b'\n_START_ARTICLE_\nEta Carinae\n_START_SECTION_\nOsservazione\n_START_PARAGRAPH_\nEta Carinae \xc3\xa8 una stella dell\'emisfero australe: si trova entro i confini orientali della costellazione della Carena; la sua declinazione, pari a \xe2\x88\x9259\xc2\xb0, la rende invisibile dalla maggior parte delle regioni boreali, come l\'Europa, gran parte del Nordamerica e dell\'Asia; dalle regioni centrali e meridionali dell\'Australia e del Sudamerica, cos\xc3\xac come da parte del Sudafrica, si presenta invece circumpolare._NEWLINE_Nonostante la sua natura di stella ipergigante, Eta Carinae \xc3\xa8 invisibile ad occhio nudo, essendo di magnitudine +6,21; in altre epoche fu tuttavia ben evidente in un cielo stellato (la sua stessa lettera della nomenclatura di Bayer lo conferma), fino a raggiungere e persino superare la luminosit\xc3\xa0 della stella Canopo, nel 1843. L\'area di cielo in cui la stella si osserva \xc3\xa8 estremamente complessa: si trova infatti all\'interno di un vastissimo complesso nebuloso, la Nebulosa della Carena, in cui splendono numerose altre stelle di quarta, quinta e sesta magnitudine, alcune con masse simili a quella di Eta Carinae, molte delle quali raggruppate in ammassi. La regione \xc3\xa8 una delle aree di cielo pi\xc3\xb9 ricche di stelle e oggetti e corrisponde al tratto della Via Lattea meridionale ad occidente del Centauro e della Croce del Sud. Eta Carinae pu\xc3\xb2 essere distinta gi\xc3\xa0 con un binocolo e, anche se con un po\' di difficolt\xc3\xa0, riconosciuta rispetto alle altre stelle dell\'area, in quanto si trova proprio al centro della nebulosa, ben visibile anch\'essa come una macchia chiara apparentemente divisa in due parti da una fascia oscura che assomiglia ad una serratura; telescopi amatoriali consentono di individuare alcuni dettagli della nebulosa e le stelle delle vicinanze, mentre Eta Carinae resta una stella di colore azzurrognolo apparentemente priva di particolarit\xc3\xa0.\n_START_SECTION_\nCaratteristiche\n_START_PARAGRAPH_\n\xce\xb7\xc2\xa0Carinae \xc3\xa8 attualmente la stella pi\xc3\xb9 luminosa e massiccia nel raggio di 3 kpc dal Sole; tale vicinanza la rende particolare oggetto di studi da parte degli astrofisici. Anche se \xc3\xa8 possibile che altre stelle conosciute siano effettivamente pi\xc3\xb9 massicce e luminose, \xce\xb7\xc2\xa0Carinae \xc3\xa8 per ora l\'unica ad avere la luminosit\xc3\xa0 pi\xc3\xb9 alta accertata sulla base di precisi dati provenienti dalle analisi condotte su buona parte delle lunghezze d\'onda dello spettro elettromagnetico: infatti, altre stelle, che a una prima stima erano considerate le pi\xc3\xb9 luminose conosciute, come la Stella Pistola, sono state in seguito ridimensionate alla luce di nuovi e pi\xc3\xb9 precisi dati. La luminosit\xc3\xa0 di \xce\xb7\xc2\xa0Carinae supererebbe quella della nostra stella di oltre cinque milioni di volte._NEWLINE_Stelle della massa e luminosit\xc3\xa0 di \xce\xb7\xc2\xa0Carinae sono molto rare: si calcola che una galassia media come la Via Lattea ne possa contenere non pi\xc3\xb9 di qualche decina. Si ritiene che tali stelle raggiungano il cosiddetto limite di Eddington, ovvero il valore massimo raggiungibile dalla pressione di radiazione senza che essa scagli via gli strati esterni della stella; stelle con pi\xc3\xb9 di 120 masse solari sarebbero teoricamente in grado di superare questo limite, ma sembra che possiedano una gravit\xc3\xa0 abbastanza forte da mantenere integra la stella nonostante la fortissima radiazione.\n_START_SECTION_\nVariabilit\xc3\xa0\n_START_PARAGRAPH_\nUn aspetto molto peculiare di Eta Carinae \xc3\xa8 la sua luminosit\xc3\xa0 variabile; infatti la stella \xc3\xa8 annoverata tra le variabili del tipo S Doradus, una classe di variabili che comprende stelle molto massicce, di colore azzurro e molto luminose._NEWLINE_Quando fu catalogata per la prima volta nel 1677 da Edmond Halley, la stella appariva di quarta magnitudine; tuttavia gi\xc3\xa0 nel 1730 gli osservatori avevano annotato che la stella aveva subito un notevole incremento di luminosit\xc3\xa0, tanto da essere una delle stelle pi\xc3\xb9 brillanti della costellazione. Negli anni successivi la stella diminu\xc3\xac progressivamente la propria luminosit\xc3\xa0, tornando nel 1782 alla sua originaria magnitudine. A partire dal 1820 la stella riprese a crescere di luminosit\xc3\xa0 e gi\xc3\xa0 nel 1827 era dieci volte pi\xc3\xb9 luminosa, con una magnitudine quasi pari a 0; nell\'aprile 1843 la stella raggiunse il picco massimo della sua luminosit\xc3\xa0, quando, nonostante la sua enorme distanza (7000\xe2\x80\x9310000\xc2\xa0al), divenne la seconda stella pi\xc3\xb9 brillante del cielo, dopo Sirio, con una magnitudine di \xe2\x88\x920,8. In seguito la luminosit\xc3\xa0 decrebbe, e tra il 1900 e il 1940 era solo di ottava magnitudine, invisibile ad occhio nudo. La luminosit\xc3\xa0 riprese poi a salire lentamente, fino a raggiungere, nel 2004, una magnitudine compresa tra 5 e 6, dopo un inatteso raddoppio della sua luminosit\xc3\xa0 tra il 1998 e il 1999._NEWLINE_L\'ambiente attorno ad Eta Carinae mostra tracce di grandi esplosioni, l\'ultima delle quali avvenuta attorno al massimo del 1843. La ragione di simili fenomeni \xc3\xa8 ancora in parte sconosciuta, ma gli astronomi tendono ad imputarli alla pressione di radiazione accumulata dall\'enorme luminosit\xc3\xa0 della stella. Il materiale espulso a seguito di questi fenomeni energetici \xc3\xa8 andato a costituire attorno alla stella una nebulosa bipolare dall\'aspetto di una clessidra: la Nebulosa Omuncolo. La sua forma \xc3\xa8 tipica delle nebulose che si formano per espulsione di materia di poli di una stella, la cui precessione descrive una circonferenza nello spazio vincolando preferenzialmente la materia espulsa in una struttura a forma di clessidra._NEWLINE_Il fenomeno del 1843 \xc3\xa8 stato definito dagli astrofisici come una falsa supernova: infatti, Eta Carinae ha prodotto in pochi anni una quantit\xc3\xa0 di luce visibile paragonabile a quella irradiata da una supernova, ma \xc3\xa8 sopravvissuta all\'evento. Tale avvenimento potrebbe rappresentare per \xce\xb7 Carinae o un improvviso fenomeno di instabilit\xc3\xa0 superficiale, manifestato attraverso poderosi brillamenti, oppure una supernova fallita. Dopo 160 anni la causa di questa improvvisa esplosione resta ancora in gran parte ignota.\n_START_SECTION_\nStella binaria?\n_START_PARAGRAPH_\nNell\'estate del 2003 la stella \xc3\xa8 andata incontro ad un "minimo spettroscopico", ovvero all\'indebolimento di alcune linee spettrali, imputato alla probabile presenza in orbita di una stella compagna. Gli astronomi hanno organizzato una fitta campagna osservativa, sia sfruttando i grandi telescopi di terra (come il Very Large Telescope) sia i telescopi spaziali (Hubble, Chandra e INTEGRAL su tutti), allo scopo di determinare se effettivamente \xce\xb7 Carinae fosse una stella binaria e, qualora lo fosse, identificare la stella compagna; inoltre, la campagna osservativa si propose di determinare i meccanismi fisici che si celavano dietro i "minimi spettroscopici" e comprendere eventuali relazioni tra tali fenomeni e le eruzioni su larga scala osservate nel XIX secolo. Un\'approfondita analisi della curva di luce di \xce\xb7 Car nei raggi X trova d\'accordo gli astronomi sulla spiegazione dell\'emissione X dell\'astro come l\'interazione tra i venti stellari delle due componenti di un sistema binario. Tali risultati sono stati affinati grazie a successive osservazioni alle frequenze delle onde radio._NEWLINE_Un monitoraggio spettroscopico della stella ha mostrato che determinate linee di emissione si indebolivano ciclicamente ogni 5,52 anni, e che tale periodo era ormai stabile da decenni; anche l\'emissione radio ed X della stella mostravano una deflessione lungo questo arco di tempo. Queste variazioni, assieme alle osservazioni nell\'ultravioletto, danno una discreta credibilit\xc3\xa0 al fatto che Eta Carinae sia realmente una stella binaria, in cui una stella calda, di massa inferiore all\'ipergigante, orbiti attorno ad essa ogni 5,52 anni secondo una traiettoria ellittica fortemente eccentrica. Lo scontro dei venti stellari delle due componenti avviene quando si trovano al periastro._NEWLINE_Le radiazioni ionizzanti emesse dalla componente secondaria di Eta Carinae sarebbero inoltre la principale sorgente di radiazione del sistema; una larga parte della radiazione emessa sarebbe poi assorbita dal vento della primaria quando questo collide con il vento della secondaria provocando un\'onda d\'urto. La quantit\xc3\xa0 di radiazione assorbita dipende dal fattore di compressione dell\'onda d\'urto sul vento della primaria. La variazione dell\'assorbimento del vento della primaria a seguito dell\'urto cambia la struttura del gas circumstellare ionizzato e d\xc3\xa0 una spiegazione della particolare curva di emissione nelle onde radio della stella. Variazioni pi\xc3\xb9 rapide in corrispondenza del passaggio al periastro sono attribuite all\'inizio di una fase di accrescimento._NEWLINE_La precedente regolarit\xc3\xa0 del ciclo \xc3\xa8 stata sconvolta nel 2008. Stando al ciclo di 5,52 anni, la stella avrebbe dovuto iniziare la sua fase di indebolimento nel gennaio 2009, ma le osservazioni condotte dai telescopi Gemini hanno riscontrato un\'anticipazione di questa fase al luglio 2008. Le misurazioni spettrografiche hanno mostrato un incremento della radiazione alle lunghezze d\'onda del blu dell\'elio fortemente ionizzato, inizialmente imputato alla collisione tra i venti delle due componenti del sistema; se fosse dovuto alla natura binaria di \xce\xb7 Carinae, l\'evento sarebbe accaduto troppo lontano nel tempo perch\xc3\xa9 i venti potessero interagire in una maniera cos\xc3\xac significativa. Pertanto, la causa del recente avvenimento \xc3\xa8 ancora oggetto di dibattito._NEWLINE_Nel luglio 2014 \xc3\xa8 stato riscontrato un flusso di raggi-X notevolmente maggiore rispetto ai picchi del 1995, 2003 e 2009, che fa supporre che qualcosa nell\'emissione dei venti di una delle due componenti sia cambiato. Gli astronomi credono che sia cambiato qualcosa nella secondaria a causa della variabilit\xc3\xa0 dei raggi-X che dovrebbero generarsi nelle vicinanze della secondaria, mentre l\'emissione di elio, osservata anche nel 2003 e che dovrebbe essere prodotta dai pi\xc3\xb9 densi ma meno veloci venti della primaria, \xc3\xa8 rimasta pi\xc3\xb9 o meno costante durante l\'esplosione del 2014. Tuttavia la secondaria \xc3\xa8 poco conosciuta e non viene ancora dato per certo quale delle due stelle fu la responsabile dell\'esplosione del 1843.\n_START_SECTION_\nEvoluzione futura\n_START_PARAGRAPH_\nLe stelle molto massicce, come proprio \xce\xb7 Carinae, consumano molto velocemente il loro combustibile nucleare e di conseguenza hanno luminosit\xc3\xa0 sproporzionatamente elevate; simili stelle hanno pertanto una vita molto breve, pari a pochi milioni di anni, trascorsi i quali esse termineranno la propria esistenza esplodendo in una supernova di tipo Ib o Ic o addirittura in un\'ipernova. \xc3\x88 opinione diffusa che Eta Carinae andr\xc3\xa0 incontro all\'esplosione entro il prossimo milione di anni; tuttavia, poich\xc3\xa9 sono ancora incerte la sua et\xc3\xa0 e il suo stadio evolutivo, non \xc3\xa8 remota la possibilit\xc3\xa0 che Eta Carinae diventi una supernova nei prossimi millenni o addirittura entro qualche anno._NEWLINE_Si ritiene che la fase di variabile S Doradus, in cui ora si trova la stella, sia una fase naturale dell\'evoluzione delle stelle supermassicce; le teorie prevalenti in merito all\'evoluzione stellare suggeriscono che tali stelle attraverseranno poi una fase di forte perdita di massa divenendo stelle di Wolf-Rayet per poi esplodere in supernovae, qualora abbiano perso troppa massa per esplodere in ipernove._NEWLINE_In tempi recenti \xc3\xa8 stato osservato in una galassia esterna alla Via Lattea un possibile analogo di Eta Carinae: si tratta della stella progenitrice di SN 2006jc, situata nella galassia UGC 4904 nella costellazione della Lince, a 77 milioni di anni luce di distanza. Essa manifest\xc3\xb2, il 20 ottobre 2004, un improvviso incremento della luminosit\xc3\xa0, tanto che un astronomo dilettante giapponese, K\xc5\x8dichi Itagaki, la ritenne una supernova; tuttavia, l\'astro sopravvisse all\'evento, ma esplose definitivamente in una supernova di tipo Ib due anni dopo, il 9 ottobre 2006, raggiungendo la magnitudine apparente 13,8. Il suo iniziale incremento di luminosit\xc3\xa0 \xc3\xa8 stato definito dagli astronomi come una falsa supernova, la cui esplosione ha espulso nello spazio una quantit\xc3\xa0 di materia pari a circa 0,01\xc2\xa0M\xe2\x8a\x99 (~20\xc2\xa0MJ)._NEWLINE_Data la somiglianza tra Eta Carinae ed SN 2006jc, Stefan Immler, del Goddard Space Flight Center della NASA, ipotizza che Eta Carinae potrebbe esplodere entro breve tempo, al massimo qualche decina di anni; non \xc3\xa8 del medesimo avviso Stanford Woosley, dell\'Universit\xc3\xa0 della California, Santa Cruz, che ritiene che sia molto pi\xc3\xb9 probabile che Eta Carinae si trovi in una fase non troppo avanzata della sua evoluzione e che abbia ancora una cospicua quantit\xc3\xa0 di materia da impiegare nella fusione nucleare, prima di esplodere._NEWLINE_Simili avvenimenti si sono verificati anche in NGC 1058 (SN 1961v) ed in NGC 1260 (SN 2006gy), esplosa il 18 settembre 2006; entrambe le galassie si trovano nella costellazione di Perseo. Un discreto numero di astronomi impegnati nello sviluppo di modelli sulle esplosioni delle supernovae ritengono che il meccanismo di esplosione di SN 2006gy sia molto simile a quello che accadr\xc3\xa0 ad Eta Carinae. L\'esplosione di Eta Carinae sar\xc3\xa0 per\xc3\xb2 uno spettacolo unico: secondo Dave Pooley, uno degli scopritori di SN 2006gy, la sua luminosit\xc3\xa0 apparente superer\xc3\xa0 quella del pianeta Venere, raggiungendo una magnitudine di -7,5, tanto che risulter\xc3\xa0 visibile anche di giorno e durante la notte sar\xc3\xa0 possibile leggere un libro alla sua luce._NEWLINE_\xc3\x88 concreta la possibilit\xc3\xa0 che, quando la stella esploder\xc3\xa0 in supernova o ipernova, una grande quantit\xc3\xa0 di radiazioni potenzialmente letali possa investire il nostro pianeta, ma \xc3\xa8 probabile che la biosfera non ne risentir\xc3\xa0 in maniera particolare grazie alla schermatura protettiva dell\'atmosfera (per quanto riguarda soprattutto i raggi \xce\xb3) e della magnetosfera. I danni eventualmente provocati dalle radiazioni riguarderebbero la parte pi\xc3\xb9 alta dell\'atmosfera, l\'ozonosfera, e le missioni astronautiche al di fuori dell\'involucro atmosferico, tra cui anche i diversi satelliti artificiali; alcuni astrofisici ritengono per\xc3\xb2 che i danni provocati all\'ozonosfera dalle radiazioni della supernova potrebbero avere delle catastrofiche ripercussioni sulla stessa vita._NEWLINE__NEWLINE_Una supernova o ipernova generata da Eta Carinae potrebbe originare inoltre un gamma ray burst (GRB) da entrambi i poli, lungo l\'asse di rotazione della stella. Secondo le stime l\'energia trasferita da un simile fenomeno sull\'atmosfera terrestre sarebbe l\'equivalente di un chilotone di tritolo (4,2 \xc3\x97 10\xc2\xb9\xc2\xb2 J) per ogni km\xc2\xb2 di superficie dell\'emisfero esposto all\'evento, depositando una quantit\xc3\xa0 di radiazioni ionizzanti pari a dieci volte la dose letale per ogni forma di vita._NEWLINE_La possibilit\xc3\xa0 che un simile fenomeno colpisca la Terra \xc3\xa8 piuttosto bassa, poich\xc3\xa9 attualmente l\'asse di rotazione della stella non \xc3\xa8 rivolto in direzione del nostro pianeta. Non \xc3\xa8 tuttavia da escludere, a causa del fenomeno della precessione, che in futuro l\'asse di rotazione di \xce\xb7 Carinae possa puntare verso il nostro pianeta; inoltre, la direzione di propagazione delle radiazioni e la loro intensit\xc3\xa0 potrebbero essere notevolmente influenzate dal fatto che Eta Carinae sia un sistema binario. Per questi motivi, l\'astrofisico Mario Livio ritiene che il fenomeno avr\xc3\xa0 un basso impatto sulla vita del nostro pianeta.'