Мій особистий сорт героїну

Десь близько 1820 року гігант став незвично активний, і його яскравість почала зростати: в 1827 році він досяг блиску 1m. Після першого максимуму блиск Ети Кіля в перебігу декількох років повільно падав і зірка ослабла до 2m. (Правда є дані, що в 1832 році Гершель оцінив блиск Ети Кіля як 1m.)

Незабаром динаміка знову змінилася, і до початку 1838 року гігант досяг блиску близько 0,2m. Це був другий локальний максимум.

До 1856 року його залишалася все ще дуже яскравою, утримуючи блиск з невеликими коливаннями близько 0m. Мабуть, цей рік став закінченням Великої спалаху.

Туманність Гомункулус стала видимою після 1900 року, а з 1940 став потроху зростати блиск самої зірки. Сьогодні вона знову видно неозброєним оком жителям південної півкулі як слабка зірочка з блиском в діапазоні 5-6m.

Проведені в кінці 1960-х - початку 1970-х років інфрачервоні спостереження показали, що зірка як і раніше зберігає фантастичну світність (перєїзлучать головним чином в ІК діапазоні пиловий компонентою туманності Гомункулус - прим. Перекл.). Цей факт був використаний для нижньої оцінки її маси. Припустимо, що Ета Кіля випромінює на еддінгтоновском межі. У цьому випадку тиск випромінювання від низу до верху на атмосферу зірки за рахунок одного лише томсоновского розсіювання фотонів на вільних електронах (це і буде мінімально можливою непрозорістю іонізованої матерії) виявляється рівним гравітаційному тяжінню. При металличности, властивої сильно проеволюціоніровавшей зірці, її маса в цьому граничному випадку виявляється рівною

100 Мс! У реальності вона може бути і більшою, але ніяк не меншою. Інакше, променеве тиск просто рознесе зірку на частини. Цю оцінку можна кілька знизити, але тільки допустивши, що Ета Кіля не є одиночної зіркою.
Найменша непрозорість атмосфери зірки досягається при повній іонізації її атомів і визначається томсоновскім розсіюванням фотонів світла на вільних електронах (розсіювання на протонах і ядрах набагато менш ефективно через велику маси останніх). Імпульс фотонів передається електронам і штовхає їх наверх, від центру зірки, а сила кулонівського тяжіння захоплює за ними все плазму.

Цей процес визначає граничну максимальну потужність випромінювання зірки даної маси, при якій променеве тиск в фотосфері порівнюється з силою гравітаційного тяжіння. І навпаки, якщо світність зірки відома, по ній можна обчислити мінімально можливу масу зірки, при якій гравітація ще буде в змозі утримувати атмосферу.

У разі, коли речовина зовнішніх шарів зірки недостатньо ионизировано і в ньому присутні іони порівняно низькою енергії збудження (здатні поглинати йдуть з надр фотони і тим самим отримувати від них імпульс), променеве тиск через поглинання в лініях сильно зростає, і тоді нижня межа на масу зірки стає більше.

В даний час астрономи сходяться на тому, що як мінімум одна зірка в глибині туманності Гомункулус належить класу Яскравих Блакитних змінних (Luminous Blue Variables, або скорочено LBV). У нього потрапляють далеко проеволюціоніровавшіе масивні зірки, що проявляють сильну нестабільність і періодично скидають з себе великі порції речовини.