung-Russell o un diagrama de color-color para calibrar la magnitud absoluta de las estrellas, por ejemplo ajustando la secuencia principal o identificando características como una rama horizontal, y por lo tanto su distancia de la Tierra. También es necesario conocer la cantidad de extinción interestelar del cúmulo y esto puede ser difícil en regiones como la nebulosa de Carina.[33]​ Una distancia de 7330 años luz (2250 parsecs) se ha determinado a partir de la calibración de las luminosidades de estrella tipo O en Trumpler 16.[34]​ Después de determinar una corrección de enrojecimiento anormal a la extinción, se midió la distancia tanto a Trumpler 14 como a Trumpler 16 en 9500±1000 años luz (2900±300 parsecs).[35]​

La tasa de expansión conocida de la nebulosa del Homúnculo proporciona un método geométrico inusual para medir su distancia. Suponiendo que los dos lóbulos de la nebulosa son simétricos, la proyección de la nebulosa sobre el cielo depende de su distancia. Valores de 2300, 2250 y 2300 parsecs se han derivado para el homúnculo, y Eta Carinae está claramente a la misma distancia.[31]​

Véase también

[editar]

Referencias

[editar]
  1. ↑ Halley, Edmund (1679). 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. Archivado desde el original el 6 de noviembre de 2015. 
  2. ↑ a b c d e f g h Frew, David J. (2004). «El registro histórico de η Carinae. I. The Visual Light Curve, 1595-2000». The Journal of Astronomical Data 10 (6): 1-76. Bibcode:6F 2004JAD....10.... 6F. 
  3. ↑ Warner, Brian (2002). «Lacaille 250 años después». Astronomy and Geophysics 43 (2): 2.25-2.26. Bibcode:2002A&G....43b..25W. ISSN 1366-8781. 
  4. ↑ Wagman, Morton (2003). Lost Stars: Lost, missing and troublesome stars from the catalogues of Johannes Bayer, Nicholas Louis de Lacaille, John Flamsteed, and sundry others. Blacksburg, VA: The McDonald & Woodward Publishing Company. pp. 7-8, 82-85. ISBN 978-0-939923-78-6. 
  5. ↑ 陳久金 (Chen Jiu Jin) (2005). Mitología del horóscopo chino (en chino). 台灣書房出版有限公司 (Taiwan Book House Publishing Co., Ltd.). ISBN 978-986-7332-25-7. 
  6. ↑ 陳輝樺 (Chen Huihua), ed. (28 de julio de 2006). nmns.edu.tw/2006/0607/ap060728.html «Actividades de Exposición y Educación en Astronomía». nmns.edu.tw (en chino). Consultado el 30 de diciembre de 2012. 
  7. ↑ a b Herschel, John Frederick William (1847). Resultados de las observaciones astronómicas realizadas durante los años 1834, 5, 6, 7, 8, en el Cabo de Buena Esperanza: siendo la finalización de un estudio telescópico de toda la superficie de los cielos visibles, iniciado en 1825 1. London: Smith, Elder and Co. pp. 33-35. Bibcode:1847raom.book.....H. 
  8. ↑ a b Smith, Nathan; Frew, David J. (2011). «Una curva de luz histórica revisada de Eta Carinae y el calendario de encuentros cercanos periastrónicos». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 415 (3): 2009-2019. Bibcode:.2009S 2011MNRAS.415 .2009S. S2CID 118614725. arXiv:1010.3719. 
  9. ↑ a b c Damineli, A. (1996). «El ciclo de 5,52 años de Eta Carinae». Astrophysical Journal Letters 460: L49. Bibcode:1996ApJ...460L..49D. doi:10.1086/309961. 
  10. ↑ O más exactamente gala-gala gurrk waa, con el inicio de gurrk "mujer" perdido en Stanbridge. Reid, Julie (2008). Gramática y diccionario de la comunidad wergaia. 
  11. ↑ Hamacher, Duane W.; Frew, David J. (2010). «An Aboriginal Australian Record of the Great Eruption of Eta Carinae». Journal of Astronomical History and Heritage 13 (3): 220-234. Bibcode:2010JAHH...13..220H. S2CID 118454721. arXiv:4610 1010. 4610. 
  12. ↑ Davidson, Kris; Humphreys, Roberta M. (1997). «Eta Carinae y su entorno». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 35: 1-32. Bibcode:1997ARA&A..35....1D. S2CID 122193829. 
  13. ↑ Humphreys, Roberta M.; Davidson, Kris; Smith, Nathan (1999). «La segunda erupción de η Carinae y las curvas de luz de las variables η Carinae». The Publications of the Astronomical Society of the Pacific 111 (763): 1124-1131. Bibcode:.111.1124H 1999PASP. .111.1124H. doi:10.1086/316420. 
  14. ↑ Smith, Nathan (2004). «La velocidad sistémica de Eta Carinae». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 351 (1): L15-L18. Bibcode:L..15S 2004MNRAS.351 L..15S. S2CID 17051247. arXiv:astro-ph/0406523. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07943.x. 
  15. ↑ Ishibashi, Kazunori; Gull, Theodore R.; Davidson, Kris; Smith, Nathan; Lanz, Thierry; Lindler, Don; Feggans, Keith; Verner, Ekaterina; Woodgate, Bruce E.; Kimble, Randy A.; Bowers, Charles W.; Kraemer, Steven; Heap, Sarah R.; Danks, Anthony C.; Maran, Stephen P.; Joseph, Charles L.; Kaiser, Mary Elizabeth; Linsky, Jeffrey L.; Roesler, Fred; Weistrop, Donna (2003). «Descubrimiento de un pequeño homúnculo dentro de la nebulosa del homúnculo de η Carinae». The Astronomical Journal 125 (6): 3222. Bibcode:3222I 2003AJ....125. 3222I. doi:10.1086/375306. 
  16. ↑ Thackeray, A. D. (1953). «Nota sobre el brillo de Eta Carinae». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 113 (2): 237-238. Bibcode:..237T 1953MNRAS.113 ..237T. doi:10.1093/mnras/113.2.237. 
  17. ↑ Damineli, Augusto; Kaufer, Andreas; Wolf, Bernhard; Stahl, Otmar; Lopes, Dalton F.; de Araújo, Francisco X. (2000). «Η Carinae: Binarity Confirmed». The Astrophysical Journal 528 (2): L101-L104. Bibcode:2000ApJ...528L.101D. PMID 10600628. S2CID 9385537. arXiv:astro-ph/9912387. 
  18. ↑ Ishibashi, K.; Corcoran, M. F.; Davidson, K.; Swank, J. H.; Petre, R.; Drake, S. A.; Damineli, A.; White, S. (1999). «Variaciones recurrentes de la emisión de rayos X de η Carinae y la hipótesis de la binaria». The Astrophysical Journal 524 (2): 983. Bibcode:1999ApJ...524..983I. doi:10.1086/307859. 
  19. ↑ Mehner, Andrea; Davidson, Kris; Ferland, Gary J.; Humphreys, Roberta M. (2010). «High-excitation Emission Lines near Eta Carinae, and Its Likely Companion Star». The Astrophysical Journal 710 (1): 729-742. Bibcode:2010ApJ...710..729M. S2CID 5032987. arXiv:0912.1067. doi:10.1088/0004-637X/710/1/729. 
  20. ↑ Humphreys, R. M.; Martin, J. C.; Mehner, A.; Ishibashi, K.; Davidson, K. (2014). «Eta Carinae - Atrapada en la transición hacia el mínimo fotométrico». The Astronomer's Telegram 6368: 1. Bibcode:2014ATel.6368....1H. 
  21. ↑ Mehner, Andrea; Ishibashi, Kazunori; Whitelock, Patricia; Nagayama, Takahiro; Feast, Michael; Van Wyk, Francois; De Wit, Willem- Jan (2014). «Pruebas en el infrarrojo cercano pruebas en infrarrojo de un aumento repentino de la temperatura en Eta Carinae». Astronomy & Astrophysics 564: A14. Bibcode:2014A&A...564A..14M. S2CID 119228664. arXiv:4999 1401. 4999. doi:10.1051/0004-6361/201322729. 
  22. ↑ Landes, H.; Fitzgerald, M. (2010). «Photometric observations of the η Carinae 2009.0 spectroscopic event». Publications of the Astronomical Society of Australia 27 (3): 374-377. Bibcode:2010PASA...27..374L. S2CID 118568091. arXiv:0912.2557. doi:10.1071/AS09036. 
  23. ↑ Martin, John C.; Mehner, A.; Ishibashi, K.; Davidson, K.; Humphreys, R.M. (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. Bibcode:2014AAS...22315109M. 
  24. ↑ Hamaguchi, Kenji; Corcoran, Michael F; Pittard, Julian M; Sharma, Neetika; Takahashi, Hiromitsu; Russell, Christopher M. P; Grefenstette, Brian W; Wik, Daniel R; Gull, Theodore R; Richardson, Noel D; Madura, Thomas I; Moffat, Anthony F. J (2018). «Non- rayos X térmicos de la aceleración del choque del viento de colisión en la binaria masiva Eta Carinae». Nature Astronomy 2 (9): 731-736. Bibcode:..2..731H 2018NatAs. ..2..731H. S2CID 126188024. arXiv:1904.09219. doi:10.1038/s41550-018-0505-1.  Alt URL
  25. ↑ «GIF de una simulación por ordenador de los vientos estelares de Eta Carinae». NASA. Consultado el 2 de agosto de 2018. 
  26. ↑ Bortle, John E. (2001). «Introducing the Bortle Dark-Sky Scale». Sky and Telescope 101 (2): 126. Bibcode:B 2001S&T...101b.126 B. 
  27. ↑ Thompson, Mark (2013). google.com/books?id=SOfRFJBy-igC&q=%22Eta+Carinae%22+canopus&pg=PT35 A Down to Earth Guide to the Cosmos. Random House. ISBN 978-1-4481-2691-0. 
  28. ↑ Ian Ridpath (1 de mayo de 2008). Astronomía. Dorling Kindersley. ISBN 978-1-4053-3620-8. 
  29. ↑ Kronk, Gary R. (2013). Meteor Showers: An Annotated Catalog. Nueva York, Nueva York: Springer Science & Business Media. p. 22. ISBN 978-1-4614-7897-3. 
  30. ↑ «Tras la pista de una nueva supernova.» El País.
  31. ↑ a b Walborn, Nolan R. (2012). «The Company Eta Carinae Keeps: Stellar and Interstellar Content of the Carina Nebula». Eta Carinae and the Supernova Impostors. Astrophysics and Space Science Library 384. pp. 25-27. Bibcode:2012ASSL..384...25W. ISBN 978-1-4614-2274-7. doi:10.1007/978-1-4614-2275-4_2. 
  32. ↑ Davidson, Kris; Helmel, Greta; Humphreys, Roberta M. (2018). «Gaia, Trumpler 16, and Eta Carinae». Research Notes of the American Astronomical Society 2 (3): 133. Bibcode:2018RNAAS...2c.133D. S2CID 119030757. arXiv:1808.02073. doi:10.3847/2515-5172/aad63c. 
  33. ↑ The, P. S.; Bakker, R.; Antalova, A. (1980). «Studies of the Carina Nebula. IV – A new determination of the distances of the open clusters TR 14, TR 15, TR 16 and CR 228 based on Walraven photometry». Astronomy and Astrophysics Supplement Series 41: 93. Bibcode:1980A&AS...41...93T. 
  34. ↑ Walborn, N. R. (1995). «The Stellar Content of the Carina Nebula (Invited Paper)». Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias 2: 51. Bibcode:1995RMxAC...2...51W. 
  35. ↑ Hur, Hyeonoh; Sung, Hwankyung; Bessell, Michael S. (2012). «Distance and the Initial Mass Function of Young Open Clusters in the η Carina Nebula: Tr 14 and Tr 16». The Astronomical Journal 143 (2): 41. Bibcode:2012AJ....143...41H. S2CID 119269671. arXiv:1201.0623. doi:10.1088/0004-6256/143/2/41. 

Enlaces externos

[editar]
Obtenido de «https://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Eta_Carinae&oldid=161107806»