HR Carinae

HR Carinae es una estrella variable azul luminosa ubicada en la constelación de Carina . Está rodeada por una vasta nebulosa de material nuclear eyectado debido a que posee una atmósfera expandida de múltiples capas. Esta estrella se encuentra entre las más luminosas de la Vía Láctea . Presenta alas de emisión muy anchas en las líneas de Balmer , que recuerdan a las líneas anchas observadas en los espectros de las estrellas O y Wolf-Rayet . Una distancia de 5 kpc y una magnitud bolométrica de -9,4 sitúan a HR Carinae entre las estrellas más luminosas de la galaxia.

HR Carinae fue descubierta a principios del siglo XX debido a su emisión H _β . Se la clasificó en la clase I de Secchi , correspondiente a las estrellas modernas de tipo A y F. ^{[ 9 ]} En 1933 fue catalogada como una estrella Be ^{[ 10 ]} y en 1940 se descubrió que era variable. ^{[ 11 ]} Un estudio espectroscópico más detallado le asignó el tipo B2eq con líneas de emisión de hidrógeno , helio y hierro ionizado, y perfiles P Cygni en algunas líneas. ^{[ 12 ]}

En 1970, HR Carinae y la variable similar AG Carinae fueron reconocidas como relacionadas con las variables P Cygni, supergigantes calientes inestables. ^{[ 13 ] [ 14 ]} El grupo fue reconocido formalmente como variables S Doradus para evitar confusiones con las características espectrales de P Cygni compartidas con otros tipos de estrellas. ^{[ 15 ]} HR Carinae se convirtió en uno de los ejemplos mejor estudiados de la clase, mostrando claramente el brillo y las variaciones espectrales que llegaron a caracterizar a las estrellas conocidas como variables azules luminosas. ^{[ 16 ] [ 17 ]}

HR Carinae experimenta variaciones espectrales aparentemente correlacionadas con las variaciones de luz, de forma similar a otras variables azules luminosas. Ha experimentado varios estallidos durante los cuales el brillo visual aumenta y la temperatura disminuye, pero la luminosidad bolométrica permanece aproximadamente constante. El brillo visual aumentó de forma errática pero constante durante las últimas décadas del siglo XX hasta alcanzar un pico récord de magnitud 6,8, para luego caer directamente a un mínimo récord de magnitud 8,8 en 2010. ^{[ 6 ]}

HR Carinae tiene una temperatura alrededor21.000 K  cuando está en reposo y el espectro es de una hipergigante B temprana , ^{[ 19 ]} pero en un estallido se enfría a menos de8.000  K.​

HR Carinae se parece mucho a Eta Carinae , ambas variables azules luminosas y ambas rodeadas de material eyectado. Es probable que HR Carinae también sea un sistema binario con una separación, un período y una proporción de tamaños de componentes similares a los de Eta Carinae. ^{[ 20 ]} Sin embargo, el sistema Eta Carinae es más masivo y más luminoso.

Se ha identificado como un posible candidato a supernova de tipo IIb en la modelización del destino de estrellas de 20 a 25 veces la masa del Sol (con el estado de LBV como la etapa final prevista de antemano). ^{[ 21 ]}

La interferometría de AMBER y PIONIER ha demostrado que HR Carinae es un sistema estelar binario. La órbita está poco restringida, pero la más probable tiene un semieje mayor de 3,3 mas, una excentricidad de 0,4 y un período de 12,5 años. Las órbitas posibles varían desde órbitas casi circulares de solo unos pocos años hasta órbitas altamente excéntricas de varios cientos de años, todas con la separación más cercana entre las dos estrellas de aproximadamente 2 mas. ^{[ 4 ]}

La compañera parece ser más grande que la estrella LBV primaria, pero mucho menos brillante. Lo más probable es que sea una supergigante roja con un diámetro angular de0,85 ± 0,20  mas , lo que se traduce en un radio de aproximadamente500 ± 150 R _☉  , y también con una masa de 9–20 M _☉ y una temperatura de 3600– 4.000  K. El diámetro de la estrella primaria también se midió directamente en0,38 ± 0,08  mas , correspondiente a un radio de220 ± 60 R _☉  en5,4  kpc . ^{[ 4 ]}