画像クレジット：ESO
欧州南天天文台は、比較的近い星、エタカリーナの新しい画像をリリースしました。これは、その生命の最終段階にあり、近い将来（天文学的に言えば）超新星として爆発する可能性があります–今後10〜20,000年以内とか、ぐらい。星は7,500光年離れており、太陽の質量の100倍あり、天の川で最も明るい天体です。 1841年以来、それはそれが速く回転する間、外層を絶えず放出することによってそれ自身の周りに美しい星雲を作り出しました。エタカリーナがどのように変化するかを観察することにより、天文学者は超大質量星の人生の最終段階について貴重な洞察を得ることができます。
1841年以来、それまで目立たなかった南の星イータカリナエが壮大な爆発を経験したとき、天文学者たちはこの不安定な巨大星で正確に何が起こっているのか疑問に思いました。しかし、そのかなりの距離（7,500光年）により、星自体の詳細は観測できませんでした。
この星は、ホムンクルス星雲に囲まれていることが知られており、その星から放出された2つのキノコ型の雲は、それぞれ太陽系の数百倍の大きさです。
現在、初めてESOの超大型望遠鏡干渉計（VLTI）でVINCI装置を使用した赤外線干渉法により、国際的な天文学者チーム[1]がその恒星風の内側を拡大できるようになりました。チームのリーダーであるロイファンボーケルにとって、これらの結果は「エタカリナの風が非常に長くなり、その高速回転のために星自体が非常に不安定であることが判明した」ことを示しています。
南天の怪物
私たちの銀河で知られている最も明るい星であるイータカリーナは、すべての標準で本物の怪物です。それは私たちの太陽の100倍の大きさで、500万倍の明るさです。この星は現在、その生命の最終段階に入っており、非常に不安定です。それは時々巨大な爆発を経験します。最新の1つは1841年に起こり、ホムンクルス星雲として知られる美しい双極性星雲を作りました（ESO PR写真32a / 03を参照）。当時、そして比較的長い距離（7,500光年）にも関わらず、イータカリナエは簡単に夜空で2番目に明るい星になりました。
イータカリナエは非常に大きいため、太陽系に配置すると、木星の軌道を超えて広がります。ただし、この大きなサイズはやや恣意的です。その外層は、放射圧によって継続的に空間に吹き込まれています-ガスの原子に対する光子の影響。私たちの太陽を含む多くの星は、そのような「恒星風」のために質量を失いますが、エタカリナエの場合、結果として生じる質量の損失は非常に大きく（年間約500地球質量）、境界線の境界を定義することは困難です。星の外層と周囲の恒星風領域。
現在、パラナル天文台（チリ）にあるESOの超大型望遠鏡（VLT）の2つの赤外線に敏感な装置であるVINCIとNAOS-CONICAは、初めて恒星風領域の形状を調査しました。可能な限り恒星風を見下ろすと、天文学者はこの謎めいた天体の構造の一部を推測することができます。
天文学者チーム[1]は、最初に8.2 mのVLT YEPUN望遠鏡に取り付けられたNAOS-CONICA適応光学カメラ[2]を使用して、太陽系のサイズに匹敵する空間解像度で、Eta Carinaeのかすんでいる周囲を撮像しました、cf。 PR写真32a / 03。
この画像は、ホムンクルス星雲の中央領域が、すぐ近くに多くの明るい「ブロブ」を持つ点のような光源として見られるオブジェクトによって支配されていることを示しています。
限界に向かって
さらにシャープなビューを取得するために、天文学者は干渉法に切り替えました。この手法は、2つ以上の望遠鏡を組み合わせて、個々の望遠鏡の間隔と同じ大きさの望遠鏡と同等の角度分解能[3]を達成します（ESO PR 06/01およびESO PR 23/01を参照）。
やや明るい恒星イータカリナエの研究では、8.2 mのVLT望遠鏡の全出力は必要ありません。このように天文学者は、2001年3月にVLT干渉計で「ファーストライト」を得るために使用した2台の35 cmシデロスタットテスト望遠鏡とともに、VINCI、VLT干渉計試運転装置[4]を使用しました（ESO PR 06/01を参照）。
シデロスタットは、パラナルの上部にあるVLT観測プラットフォームの選択された位置に配置され、さまざまな構成と最大ベースライン62メートルを提供しました。数夜の間、2つの小さな望遠鏡がEta Carinaeに向けられ、2つの光ビームは、中央に配置されたVLT干渉研究所のVINCIテスト機器の共通焦点に向けられました。その後、さまざまな方向で（空に見られるように）星の角度サイズを測定することが可能でした。
この構成の空間分解能を限界まで押し上げた天文学者たちは、エタカリナエの外層の形状を解決することに成功しました。彼らは、木星の軌道のフルサイズに対応するEta Carinaeの距離で約11 AU（1億6500万km）である0.005アーク秒のスケールで空間情報を提供することができました。
地上の次元に縮小されたこの成果は、2,000キロの距離で卵とビリヤードボールを区別することに匹敵します。
最も珍しい形
VLTIの観測は天文学者に驚きをもたらしました。彼らは、エタカリナエの周りの風が驚くほど伸びていることを示しています：1つの軸が他の軸よりも1.5倍長いです！さらに、長軸は、はるかに大きなキノコ型の雲（あまり鮮明でない画像で見られる）が放出された方向と一致していることがわかります。
このように、10 AUから20〜30,000 AUのスケールにまたがって、星自体とホムンクルス星雲は、宇宙で密接に整列しています。
VINCIは、エタカリナエからの恒星風が非常に濃くなり、透明でなくなった境界を検出することができました。どうやら、この恒星風は短軸より長軸の方がはるかに強いです。
主流の理論によれば、星は赤道付近でほとんどの質量を失います。これは、星の回転によって引き起こされる遠心力から恒星風が「持ち上げる」補助を受ける場所だからです。ただし、これがEta Carinaeの場合にそうである場合、（星の極を通る）回転軸は、両方のキノコ型の雲に垂直になります。しかし、キノコ雲が回転する星に対して、車輪のスポークのように配置されることは事実上不可能です。 1841年に放出された物質は、その後、リングまたはトーラスに引き伸ばされたはずです。
ロイ・ファン・ボーケルにとって、「現在の全体像は、エタカリナエの恒星風がその極の方向に伸びている場合にのみ意味があります。これは通常の状況の驚くべき逆転であり、そこでは星（および惑星）が遠心力によって極で平らにされます。
次の超新星？
イータカリナエ型星のそのような異国風の形は、理論家によって予測されました。主な仮定は、恒星自体が恒星風の奥にあり、通常の理由で極で平らになっていることです。ただし、この中央ゾーンの極域は、核融合プロセスが行われる中心に近いため、高温になります。その結果、極方向の放射圧は高くなり、中央ゾーンの極域の上の外層は、赤道の外層よりも「膨らみ」ます。
このモデルが正しいと仮定すると、Eta Carinaeの回転を計算できます。それは可能な限り最高速度の90パーセント以上で（スピンアップ前に）スピンする必要があることがわかりました。
イータカリナエは、1841年以外に大きな爆発を経験しました。最近では1890年頃です。近い将来再び爆発が起こるかどうかは不明ですが、この不安定な巨大星が落ち着かないことは確かです。
現在、それは非常に急速に多くの質量を失っており、10万年も経たないうちに何も残っていません。しかし、より可能性が高いのは、イータカリナエがそれよりずっと前に超新星爆発で自分自身を破壊し、昼間の空に肉眼で見えるようになる可能性があることです。これは天文学的な時間スケールで「すぐに」起こり、おそらく今後10から20,000年以内に起こるでしょう。
元のソース：ESOニュースリリース
