Redigerer Eta Carinae (avsnitt)

== Evolusjon ==
Eta Carinae er en unik stjerne uten nære analoger, og dens fremtidige utvikling er svært usikker. Det er likevel sannsynlig at stjernen vil oppleve ytterligere massetap før den ender som en eventuell [[supernova]].<ref name="khan2">{{cite journal|bibcode=2015ApJ...799..187K|title=Finding η Car Analogs in Nearby Galaxies Using Spitzer. II. Identification of an Emerging Class of Extragalactic Self-Obscured Stars|journal=The Astrophysical Journal|volume=799|issue=2|pages=187|last1=Khan|first1=Rubab|last2=Kochanek|first2=C. S.|last3=Stanek|first3=K. Z.|last4=Gerke|first4=Jill|year=2015|doi=10.1088/0004-637X/799/2/187|arxiv=1407.7530|s2cid=118438526}}</ref>

Eta Carinae A startet sitt liv som en ekstremt het og lyssterk stjerne, antatt å ha minst 150 [[Solmasse|solmasser]] (M☉) og over en million ganger solens lysstyrke (L☉). Den var sannsynligvis en massiv O-type stjerne som gjennom CNO-syklusens kjerneprosesser holdt seg kjemisk homogen gjennom hydrogenforbrenningen.<ref name="smith" />

Etter hvert som hydrogen brennes i kjernen, utvider stjernen seg og utvikler seg til en blå [[hyperkjempe]], og deretter til en lyssterk blå variabel (LBV). Når hydrogenet i kjernen er oppbrukt etter omtrent 2–2,5 millioner år, fortsetter hydrogenskall-forbrenningen, og stjernen vokser videre i størrelse. På dette stadiet øker massetapet kraftig, og stjernen går over i et Wolf–Rayet-stadium med høyere temperatur og redusert lysstyrke etter å ha mistet betydelige deler av sin opprinnelige masse.<ref name="yusof2">{{cite journal|bibcode=2013MNRAS.433.1114Y|title=Evolution and fate of very massive stars|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=433|issue=2|pages=1114|last1=Yusof|first1=Norhasliza|last2=Hirschi|first2=Raphael|last3=Meynet|first3=Georges|last4=Crowther|first4=Paul A.|last5=Ekström|first5=Sylvia|last6=Frischknecht|first6=Urs|last7=Georgy|first7=Cyril|last8=Abu Kassim|first8=Hasan|last9=Schnurr|first9=Olivier|year=2013|doi=10.1093/mnras/stt794|doi-access=free|arxiv=1305.2099|s2cid=26170005}}</ref>

I [[Wolf-Rayet-stjerne|Wolf–Rayet stadiet]] eksponeres ulike kjerneprodukter etter hvert som stjernens ytre lag forsvinner. Først fremkommer nitrogen og helium i et tidlig nitrogen-dominerte stadium (WN), deretter karbon og oksygen i karbon-sekvensen (WC), og til slutt oksygen og karbon i oksygen-sekvensen (WO''')''', hvor de mest avanserte fusjonsproduktene vises frem. Det er usikkert om triple-alfa-fusjonen av helium har startet i Eta Carinae A’s kjerne, men ejecta fra Homunculus-tåken inneholder rundt 60 % hydrogen og 40 % helium, samt høye nivåer av nitrogen, noe som tyder på pågående [[CNO-syklusen|CNO-fusjon]].<ref name="groh2014">{{cite journal|bibcode=2014A&A...564A..30G|title=The evolution of massive stars and their spectra. I. A non-rotating {{solar mass|60}} star from the zero-age main sequence to the pre-supernova stage|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=564|pages=A30|last1=Groh|first1=Jose H.|last2=Meynet|first2=Georges|last3=Ekström|first3=Sylvia|last4=Georgy|first4=Cyril|year=2014|doi=10.1051/0004-6361/201322573|arxiv=1401.7322|s2cid=118870118}}</ref>

Som tett binærstjerne påvirkes Eta Carinaes utvikling av ledsagerstjernen, som kan akselerere massetapet og forårsake ytterligere ustabilitet. Dette gjør det utfordrende å forutsi den videre utviklingen frem mot kollaps.<ref name="groh2013">{{cite journal|bibcode=2013A&A...558A.131G|title=Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=558|pages=A131|last1=Groh|first1=Jose H.|last2=Meynet|first2=Georges|last3=Georgy|first3=Cyril|last4=Ekström|first4=Sylvia|year=2013|doi=10.1051/0004-6361/201321906|arxiv=1308.4681|s2cid=84177572}}</ref><ref name="ekstrom">{{cite journal|bibcode=2012A&A...537A.146E|title=Grids of stellar models with rotation. I. Models from {{solar mass|0.8 to 120}} at solar metallicity (Z = 0.014)|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=537|pages=A146|last1=Ekström|first1=S.|last2=Georgy|first2=C.|last3=Eggenberger|first3=P.|last4=Meynet|first4=G.|last5=Mowlavi|first5=N.|last6=Wyttenbach|first6=A.|last7=Granada|first7=A.|last8=Decressin|first8=T.|last9=Hirschi|first9=R.|last10=Frischknecht|first10=U.|last11=Charbonnel|first11=C.|last12=Maeder|first12=A.|year=2012|doi=10.1051/0004-6361/201117751|arxiv=1110.5049|s2cid=85458919}}</ref><ref name="smithconti">{{cite journal|bibcode=2008ApJ...679.1467S|title=On the Role of the WNH Phase in the Evolution of Very Massive Stars: Enabling the LBV Instability with Feedback|url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_2008-06-01_679_2/page/n552|journal=The Astrophysical Journal|volume=679|issue=2|pages=1467–1477|last1=Smith|first1=Nathan|last2=Conti|first2=Peter S.|year=2008|doi=10.1086/586885|arxiv=0802.1742|s2cid=15529810}}</ref>

=== Potensiell supernova ===
Det er sannsynlig at neste supernova i [[Melkeveien]] vil komme fra en ukjent [[hvit dverg]] eller [[rød superkjempe]], trolig usynlig for det blotte øye.<ref name="adams">{{cite journal|doi=10.1088/0004-637X/778/2/164|title=Observing the Next Galactic Supernova|journal=The Astrophysical Journal|volume=778|issue=2|pages=164|year=2013|last1=Adams|first1=Scott M.|last2=Kochanek|first2=C. S.|last3=Beacom|first3=John F.|last4=Vagins|first4=Mark R.|last5=Stanek|first5=K. Z.|bibcode=2013ApJ...778..164A|arxiv=1306.0559|s2cid=119292900}}</ref> Likevel vekker muligheten for at en supernova kan komme fra Eta Carinae stor interesse.<ref name="mckinnon">{{cite journal|bibcode=2014AAS...22340503M|title=Eta Carinae: An Astrophysical Laboratory to Study Conditions During the Transition Between a Pseudo-Supernova and a Supernova|journal=American Astronomical Society|volume=223|pages=#405.03|last1=McKinnon|first1=Darren|last2=Gull|first2=T. R.|last3=Madura|first3=T.|year=2014}}</ref>

Eta Carinae A, med en opprinnelig masse på 150 solmasser, vil trolig gjennomgå kjernefall som en Wolf–Rayet stjerne etter tre millioner år.<ref name="groh20133">{{cite journal|bibcode=2013A&A...558A.131G|title=Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=558|pages=A131|last1=Groh|first1=Jose H.|last2=Meynet|first2=Georges|last3=Georgy|first3=Cyril|last4=Ekström|first4=Sylvia|year=2013|doi=10.1051/0004-6361/201321906|arxiv=1308.4681|s2cid=84177572}}</ref> Ved høy metallisitet vil massetap føre til en synlig supernova av type Ib eller Ic.<ref name="hegar">{{cite journal|last1=Heger|first1=A.|last2=Fryer|first2=C.L.|last3=Woosley|first3=S.E.|last4=Langer|first4=N.|last5=Hartmann|first5=D.H.|title=How Massive Single Stars End Their Life|url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_2003-07-01_591_1/page/n291|journal=The Astrophysical Journal|volume=591|issue=1|pages=288–300|year=2003|bibcode=2003ApJ...591..288H|arxiv=astro-ph/0212469|s2cid=59065632|doi=10.1086/375341}}</ref> Hvis stjernen er omgitt av materiale, kan eksplosjonen føre til en superluminøs supernova eller [[hypernova]].<ref name="SmithOwocki2006">{{cite journal|title=On the Role of Continuum-driven Eruptions in the Evolution of Very Massive Stars|last1=Smith|first1=Nathan|last2=Owocki|first2=Stanley P.|journal=The Astrophysical Journal|volume=645|issue=1|pages=L45|date=2006|bibcode=2006ApJ...645L..45S|arxiv=astro-ph/0606174|s2cid=15424181|doi=10.1086/506523}}</ref>

En massiv ledsager kan også påvirke utviklingen. Hvis Eta Carinae A mister sine ytre lag raskt, kan den ende som en WC- eller WO-type stjerne og gi en type Ib eller Ic supernova, som kan være årsaken til visse [[gammaglimt]].<ref name="claeys">{{cite journal|bibcode=2011A&A...528A.131C|title=Binary progenitor models of type IIb supernovae|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=528|pages=A131|last1=Claeys|first1=J. S. W.|last2=de Mink|first2=S. E.|author2-link=Selma de Mink|last3=Pols|first3=O. R.|last4=Eldridge|first4=J. J.|last5=Baes|first5=M.|year=2011|doi=10.1051/0004-6361/201015410|arxiv=1102.1732|s2cid=54848289}}</ref>

Eta Carinae sammenlignes med supernovaimpostorer som SN 2009ip, som gjennomgikk utbrudd i 2009 og 2012, sistnevnte sannsynligvis en ekte supernova.<ref>{{Kilde www|url=https://science.nasa.gov/image-detail/etacarinae-hubbleschmidt-1764/|tittel=Doomed Star Eta Carinae|besøksdato=2024-11-06|språk=en-US|verk=science.nasa.gov}}</ref><ref name="2009ip">{{cite journal|bibcode=2014MNRAS.438.1191S|title=SN 2009ip and SN 2010mc: Core-collapse Type IIn supernovae arising from blue supergiants|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=438|issue=2|pages=1191|last1=Smith|first1=Nathan|last2=Mauerhan|first2=Jon C.|last3=Prieto|first3=Jose L.|year=2014|doi=10.1093/mnras/stt2269|doi-access=free|arxiv=1308.0112|s2cid=119208317}}</ref>[[Fil:Supernova (CGI).jpg|miniatyr|Her er ett eksempel på hvordan en [[Supernova]] vil se ut. Når Eta Carinae dør ut, vil den ligne noe på dette.]]

=== Potensielle effekter på Jorden ===
En typisk kjernekollaps supernova på avstand fra Eta Carinae ville ha en lysstyrke på rundt −4, tilsvarende [[Venus]]. En superluminøs supernova kan være fem ganger lysere, muligens den sterkeste supernovaen i historien. Selv om Eta Carinae er 7500 lysår unna, er det usannsynlig at den direkte vil påvirke liv på Jorden, ettersom [[Jordens atmosfære|atmosfæren]] beskytter mot gammaglimt og [[Magnetosfære|magnetosfæren]] mot noen [[Kosmisk stråling|kosmiske stråler]]. Skadene vil primært påvirke den øvre atmosfæren, [[ozonlaget]], satellitter og [[Romfarer|romfarere]] i [[verdensrommet]].<ref name="KoezM">{{cite journal|last1=Ruderman|first1=M. A.|year=1974|title=Possible Consequences of Nearby Supernova Explosions for Atmospheric Ozone and Terrestrial Life|url=https://archive.org/details/sim_science_1974-06-07_184_4141/page/n58|journal=Science|volume=184|issue=4141|pages=1079–1081|doi=10.1126/science.184.4141.1079|bibcode=1974Sci...184.1079R|pmid=17736193|s2cid=21850504}}</ref>

En studie har antydet at en nær supernova kan føre til tap av ozonlaget, noe som øker [[Ultrafiolett stråling|UV-stråling]] fra solen. Men for at dette skal skje, må supernovaen være nærmere enn 50 lysår, og selv en hypernova må være nærmere enn Eta Carinae. Andre analyser har nevnt subtile effekter som melatoninsuppresjon, søvnløshet, [[kreft]] og [[depresjon]], men disse effektene ville kreve en mye nærmere supernova.<ref name="thomas">{{cite journal|last1=Thomas|first1=Brian|last2=Melott|first2=A.L.|last3=Fields|first3=B.D.|last4=Anthony-Twarog|first4=B.J.|year=2008|title=Superluminous supernovae: No threat from Eta Carinae|journal=American Astronomical Society|volume=212|pages=193|bibcode=2008AAS...212.0405T}}</ref>

Eta Carinae forventes ikke å produsere en gammaglimt, og dens akse er ikke rettet mot Jorden. Atmosfæren beskytter Jorden fra det meste av strålingen, bortsett fra UV-lys.<ref name="Threat">{{cite journal|last1=Thomas|first1=B.C.|year=2009|title=Gamma-ray bursts as a threat to life on Earth|journal=International Journal of Astrobiology|volume=8|issue=3|pages=183–186|doi=10.1017/S1473550409004509|arxiv=0903.4710|bibcode=2009IJAsB...8..183T|s2cid=118579150}}</ref>'''<ref name="Effects">{{cite journal|last1=Martin|first1=Osmel|last2=Cardenas|first2=Rolando|last3=Guimarais|first3=Mayrene|last4=Peñate|first4=Liuba|last5=Horvath|first5=Jorge|last6=Galante|first6=Douglas|year=2010|title=Effects of gamma ray bursts in Earth's biosphere|journal=Astrophysics and Space Science|volume=326|issue=1|pages=61–67|doi=10.1007/s10509-009-0211-7|bibcode=2010Ap&SS.326...61M|s2cid=15141366|arxiv=0911.2196}}</ref><br />'''