Eta Carinae

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
η Carinae A / B
EtaCarinae.jpg
Imagine făcută de Telescopul Spațial Hubble care prezintă Eta Carinae și Nebuloasa Homunculus care o înconjoară.
Descoperire 1595
Clasificare Albastru stea hipergigantă binar
Clasa spectrală B + O / WR
Tipul variabilei Variabila S Doradus
Distanța de la Soare 7 000 –8 000 al
Constelaţie Coca
Coordonatele
(la momentul respectiv J2000.0 )
Ascensiunea dreaptă 10 h 45 m 03.591 s [1]
Declinaţie −59 ° 41 ′ 04,26 ″ [1]
Lat. galactic 287,5969 [1]
Lung. galactic −00,6295 [1]
Parametrii orbitali
Excentricitate 0,9
Date fizice
Raza medie 80 - 180 /? R ⊙
Masa
90/30? [2] [3] M ⊙
Perioada de rotație ? și 0,6 zile
Viteza de rotație ~ 17 km / s
Temperatura
superficial		 36-40000 K (medie)
Luminozitate
5 × 10 6 / 1 × 10 6 L ⊙
Indicele de culoare ( BV ) 0,61
Vârsta estimată <3 și 6 ani
Date observaționale
Aplicația Magnitude. medie 6,21 [1] (max -0,8 - min 7,9)
Magnitudine abs. −12 [4]
Parallax 7,56 ± 0,48 max
Motocicletă proprie AR : 44,22 mase / an
Dec : -11,74 mase / an
Viteza radială −17,0 km / s
Nomenclaturi alternative
Foramen, Tseen She, HR 4210, CD -59 ° 2620, HD 93308, SAO 238429, WDS 10451-5941, IRAS 10431-5925, GC 14799, CCDM J10451-5941, TYC 8626-02809-1.
Editați datele pe Wikidata · Manual

Coordonate : Carta celeste 10 h 45 m 03.591 s , -59 ° 41 ′ 04.26 ″

Eta Carinae ( η Car / η Carinae , numită și Foramen și Tseen She ) este o stea binară a cărei componentă principală este un hipergiant albastru . Situată în constelația Carina , este o variabilă de tipul S Doradus care, înainte de descoperirea R136a1, era cea mai masivă stea cunoscută și una dintre cele mai strălucitoare (de 5 milioane de ori mai mult decât Soarele).

Steaua se află într-o nebuloasă mare și strălucitoare cunoscută sub numele de Nebuloasă Carina ( NGC 3372 sau Nebuloasă Keyhole ) și este înconjurată de un plic, erupt chiar de steaua, care ia numele Nebuloasei Homunculus . Având în vedere masa sa și fenomenele de instabilitate manifestate de stea, astronomii cred că steaua va exploda într-o supernovă sau chiar în hipernovă în următorul milion de ani, deși nu este exclus ca acest lucru să se întâmple peste câteva mii de ani de acum înainte. [5]

Se credea anterior că este o singură stea, observațiile de la începutul secolului XXI au sugerat că Eta Carinae este de fapt o stea binară , cu un însoțitor plasat pe o orbită excentrică cu o perioadă de 5,52 ani. [6] Principala este o stea foarte masivă, cu o masă de aproximativ 90 de ori mai mare decât a Soarelui și de 5 milioane de ori mai strălucitoare. Există o incertitudine mai mare pe secundar, care ar putea avea o masă de aproximativ treizeci de ori mai mare decât a soarelui și ar fi de un milion de ori mai strălucitoare decât steaua noastră. [2]

Observare

Harta cerească a părții de est a Carenei; Nebuloasa Carina este pata verde care se extinde aproape până în centrul hărții. În centrul său, confundat cu alte stele, se află η Car.

Eta Carinae este o stea a emisferei sudice : se găsește în granițele estice ale constelației Carena ; declinul său, egal cu -59 °, îl face invizibil din majoritatea regiunilor boreale, precum Europa , majoritatea Americii de Nord și Asia ; din regiunile centrale și sudice ale Australiei și Americii de Sud , precum și din Africa de Sud , apare în schimb circumpolar . [7]

În ciuda naturii sale de stea hiperigantă, Eta Carinae este invizibilă cu ochiul liber , fiind de magnitudine +6,21; în alte epoci era însă foarte evident într-un cer înstelat (propria scrisoare a nomenclaturii Bayer confirmă acest lucru), atingând și chiar depășind strălucirea stelei Canopus , în 1843 . [8] Zona cerului în care este observată steaua este extrem de complexă: este de fapt situată într-un vast complex nebulos, Nebuloasa Carina , în care strălucesc numeroase alte stele de magnitudinea a patra, a cincea și a șasea, unele cu mase similare cea a Eta Carinae, dintre care multe grupate în grupuri . Regiunea este una dintre cele mai bogate zone ale cerului în stele și obiecte și corespunde întinderii Căii Lactee din sud, la vest de Centaur și Crucea de Sud . [9] Eta Carinae poate fi deja distinsă cu binoclul și, deși cu o anumită dificultate, recunoscută în comparație cu celelalte stele din zonă, deoarece este situată chiar în centrul nebuloasei, de asemenea, clar vizibilă ca o lumină punctuală aparent împărțită în două părți de o bandă întunecată care arată ca o încuietoare; telescoapele amatori permit identificarea unor detalii ale nebuloasei și ale stelelor din apropiere, în timp ce Eta Carinae rămâne o stea albăstruie aparent lipsită de particularități.

Caracteristici

Interiorul nebuloasei Eta Carinae, unde steaua este vizibilă

η Carinae este în prezent cea mai strălucitoare și mai masivă stea la 3 kpc de Soare ; această apropiere îl face un obiect special de studiu al astrofizicienilor. Chiar dacă este posibil ca alte stele cunoscute să fie de fapt mai masive și mai strălucitoare , η Carinae este deocamdată singura care are cea mai mare luminozitate constatată pe baza datelor precise provenite din analizele efectuate pe majoritatea lungimilor de undă ale spectrului electromagnetic. . : de fapt, alte stele, care la o primă estimare au fost considerate cele mai strălucitoare cunoscute, cum ar fi Gun Star , au fost ulterior redimensionate în lumina unor date noi și mai precise. Luminozitatea lui η Carinae ar depăși cea a stelei noastre de peste cinci milioane de ori.

Stelele masei și luminozității lui η Carinae sunt foarte rare: se estimează că o galaxie medie, cum ar fi Calea Lactee, poate conține nu mai mult de câteva zeci. [5] Se crede că aceste stele ating așa-numita limită Eddington , adică valoarea maximă care poate fi atinsă de presiunea radiației fără ca aceasta să arunce straturile exterioare ale stelei; stelele cu mai mult de 120 de mase solare ar putea teoretic să depășească această limită, dar par să aibă o gravitație suficient de puternică pentru a menține steaua intactă în ciuda radiației foarte puternice.

Variabilitate

Un aspect foarte particular al Eta Carinae este luminozitatea sa variabilă; de fapt, steaua se numără printre variabilele de tip S Doradus , o clasă de variabile care include stele foarte masive, de culoare albastră și foarte strălucitoare. [10]

Constelația Carina așa cum trebuie să fi apărut când η Car a atins luminozitatea maximă în 1843. η Car este steaua strălucitoare din partea de nord-est a constelației; steaua strălucitoare din partea opusă a constelației este Canopus (α Car), în prezent a doua cea mai strălucitoare stea din cer.

Când a fost catalogată pentru prima dată în 1677 de Edmond Halley , steaua a apărut de a patra magnitudine ; cu toate acestea, încă din 1730 observatorii observaseră că steaua a suferit o creștere semnificativă a luminozității, atât de mult încât a fost una dintre cele mai strălucitoare stele din constelație. În anii următori, steaua și-a redus progresiv luminozitatea, revenind în 1782 la magnitudinea inițială. Începând din 1820 steaua a început să crească în strălucire și până în 1827 a fost de zece ori mai strălucitoare, cu o magnitudine aproape egală cu 0; în aprilie 1843 steaua a atins luminozitatea maximă, când, în ciuda distanței sale enorme ( 7 000 –10 000 al ), a devenit a doua cea mai strălucitoare stea din cer, după Sirius , cu o magnitudine de -0,8. Apoi, luminozitatea a scăzut și, între 1900 și 1940, a avut doar magnitudinea a opta, invizibilă cu ochiul liber. [11] Luminozitatea a început apoi să crească încet, până când a atins, în 2004 , o magnitudine între 5 și 6, după o dublare neașteptată a luminozității sale între 1998 și 1999 . [8]

Mediul din jurul Eta Carinae prezintă urme de explozii mari, ultima dintre acestea având loc în jurul valorii de maxim 1843. Motivul pentru astfel de fenomene este încă parțial necunoscut, dar astronomii tind să le atribuie presiunii de radiație acumulate de strălucirea enormă a stelei. . Materialul expulzat ca urmare a acestor fenomene energetice a format o nebuloasă bipolară cu apariția unei clepsidre în jurul stelei: Nebuloasa Homunculus . Forma sa este tipică nebuloaselor care se formează prin expulzarea materiei din polii unei stele, a cărei precesiune descrie o circumferință în spațiu prin legarea preferențială a materiei ejectate într-o structură în formă de clepsidră.

Fenomenul din 1843 a fost definit de astrofizicieni ca o supernovă falsă : de fapt, Eta Carinae a produs în câțiva ani o cantitate de lumină vizibilă comparabilă cu cea radiată de o supernovă , dar a supraviețuit evenimentului. Acest eveniment ar putea reprezenta pentru η Carinae fie un fenomen brusc de instabilitate superficială, manifestat prin rachete puternice, [5], fie o supernovă eșuată. După 160 de ani, cauza acestei explozii bruște rămâne încă în mare parte necunoscută. [10]

Stea binară?

În vara anului 2003 , steaua a suferit un „minim spectroscopic”, sau slăbirea unor linii spectrale , atribuită prezenței probabile pe orbită a unei stele însoțitoare. Astronomii au organizat o campanie densă de observare, atât folosind telescoape mari la sol (cum ar fi Telescopul foarte mare ), cât și telescoape spațiale (mai presus de toate Hubble , Chandra și INTEGRAL ), [8] pentru a determina dacă într-adevăr η Carinae era o stea binară și , dacă da, identificați steaua însoțitoare; în plus, campania de observare a avut ca scop determinarea mecanismelor fizice din spatele „minimelor spectroscopice” și înțelegerea oricărei relații dintre aceste fenomene și erupțiile pe scară largă observate în secolul al XIX-lea . O analiză aprofundată a curbei de lumină a η Car în raze X constată că astronomii sunt de acord cu explicația emisiei X a stelei ca interacțiune între vânturile stelare ale celor două componente ale unui sistem binar. Aceste rezultate au fost rafinate prin observații ulterioare la frecvențele undelor radio . [12]

Monitorizarea spectroscopică a stelei a arătat că anumite linii de emisie s-au slăbit ciclic la fiecare 5,52 ani și că această perioadă a fost stabilă de zeci de ani; [6] , de asemenea, emisia radio [13] și X [14] ale stelei au arătat o deviere în această perioadă de timp. Aceste variații, împreună cu observațiile din ultraviolete , oferă o credibilitate destulă a faptului că Eta Carinae este într-adevăr o stea binară, în care o stea fierbinte, cu masă mai mică decât hipergiantul, orbitează în jurul ei la fiecare 5,52 ani conform o traiectorie eliptică puternic excentrică . [15] Coliziunea vânturilor stelare a celor două componente are loc atunci când acestea se află în periastro .

Radiația ionizantă emisă de bontul Eta Carinae ar fi, de asemenea, principala sursă de radiație a sistemului; o mare parte a radiației emise ar fi apoi absorbită de vântul primarului atunci când se ciocnește cu vântul secundarului provocând o undă de șoc . Cantitatea de radiație absorbită depinde de factorul de compresie al undei de șoc pe vântul primarului. [16] Variația absorbției vântului primarului în urma coliziunii modifică structura gazului circumstelar ionizat și oferă o explicație a curbei de emisie particulare în undele radio ale stelei. Modificările mai rapide ale corespondenței cu trecerea la periastro sunt atribuite începutul unei faze de creștere . [12]

Regularitatea anterioară a ciclului a fost supărată în 2008. [17] Conform ciclului de 5,52 ani, steaua ar fi trebuit să înceapă faza de slăbire în ianuarie 2009 , dar observațiile efectuate de telescoapele Gemeni au constatat o anticipare a acestei faze până în iulie. 2008 . Măsurătorile spectrografice au arătat o creștere a radiațiilor la lungimile de undă albastre ale heliului puternic ionizat, atribuite inițial coliziunii dintre vânturile celor două componente ale sistemului; dacă s-ar datora naturii binare a η Carinae, evenimentul s-ar fi întâmplat prea departe în timp pentru ca vânturile să interacționeze într-un mod atât de semnificativ. Prin urmare, cauza evenimentului recent este încă o chestiune de dezbatere. [17]

În iulie 2014, s -a găsit un flux considerabil mai mare de raze X comparativ cu vârfurile din 1995, 2003 și 2009, ceea ce sugerează că ceva din emisia vânturilor uneia dintre cele două componente s-a schimbat. Astronomii cred că ceva s-a schimbat în secundar datorită variabilității razelor X care ar trebui să fie generate în vecinătatea secundarului, în timp ce emisia de heliu , observată și în 2003 și care ar trebui să fie produsă de vânturile mai dense, dar mai lente ale prima, a rămas mai mult sau mai puțin constantă în timpul exploziei din 2014. Cu toate acestea, secundara este puțin cunoscută și nu se știe încă care dintre cele două stele a fost responsabilă pentru explozia din 1843. [2] [18]

Evoluția viitoare

Stelele foarte masive, cum ar fi η Carinae în sine, își consumă combustibilul nuclear foarte repede și, prin urmare, au luminozități disproporționat de mari; astfel de stele au deci o viață foarte scurtă, egală cu câteva milioane de ani, după care își vor încheia existența explodând într-o supernovă de tip Ib sau Ic sau chiar într-o hipernovă . Se crede că Eta Carinae va suferi o explozie în următorii milioane de ani; cu toate acestea, deoarece vârsta și stadiul său evolutiv sunt încă incerte, posibilitatea ca Eta Carinae să devină supernovă în următorii milenii sau chiar în câțiva ani nu este îndepărtată. [5]

Faza variabilei S Doradus, în care se află acum steaua, se crede că este o fază naturală în evoluția stelelor supermasive; teoriile predominante despre evoluția stelară sugerează că aceste stele vor trece apoi printr-o fază de puternică pierdere de masă devenind stele Wolf-Rayet și apoi vor exploda în supernove, dacă au pierdut prea multă masă pentru a exploda în hipernove. [19]

SN 2006gy (sus dreapta) și galaxia sa NGC 1260 (jos stânga), radiografiat de la observatorul Chandra .

În ultima perioadă, un posibil analog al Eta Carinae a fost observat într-o galaxie din afara Căii Lactee: este steaua progenitoare a SN 2006jc , [20] situată în galaxia UGC 4904 din constelația Lynx , la 77 de milioane de ani lumină distanță . [21] S-a manifestat, la 20 octombrie 2004, o creștere bruscă a luminozității, atât de mult încât un astronom amator japonez , Kōichi Itagaki , a considerat-o o supernovă; cu toate acestea, steaua a supraviețuit evenimentului, dar în cele din urmă a explodat într-o supernovă de tip Ib doi ani mai târziu, pe 9 octombrie 2006, atingând magnitudinea aparentă de 13,8. Creșterea inițială a luminozității a fost definită de astronomi ca o supernovă falsă , a cărei explozie a expulzat o cantitate de materie egală cu aproximativ 0,01 M ⊙ ( ~ 20 M J ). [22]

Având în vedere asemănarea dintre Eta Carinae și sn 2006jc, Stefan Immler, Goddard Space Flight Center al NASA , sugerează că Eta Carinae poate exploda într-un timp scurt, cel mult câteva decenii; Nu este de aceeași părere Stanford Woosley, de la Universitatea din California, Santa Cruz , care crede că este mult mai probabil ca Eta Carinae să se afle într-o fază nu prea avansată a evoluției sale și că are încă o cantitate vizibilă de material pentru a fi folosit în fuziunea nucleară , înainte de a exploda. [23]

Evenimente similare s-au produs și în NGC 1058 ( SN 1961v ) [24] și în NGC 1260 ( SN 2006gy ), care au explodat la 18 septembrie 2006; ambele galaxii se găsesc în constelația Perseus . Un număr de astronomi angajați în modelarea exploziilor de supernova cred că mecanismul de explozie al SN 2006gy este foarte similar cu ceea ce se va întâmpla la Eta Carinae. Cu toate acestea, explozia Eta Carinae va fi un spectacol unic: potrivit lui Dave Pooley, unul dintre descoperitorii SN 2006gy, luminozitatea sa aparentă va depăși cea a planetei Venus , atingând o magnitudine de -7,5, [25] atât de mult că va fi vizibilă și ziua și în timpul nopții va fi posibil să citești o carte în lumina ei. [26]

Soarta finală a unei stele masive: prăbușirea ei într- o gaură neagră și formarea unei raze gamma au izbucnit din avioanele relativiste .

Există o posibilitate concretă ca, atunci când steaua explodează într-o supernovă sau hipernovă, o cantitate mare de radiații potențial letale ar putea investi planeta noastră, dar este probabil ca biosfera să nu fie afectată în mod special datorită ecranării de protecție a atmosferei ( deși se referă în principal la razele γ ) și la magnetosferă . Daunele posibile cauzate de radiații ar viza cea mai înaltă parte a atmosferei, ozonosfera și misiunile astronautice în afara anvelopei atmosferice, inclusiv diferiții sateliți artificiali ; cu toate acestea, unii astrofizicieni cred că daunele cauzate ozonosferei de radiațiile supernova ar putea avea repercusiuni catastrofale asupra vieții însăși.
O supernovă sau hipernovă generată de Eta Carinae ar putea provoca, de asemenea, o explozie de raze gamma (GRB) de la ambii poli , de-a lungul axei de rotație a stelei. Conform estimărilor, energia transferată de un fenomen similar pe atmosfera terestră ar fi echivalentul unui kiloton de TNT (4,2 × 10 12 J ) pentru fiecare km² al suprafeței emisferei expuse evenimentului, depunând o cantitate de radiație ionizantă egală până la zece ori doza letală pentru orice formă de viață. [27]

Posibilitatea unui astfel de fenomen să lovească Pământul este destul de redusă, deoarece în prezent axa de rotație a stelei nu este îndreptată în direcția planetei noastre. Cu toate acestea, datorită fenomenului de precesiune , nu se poate exclude faptul că în viitor axa de rotație a η Carinae poate îndrepta spre planeta noastră; în plus, direcția de propagare a radiației și intensitatea acestora ar putea fi influențate foarte mult de faptul că Eta Carinae este un sistem binar. [5] Din aceste motive, astrofizicianul Mario Livio consideră că fenomenul va avea un impact redus asupra vieții planetei noastre. [25]

Notă

  1. ^ a b c d e V * eta Car - Variable Star , pe simbad.u-strasbg.fr , SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Adus 25/04/2008 .
  2. ^ a b c Observatoarele NASA aruncă o privire fără precedent asupra superstarului și carinei , nasa.gov , NASA , 7 ianuarie 2015. Accesat la 26 ianuarie 2015 .
  3. ^ Eta Carinae: New View of Doomed Star , la chandra.harvard.edu , Chandra X-ray Center. Adus 25/04/2008 .
  4. ^ Eta Carinae 2 , pe solstation.com . Accesat la 2 aprilie 2010 .
  5. ^ a b c d e RM Humphreys, KZ Stanek, Soarta celor mai masive stele , ASP Conference 332 , Astronomical Society of the Pacific, 2005.
  6. ^ a b A. Damineli, The 5.52 Year Cycle of Eta Carinae , în Astrophysical Journal , vol. 460, 1996, pp. L49, DOI : 10.1086 / 309961 .
  7. ^ O declinație de 59 ° S este egală cu o distanță unghiulară față de polul sudic ceresc de 31 °; ceea ce echivalează cu a spune că la sud de 31 ° S obiectul este circumpolar , în timp ce la nord de 31 ° N obiectul nu se ridică niciodată.
  8. ^ a b c Eduardo Fernández Lajús, Observații optice ale Eta Carinae la La Plata Observatory , pe etacar.fcaglp.unlp.edu.ar , Observatorio Astronómico de La Plata. Adus la 24 decembrie 2008 (arhivat din original la 31 ianuarie 2009) .
  9. ^ După cum se poate vedea din Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volumul II - emisfera sudică la + 6 ° , Richmond, Virginia, SUA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-15-8 .
  10. ^ a b N. Smith, SP Owocki, On the Role of Continuum-driven Eruptions in the Evolution of Very Massive Stars and Population III Stars , in Astrophysical Journal , vol. 645, nr. 1, iulie 2006, pp. L45-L48. Adus 27.01.2008 .
  11. ^ Curba de lumină ( JPG ) a Eta Carinae , pe etacar.fcaglp.unlp.edu.ar . Adus la 24 decembrie 2008 (arhivat din original la 15 august 2011) .
  12. ^ a b D. Falceta-Gonçalves, V. Jatenco-Pereira, Z. Abraham, Wind-wind collision in the η Carinae binary system: a shell-like event near periastron , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 357, 2005, p. 895, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2005.08682.x .
  13. ^ Stephen White, Radio outburst of Eta Carinae " , astro.umd.edu , Departamentul de Astronomie, Universitatea din Maryland College Park.
  14. ^ Michael Corcoran, curba de lumină cu raze X RXTE , la asd.gsfc.nasa.gov , Goddard Space Flight Center. Adus 10-12-2008 .
  15. ^ Nancy Neal-Jones, Bill Steigerwald, NASA Satellite Detects Massive Star Partner , la nasa.gov , NASA Goddard Space Flight Center, 1 noiembrie 2005.
  16. ^ A. Kashi, N. Soker, Modeling the Radio Light Curve of Eta Carinae , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 378, 2007, p. 1609, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2007.11908.x .
  17. ^ A b (EN) Rachel Courtland, „Supernova impostor” începe să se estompeze în mod neașteptat pe space.newscientist.com, serviciul de știri NewScientist , pe 7 august 2008 (depus de „ Original url 15 septembrie 2008).
  18. ^ Kelly Beatty, Eta Carinae's Throbbing X-ray Pulse . Skyandtelescope.com , Sky & Telescope, 16 ianuarie 2015. Adus 26 ianuarie 2015 .
  19. ^ Nathan Smith, On the Role of Continuum-driven Eruptions in the Evolution of Very Massive Stars , în The Astrophysical Journal , vol. 645, 2006, pp. L45, DOI : 10.1086 / 506523 .
  20. ^ Robert Naeye, Supernova Imposter Goes Supernova , la nasa.gov , NASA Goddard Space Flight Center, 4 aprilie 2007.
  21. ^ S. Robert, o stea masivă izbucnește , apoi explodează , în UC Berkeley News , 2007.
  22. ^ D. Shiga, ciudata explozie dublă a lui Star sugerează declanșatorul antimateriei , în New Scientist , vol. 2598, 2007, p. 18, DOI : 10.1016 / S0262-4079 (07) 62628-1 (arhivat din original la 14 mai 2008) .
  23. ^ Stanford E. Woosley, Explozii de raze gamma de pe discurile de acumulare a masei stelare în jurul găurilor negre , în Astrophysical Journal , vol. 405, martie 1993, pp. 273–277. Adus la 25 decembrie 2008 (arhivat din original la 2 ianuarie 2009) . .
  24. ^ Christopher J. Stockdale, Emisia radio decolorată din SN 1961v: dovezi pentru o supernovă specifică de tip II? , în Jurnalul Astronomic , vol. 122, 2001, p. 283, DOI : 10.1086 / 321136 .
  25. ^ a b Megastar explodează în cea mai strălucitoare supernova văzută vreodată , pe news.com.com , Reuters, 2007. Adus pe 7 mai 2007 (arhivat din original la 9 decembrie 2012) .
  26. ^ Star moare într-o explozie monstruoasă , pe news.bbc.co.uk , BBC News, 8 mai 2007.
  27. ^ Arnon Dar, A. De Rujula, Amenințarea la viață de la Eta Carinae și explozii de raze gamma [ link rupt ] , în Astrofizică și Fizica razelor gamma în seria spațială , XXIV, 2002, pp. 513-523.

Bibliografie

O porțiune din nebuloasa Eta Carinae, în interiorul căreia se află alte câteva stele masive.
  • (EN) Martin Schwarzschild, Structura și evoluția stelelor, Princeton University Press, 1958, ISBN 0-691-08044-5 .
  • (EN) Pickover Cliff, The Stars of Heaven , Oxford, Oxford University Press, 2001, ISBN 0-19-514874-6 .
  • (EN) John Gribbin, Mary Gribbin, Stardust: Supernovae and Life-The Cosmic Connection, Yale University Press, 2001, ISBN 0-300-09097-8 .
  • A. De Blasi, Stelele: naștere, evoluție și moarte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
  • AA.VV, Universul - Marea enciclopedie a astronomiei , Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia astronomiei și cosmologiei , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • W. Owen, și colab., Atlasul ilustrat al universului , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
  • J. Lindstrom, Stele, galaxii și mistere cosmice , Trieste, Editorial Science, 2006, ISBN 88-7307-326-3 .
  • C. Abbondi, Univers în evoluție de la nașterea până la moartea stelelor , Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7 .

Cărți celeste

  • Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volumul II - emisfera sudică la + 6 ° , Richmond, Virginia, SUA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-15-8 .
  • Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0 - Ediția a doua , Cambridge, SUA, Cambridge University Press, 1998, ISBN 0-933346-90-5 .
  • Tirion, The Cambridge Star Atlas 2000.0 , ediția a 3-a, Cambridge, SUA, Cambridge University Press, 2001, ISBN 0-521-80084-6 .

Elemente conexe

Alte proiecte

linkuri externe

Controllo di autorità LCCN ( EN ) sh00000390 · GND ( DE ) 4342628-1 · BNF ( FR ) cb16612794t (data)
Stelle Portale Stelle : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di stelle e costellazioni
Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Eta_Carinae&oldid=120820584 "