Hopp til innhold

Eta Carinae

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Bilde av Eta Carinae fra Hubble Space Telescope.[1]

Eta Carinae er stjernesystem rundt 7 500 lysår unna i stjernebildet Kjølen, med en lysstyrke over fem millioner ganger Solens. På 1840-tallet gjennomgikk den en voldsom eksplosjon som sendte mer enn 10 solmasser materie ut i verdensrommet. Eta Carinae var da en kort tid den nest mest lyssterke stjerna på nattehimmelen sett fra jorda. Eta Carinae er en binær stjerne. Man regner med at Eta Carinae vil eksplodere som en supernova når den går tom for kjernebrensel.[2]

Observasjonshistorie

[rediger | rediger kilde]

Eta Carinae ble først registrert som en stjerne av 4. magnitude på 1600- eller 1700-tallet. Den nådde status som den nest lyseste stjernen på himmelen på midten av 1800-tallet før den ble for svak til å ses med det blotte øye. På slutten av 1900-tallet ble den gradvis lysere igjen og var i 2014 synlig med 4. magnitude.

Oppdagelse og navn

[rediger | rediger kilde]

Det finnes ingen sikre observasjoner av Eta Carinae før 1600-tallet, men astronomen Pieter Keyser kan ha observert den rundt 1595-96. Edmond Halley registrerte stjernen i 1677 under navnet Sequens i stjernebildet Robur Carolinum.[3] Den ble senere kjent som Eta Carinae etter omstruktureringen av stjernebildet Argo Navis i 1879.[4][5]

Utbrudd

[rediger | rediger kilde]

I 1837 begynte stjernen et intenst utbrudd der den steg til første magnitude og kortvarig overgikk lysstyrken til stjerner som Canopus.[6][7] Etter utbruddet dannet støv rundt stjernen som fikk den til å falme og bli usynlig innen 1886.[8][9]

I 1887 begynte Eta Carinae å bli lysere igjen, og nådde 6. magnitude i 1892 før den raskt ble svakere igjen i 1895.[10][11][12]

20. århundre og nyere tid

[rediger | rediger kilde]

Fra 1900 holdt stjernen seg på rundt 7.6 magnitude, men begynte igjen å bli lysere i 1953.[13][9] Etter en markant lysøkning i 1998-99, ble den igjen synlig med det blotte øye. I 2014 var lysstyrken tilbake på 4.5 magnitude.[14] Observasjoner viser en 5.5-års syklus knyttet til dens binære stjernesystem, bekreftet ved spektroskopiske hendelser som sammenfaller med stjernenes nærmeste punkt (periastron) i banen.[15][16][17]

Avstand

[rediger | rediger kilde]

Avstanden til Eta Carinae er anslått til cirka 2330 parsec (7600 lysår) med en feilmargin på rundt 100 parsec. Parallaksemetoden kan ikke brukes direkte på Eta Carinae på grunn av den omringende tåken, men avstanden til andre stjerner i Trumpler 16-klyngen, som kan måles, antas å være lik. Gaia-data for de fire heteste O-stjernene i området gir en gjennomsnittlig parallakse på 0,383±0,017 millibuesekunder, tilsvarende en avstand på 2 600±100 parsec, noe som kan bety at Eta Carinae er lengre unna og mer lyssterk enn tidligere antatt.[18]

Stjernehoper som Trumpler 16 kan måles via Hertzsprung–Russell-diagrammer eller farge-diagrammer, som beregner avstand ut fra stjernenes absolutte lysstyrke. For Trumpler 16 er en avstand på 7330 lysår beregnet, men korrigering for unormal rødning gir en avstand på 9500±1000 lysår.[19][20] Homunculuståken rundt Eta Carinae gir også en avstandsmåling ved å bruke ekspansjonshastigheten og symmetrien i tåkelobene, noe som har gitt avstandsmål på 2250 til 2300 parsec.[21]

Egenskaper

[rediger | rediger kilde]
Eta Carinae B orbits in large ellipse, and Eta Carinae A in a smaller elliptical orbit.
Eta Carinaes bane

Eta Carinae systemet er en av de mest massive stjernene som kan studeres i detalj. Inntil nylig trodde man Eta Carinae var en enkelt stjerne, men den ble identifisert som et binærsystem i 1996 av astronomen Augusto Damineli,[9] og dette ble bekreftet i 2005.[22] Begge stjernene er delvis skjult av materiale utstøtt fra Eta Carinae A, og deres temperatur og lysstyrke må beregnes indirekte. Endringer i stjernevinden tyder på at selve stjernen kan bli synlig når støvet fra det store utbruddet omsider klarner.[23]

Bane

[rediger | rediger kilde]

Eta Carinae systemets binære natur er godt etablert, men komponentene er ikke direkte observert og kan heller ikke klart skilles ut spektroskopisk på grunn av spredning og gjenoppblussing i den omliggende tåken. Periodiske fotometriske og spektroskopiske variasjoner førte til søken etter en ledsagerstjerne, og modeller av kolliderende stjernevinder samt delvise "formørkelser" av enkelte spektroskopiske trekk har bidratt til å avgrense mulige baner.[24]

Banens periode er nøyaktig 5,539 år, men har endret seg over tid på grunn av masseutkast og akkresjon. Mellom Det store utbruddet og utbruddet på 1890-tallet var perioden rundt 5,52 år, og før det kan den ha vært mellom 4,8 og 5,4 år. Banen er svært eksentrisk (e = 0,9), og stjernenes avstand varierer fra omtrent 1,6 AE (som Mars’ avstand til solen) til 30 AE (som Neptuns avstand).[24]

For å beregne stjernenes masser kreves presis informasjon om banens dimensjoner og helningsvinkel. Banen er modellert til å ha en helning på 130–145 grader, men nøyaktigheten er fortsatt ikke tilstrekkelig til å bestemme massene til de to stjernene.[24]

Evolusjon

[rediger | rediger kilde]

Eta Carinae er en unik stjerne uten nære analoger, og dens fremtidige utvikling er svært usikker. Det er likevel sannsynlig at stjernen vil oppleve ytterligere massetap før den ender som en eventuell supernova.[25]

Eta Carinae A startet sitt liv som en ekstremt het og lyssterk stjerne, antatt å ha minst 150 solmasser (M☉) og over en million ganger solens lysstyrke (L☉). Den var sannsynligvis en massiv O-type stjerne som gjennom CNO-syklusens kjerneprosesser holdt seg kjemisk homogen gjennom hydrogenforbrenningen.[12]

Etter hvert som hydrogen brennes i kjernen, utvider stjernen seg og utvikler seg til en blå hyperkjempe, og deretter til en lyssterk blå variabel (LBV). Når hydrogenet i kjernen er oppbrukt etter omtrent 2–2,5 millioner år, fortsetter hydrogenskall-forbrenningen, og stjernen vokser videre i størrelse. På dette stadiet øker massetapet kraftig, og stjernen går over i et Wolf–Rayet-stadium med høyere temperatur og redusert lysstyrke etter å ha mistet betydelige deler av sin opprinnelige masse.[26]

I Wolf–Rayet stadiet eksponeres ulike kjerneprodukter etter hvert som stjernens ytre lag forsvinner. Først fremkommer nitrogen og helium i et tidlig nitrogen-dominerte stadium (WN), deretter karbon og oksygen i karbon-sekvensen (WC), og til slutt oksygen og karbon i oksygen-sekvensen (WO), hvor de mest avanserte fusjonsproduktene vises frem. Det er usikkert om triple-alfa-fusjonen av helium har startet i Eta Carinae A’s kjerne, men ejecta fra Homunculus-tåken inneholder rundt 60 % hydrogen og 40 % helium, samt høye nivåer av nitrogen, noe som tyder på pågående CNO-fusjon.[27]

Som tett binærstjerne påvirkes Eta Carinaes utvikling av ledsagerstjernen, som kan akselerere massetapet og forårsake ytterligere ustabilitet. Dette gjør det utfordrende å forutsi den videre utviklingen frem mot kollaps.[28][29][30]

Potensiell supernova

[rediger | rediger kilde]

Det er sannsynlig at neste supernova i Melkeveien vil komme fra en ukjent hvit dverg eller rød superkjempe, trolig usynlig for det blotte øye.[31] Likevel vekker muligheten for at en supernova kan komme fra Eta Carinae stor interesse.[32]

Eta Carinae A, med en opprinnelig masse på 150 solmasser, vil trolig gjennomgå kjernefall som en Wolf–Rayet stjerne etter tre millioner år.[33] Ved høy metallisitet vil massetap føre til en synlig supernova av type Ib eller Ic.[34] Hvis stjernen er omgitt av materiale, kan eksplosjonen føre til en superluminøs supernova eller hypernova.[35]

En massiv ledsager kan også påvirke utviklingen. Hvis Eta Carinae A mister sine ytre lag raskt, kan den ende som en WC- eller WO-type stjerne og gi en type Ib eller Ic supernova, som kan være årsaken til visse gammaglimt.[36]

Eta Carinae sammenlignes med supernovaimpostorer som SN 2009ip, som gjennomgikk utbrudd i 2009 og 2012, sistnevnte sannsynligvis en ekte supernova.[37][38]

Her er ett eksempel på hvordan en Supernova vil se ut. Når Eta Carinae dør ut, vil den ligne noe på dette.

Potensielle effekter på Jorden

[rediger | rediger kilde]

En typisk kjernekollaps supernova på avstand fra Eta Carinae ville ha en lysstyrke på rundt −4, tilsvarende Venus. En superluminøs supernova kan være fem ganger lysere, muligens den sterkeste supernovaen i historien. Selv om Eta Carinae er 7500 lysår unna, er det usannsynlig at den direkte vil påvirke liv på Jorden, ettersom atmosfæren beskytter mot gammaglimt og magnetosfæren mot noen kosmiske stråler. Skadene vil primært påvirke den øvre atmosfæren, ozonlaget, satellitter og romfarere i verdensrommet.[39]

En studie har antydet at en nær supernova kan føre til tap av ozonlaget, noe som øker UV-stråling fra solen. Men for at dette skal skje, må supernovaen være nærmere enn 50 lysår, og selv en hypernova må være nærmere enn Eta Carinae. Andre analyser har nevnt subtile effekter som melatoninsuppresjon, søvnløshet, kreft og depresjon, men disse effektene ville kreve en mye nærmere supernova.[40]

Eta Carinae forventes ikke å produsere en gammaglimt, og dens akse er ikke rettet mot Jorden. Atmosfæren beskytter Jorden fra det meste av strålingen, bortsett fra UV-lys.[41][42]

Referanser

[rediger | rediger kilde]
  1. ^ «NASA's Hubble Space Telescope Resolves Eruption of a Massive Star». Besøkt 29. november 2008.
  2. ^ «Eta Carinae: New View of Doomed Star». Besøkt 29. november 2008.
  3. ^ 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. s. 7–8, 82–85. ISBN 978-0-939923-78-6. 
  4. ^ 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. s. 13. Arkivert fra originalen 6. november 2015. 
  5. ^ 陳久金 (Chen Jiu Jin) (2005). Chinese horoscope mythology (på kinesisk). 台灣書房出版有限公司 (Taiwan Book House Publishing Co., Ltd.). ISBN 978-986-7332-25-7. 
  6. ^ Frew, David J. (2004). «The Historical Record of η Carinae. I. The Visual Light Curve, 1595–2000». The Journal of Astronomical Data. 10 (6): 1–76. Bibcode:2004JAD....10....6F. 
  7. ^ Herschel, John Frederick William (1847). Results of astronomical observations made during the years 1834, 5, 6, 7, 8, at the Cape of Good Hope: being the completion of a telescopic survey of the whole surface of the visible heavens, commenced in 1825. 1. London: Smith, Elder and Co. s. 33–35. Bibcode:1847raom.book.....H. 
  8. ^ Davidson, Kris; Humphreys, Roberta M. (1997). «Eta Carinae and Its Environment». Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 35: 1–32. Bibcode:1997ARA&A..35....1D. doi:10.1146/annurev.astro.35.1.1. 
  9. ^ a b c Damineli, A. (1996). «The 5.52 Year Cycle of Eta Carinae». Astrophysical Journal Letters. 460: L49. Bibcode:1996ApJ...460L..49D. doi:10.1086/309961. 
  10. ^ Humphreys, Roberta M.; Davidson, Kris; Smith, Nathan (1999). «η Carinae's Second Eruption and the Light Curves of the η Carinae Variables». The Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 111 (763): 1124–1131. Bibcode:1999PASP..111.1124H. doi:10.1086/316420. 
  11. ^ 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). «Discovery of a Little Homunculus within the Homunculus Nebula of η Carinae». The Astronomical Journal. 125 (6): 3222. Bibcode:2003AJ....125.3222I. doi:10.1086/375306. 
  12. ^ a b Smith, Nathan (2004). «The systemic velocity of Eta Carinae». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 351 (1): L15–L18. Bibcode:2004MNRAS.351L..15S. arXiv:astro-ph/0406523 Åpent tilgjengelig. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07943.x. 
  13. ^ Thackeray, A. D. (1953). «Note on the brightening of Eta Carinae». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 113 (2): 237–238. Bibcode:1953MNRAS.113..237T. doi:10.1093/mnras/113.2.237. 
  14. ^ Humphreys, R. M.; Martin, J. C.; 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. 
  15. ^ Mehner, Andrea; Ishibashi, Kazunori; Whitelock, Patricia; Nagayama, Takahiro; Feast, Michael; Van Wyk, Francois; De Wit, Willem-Jan (2014). «Near-infrared evidence for a sudden temperature increase in Eta Carinae». Astronomy & Astrophysics. 564: A14. Bibcode:2014A&A...564A..14M. arXiv:1401.4999 Åpent tilgjengelig. doi:10.1051/0004-6361/201322729. 
  16. ^ 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. arXiv:0912.2557 Åpent tilgjengelig. doi:10.1071/AS09036. 
  17. ^ 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-thermal X-rays from colliding wind shock acceleration in the massive binary Eta Carinae». Nature Astronomy. 2 (9): 731–736. Bibcode:2018NatAs...2..731H. arXiv:1904.09219 Åpent tilgjengelig. doi:10.1038/s41550-018-0505-1.  Alt URL
  18. ^ 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...2..133D. arXiv:1808.02073 Åpent tilgjengelig. doi:10.3847/2515-5172/aad63c. 
  19. ^ 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. arXiv:1201.0623 Åpent tilgjengelig. doi:10.1088/0004-6256/143/2/41. 
  20. ^ 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. 
  21. ^ 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. s. 25–27. Bibcode:2012ASSL..384...25W. ISBN 978-1-4614-2274-7. doi:10.1007/978-1-4614-2275-4_2. 
  22. ^ Iping, R. C.; Sonneborn, G.; Gull, T. R.; Ivarsson, S.; Nielsen, K. (2005). «Searching for Radial Velocity Variations in eta Carinae». American Astronomical Society Meeting 207. 207: 1445. Bibcode:2005AAS...20717506I. 
  23. ^ Mehner, Andrea; Davidson, Kris; Humphreys, Roberta M.; Ishibashi, Kazunori; Martin, John C.; Ruiz, María Teresa; Walter, Frederick M. (2012). «Secular Changes in Eta Carinae's Wind 1998–2011». The Astrophysical Journal. 751 (1): 73. Bibcode:2012ApJ...751...73M. arXiv:1112.4338 Åpent tilgjengelig. doi:10.1088/0004-637X/751/1/73. 
  24. ^ a b c Madura, T. I.; Gull, T. R.; Owocki, S. P.; Groh, J. H.; Okazaki, A. T.; Russell, C. M. P. (2012). «Constraining the absolute orientation of η Carinae's binary orbit: A 3D dynamical model for the broad [Fe III] emission». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 420 (3): 2064. Bibcode:2012MNRAS.420.2064M. arXiv:1111.2226 Åpent tilgjengelig. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.20165.x. 
  25. ^ Khan, Rubab; Kochanek, C. S.; Stanek, K. Z.; Gerke, Jill (2015). «Finding η Car Analogs in Nearby Galaxies Using Spitzer. II. Identification of an Emerging Class of Extragalactic Self-Obscured Stars». The Astrophysical Journal. 799 (2): 187. Bibcode:2015ApJ...799..187K. arXiv:1407.7530 Åpent tilgjengelig. doi:10.1088/0004-637X/799/2/187. 
  26. ^ Yusof, Norhasliza; Hirschi, Raphael; Meynet, Georges; Crowther, Paul A.; Ekström, Sylvia; Frischknecht, Urs; Georgy, Cyril; Abu Kassim, Hasan; Schnurr, Olivier (2013). «Evolution and fate of very massive stars». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 433 (2): 1114. Bibcode:2013MNRAS.433.1114Y. arXiv:1305.2099 Åpent tilgjengelig. doi:10.1093/mnras/stt794. 
  27. ^ Groh, Jose H.; Meynet, Georges; Ekström, Sylvia; Georgy, Cyril (2014). «The evolution of massive stars and their spectra. I. A non-rotating Mal:Solar mass star from the zero-age main sequence to the pre-supernova stage». Astronomy & Astrophysics. 564: A30. Bibcode:2014A&A...564A..30G. arXiv:1401.7322 Åpent tilgjengelig. doi:10.1051/0004-6361/201322573. 
  28. ^ Groh, Jose H.; Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Ekström, Sylvia (2013). «Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death». Astronomy & Astrophysics. 558: A131. Bibcode:2013A&A...558A.131G. arXiv:1308.4681 Åpent tilgjengelig. doi:10.1051/0004-6361/201321906. 
  29. ^ 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). «Grids of stellar models with rotation. I. Models from Mal:Solar mass at solar metallicity (Z = 0.014)». Astronomy & Astrophysics. 537: A146. Bibcode:2012A&A...537A.146E. arXiv:1110.5049 Åpent tilgjengelig. doi:10.1051/0004-6361/201117751. 
  30. ^ Smith, Nathan; Conti, Peter S. (2008). «On the Role of the WNH Phase in the Evolution of Very Massive Stars: Enabling the LBV Instability with Feedback». The Astrophysical Journal. 679 (2): 1467–1477. Bibcode:2008ApJ...679.1467S. arXiv:0802.1742 Åpent tilgjengelig. doi:10.1086/586885. 
  31. ^ Adams, Scott M.; Kochanek, C. S.; Beacom, John F.; Vagins, Mark R.; Stanek, K. Z. (2013). «Observing the Next Galactic Supernova». The Astrophysical Journal. 778 (2): 164. Bibcode:2013ApJ...778..164A. arXiv:1306.0559 Åpent tilgjengelig. doi:10.1088/0004-637X/778/2/164. 
  32. ^ McKinnon, Darren; Gull, T. R.; Madura, T. (2014). «Eta Carinae: An Astrophysical Laboratory to Study Conditions During the Transition Between a Pseudo-Supernova and a Supernova». American Astronomical Society. 223: #405.03. Bibcode:2014AAS...22340503M. 
  33. ^ Groh, Jose H.; Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Ekström, Sylvia (2013). «Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death». Astronomy & Astrophysics. 558: A131. Bibcode:2013A&A...558A.131G. arXiv:1308.4681 Åpent tilgjengelig. doi:10.1051/0004-6361/201321906. 
  34. ^ Heger, A.; Fryer, C.L.; Woosley, S.E.; Langer, N.; Hartmann, D.H. (2003). «How Massive Single Stars End Their Life». The Astrophysical Journal. 591 (1): 288–300. Bibcode:2003ApJ...591..288H. arXiv:astro-ph/0212469 Åpent tilgjengelig. doi:10.1086/375341. 
  35. ^ Smith, Nathan; Owocki, Stanley P. (2006). «On the Role of Continuum-driven Eruptions in the Evolution of Very Massive Stars». The Astrophysical Journal. 645 (1): L45. Bibcode:2006ApJ...645L..45S. arXiv:astro-ph/0606174 Åpent tilgjengelig. doi:10.1086/506523. 
  36. ^ Claeys, J. S. W.; de Mink, S. E.; Pols, O. R.; Eldridge, J. J.; Baes, M. (2011). «Binary progenitor models of type IIb supernovae». Astronomy & Astrophysics. 528: A131. Bibcode:2011A&A...528A.131C. arXiv:1102.1732 Åpent tilgjengelig. doi:10.1051/0004-6361/201015410. 
  37. ^ «Doomed Star Eta Carinae». science.nasa.gov (på engelsk). Besøkt 6. november 2024. 
  38. ^ Smith, Nathan; Mauerhan, Jon C.; Prieto, Jose L. (2014). «SN 2009ip and SN 2010mc: Core-collapse Type IIn supernovae arising from blue supergiants». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 438 (2): 1191. Bibcode:2014MNRAS.438.1191S. arXiv:1308.0112 Åpent tilgjengelig. doi:10.1093/mnras/stt2269. 
  39. ^ Ruderman, M. A. (1974). «Possible Consequences of Nearby Supernova Explosions for Atmospheric Ozone and Terrestrial Life». Science. 184 (4141): 1079–1081. Bibcode:1974Sci...184.1079R. PMID 17736193. doi:10.1126/science.184.4141.1079. 
  40. ^ Thomas, Brian; Melott, A.L.; Fields, B.D.; Anthony-Twarog, B.J. (2008). «Superluminous supernovae: No threat from Eta Carinae». American Astronomical Society. 212: 193. Bibcode:2008AAS...212.0405T. 
  41. ^ Thomas, B.C. (2009). «Gamma-ray bursts as a threat to life on Earth». International Journal of Astrobiology. 8 (3): 183–186. Bibcode:2009IJAsB...8..183T. arXiv:0903.4710 Åpent tilgjengelig. doi:10.1017/S1473550409004509. 
  42. ^ Martin, Osmel; Cardenas, Rolando; Guimarais, Mayrene; Peñate, Liuba; Horvath, Jorge; Galante, Douglas (2010). «Effects of gamma ray bursts in Earth's biosphere». Astrophysics and Space Science. 326 (1): 61–67. Bibcode:2010Ap&SS.326...61M. arXiv:0911.2196 Åpent tilgjengelig. doi:10.1007/s10509-009-0211-7. 

Eksterne lenker

[rediger | rediger kilde]
Hentet fra «https://no.wikipedia.org/w/index.php?title=Eta_Carinae&oldid=24826102»