Redigerer Eta Carinae (avsnitt)

== Egenskaper ==
[[File:Eta_carinae_orbit.png|lenke=https://en.wikipedia.org/wiki/File:Eta_carinae_orbit.png|alt=Eta Carinae B orbits in large ellipse, and Eta Carinae A in a smaller elliptical orbit.|venstre|miniatyr|Eta Carinaes bane]]
Eta Carinae systemet er en av de mest massive stjernene som kan studeres i detalj. Inntil nylig trodde man Eta Carinae var en enkelt stjerne, men den ble identifisert som et binærsystem i 1996 av astronomen Augusto Damineli,<ref name="damineli" /> og dette ble bekreftet i 2005.<ref name="massive">{{cite journal|bibcode=2005AAS...20717506I|title=Searching for Radial Velocity Variations in eta Carinae|journal=American Astronomical Society Meeting 207|volume=207|pages=1445|last1=Iping|first1=R. C.|last2=Sonneborn|first2=G.|last3=Gull|first3=T. R.|last4=Ivarsson|first4=S.|last5=Nielsen|first5=K.|year=2005}}</ref> Begge stjernene er delvis skjult av materiale utstøtt fra Eta Carinae A, og deres temperatur og lysstyrke må beregnes indirekte. Endringer i stjernevinden tyder på at selve stjernen kan bli synlig når støvet fra det store utbruddet omsider klarner.<ref name="mehner2012">{{cite journal|bibcode=2012ApJ...751...73M|title=Secular Changes in Eta Carinae's Wind 1998–2011|journal=The Astrophysical Journal|volume=751|issue=1|pages=73|last1=Mehner|first1=Andrea|last2=Davidson|first2=Kris|last3=Humphreys|first3=Roberta M.|last4=Ishibashi|first4=Kazunori|last5=Martin|first5=John C.|last6=Ruiz|first6=María Teresa|last7=Walter|first7=Frederick M.|year=2012|doi=10.1088/0004-637X/751/1/73|arxiv=1112.4338|s2cid=119271857}}</ref>

=== Bane ===
Eta Carinae systemets binære natur er godt etablert, men komponentene er ikke direkte observert og kan heller ikke klart skilles ut spektroskopisk på grunn av spredning og gjenoppblussing i den omliggende tåken. Periodiske fotometriske og spektroskopiske variasjoner førte til søken etter en ledsagerstjerne, og modeller av kolliderende stjernevinder samt delvise "formørkelser" av enkelte spektroskopiske trekk har bidratt til å avgrense mulige baner.<ref name="madura">{{cite journal|bibcode=2012MNRAS.420.2064M|title=Constraining the absolute orientation of η Carinae's binary orbit: A 3D dynamical model for the broad [Fe III] emission|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=420|issue=3|pages=2064|last1=Madura|first1=T. I.|last2=Gull|first2=T. R.|last3=Owocki|first3=S. P.|last4=Groh|first4=J. H.|last5=Okazaki|first5=A. T.|last6=Russell|first6=C. M. P.|year=2012|doi=10.1111/j.1365-2966.2011.20165.x|doi-access=free|arxiv=1111.2226|s2cid=119279180}}</ref>

Banens periode er nøyaktig 5,539 år, men har endret seg over tid på grunn av masseutkast og akkresjon. Mellom Det store utbruddet og utbruddet på 1890-tallet var perioden rundt 5,52 år, og før det kan den ha vært mellom 4,8 og 5,4 år. Banen er svært eksentrisk (e = 0,9), og stjernenes avstand varierer fra omtrent 1,6 [[Astronomisk enhet|AE]] (som [[Mars (planet)|Mars]]’ avstand til solen) til 30 AE (som [[Neptun (planet)|Neptuns]] avstand).<ref name="madura" />

For å beregne stjernenes masser kreves presis informasjon om banens dimensjoner og helningsvinkel. Banen er modellert til å ha en helning på 130–145 grader, men nøyaktigheten er fortsatt ikke tilstrekkelig til å bestemme massene til de to stjernene.<ref name="madura" />