Eta Carinae é um intrigante sistema estelar duplo que contém uma das maiores e mais brilhantes estrelas da Via Láctea.
Raios-X de Eta Carinae dar pistas sobre o sistema, incluindo a forma como os ventos das estrelas interagir.
Os astrónomos têm observado Eta Carinae com Chandra desde o telescópio foi lançado em 1999.
O sistema da estrela Eta Carinae não falta para o superlativos. Não se limita a conter uma das maiores e mais brilhantes estrelas em nossa galáxia , pesando pelo menos 90 vezes a massa do Sol, também é extremamente volátil e deve ter pelo menos uma supernova explosão no futuro.
Como um dos primeiros objetos observados pelo Observatório de Raios-X Chandra da NASA após o seu lançamento cerca de 15 anos atrás, este sistema de estrelas duplas continua a revelar novas pistas sobre a sua natureza através dos raios-X que gera.
Os astrônomos relataram comportamento extremamente volátil de Eta Carinae, no século 19, quando se tornou muito brilhante por duas décadas, suplantando quase todas as estrelas em todo o céu. Este evento tornou-se conhecido como o "Grande Eruption". Os dados de telescópios modernos revelam que Eta Carinae jogou fora cerca de dez vezes a massa do Sol durante esse tempo. Surpreendentemente, a estrela sobreviveu a esta expulsão tumultuoso de material, acrescentando que "extremamente resistentes" à sua lista de atributos.
Hoje, os astrônomos estão tentando aprender mais sobre as duas estrelas no sistema Eta Carinae e como eles interagem uns com os outros. Quanto mais pesada das duas estrelas está perdendo rapidamente a massa através do vento de streaming longe de sua superfície em mais de um milhão de quilômetros por hora. Embora não seja o expurgo gigante da Grande Erupção, essa estrela ainda está perdendo massa a um ritmo muito elevado, que se somarão a massa do Sol em cerca de um milênio.
Embora menor do que o seu parceiro, a estrela companheira em Eta Carinae é também enorme, pesando cerca de 30 vezes a massa do Sol Ele está perdendo matéria a uma taxa que é cerca de cem vezes menor do que o seu parceiro, mas ainda assim uma perda de peso prodigioso comparação com a maioria de outras estrelas. A estrela companheira bate a estrela maior na velocidade do vento, com seu vento marcando em quase dez vezes mais rápido.
Quando estes dois ventos rápidos e poderosos colidem, eles formam um arco de choque - semelhante ao boom sônico de um avião supersônico - que, em seguida, aquece o gás entre as estrelas. A temperatura do gás atinge cerca de dez milhões de graus, a produção de raios-X que Chandra detecta.
A imagem Chandra de Eta Carinae mostra baixos raios-X de energia em, raios-X de energia médias vermelhas em raios-X verde, e de alta energia no azul. A maior parte da emissão vem de raios-X de baixa energia e alta. A fonte ponto azul é gerada pelos ventos que colidem, e da emissão azul difusa é produzido quando o material que foi purgado durante a Grande Erupção reflete os raios-X. Os raios-X de baixa energia suplementar para mostrar onde os ventos das duas estrelas, ou talvez o material da grande erupção, são marcantes material circundante. Este material circundante pode consistir de gás que foi ejetado antes da grande erupção.
Uma característica interessante do sistema Eta Carinae é que as duas estrelas viajar em torno de si ao longo de caminhos altamente elípticas durante a sua longa órbita cinco e meia-ano. Dependendo de onde cada estrela é a sua trajectória em forma oval, a distância entre as duas estrelas muda de um factor de vinte. Essas trajetórias ovais dar astrônomos a oportunidade de estudar o que acontece com os ventos de estas estrelas quando colidem em distâncias diferentes um do outro.
Durante a maior parte da órbita do sistema, os raios-X são mais fortes no ápice, a região onde os ventos colidir de frente. No entanto, quando as duas estrelas estão no seu mais próximo durante a sua órbita (um ponto que os astrônomos chamam de "periastron"), a emissão de raios-X mergulha de forma inesperada.
Para entender a causa desse mergulho, astrônomos observaram Eta Carinae com Chandra em periastron no início de 2009. Os resultados desde a primeira imagem detalhada da emissão de raios-X dos ventos que colidem em Eta Carinae. O estudo sugere que uma parte da razão para o mergulho no periastron é que os raios X a partir do vértice são bloqueados pelo vento densa da estrela mais maciça em Eta Carinae, ou talvez pela superfície da própria estrela.
Outro factor responsável por o mergulho do raio X é que a onda de choque parece ser interrompida perto periastron, possivelmente por causa de arrefecimento mais rápido dos gases devido ao aumento da densidade, e / ou uma diminuição na força do vento da estrela companheira por causa da adicional radiação ultravioleta da estrela maciça alcançá-lo. Os pesquisadores esperam que as observações do Chandra da última periastron em agosto 2014 irá ajudá-los a determinar a verdadeira explicação.
Estes resultados foram publicados no 01 de abril de 2014 edição do The Astrophysical Journal e estão disponíveis online. O primeiro autor do papel é Kenji Hamaguchi do Goddard Space Flight Center em Greenbelt, MD, e seus co-autores são Michael Corcoran do Goddard Space Flight Center (GSFC); Christopher Russell, da Universidade de Delaware, em Newark; A. Pollock da Agência Espacial Europeia, em Madrid, Espanha; Theodore Gull, Mairan Teodoro, e Thomas I. Madura de GSFC; Augusto Damineli pela Universidade de São Paulo, em São Paulo, Brasil e Julian Pittard, da Universidade de Leeds, no Reino Unido.
Marshall Space Flight Center da NASA em Huntsville, Alabama, gerencia o programa Chandra for Science Mission Directorate da Nasa, em Washington, DC. O Observatório Astrofísico Smithsonian, em Cambridge, Massachusetts, controla as operações científicas e os voos de Chandra.
Fatos para Eta Carinae:
Crédito NASA / CXC / GSFC / K.Hamaguchi, et al.
Data De Lançamento 26 de agosto de 2014
Escala A imagem é de cerca de 2 minutos de arco de diâmetro (cerca de 4,6 anos-luz)
Categoria Normais Estrelas & Aglomerados Estelares
Coordenadas (J2000) 04s 45m RA 10h | dezembro -59 ° 41 '03 "
Constelação Carina
Data de Observação 8 pointings entre setembro 1999 e fevereiro 2009
Observação Tempo 30 horas (1 dia 6 horas).
Obs. Identidade 50, 1249, 4455, 9933-9937
Instrumento ACIS
Referências Hamaguchi, K. et al, 2014, APJ 784, 125; arXiv: 1401,5870
Código de Cores Raios-X (Red, Green, Blue)
Raio X
Distância Estimate Cerca de 7.500 anos-luz
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