Ета Кіля (η Car, η Carinae) — зоряна система в сузір'ї Кіля, яка складається принаймні з двох гравітаційно пов'язаних зір, із сукупною світністю, яка більш як у 5 мільйонів разів перевершує світність Сонця. Перебуває на відстані близько 7500 світлових років (2300 парсек). Уперше згадується як зоря 4-ї зоряної величини, але в період з 1837 по 1856 рік під час події, відомої як «Великий спалах», значно збільшила свою яскравість. η Кіля досягла блиску −0,8m і в період з 11 по 14 березня 1843 року була другою за яскравістю зорею на земному небосхилі (після Сіріуса), після чого поступово почала зменшувати світність, і до 1870-х років перестала бути видимою неозброєним оком. Починаючи з 1940 року знову поступово збільшує яскравість. До 2014 року досягла зоряної величини 4,5m. Південніше 30° південної широти η Кіля ніколи не заходить за горизонт, у місцях на північ від 30° північної широти її ніколи не видно.
Дві зорі в системі η Кіля рухаються навколо спільного центру тяжіння по витягнутих еліптичних орбітах (ексцентриситет 0,9) з періодом 5,54 земного року. Основний компонент системи — гіпергігант, яскрава блакитна змінна (ЯБЗ), що спочатку мала масу 150—250 сонячних, з яких втратила вже принаймні 30. Це одна з найбільших і найбільш нестійких відомих зір. Її маса близька до теоретичної верхньої межі. Як очікують, в астрономічно близькому майбутньому (кілька десятків тисячоліть) вона стане надновою. η Кіля А — єдина зоря, від якої зафіксовано ультрафіолетове лазерне випромінювання. Друга зоря, Car B, теж має дуже високу поверхневу температуру і світність; ймовірно, належить до спектрального класу О, а її маса становить близько 30—80 сонячних.
Світло від компонентів системи η Кіля сильно поглинається невеликою біполярною туманністю Гомункул розмірами 12×18 кутових секунд, яка складається з речовини центральної зорі, викинутої під час «Великого спалаху». Масу пилу в Гомункулі оцінюють у 0,04 сонячної. Через цю туманність спостереження зір ускладнене для телескопів. η Кіля А настільки швидко, що її фотосфера гравітаційно не пов'язана із зорею і «здувається» випромінюванням у навколишній простір. Система розташована на відстані 7500—8000 світлових років від Сонця.
Зоря належить до розсіяного зоряного скупчення у набагато більшій туманності Кіля. Безвідносно до зорі або туманності існує слабкий метеорний потік з радіантом, дуже близьким до зорі на небі.
Зоря має сучасну назву Форамен (від «отвір»), пов'язану з близькою до зорі туманністю Замкова щілина (NGC 3324).
Історія спостережень
Відкриття та присвоєння назви Не існує достовірних записів про спостереження або відкриття η Кіля до XVII століття, хоча голландський мореплавець Пітер Кейзер приблизно у 1595—1596 роках описав зорю 4-ї величини в місці, яке приблизно відповідає її положенню. Петер Планціус і Йодокус Хондіус відтворили ці дані на своїх небесних глобусах, а в 1603 році Йоганн Баєр включив зорю у свою «Уранометрію». Утім, незалежний зоряний каталог Фредеріка де Гаутмана від 1603 року не містив Ету Кіля серед інших зір четвертої величини на цій ділянці неба.
Перший надійний запис про неї належить Едмонду Галлею, який описав її в 1677 році як Sequens (тобто «наступну» відносно іншої зорі) всередині нового на той час сузір'я . «Каталог Південного неба» Галлея вийшов друком у 1679 році. Зоря була також відомою під позначеннями Баєра як η Дуба Карла і η Корабля Арго.
У 1751 році Ніколя-Луї де Лакайль наніс на зоряні карти «Корабель Арго» і «Дуб Карла» й розділив їх на кілька менших сузір'їв. Зоря опинилася в «кільовій» частині Корабля Арго, яка пізніше отримала назву сузір'я Кіля. η Кіля стала широко відомою лише в 1879 році, коли Бенджамін Гулд у своїй Аргентинській уранометрії зрештою розніс зорі «Корабля Арго» по його дочірніх сузір'ях.
η Кіля лежить надто далеко на південь, тому не належить до «» традиційної китайської астрономії. Вона потрапила лише до Південних астеризмів, виділених на початку XVII століття. Разом із , Лямбдою Центавра і , η Кіля сформувала астеризм (Море і Гори). Ета Кіля має назви Тінь-Ші (天社 — «Небесний вівтар») і Форамен. Також була відома як Хай-Шань-ер (), «друга зоря Моря та Гір».
Упродовж історії спостережень η Кіля істотно змінювала свою яскравість. У своєму каталозі Галлей вказував для неї четверту видиму зоряну величину, що відповідає приблизно 3,3m за сучасною шкалою. Кілька розрізнених ранніх спостережень дозволяють припустити, що протягом більшої частини XVII століття зоря не була значно яскравішою, ніж ця величина. Спорадичні спостереження упродовж наступних 70 років теж показують, що вона ймовірно мала 3-тю величину, або й була тьмянішою, проте в 1751 році Лакайль надійно визначив її яскравість на рівні 2m. Достеменно невідомо, чи змінювала зоря яскравість упродовж наступних 50 років; існують рідкісні записи, як-от Вільяма Берчелла 1815 року, де η Кіля записана як 4-ї величини, але незрозуміло, чи то результат його спостережень, чи просто відтворення якоїсь попередньої інформації.
«Великий спалах» У 1827 році Берчелл відзначив збільшення яскравості Ета Кіля до 1-ї зоряної величини і став першим, хто висловив гіпотезу про її змінність. Джон Гершель у 1830-х роках виконав серію точних вимірювань, яка показує, що яскравість зорі коливалася в районі 1,4 зоряної величини аж до листопада 1837 року. Увечері 16 грудня 1837 року Гершель був вражений тим, що зоря за своєю яскравістю перевершила Рігель. Ця подія поклала початок 18-річного періоду в еволюції η Кіля, відомого як «Великий спалах».
η Кіля збільшувала свою яскравість до січня 1838 року, досягнувши блиску, приблизно рівного α Центавра, після чого почала трохи слабшати впродовж наступних 3 місяців. Після цього Гершель залишив Південну півкулю і перестав спостерігати за зорею, але отримував кореспонденцію від преподобного У. С. МакКея з Калькутти, який писав йому в 1843 році:«На мій великий подив, у березні цього року я побачив, як η Корабля Арго стала зорею першої величини, що сяє з яскравістю Канопуса, а кольором і розмірами дуже нагадує Арктур».Спостереження на Мисі Доброї Надії показали, що з 11 по 14 березня 1843 року зоря перевершувала за яскравістю Канопус, а потім почала згасати, проте потім знову почала збільшувати блиск, з 24 по 28 березня досягнувши рівня яскравості між Альфою Центавра й Канопусом, і знову почала тьмяніти. Протягом більшої частини 1844 року за яскравістю зоря перебувала між Альфою і Бетою Центавра, тобто її видимий блиск становив близько +0,2m, але до кінця року він знову почав рости. У 1845 році яскравість зорі досягла −0,8m, згодом −1,0m. Піки яскравості, які припали на 1827, 1838 і 1843 роки, судячи з усього, обумовлені проходженням періастру зорями подвійної системи η Кіля, коли вони були найближче одна до одної. Від 1845 до 1856 року яскравість падала приблизно на 0,1 зоряної величини за рік, але з можливими стрімкими й значними коливаннями.
Від 1857 року яскравість зменшувалася швидкими темпами, поки в 1886 році зоряна система не перестала бути видимою неозброєним оком. Обчислення показали, що цей ефект швидше викликаний конденсацією пилу з викинутої речовини, яка оточує зорю, а не власне зміною світності.
Менший спалах Чергове збільшення яскравості розпочалося близько 1887 року. До 1892 року зоря досягла позначки 6,2 зоряної величини, потім до березня 1895 року блиск впав до 7,5m. Попри виключно візуальний характер спостережень спалаху 1890 року, було підраховано, що хмари пилу і газу, викинуті під час «Великої спалаху», закривають від нас η Кіля і погіршили її видимість приблизно на 4,3m. За відсутності цих перешкод яскравість зоряної системи на той момент мала б сягати близько 1,5—1,9 зоряної величини, тобто значно перевершувати блиск, що спостерігався. Це була свого роду зменшена копія «Великого спалаху», зі значно меншими викидами речовини.
XX століття Між 1900 і принаймні 1940 роками здавалося, що Ета Кіля перестала змінювати яскравість і застигла на рівні 7,6 зоряної величини. Однак у 1953 році було відзначено підвищення яскравості до 6,5m. Підвищення яскравості йшло стабільно, але з досить регулярними варіаціями в декілька десятих зоряної величини.
У 1996 році було виявлено, що варіації яскравості відбуваються з періодичністю 5,52 року. Пізніше період уточнили до 5,54 року. Гіпотезу про наявність у системі другого компонента підтвердили спостереження за змінами в радіальній швидкості системи, а також за зміною профілю спектральних ліній. Спостереження системи велися в радіо-, оптичному та ближньому інфрачервоному діапазоні в момент можливого проходження періастру наприкінці 1997 і на початку 1998 року. Водночас було відзначено повне зникнення рентгенівського випромінювання від зоряної системи, викликаної ефектом . Підтвердження існування у зорі яскравого супутника значно поліпшило розуміння фізичних характеристик η Кіля та її змінності.
Несподіване подвоєння яскравості в 1998—1999 роках повернуло зоряну систему в зону видимості неозброєним оком. На момент спектроскопічних досліджень 2014 року видима зоряна величина подолала позначку в 4,5m. Яскравість не завжди послідовно змінюється на різних довжинах хвиль і не завжди в точності повторює 5,5-річний цикл. Радіо- та інфрачервоні спостереження, а також спостереження з орбітальних телескопів розширили можливості спостереження за η Кіля і дали змогу відстежити зміни в спектрі.
Видимість
Як зорю, що має 4-ту зоряну величину (станом на 2018 рік), η Кіля добре видно неозброєним оком за відсутності світлового забруднення. Утім, в історичний час її яскравість коливалася в дуже широкому діапазоні — від другої за яскравістю на нічному небі у XIX столітті до невидимої для неозброєного ока. Зоря розташована на −59° південної небесної півкулі, тож її не можна побачити з Європи і з більшої частини Північної Америки.
На небосхилі η Кіля розташована між Канопусом і Південним Хрестом. Її добре видно як найяскравішу із зір всередині великої й помітної для неозброєного ока туманності Кіля. При спостереженні в аматорський телескоп зорю видно всередині V-подібної пилової смуги туманності, вона має оранжевий колір і не схожа на зоряний об'єкт. Спостереження з високою роздільною здатністю дозволяють побачити дві помаранчеві «пелюстки» навколишньої біполярної відбивної туманності, відомої як «Гомункул», що тягнуться в різні боки від яскравого центрального ядра. Астрономи-аматори, які відстежують змінні зорі, можуть порівняти її яскравість із кількома зорями 4-ї і 5-ї величин, розташованими поблизу туманності.
Радіант виявленого в 1961 році слабкого метеорного потоку дуже близький до η Кіля. Метеорний потік чітко спостерігається з 14 по 28 січня, а його пік припадає на 21 січня. Метеорні дощі ніяк не пов'язані з тілами поза Сонячною системою, і близькість до Ети Кіля — простий збіг.
Видимий спектр