Eta de la Quilla (η Carinae) és un estel del tipus variable lluminós blau hipermassiu, situat en la constel·lació de la Quilla, al voltant de 7500 anys-llum (2300 parsecs) del sistema solar, és membre del cúmul estel·lar obert Trumpler 16. La seva massa oscil·la entre 100 i 150 vegades la massa solar, la qual cosa el converteix en un dels estels més massius coneguts en la nostra galàxia. Així mateix, posseeix una altíssima lluminositat, del voltant de quatre milions de vegades la del Sol; a causa de la gran quantitat de pols existent al seu voltant, Eta de la Quilla irradia el 99% de la seva lluminositat en la part infraroja de l'espectre, la qual cosa la converteix en l'objecte més brillant del cel en l'interval de longituds d'ona entre 10 i 20 µm.
Eta de la Quilla és un estel molt jove, amb una edat de dos i tres milions d'anys, i està situada en NGC 3372, també anomenada la Gran Nebulosa de Carina o simplement nebulosa de Carina. Aquesta nebulosa conté diversos estels supermassius, incloent-hi, a més d'Eta de la Quilla, l'estel HD 93129A.
L'estel està envoltat per una nebulosa coneguda com la nebulosa de l'Homuncle. Donada la seva gran massa, Eta Carinae és altament inestable i propensa a violentes ejeccions de matèria. Segons les teories actuals de l'estructura i de l'evolució estel·lars, aquesta inestabilitat és causada per una lluminositat extrema i una temperatura superficial no excessivament calenta, la qual cosa la situa dins del diagrama Hertzsprung-Russell en una regió afectada pel límit d'Eddington. En aquestes circumstàncies, l'elevadíssima pressió de la radiació en la "superfície" de l'estel fa que aquest expulsi grans quantitats de matèria de les seves capes exteriors a l'espai. En la imatge es pot apreciar la nebulosa de l'Homuncle, formada per aquestes ejeccions de matèria.
Eta de la Quilla probablement acabi la seva vida en una explosió de hipernova dins d'uns pocs centenars de milers d'anys. Alguns astrònoms especulen amb el fet que això ocorrerà dins d'un lapse molt menor de temps, però existeixen moltes incerteses sobre aquest tema, doncs l'evolució dels estels supermassius és molt difícil de modelar numèricament.
Història d'observació Eta Carinae va ser registrada per primera vegada com a estrella de quarta magnitud als segles o . Es va convertir en la segona estrella més brillant del cel a mitjan , abans de desaparèixer per sota de la visibilitat a simple vista. Durant la segona meitat del , es va il·luminar lentament fins a tornar a ser visible a simple vista, i el 2014 era de nou una estrella de quarta magnitud.
Descobriment i denominació No existeixen proves fiables que Eta Carinae fos observada o registrada abans del , encara que el navegant holandès Pieter Keyser va descriure cap a 1595-1596 una estrella de quarta magnitud aproximadament en la posició correcta, que va ser copiada als globus celestes de Petrus Plancius i Jodocus Hondius i a l′Uranometria de Johann Bayer de 1603. El catàleg estel·lar independent de Frederick de Houtman de 1603 no inclou a Eta Carinae entre les altres estrelles de 4a magnitud de la regió. El registre ferm més antic va ser realitzat per Edmond Halley en 1677, quan va registrar l'estrella simplement com a Sequens (és a dir, "seguint" a una altra estrella) dins d'una nova constel·lació Robur Carolinum. El seu Catalogus Stellarum Australium va ser publicat el 1679. L'estrella també era coneguda per les designacions Bayer d'Eta Roboris Caroli, Eta Argus o Eta Navis. En 1751 Nicolas-Louis de Lacaille va donar a les estrelles de Argo Navis i Robur Carolinum un únic conjunt de designacions de lletres gregues Bayer dins de la seva constel·lació d'Argo, i va designar tres àrees dins d'Argo per tal de fer servir tres vegades les designacions de lletres llatines. Eta queia dins la part de la quilla de la nau que més tard es convertiria en la Quilla. No es va conèixer generalment com Eta Carinae fins a 1879, quan les estrelles d'Argo Navis van rebre finalment els epítets de constel·lacions filles a l′Uranometria Argentina de Gould.
upright=1.4|miniatura|esquerra|alt=Corba de llum visual històrica d'Eta Carinae des de 1686 fins al 2015|La corba de llum d'Eta Carinae des d'algunes de les primeres observacions fins a l'actualitat Eta Carinae està massa al sud per formar part de l'astronomia tradicional xinesa, però va ser cartografiada quan es van crear els Asterismes del Sud a principis del . Juntament amb s Carinae, λ Centauri i λ Muscae, Eta Carinae forma l'asterisme (Mar i muntanya). Eta Carinae té els noms de Tseen She (del xinès 天社 [mandarí: tiānshè] "Altar del Cel") i Foramen. També es coneix com a (, ).
Halley va donar una magnitud aparent aproximada de 4 en el moment del descobriment, que s'ha calculat com a magnitud 3,3 a l'escala moderna. El grapat de possibles albiraments anteriors suggereix que Eta Carinae no va ser significativament més brillant que això durant gran part del . Altres observacions esporàdiques durant els següents 70 anys mostren que Eta Carinae va ser probablement de 3a magnitud o més feble, fins que Lacaille la va registrar de forma fiable en 2a magnitud el 1751. No és clar si la brillantor d'Eta Carinae va variar significativament durant els 50 anys següents; hi ha observacions ocasionals, com la de William Burchell en 4a magnitud el 1815, però no se sap amb certesa si es tracta simplement de repeticions d'observacions anteriors.
Gran Erupció El 1827, Burchell va observar específicament la brillantor inusual d'Eta Carinae a 1a magnitud, i va ser el primer a sospitar que la seva brillantor variava. John Herschel, que es trobava a Sud-àfrica en aquella època, va realitzar una sèrie detallada de mesuraments precises a la dècada de 1830 que mostraven que Eta Carinae brillava constantment al voltant de la magnitud 1,4 fins a novembre de 1837. La nit del 16 de desembre de 1837, Herschel es va sorprendre en veure que havia augmentat la seva brillantor fins a eclipsar lleugerament a Rigel. Aquest esdeveniment va marcar el començament dun període daproximadament 18 anys conegut com la Gran Erupció.
Eta Carinae era encara més brillant el 2 de gener de 1838, equivalent a Alfa Centauri, abans d'apagar-se lleugerament durant els tres mesos següents. Herschel no va observar l'estrella després d'això, però va rebre correspondència del reverend W.S. Mackay a Calcuta, que va escriure el 1843: "Per la meva gran sorpresa vaig observar el mes de març passat (1843), que l'estrella Eta Argus s'havia convertit en una estrella de primera magnitud completament tan brillant com Canopus, i en color i grandària molt semblant a Arcturus." Les observacions realitzades en el Cap de Bona Esperança van indicar que va aconseguir la seva màxima brillantor, superant Canopus, entre l'11 i el 14 de març de 1843, després va començar a esvair-se, després es va il·luminar fins a situar-se entre la brillantor d'Alfa Centauri i Canopus entre el 24 i el 28 de març abans d'esvair-se de nou. Durant gran part de 1844 la brillantor va estar a mig camí entre Alfa Centauri i Beta Centauri, al voltant de la magnitud +0,2, abans de tornar a brillar a finals d'any. Al punt més brillant el 1843 probablement va aconseguir una magnitud aparent de -0,8, i després -1,0 el 1845. És probable que els pics de 1827, 1838 i 1843 s'hagin produït en el pas del periastre —el punt en què les dues estrelles estan més a prop entre si— de l'òrbita de la binària. De 1845 a 1856, la brillantor va disminuir al voltant de 0,1 magnituds per any, però amb possibles fluctuacions ràpides i grans.
En les seves tradicions orals, el clan Boorong del poble Wergaia del Llac Tyrrell, al nord-oest de Victòria, Austràlia, parlava d'una estrella vermellosa que coneixien com Collowgullouric War "Old Woman Crow", la dona de War "Crow" (Canopus).O més exactament gala-gala gurrk waa, amb l'inici de gurrk "dona" perduda a Stanbridge. El 2010, els astrònoms Duane Hamacher i David Frew de la Universitat Macquarie de Sydney van demostrar que es tractava d'Eta Carinae durant la seva Gran Erupció a la dècada de 1840. A partir de 1857, la brillantor va disminuir ràpidament fins que es va esvair per sota de la visibilitat a ull nu en 1886. S'ha calculat que això es deu a la condensació de pols en el material ejectat que envolta l'estrella, més que no pas a un canvi intrínsec en la lluminositat.
Erupció menor Una nova brillantor va començar el 1887, va aconseguir un màxim de magnitud 6,2 el 1892, i després, a finals de març de 1895, es va esvair ràpidament fins a assolir una magnitud 7,5. Tot i que només hi ha registres visuals de l'erupció del 1890, s'ha calculat que Eta Carinae estava patint 4,3 magnituds d'extinció visual a causa del gas i de la pols expulsats a la Gran Erupció. Una lluentor sense enfosquiment hauria estat de magnitud 1,5-1,9, significativament més brillant que la magnitud històrica. Tot i això, va ser similar a la primera, fins i tot gairebé igualant la seva brillantor, però no la quantitat de material expulsat.
Entre 1900 i almenys 1940, Eta Carinae semblava haver-se estabilitzat en una brillantor constant al voltant de magnitud 7,6, però el 1953 es va observar que havia tornat a brillar fins magnitud 6,5. La brillantor va continuar de forma constant, però amb variacions força regulars d'unes dècimes de magnitud.
miniatura|upright=1.2|Corba de llum d'Eta Carinae entre 1972 i 2019 El 1996, es va identificar per primera vegada que les variacions tenien un període de 5,52 anys, posteriorment mesurat amb més precisió en 5,54 anys, fet que va portar a la idea d'un sistema binari. La teoria de la bipolaritat va ser confirmada per observacions de ràdio, òptic i infraroig proper canvis en la velocitat radial i el perfil de línia, denominats col·lectivament esdeveniment espectroscòpic, en el moment previst del pas pel periastró a finals de 1997 i principis de 1998. Al mateix temps es va produir un col·lapse complet de l'emissió de raigs X presumiblement originada en una zona de vent col·lisionant. La confirmació d'una companya binària lluminosa va modificar molt la comprensió de les propietats físiques del sistema Eta Carinae i la seva variabilitat.
El 1998-99 es va observar una sobtada duplicació de la brillantor que la va tornar a la visibilitat a simple vista. Durant l'esdeveniment espectroscòpic del 2014, la magnitud visual aparent va arribar a ser més brillant que la magnitud 4,5. La brillantor no sempre varia de forma consistent en diferents longituds d'ona, i no sempre segueix exactament el cicle de 5,5 anys. Ràdio, infrarojos i observacions des de l'espai han ampliat la cobertura d'Eta Carinae en totes les longituds d'ona i han revelat canvis continus a la distribució espectral d'energia.
El juliol del 2018, es va informar que Eta Carinae tenia el xoc de vent en col·lisió més forta del veïnatge solar. Les observacions amb el satèl·lit NuSTAR van proporcionar dades de molta més resolució que l'anterior Telescopi espacial de raigs gamma Fermi. Utilitzant observacions d'enfocament directe de la font no tèrmica a la banda de raigs X extremadament dura que coincideix espacialment amb l'estrella, van demostrar que la font de raigs X no tèrmica varia amb la fase orbital del sistema estel·lar binari i que l'índex de fotons de l'emissió és semblant al derivat mitjançant l'anàlisi de l'espectre de raigs γ (gamma). Alt URL
Variacions de lluentor