Redigerer Eta Carinae

[[Fil:EtaCarinae.jpg|thumb|Bilde av Eta Carinae fra [[Hubble Space Telescope]].<ref>[http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1991/10/text/ «NASA's Hubble Space Telescope Resolves Eruption of a Massive Star»]. Besøkt 29. november 2008.</ref>]]
'''Eta Carinae''' er [[stjernesystem]] rundt 7 500 lysår unna i [[Stjernebilde|stjernebildet]] [[Kjølen (stjernebilde)|Kjølen]], med en [[Luminositet|lysstyrke]] over fem millioner ganger [[Solen|Solens]]. På [[1840-tallet]] gjennomgikk den en voldsom eksplosjon som sendte mer enn 10 solmasser materie ut i verdensrommet. Eta Carinae var da en kort tid den nest mest lyssterke stjerna på nattehimmelen sett fra [[jorda]]. Eta Carinae er en [[binær stjerne]]. Man regner med at Eta Carinae vil eksplodere som en [[supernova]] når den går tom for kjernebrensel.<ref name="Chandra">[http://chandra.harvard.edu/photo/2007/etacar/ «Eta Carinae: New View of Doomed Star»]. Besøkt 29. november 2008.</ref>

== Observasjonshistorie ==
Eta Carinae ble først registrert som en stjerne av [[Tilsynelatende størrelsesklasse|4. magnitude]] på 1600- eller 1700-tallet. Den nådde status som den nest lyseste stjernen på himmelen på midten av 1800-tallet før den ble for svak til å ses med det blotte øye. På slutten av 1900-tallet ble den gradvis lysere igjen og var i 2014 synlig med 4. magnitude.

=== Oppdagelse og navn ===
Det finnes ingen sikre observasjoner av Eta Carinae før 1600-tallet, men astronomen Pieter Keyser kan ha observert den rundt 1595-96. Edmond Halley registrerte stjernen i 1677 under navnet ''Sequens'' i stjernebildet Robur Carolinum.<ref name="wagman">{{cite book|last=Wagman|first=Morton|title=Lost Stars: Lost, missing and troublesome stars from the catalogues of Johannes Bayer, Nicholas Louis de Lacaille, John Flamsteed, and sundry others|publisher=The McDonald & Woodward Publishing Company|location=Blacksburg, VA|year=2003|pages=7–8, 82–85|isbn=978-0-939923-78-6}}</ref> Den ble senere kjent som Eta Carinae etter omstruktureringen av stjernebildet [[Argo Navis]] i 1879.<ref name="Halley 1679">{{cite book|last=Halley|first=Edmund|author-link=Edmond Halley|title=Catalogus stellarum australium; sive, Supplementum catalogi Tychenici, exhibens longitudines et latitudines stellarum fixarum, quae, prope polum Antarcticum sitae, in horizonte Uraniburgico Tychoni inconspicuae fuere, accurato calculo ex distantiis supputatas, & ad annum 1677 completum correctas ... Accedit appendicula de rebus quibusdam astronomicis|url=http://babel.hathitrust.org/cgi/pt?id=mdp.39015007000170;view=1up;seq=24|url-status=dead|publisher=T. James|location=London|date=1679|page=13|archive-url=https://archive.today/20151106091831/http://babel.hathitrust.org/cgi/pt?id=mdp.39015007000170;view=1up;seq=24|archive-date=6. november 2015}}</ref><ref name="Chen Jiu Jin 2005">{{cite book|script-title=zh:中國星座神|title=Chinese horoscope mythology|author=陳久金 (Chen Jiu Jin)|publisher=台灣書房出版有限公司 (Taiwan Book House Publishing Co., Ltd.)|date=2005|isbn=978-986-7332-25-7|language=zh}}</ref>

=== Utbrudd ===
I 1837 begynte stjernen et intenst utbrudd der den steg til første magnitude og kortvarig overgikk lysstyrken til stjerner som [[Canopus]].<ref name="frew">{{cite journal|last=Frew|first=David J.|title=The Historical Record of η&nbsp;Carinae. I.&nbsp;The Visual Light Curve, 1595–2000|journal=The Journal of Astronomical Data|volume=10|issue=6|pages=1–76|year=2004|bibcode=2004JAD....10....6F}}</ref><ref name="herschel">{{cite book|last=Herschel|first=John Frederick William|author-link=John Herschel|title=Results of astronomical observations made during the years 1834, 5, 6, 7, 8, at the Cape of Good Hope: being the completion of a telescopic survey of the whole surface of the visible heavens, commenced in 1825|url=https://books.google.com/books?id=8WBNAAAAcAAJ&q=Canopus|publisher=Smith, Elder and Co.|location=London|volume=1|year=1847|pages=33–35|bibcode=1847raom.book.....H}}</ref> Etter utbruddet dannet støv rundt stjernen som fikk den til å falme og bli usynlig innen 1886.<ref name="davidson1997">{{cite journal|last1=Davidson|first1=Kris|last2=Humphreys|first2=Roberta M.|author2-link=Roberta M. Humphreys|title=Eta Carinae and Its Environment|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=35|pages=1–32|year=1997|bibcode=1997ARA&A..35....1D|s2cid=122193829|doi=10.1146/annurev.astro.35.1.1}}</ref><ref name="damineli">{{cite journal|last=Damineli|first=A.|title=The 5.52 Year Cycle of Eta Carinae|journal=Astrophysical Journal Letters|volume=460|pages=L49|year=1996|bibcode=1996ApJ...460L..49D|doi=10.1086/309961|doi-access=free}}</ref>

I 1887 begynte Eta Carinae å bli lysere igjen, og nådde 6. magnitude i 1892 før den raskt ble svakere igjen i 1895.<ref name="humphreys1999">{{cite journal|last1=Humphreys|first1=Roberta M.|author1-link=Roberta M. Humphreys|last2=Davidson|first2=Kris|last3=Smith|first3=Nathan|title=η Carinae's Second Eruption and the Light Curves of the η Carinae Variables|journal=The Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=111|issue=763|pages=1124–1131|year=1999|bibcode=1999PASP..111.1124H|doi=10.1086/316420|doi-access=free}}</ref><ref name="homunculus">{{cite journal|bibcode=2003AJ....125.3222I|title=Discovery of a Little Homunculus within the Homunculus Nebula of η Carinae|journal=The Astronomical Journal|volume=125|issue=6|pages=3222|last1=Ishibashi|first1=Kazunori|last2=Gull|first2=Theodore R.|last3=Davidson|first3=Kris|last4=Smith|first4=Nathan|last5=Lanz|first5=Thierry|last6=Lindler|first6=Don|last7=Feggans|first7=Keith|last8=Verner|first8=Ekaterina|last9=Woodgate|first9=Bruce E.|last10=Kimble|first10=Randy A.|last11=Bowers|first11=Charles W.|last12=Kraemer|first12=Steven|last13=Heap|first13=Sarah R.|last14=Danks|first14=Anthony C.|last15=Maran|first15=Stephen P.|last16=Joseph|first16=Charles L.|last17=Kaiser|first17=Mary Elizabeth|last18=Linsky|first18=Jeffrey L.|last19=Roesler|first19=Fred|last20=Weistrop|first20=Donna|year=2003|doi=10.1086/375306|doi-access=free}}</ref><ref name="smith">{{cite journal|bibcode=2004MNRAS.351L..15S|title=The systemic velocity of Eta Carinae|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=351|issue=1|pages=L15–L18|last1=Smith|first1=Nathan|year=2004|doi=10.1111/j.1365-2966.2004.07943.x|doi-access=free|arxiv=astro-ph/0406523|s2cid=17051247}}</ref>

=== 20. århundre og nyere tid ===
Fra 1900 holdt stjernen seg på rundt 7.6 magnitude, men begynte igjen å bli lysere i 1953.<ref name="thackeray">{{cite journal|bibcode=1953MNRAS.113..237T|title=Note on the brightening of Eta Carinae|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=113|issue=2|pages=237–238|last1=Thackeray|first1=A. D.|year=1953|doi=10.1093/mnras/113.2.237|doi-access=free}}</ref><ref name="damineli" /> Etter en markant lysøkning i 1998-99, ble den igjen synlig med det blotte øye. I 2014 var lysstyrken tilbake på 4.5 magnitude.<ref name="telegram">{{cite journal|bibcode=2014ATel.6368....1H|title=Eta Carinae – Caught in Transition to the Photometric Minimum|journal=The Astronomer's Telegram|volume=6368|pages=1|last1=Humphreys|first1=R. M.|last2=Martin|first2=J. C.|last3=Mehner|first3=A.|last4=Ishibashi|first4=K.|last5=Davidson|first5=K.|year=2014}}</ref> Observasjoner viser en 5.5-års syklus knyttet til dens binære stjernesystem, bekreftet ved spektroskopiske hendelser som sammenfaller med stjernenes nærmeste punkt (periastron) i banen.<ref name="mehnerir">{{cite journal|bibcode=2014A&A...564A..14M|doi=10.1051/0004-6361/201322729|arxiv=1401.4999|title=Near-infrared evidence for a sudden temperature increase in Eta Carinae|last1=Mehner|first1=Andrea|last2=Ishibashi|first2=Kazunori|last3=Whitelock|first3=Patricia|last4=Nagayama|first4=Takahiro|last5=Feast|first5=Michael|last6=Van Wyk|first6=Francois|last7=De Wit|first7=Willem-Jan|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=564|year=2014|pages=A14|s2cid=119228664}}</ref><ref name="landes">{{cite journal|last1=Landes|first1=H.|last2=Fitzgerald|first2=M.|year=2010|title=Photometric observations of the η&nbsp;Carinae 2009.0 spectroscopic event|journal=Publications of the Astronomical Society of Australia|volume=27|issue=3|pages=374–377|doi=10.1071/AS09036|bibcode=2010PASA...27..374L|arxiv=0912.2557|s2cid=118568091}}</ref><ref name="2018-07-02_NAL">{{cite journal|last1=Hamaguchi|first1=Kenji|last2=Corcoran|first2=Michael F|last3=Pittard|first3=Julian M|last4=Sharma|first4=Neetika|last5=Takahashi|first5=Hiromitsu|last6=Russell|first6=Christopher M. P|last7=Grefenstette|first7=Brian W|last8=Wik|first8=Daniel R|last9=Gull|first9=Theodore R|last10=Richardson|first10=Noel D|last11=Madura|first11=Thomas I|year=2018|title=Non-thermal X-rays from colliding wind shock acceleration in the massive binary Eta Carinae|journal=Nature Astronomy|volume=2|issue=9|pages=731–736|bibcode=2018NatAs...2..731H|doi=10.1038/s41550-018-0505-1|arxiv=1904.09219|s2cid=126188024|first12=Anthony F. J|last12=Moffat}} [http://eprints.whiterose.ac.uk/133419/ Alt URL]</ref>

== Avstand ==
Avstanden til Eta Carinae er anslått til cirka 2330 [[parsec]] (7600 lysår) med en feilmargin på rundt 100 parsec. Parallaksemetoden kan ikke brukes direkte på Eta Carinae på grunn av den omringende tåken, men avstanden til andre stjerner i Trumpler 16-klyngen, som kan måles, antas å være lik. Gaia-data for de fire heteste O-stjernene i området gir en gjennomsnittlig parallakse på 0,383±0,017 [[Buesekund|millibuesekunder]], tilsvarende en avstand på 2 600±100 parsec, noe som kan bety at Eta Carinae er lengre unna og mer lyssterk enn tidligere antatt.<ref name="davidson2018">{{cite journal|bibcode=2018RNAAS...2..133D|title=Gaia, Trumpler 16, and Eta Carinae|journal=Research Notes of the American Astronomical Society|volume=2|issue=3|pages=133|last1=Davidson|first1=Kris|last2=Helmel|first2=Greta|last3=Humphreys|first3=Roberta M.|year=2018|doi=10.3847/2515-5172/aad63c|arxiv=1808.02073|s2cid=119030757|doi-access=free}}</ref>

Stjernehoper som Trumpler 16 kan måles via Hertzsprung–Russell-diagrammer eller farge-diagrammer, som beregner avstand ut fra stjernenes absolutte lysstyrke. For Trumpler 16 er en avstand på 7330 lysår beregnet, men korrigering for unormal rødning gir en avstand på 9500±1000 lysår.<ref name="hur">{{cite journal|doi=10.1088/0004-6256/143/2/41|title=Distance and the Initial Mass Function of Young Open Clusters in the η Carina Nebula: Tr 14 and Tr 16|journal=The Astronomical Journal|volume=143|issue=2|pages=41|year=2012|last1=Hur|first1=Hyeonoh|last2=Sung|first2=Hwankyung|last3=Bessell|first3=Michael S.|bibcode=2012AJ....143...41H|arxiv=1201.0623|s2cid=119269671}}</ref><ref name="content">{{cite journal|bibcode=1995RMxAC...2...51W|title=The Stellar Content of the Carina Nebula (Invited Paper)|journal=Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, Serie de Conferencias|volume=2|pages=51|last1=Walborn|first1=N. R.|year=1995}}</ref> Homunculuståken rundt Eta Carinae gir også en avstandsmåling ved å bruke ekspansjonshastigheten og symmetrien i tåkelobene, noe som har gitt avstandsmål på 2250 til 2300 parsec.<ref name="company">{{cite book|doi=10.1007/978-1-4614-2275-4_2|chapter=The Company Eta Carinae Keeps: Stellar and Interstellar Content of the Carina Nebula|title=Eta Carinae and the Supernova Impostors|volume=384|pages=25–27|series=Astrophysics and Space Science Library|year=2012|last1=Walborn|first1=Nolan R.|isbn=978-1-4614-2274-7|bibcode=2012ASSL..384...25W}}</ref>

== 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" />

== 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 />'''

== Referanser ==
<references />

== Eksterne lenker ==
* {{Offisielle lenker}}
* [http://www.eso.org/public/norway/news/eso1637/?lang ESO: Observasjoner av Eta Carinae i rekordhøy oppløsning] {{Wayback|url=http://www.eso.org/public/norway/news/eso1637/?lang |date=20170917095709 }} incl. Fotos & Animation

* https://science.nasa.gov/image-detail/etacarinae-hubbleschmidt-1764/
* https://esahubble.org/images/potw1208a/
{{Portal|Astronomi}}
{{Autoritetsdata}}

[[Kategori:Hyperkjemper]]
[[Kategori:Artikler i astronomiprosjektet]]