إيتا كارينا

لا توجد أدلة موثوقة على  رصد أو تسجيل نجم إيتا كارينا قبل  القرن السابع عشر، على الرغم من أن الملاح الهولندي بيتر كايزر وصف نجمًا من القدر الرابع في موقع قريب من موقعه الصحيح حوالي عامي 1595-1596، وهو ما نُقل إلى الكرات السماوية لبيتروس بلانسيوس وجودوكوس هونديوس ، وإلى كتاب أورانوميتريا ليوهان باير عام 1603. ولا يتضمن فهرس النجوم المستقل لفريدريك دي هوتمان ، الصادر عام 1603 ، نجم إيتا  كارينا ضمن نجوم القدر الرابع الأخرى  في المنطقة. أما أول تسجيل مؤكد فقد سجله إدموند هالي عام 1677 عندما وصف النجم ببساطة بأنه " سيكوينس " (أي "التالي" بالنسبة لنجم آخر) ضمن كوكبة جديدة هي روبور كارولينوم . نُشر كتابه "كتالوج النجوم الأسترالية" (Catalogus Stellarum Australium) عام 1679. ^{[ 24 ]} عُرف النجم أيضًا بتسميات باير: إيتا  روبوريس كارولي (η Roboris Caroli)، وإيتا أرجوس ( η  Argus)، وإيتا نافيس (η Navis). ^{[ 2 ]} في عام 1751، منح نيكولاس لويس دي لاكايل نجوم أرجو نافيس وروبور كارولينوم مجموعة واحدة من تسميات باير بالأحرف اليونانية ضمن كوكبة أرجو، وحدد ثلاث مناطق داخل أرجو لغرض استخدام تسميات الأحرف اللاتينية ثلاث مرات. وقع الحرف إيتا ضمن الجزء السفلي من السفينة الذي أصبح فيما بعد كوكبة كارينا (Carina) . ^{[ 25 ]} لم يُعرف عمومًا باسم إيتا  كارينا (η Carinae) حتى عام 1879، عندما مُنحت نجوم أرجو نافيس أخيرًا ألقاب الكوكبات الفرعية في كتاب أورانوميتريا الأرجنتين لغولد (Uranometria Argentina ). ^{[ 26 ]}

تقع إيتا  كارينا جنوبًا جدًا بحيث لا يمكن اعتبارها جزءًا من علم الفلك الصيني التقليدي القائم على نظام المنازل ، ولكن تم رسم خريطتها عند إنشاء مجموعات النجوم الجنوبية في بداية القرن السابع عشر . تشكل إيتا كارينا، إلى جانب إس كارينا ، ولامو قنطورس ، ولامو ذباب ، مجموعة النجوم المعروفة باسم البحر والجبل . ^{[ 27 ]} اسمها الصيني الحديث هو هاي شان إر ( النجم الثاني في البحر والجبل ). ^{[ 28 ]} ذكر آر إتش ألين في كتابه "أسماء النجوم" الصادر عام 1899 أن الاسم الصيني تسين شي ( بالصينية :天社؛ بينيين : tiānshè ، أي "مذبح السماء") هو الاسم لإيتا كارينا، ^{[ 22 ]} ولكن هذا في الواقع اسم لمجموعة نجوم. ^{[ 29 ]} يُلاحظ أحيانًا الاسم اللاتيني Foramen ("فتحة"، "ثقب")؛ ^{[ 21 ]} وقد يكون أصله من كتاب في علم التنجيم صدر عام 1923. ^{[ 30 ]}  

قدّر هالي سطوع النجم إيتا كارينا تقريبًا بالقدر الظاهري  4 عند اكتشافه، وهو ما يُعادل  3.3 على المقياس الحديث. وتشير بعض المشاهدات المبكرة المحتملة إلى أن سطوع إيتا  كارينا لم يكن أعلى من ذلك بشكل ملحوظ خلال معظم  القرن السابع عشر. ^{[ 2 ]} وتُظهر المزيد من الملاحظات المتفرقة على مدى السبعين عامًا التالية  أن سطوع إيتا  كارينا كان على الأرجح حوالي  القدر 3 أو أقل، إلى أن سجّله لاكايل بدقة عند القدر 2 عام 1751. ^{[ 2 ]} من غير الواضح ما إذا كان  سطوع إيتا كارينا قد تغيّر بشكل ملحوظ خلال الخمسين عامًا التالية  ؛ فهناك ملاحظات متفرقة، مثل ملاحظة ويليام بيرتشيل عند  القدر 4 عام 1815، ولكن من غير المؤكد ما إذا كانت هذه مجرد إعادة تسجيل لملاحظات سابقة. ^{[ 2 ]}

في عام 1827، لاحظ بيرتشيل تحديدًا  سطوع نجم إيتا كارينا غير المعتاد عند  القدر الأول، وكان أول من اشتبه في تذبذب سطوعه. ^{[ 2 ]} أجرى جون هيرشل ، الذي كان في جنوب إفريقيا آنذاك، سلسلة مفصلة من القياسات الدقيقة في ثلاثينيات القرن التاسع عشر، أظهرت أن إيتا  كارينا ظل يسطع باستمرار عند القدر  1.4 تقريبًا حتى نوفمبر 1837. وفي مساء 16 ديسمبر 1837، دُهش هيرشل عندما رأى أنه قد ازداد سطوعًا حتى فاق سطوع نجم ريجل قليلًا . ^{[ 31 ]} مثّل هذا الحدث بداية فترة استمرت قرابة 18 عامًا عُرفت باسم الانفجار العظيم. ^{[ 2 ]}

كان نجم إيتا  كارينا أكثر سطوعًا في 27  يناير 1838، مكافئًا لنجم ألفا قنطورس ، قبل أن يخفت سطوعه قليلًا خلال الأشهر الثلاثة التالية. لم يرصد هيرشل النجم بعد ذلك، لكنه تلقى رسالة من القس دبليو إس ماكاي في كلكتا، كتب فيها عام 1843: "لدهشتي الكبيرة، لاحظت في مارس الماضي (1843) أن نجم إيتا  أرجوس قد أصبح نجمًا من القدر الأول ساطعًا تمامًا مثل نجم كانوبوس ، وفي اللون والحجم يشبهان نجم أركتوروس إلى حد كبير ". أشارت الملاحظات في رأس الرجاء الصالح إلى أنه بلغ ذروة سطوعه، متجاوزًا نجم كانوبوس، من 11 إلى 14 مارس 1843، ثم بدأ يخفت، ثم ازداد سطوعه إلى ما بين سطوع ألفا قنطورس وكانوبوس بين 24 و28 مارس قبل أن يخفت مرة أخرى. ^{[ 31 ]} خلال معظم عام 1844، كان سطوع النجم متوسطًا بين سطوع ألفا قنطورس وبيتا قنطورس ، حوالي القدر الظاهري +0.2، قبل أن يزداد سطوعًا مرة أخرى في نهاية العام. وفي ذروة سطوعه عام 1843، يُرجح أنه وصل إلى قدر ظاهري -0.8، ثم -1.0 عام 1845. ^{[ 32 ]} من المرجح أن تكون ذروات السطوع في أعوام 1827 و1838 و1843 قد حدثت عند مرور النجمين بنقطة الحضيض - وهي أقرب نقطة يكون فيها النجمان على بعضهما - في مدارهما الثنائي . ^{[ 11 ]} من عام 1845 إلى عام 1856، انخفض السطوع بمقدار 0.1  قدر ظاهري تقريبًا سنويًا، مع احتمال حدوث تقلبات سريعة وكبيرة. ^{[ 32 ]}

في تقاليدهم الشفوية، روت قبيلة بورونغ من شعب ويرغايا في بحيرة تيريل ، شمال غرب فيكتوريا، أستراليا، قصة نجم محمر عرفوه باسم كولوغولوريك وار / ˈkɒləɡʌlərɪkˈwɑːr / " العجوز الغراب "، زوجة وار " الغراب " ( كانوبوس ) . [ ^{33 ] في عام 2010،} أثبت الفلكيان دوان هاماشر وديفيد فريو من جامعة ماكواري في سيدني أن هذا النجم هو إيتا كارينا خلال ثورانه العظيم في أربعينيات القرن التاسع عشر. ^{[ 34 ]} منذ عام 1857، انخفض سطوعه بسرعة حتى اختفى تمامًا عن الأنظار بحلول عام 1886. وقد حُسب أن هذا يعود إلى تكثف الغبار في المادة المقذوفة المحيطة بالنجم، وليس إلى تغير جوهري في لمعانه. ^{[ 35 ]} 

بدأ سطوع جديد في عام 1887، وبلغ ذروته عند حوالي القدر  6.2 في عام 1892، ثم خفت بسرعة في نهاية مارس 1895 إلى حوالي القدر  7.5. ^{[ 2 ]} على الرغم من وجود سجلات مرئية فقط لثوران عام 1890، فقد حُسب أن إيتا  كارينا عانت  من انطفاء بصري بمقدار 4.3 قدر بسبب الغاز والغبار المنبعث في الثوران العظيم. وكان سطوعها في حال عدم وجود حجب يتراوح بين القدر 1.5 و1.9، أي أكثر سطوعًا بشكل ملحوظ من القدر التاريخي. ومع ذلك، كان مشابهًا للثوران الأول، بل يكاد يضاهي سطوعه، لكن ليس كمية المواد المنبعثة. ^{[ 36 ] [ 37 ] [ 38 ]}

بين عامي 1900 و1940 على الأقل،  بدا أن نجم إيتا كارينا قد استقر عند سطوع ثابت يبلغ حوالي  7.6 قدرًا ظاهريًا، ^{[ 2 ]} ولكن في عام 1953 لوحظ أنه ازداد سطوعًا مرة أخرى إلى  6.5 قدرًا ظاهريًا. ^{[ 39 ]} استمر ازدياد السطوع بثبات، ولكن مع تغيرات منتظمة إلى حد ما ببضع أعشار من القدر الظاهري. ^{[ 11 ]}

في عام 1996، حُدِّدت التغيرات لأول مرة بدورة مدتها 5.52  سنة، ^{[ 11 ]} ثم قُيِّست لاحقًا بدقة أكبر عند 5.54  سنة، مما أدى إلى فكرة وجود نظام ثنائي. وقد تأكدت نظرية النظام الثنائي من خلال رصد تغيرات السرعة الشعاعية وشكل الخطوط الطيفية في نطاقات الراديو والضوء المرئي والأشعة تحت الحمراء القريبة ، والتي يُشار إليها مجتمعةً باسم حدث طيفي ، في الوقت المتوقع لمرور النظام بنقطة الحضيض في أواخر عام 1997 وأوائل عام 1998. ^{[ 40 ]} في الوقت نفسه، حدث انهيار كامل لانبعاث الأشعة السينية الذي يُفترض أنه ينشأ من منطقة رياح متصادمة . ^{[ 41 ]} وقد أدى تأكيد وجود رفيق ثنائي لامع إلى تغيير كبير في فهم الخصائص الفيزيائية لنظام إيتا  كارينا وتغيراته. ^{[ 8 ]}

لوحظ تضاعف مفاجئ في السطوع خلال الفترة 1998-1999، مما أعاد النجم إلى مستوى الرؤية بالعين المجردة. وخلال الحدث الطيفي عام 2014، تجاوز سطوعه الظاهري 4.5. ^{[ 42 ]} لا يتغير السطوع دائمًا بشكل ثابت عند الأطوال الموجية المختلفة، ولا يتبع دائمًا  دورة 5.5 سنوات بدقة. ^{[ 43 ] [ 44 ]} وقد وسّعت عمليات الرصد الراديوية والأشعة تحت الحمراء والفضائية نطاق رصد نجم إيتا  كارينا عبر جميع الأطوال الموجية، وكشفت عن تغيرات مستمرة في توزيع الطاقة الطيفية . ^{[ 45 ]}

في يوليو 2018،  أُفيد بأن نجم إيتا كارينا يمتلك أقوى موجة رياح تصادمية في جوار الشمس. وقد وفرت عمليات الرصد التي أجراها القمر الصناعي نوستار بيانات ذات دقة أعلى بكثير من تلك التي وفرها تلسكوب فيرمي الفضائي لأشعة غاما . وباستخدام عمليات رصد التركيز المباشر للمصدر غير الحراري في نطاق الأشعة السينية شديدة الصلابة، والمتطابق مكانيًا مع النجم، أظهر الباحثون أن مصدر الأشعة السينية غير الحرارية يتغير بتغير المرحلة المدارية للنظام النجمي الثنائي، وأن معامل الفوتون للانبعاث مشابه للمعامل المستنتج من تحليل طيف أشعة غاما. ^{[ 46 ] [ 47 ]}

تتفاوت قوة وشكل خطوط طيف إيتا كارينا بشكل كبير، ولكن هناك عدد من السمات المميزة الثابتة. يهيمن على الطيف خطوط الانبعاث ، وهي عادةً عريضة ، على الرغم من أن خطوط الإثارة العالية تُغطى بمكون مركزي ضيق ناتج عن سديم متأين كثيف ، وخاصةً بقع ويغلت . تُظهر معظم الخطوط شكلًا مشابهًا لخط P Cygni، ولكن جناح الامتصاص أضعف بكثير من الانبعاث. تُعد خطوط P Cygni العريضة نموذجية للرياح النجمية القوية، مع امتصاص ضعيف للغاية في هذه الحالة نظرًا لحجب النجم المركزي بشكل كبير. توجد أجنحة تشتت الإلكترونات ولكنها ضعيفة نسبيًا، مما يشير إلى رياح متكتلة. توجد خطوط الهيدروجين قوية، مما يدل على أن إيتا كارينا لا تزال تحتفظ بجزء كبير من غلافها الهيدروجيني .    

خطوط الهيليوم ^{الأول [ c ]} أضعف بكثير من خطوط الهيدروجين، ويُشير غياب خطوط الهيليوم ^الثاني إلى حد أقصى محتمل لدرجة حرارة النجم الأساسي. يمكن تحديد خطوط النيتروجين ^الثاني ، لكنها ليست قوية، بينما لا يمكن رصد خطوط الكربون، وخطوط الأكسجين ضعيفة للغاية في أحسن الأحوال، مما يدل على احتراق الهيدروجين في النواة عبر دورة CNO مع بعض الاختلاط بالسطح. ولعل أبرز سمة هي انبعاث الحديد ^الثاني الغني في كل من الخطوط المسموحة والممنوعة ، حيث تنشأ الخطوط الممنوعة من إثارة السديم منخفض الكثافة المحيط بالنجم. ^{[ 4 ] [ 52 ]}

أقدم التحليلات لطيف النجم هي وصفٌ للملاحظات البصرية التي أُجريت عام 1869، لخطوط الانبعاث البارزة " C، D، b، F، وخط النيتروجين الأخضر الرئيسي". وُصفت خطوط الامتصاص صراحةً بأنها غير مرئية. ^{[ 53 ]} تشير الأحرف إلى ترميز فراونهوفر الطيفي، وتُقابل Hα _، وHe ^I ، و ^{[ d ]} Fe ^II ، و _Hβ .

يفترض أن الخط الأخير ناتج عن Fe ^II قريب جدًا من خط السديم الأخضر المعروف الآن بأنه ناتج عن O ^III . ^{[ 54 ]}

وُصفت الأطياف الفوتوغرافية من عام 1893 بأنها مشابهة لنجم من النوع F5 ، ولكن مع وجود عدد قليل من خطوط الانبعاث الضعيفة. ويشير التحليل وفقًا للمعايير الطيفية الحديثة إلى نوع طيفي مبكر من النوع F. وبحلول عام 1895، أصبح الطيف يتألف في معظمه من خطوط انبعاث قوية، مع وجود خطوط الامتصاص ولكنها محجوبة إلى حد كبير بالانبعاث. ويُعد هذا التحول الطيفي من عملاق فائق من النوع F إلى انبعاث قوي سمة مميزة للمستعرات ، حيث تشع المادة المقذوفة في البداية مثل شبه الغلاف الضوئي ، ثم يتطور طيف الانبعاث مع تمدده وترققه. ^{[ 54 ]}  

ظل طيف خطوط الانبعاث المرتبط بالرياح النجمية الكثيفة قائمًا منذ أواخر  القرن التاسع عشر. وتُظهر الخطوط الفردية تباينًا واسعًا في العرض والملامح وانزياحات دوبلر ، وغالبًا ما تتضمن مكونات سرعة متعددة ضمن الخط نفسه. كما تُظهر الخطوط الطيفية تغيرًا مع مرور الوقت، يكون أشدها وضوحًا عند دورة مدتها 5.5 سنوات، ولكن أيضًا تغيرات أقل وضوحًا على فترات أقصر وأطول، بالإضافة إلى تطور علماني مستمر للطيف بأكمله. ^{[ 55 ] [ 56 ]} يُشابه طيف الضوء المنعكس من بقع ويغلت ، والذي يُفترض أنه ينشأ أساسًا من النجم الرئيسي، طيف النجم المتطرف من نوع P Cygni،  HDE 316285، والذي يمتلك نوعًا طيفيًا B0Ieq. ^{[ 17 ]}

لم تبدأ عمليات الرصد الطيفي المباشر إلا بعد الانفجار العظيم، ولكن تم رصد أصداء الضوء المنبعثة من الانفجار والمنعكسة من أجزاء أخرى من سديم كارينا باستخدام تلسكوب بلانكو ذي الأربعة أمتار التابع للمرصد الوطني الأمريكي لعلم الفلك البصري في مرصد سيرو تولولو بين الأمريكي . وأشار تحليل الأطياف المنعكسة إلى أن الضوء انبعث عندما كان سديم إيتا كارينا يبدو كـ  عملاق فائق من النوع G2 إلى G5، تبلغ درجة حرارته 5000 كلفن  ، أي أقل بنحو 2000 كلفن من المتوقع في أحداث المستعرات العظمى الأخرى. ^{[ 57 ]} تُظهر المزيد من عمليات رصد صدى الضوء أنه بعد ذروة سطوع الانفجار العظيم، ظهر في الطيف  ملامح بارزة لنجم P Cygni وحزم جزيئية من نوع CN ، على الرغم من أن هذا يُرجح أن يكون ناتجًا عن المادة المقذوفة التي ربما اصطدمت بالمادة المحيطة بالنجم بطريقة مشابهة للمستعر الأعظم من النوع IIn . ^{[ 58 ]}

في النصف الثاني من  القرن العشرين، أصبحت الأطياف المرئية ذات الدقة العالية متاحة. واستمر الطيف في إظهار خصائص معقدة ومحيرة، حيث أعيد تدوير جزء كبير من طاقة النجم المركزي إلى الأشعة تحت الحمراء بواسطة الغبار المحيط، مع انعكاس بعض الضوء من النجم بواسطة أجسام كثيفة موضعية في المادة المحيطة بالنجم، ولكن مع وجود خصائص تأين عالية واضحة تدل على درجات حرارة مرتفعة للغاية. وتتميز ملامح الخطوط الطيفية بالتعقيد والتغير، مما يشير إلى عدد من خصائص الامتصاص والانبعاث بسرعات مختلفة بالنسبة للنجم المركزي. ^{[ 59 ] [ 60 ]}

تُنتج الدورة المدارية التي تبلغ 5.5 سنوات تغيرات طيفية قوية عند أقرب نقطة من النجم، تُعرف بالظواهر الطيفية. وتتعرض أطوال موجية معينة من الإشعاع للانحسار، إما بسبب الاحتجاب الفعلي بواسطة أحد النجوم أو بسبب مرورها عبر أجزاء معتمة من الرياح النجمية المعقدة. وعلى الرغم من عزوها إلى الدوران المداري، فإن هذه الظواهر تختلف اختلافًا كبيرًا من دورة إلى أخرى. وقد ازدادت هذه التغيرات قوةً منذ عام 2003، ويُعتقد عمومًا أن التغيرات العلمانية طويلة الأمد في الرياح النجمية أو المواد المقذوفة سابقًا قد تكون ذروة عودة النجم إلى حالته قبل ثورانه العظيم. ^{[ 44 ] [ 45 ] [ 61 ]}

يُظهر طيف الأشعة فوق البنفسجية لنظام إيتا  كارينا العديد من خطوط انبعاث المعادن المتأينة مثل الحديد الثنائي (Fe ^II ) والكروم الثنائي (Cr ^II ) ، بالإضافة إلى خط لايمان _ألفا (Ly _α ) وطيف متصل من مصدر مركزي ساخن. تتطلب مستويات التأين والطيف المتصل وجود مصدر بدرجة حرارة لا تقل عن 37000  كلفن. ^{[ 62 ]}

تتميز بعض خطوط الأشعة فوق البنفسجية لعنصر الحديد الثنائي (Fe ^II) بقوة غير عادية. تنشأ هذه الخطوط في بقع ويغلت، وتنتج عن تأثير ليزري منخفض الكسب . يُولّد الهيدروجين المتأين بين البقعة والنجم المركزي انبعاثًا مكثفًا لخط لايمان ألفا (Ly _α) يخترق البقعة. تحتوي البقعة على هيدروجين ذري مع نسبة ضئيلة من عناصر أخرى، بما في ذلك الحديد المتأين ضوئيًا بفعل إشعاع النجوم المركزية. يسمح رنين عرضي (حيث يمتلك الانبعاث طاقة مناسبة لتحفيز الحالة المثارة) لانبعاث لايمان _ألفا بتحفيز أيونات الحديد الثنائي (Fe ⁺ ) إلى حالات شبه مستقرة معينة ، ^{[ 63 ]} مما يُحدث انعكاسًا في التوزيع يسمح بحدوث الانبعاث المحفز . ^{[ 64 ]} يشبه هذا التأثير انبعاث الميزر من الجيوب الكثيفة المحيطة بالعديد من النجوم العملاقة الباردة، إلا أن هذا التأثير الأخير أضعف بكثير عند الأطوال الموجية الضوئية والأشعة فوق البنفسجية، ويُعدّ نجم إيتا كارينا (η Carinae) المثال الواضح الوحيد المكتشف لليزر فيزيائي فلكي فوق بنفسجي . وقد تم تأكيد تأثير مماثل ناتج عن ضخ حالات O ^I شبه المستقرة بواسطة انبعاث Ly _{β كليزر فوق بنفسجي فلكي.} ^{[ 65 ]} 

أصبحت عمليات الرصد بالأشعة تحت الحمراء لنجم إيتا  كارينا ذات أهمية متزايدة. إذ يمتص الغبار المحيط معظم الإشعاع الكهرومغناطيسي المنبعث من النجوم المركزية، ثم يُعاد إشعاعه على شكل أشعة تحت حمراء متوسطة وبعيدة تتناسب مع درجة حرارة الغبار. وهذا يسمح برصد كامل الطاقة المنبعثة من النظام تقريبًا بأطوال موجية لا تتأثر بشدة بالتوهين بين النجوم ، مما يؤدي إلى تقديرات أكثر دقة لسطوعه مقارنةً بالنجوم شديدة اللمعان الأخرى . يُعدّ إيتا كارينا ألمع مصدر في سماء الليل عند أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء المتوسطة. ^{[ 66 ]} 

تُظهر عمليات الرصد بالأشعة تحت الحمراء البعيدة وجود كتلة كبيرة من الغبار عند درجة حرارة تتراوح بين 100 و150 كلفن، مما يشير إلى أن الكتلة الإجمالية للهومونكولوس تبلغ 20 كتلة شمسية ( M☉ ) أو أكثر. وهذا أكبر بكثير من التقديرات السابقة، ويُعتقد أن كل هذه _الكتلة قد قُذفت في غضون بضع سنوات خلال الانفجار العظيم. ^{[ 10 ]}

تُمكّن عمليات الرصد بالأشعة تحت الحمراء القريبة من اختراق الغبار بدقة عالية لرصد السمات المحجوبة تمامًا في الأطوال الموجية المرئية، وإن لم تكن النجوم المركزية نفسها ظاهرة. تحتوي المنطقة المركزية من الهومونكولوس على هومونكولوس صغير من ثوران عام 1890، وفراشة من كتل وخيوط منفصلة من الثورانين، ومنطقة رياح نجمية ممتدة. ^{[ 67 ]}

تم اكتشاف العديد من مصادر الأشعة السينية وأشعة جاما  حول η Carinae، على سبيل المثال 4U 1037–60 في كتالوج أوهورو الرابع و1044–59 في كتالوج HEAO-2 . أول اكتشاف للأشعة السينية في  منطقة η Carinae كان من صاروخ Terrier-Sandhawk، ^{[ 68 ]} متبوعًا بمشاهدات Ariel 5 و ^{[ 69 ]} OSO 8 و ^{[ 70 ]} وأوهورو ^{[ 71 ]} .

أُجريت رصدات أكثر تفصيلًا باستخدام مرصد أينشتاين ، ^{[ 72 ]} وتلسكوب روسات للأشعة السينية، ^{[ 73 ]} والقمر الصناعي المتقدم لعلم الكونيات والفيزياء الفلكية (ASCA)، ^{[ 74 ]} ومرصد تشاندرا للأشعة السينية . توجد مصادر متعددة بأطوال موجية مختلفة عبر طيف الطاقة الكهرومغناطيسية العالية: أشعة سينية وأشعة غاما عالية الطاقة ضمن  نطاق شهر ضوئي واحد من إيتا  كارينا؛ أشعة سينية عالية الطاقة من منطقة مركزية يبلغ  عرضها حوالي ثلاثة أشهر ضوئية؛ بنية حلقية جزئية مميزة على شكل حدوة حصان في نطاق الأشعة السينية منخفضة الطاقة بعرض 0.67  فرسخ فلكي (2.2  سنة ضوئية) تتوافق مع جبهة الصدمة الرئيسية الناتجة عن الانفجار العظيم؛ انبعاث أشعة سينية منتشر عبر كامل منطقة هومونكولوس؛ والعديد من التكثفات والأقواس خارج الحلقة الرئيسية. ^{[ 75 ] [ 76 ] [ 77 ] [ 78 ]}

تتغير جميع الانبعاثات عالية الطاقة المرتبطة بنجم إيتا  كارينا خلال دورته المدارية. وقد حدث انخفاض طيفي، أو ما يُعرف بكسوف الأشعة السينية، في شهري يوليو وأغسطس من عام 2003، كما رُصدت أحداث مماثلة بكثافة في عامي 2009 و2014. ^{[ 79 ]} تُظهر أشعة غاما ذات الطاقة الأعلى من 100 ميغا إلكترون فولت ، والتي رصدها مرصد أجايل، تباينًا كبيرًا، بينما تُظهر أشعة غاما ذات الطاقة الأقل، التي رصدها مرصد فيرمي، تباينًا طفيفًا. ^{[ 75 ] [ 80 ]}

رُصدت انبعاثات راديوية  من نجم إيتا كارينا عبر نطاق الموجات الميكروية . وقد تم رصدها في خط الهيدروجين المتعادل (H ^I) عند 21 سم ، ولكن دُرست بشكل خاص في نطاقي المليمتر والسنتيمتر . كما رُصدت خطوط إعادة تركيب الهيدروجين (الناتجة عن اتحاد إلكترون وبروتون لتكوين ذرة هيدروجين) في هذا النطاق. يتركز الانبعاث في مصدر صغير غير نقطي يقل قطره عن 4 ثوانٍ قوسية ، ويبدو أنه في الأساس انبعاث حر-حر ( إشعاع كبح حراري ) من غاز متأين، وهو ما يتوافق مع منطقة ^{هيدروجين} متأين مضغوطة عند حوالي 10000 كلفن. ^{[ 81 ]} تُظهر صور عالية الدقة أن الترددات الراديوية تنبعث من قرص قطره بضع ثوانٍ قوسية، وعرضه 10000 وحدة فلكية ( AU ) على مسافة إيتا كارينا. ^{[ 82 ]}  

يُظهر الانبعاث الراديوي من نجم إيتا  كارينا تغيرًا مستمرًا في شدته وتوزيعه على مدار  دورة مدتها 5.5 سنوات. وتتغير خطوط الهيدروجين المتأين (H ^II) وخطوط إعادة التركيب بشكل كبير، بينما يكون انبعاث الطيف المتصل (الإشعاع الكهرومغناطيسي عبر نطاق واسع من الأطوال الموجية) أقل تأثرًا. ويُشير هذا إلى انخفاض حاد في مستوى تأين الهيدروجين لفترة قصيرة في كل دورة، بالتزامن مع الأحداث الطيفية عند أطوال موجية أخرى. ^{[ 82 ] [ 83 ]}

تقع إيتا  كارينا ضمن النجوم المتناثرة في عنقود ترومبلر 16 المفتوح . جميع الأعضاء الآخرين أقل بكثير من أن تُرى بالعين المجردة، على الرغم من أن WR 25 نجمٌ لامعٌ ضخمٌ للغاية. ^{[ 86 ]} يُعدّ كلٌ من ترومبلر 16 وجاره ترومبلر 14 العنقودين النجميين الرئيسيين في تجمع كارينا OB1 ، وهو مجموعةٌ ممتدةٌ من النجوم الشابة اللامعة ذات حركةٍ مشتركةٍ في الفضاء. ^{[ 87 ]}

 يُحيط نجم إيتا كارينا بسديم هومونكولوس ، الذي يُضيئه ^{[ 88 ]،} وهو سديم صغير باعث وانعكاسي يتكون أساسًا من غازات قُذفت خلال حدث الانفجار العظيم في منتصف القرن التاسع عشر، بالإضافة إلى غبار تكثف من الحطام. يتكون السديم من فصين قطبيين مُحاذيين لمحور دوران النجم، بالإضافة إلى "حافة" استوائية، ويبلغ طوله الإجمالي حوالييبلغ طوله 18 بوصة . ^{[ 89 ]} تُظهر الدراسات المُقربة العديد من التفاصيل الدقيقة: هومونكولوس صغير داخل السديم الرئيسي، ربما يكون قد تشكل نتيجة ثوران عام 1890؛ ونفث؛ وجداول دقيقة وعُقد من المادة، تبرز بشكل خاص في منطقة الحافة؛ وثلاث بقع ويغلت - وهي تكثفات غازية كثيفة قريبة جدًا من النجم نفسه. ^{[ 65 ] [ 90 ]}

يُعتقد أن فصوص الهومونكولوس قد تشكلت بالكامل تقريبًا نتيجةً للثوران الأولي، وليس بفعل أو تضمين مواد مقذوفة سابقًا أو مواد بين النجوم، على الرغم من أن ندرة المواد بالقرب من المستوى الاستوائي تسمح باختلاط بعض مواد الرياح النجمية اللاحقة والمواد المقذوفة. ولذلك، تُعطي كتلة الفصوص مقياسًا دقيقًا لحجم الثوران العظيم، حيث تتراوح التقديرات من 12-15 كتلة _شمسية إلى 45 كتلة شمسية _. ^{[ 10 ] [ 19 ] [ 91 ]} تُظهر النتائج أن المواد الناتجة عن الثوران العظيم تتركز بشدة نحو القطبين ؛ حيث انطلق 75% من الكتلة و90% من الطاقة الحركية فوق خط عرض 45 درجة. ^{[ 92 ]}  

من السمات الفريدة لـ Homunculus القدرة على قياس طيف الجسم المركزي عند خطوط عرض مختلفة من خلال الطيف المنعكس من أجزاء مختلفة من الفصوص. تُظهر هذه القياسات بوضوح رياحًا قطبية، حيث تكون الرياح النجمية أسرع وأقوى عند خطوط العرض العالية، ويُعتقد أن ذلك ناتج عن الدوران السريع الذي يُسبب سطوعًا جاذبيًا باتجاه القطبين. في المقابل، يُظهر الطيف درجة حرارة إثارة أعلى بالقرب من المستوى الاستوائي. ^{[ 93 ]} وبناءً على ذلك، فإن الغلاف الخارجي لـ η  Carinae A ليس قويًا من حيث الحمل الحراري، إذ أن ذلك سيمنع التعتيم الجاذبي . لا يبدو أن محور دوران النجم الحالي يتطابق تمامًا مع محاذاة Homunculus. قد يكون هذا بسبب التفاعل مع η  Carinae B، الذي يُعدّل أيضًا الرياح النجمية المرصودة. ^{[ 94 ]}

لقد ثبت بوضوح أن نظام إيتا  كارينا ثنائي، على الرغم من عدم رصد مكوناته مباشرةً، بل وعدم إمكانية تمييزها طيفيًا بدقة بسبب التشتت وإعادة الإثارة في السديم المحيط. وقد حفزت التغيرات الضوئية والطيفية الدورية البحث عن نجم مرافق، كما ساهمت نمذجة الرياح المتصادمة و"الكسوف" الجزئي لبعض السمات الطيفية في تحديد المدارات المحتملة. ^{[ 15 ]}

تُعرف فترة مدار النجم بدقة عند 5.539  سنة، على الرغم من أنها تغيرت بمرور الوقت نتيجة فقدان الكتلة وتراكمها. بين الانفجار العظيم والانفجار الأصغر عام 1890  ، كانت فترة المدار على ما يبدو 5.52  سنة، بينما قبل الانفجار العظيم ربما كانت أقل من ذلك، وربما تراوحت بين 4.8 و5.4  سنة. ^{[ 16 ]} المسافة بين النجمين معروفة تقريبًا فقط، بنصف محور رئيسي يتراوح بين 15 و16 وحدة فلكية . المدار شديد الانحراف ، e = 0.9 . هذا يعني أن المسافة بين النجمين تتراوح من حوالي 1.6 وحدة فلكية ، وهي مسافة مشابهة للمسافة بين المريخ والشمس، إلى 30 وحدة فلكية، وهي مسافة مشابهة للمسافة بين نبتون. ^{[ 15 ]} 

لعلّ أهمّ استخدام لمدار دقيق لنظام نجمي ثنائي هو حساب كتل النجوم مباشرةً. ويتطلّب ذلك معرفة أبعاد المدار وميله بدقة. أبعاد  مدار إيتا كارينا معروفة تقريبًا فقط، إذ لا يمكن رصد النجوم بشكل مباشر ومنفصل. وقد تمّ نمذجة الميل عند 130-145 درجة، لكنّ المدار لا يزال غير معروف بدقة كافية لتحديد كتل المكوّنين. ^{[ 15 ]}

η Carinae A is classified as a luminous blue variable (LBV) due to the distinctive spectral and brightness variations. This type of variable star is characterised by irregular changes from a high temperature quiescent state to a low temperature outburst state at roughly constant luminosity. LBVs in the quiescent state lie on a narrow S Doradus instability strip, with more luminous stars being hotter. In outburst all LBVs have about the same temperature, which is near 8,000 K. LBVs in a normal outburst are visually brighter than when quiescent although the bolometric luminosity is unchanged.

An event similar to η Carinae A's Great Eruption has been observed in only one other star in the Milky Way — P Cygni — and in a handful of other possible LBVs in other galaxies. None of them seem to be quite as violent as η Carinae's. It is unclear if this is something that only a very few of the most massive LBVs undergo, something that is caused by a close companion star, or a very brief but common phase for massive stars. Some similar events in external galaxies have been mistaken for supernovae and have been called supernova impostors, although this grouping may also include other types of non-terminal transients that approach the brightness of a supernova.^[10]

η Carinae A is not a typical LBV. It is more luminous than any other LBV in the Milky Way although possibly comparable to other supernova impostors detected in external galaxies. It does not currently lie on the S Doradus instability strip, although it is unclear what the temperature or spectral type of the underlying star actually is, and during its Great Eruption it was much cooler than a typical LBV outburst, with a middle-G spectral type. The 1890 eruption may have been fairly typical of LBV eruptions, with an early F spectral type, and it has been estimated that the star may currently have an opaque stellar wind, forming a pseudo-photosphere with a temperature of 9,000–10,000 K.^[4][20][35]

η Carinae B is a massive luminous hot star, about which little else is known. From certain high excitation spectral lines that ought not to be produced by the primary, η Carinae B is thought to be a young O-type star. Most authors suggest it is a somewhat evolved star such as a supergiant or giant, although a Wolf–Rayet star cannot be ruled out.^[100]

يصعب قياس كتل النجوم إلا بتحديد مدارها الثنائي.  يُعدّ إيتا كارينا نظامًا ثنائيًا، لكن بعض المعلومات الأساسية حول مداره غير معروفة بدقة. يمكن تحديد كتلته بدقة لتكون أكبر من 90 كتلة _شمسية ، نظرًا لشدة إضاءته. ^{[ 4 ]} تفترض النماذج القياسية للنظام كتلًا تتراوح بين 100 و120 _كتلة شمسية ^{[ 16 ] [ 102 ] [ 103 ]} للنجم الرئيسي، وبين 30 و60 كتلة شمسية ^{[ 16 ]} _للنجم الثانوي. وقد اقتُرحت كتل أعلى لنمذجة الطاقة الناتجة وانتقال الكتلة خلال الانفجار العظيم، حيث بلغت الكتلة الإجمالية للنظام أكثر من 250 كتلة شمسية _قبل الانفجار العظيم. ^{[ 16 ]} من الواضح أن إيتا كارينا أ قد فقدت كتلة كبيرة منذ تشكلها، ويُعتقد أنها كانت في البداية تتراوح بين 150 و250 كتلة شمسية _، على الرغم من أنها ربما تكونت من خلال اندماج نجمين. ^{[ 104 ] [ 105 ]} تُعد كتل 200 كتلة _شمسية للنجم الأساسي و 90 كتلة شمسية _للنجم الثانوي أفضل نموذج مُلائم لنقل كتلة واحدة لحدث الانفجار العظيم. ^{[ 16 ]}         

يُعدّ فقدان الكتلة أحد أكثر جوانب أبحاث النجوم الضخمة دراسةً. ببساطة، لا تُحاكي معدلات فقدان الكتلة المحسوبة في أفضل نماذج تطور النجوم الخصائص المرصودة للنجوم الضخمة المتطورة، مثل نجوم وولف-رايتس، أو عدد وأنواع المستعرات العظمى الناتجة عن انهيار النواة ، أو أسلافها. ولتحقيق التوافق مع هذه الملاحظات، تتطلب النماذج معدلات فقدان كتلة أعلى بكثير.  يمتلك نجم إيتا كارينا أ أحد أعلى معدلات فقدان الكتلة المعروفة، حيث يبلغ حاليًا حوالي ^10⁻³ كتلة شمسية _/ سنة، وهو مرشح واضح للدراسة. ^{[ 106 ]} 

يفقد نجم إيتا  كارينا أ كتلة كبيرة بسبب إضاءته الشديدة وجاذبيته السطحية المنخفضة نسبيًا. رياحه النجمية معتمة تمامًا وتظهر كغلاف ضوئي زائف؛ هذا السطح الكثيف بصريًا يخفي أي سطح مادي حقيقي للنجم قد يكون موجودًا. (عند معدلات فقدان الكتلة الإشعاعية القصوى، قد يصبح تدرج كثافة المادة المتصاعدة متصلًا لدرجة أنه قد لا يكون هناك سطح مادي منفصل ذو معنى). خلال الانفجار العظيم، كان معدل فقدان الكتلة أعلى بألف مرة، حوالي كتلة شمسية _واحدة سنويًا ، واستمر لمدة عشر سنوات أو أكثر. بلغ إجمالي فقدان الكتلة خلال الانفجار ما لا يقل عن 10-20 كتلة شمسية _، وقد شكل جزء كبير منها الآن سديم هومونكولوس. أنتج الانفجار الأصغر عام 1890 سديم هومونكولوس الصغير، وهو أصغر بكثير، ويبلغ حجمه حوالي 0.1 كتلة شمسية _فقط . ^{[ 17 ]} يحدث الجزء الأكبر من فقدان الكتلة في رياح تصل سرعتها النهائية إلى حوالي 420 كم/ث، ولكن لوحظ وجود بعض المواد بسرعات أعلى، تصل إلى 3200 كم/ث، وربما تكون هذه المواد قد قذفتها النجمة الثانوية من قرص التراكم. ^{[ 107 ]}     

^{من المفترض أن النجم} η  Carinae B يفقد كتلته أيضًا عبر رياح نجمية رقيقة وسريعة، لكن لا يمكن رصد ذلك مباشرةً. تُظهر نماذج الإشعاع المرصود من تفاعلات رياح النجمين معدل فقدان كتلة يبلغ حوالي 10⁻⁵ كتلة شمسية /سنة بسرعة 3000 كم/ث، وهي سرعة _{نموذجية} لنجم ساخن من الفئة O. ^{[ 77 ]} بالنسبة لجزء من مداره شديد الانحراف ، قد يكتسب النجم الثانوي مادة من النجم الرئيسي عبر قرص تراكمي . خلال الانفجار العظيم للنجم الرئيسي، ربما يكون النجم الثانوي قد تراكمت عليه عدة _كتل شمسية ، مما أدى إلى إنتاج نفاثات قوية شكلت الشكل ثنائي القطب لسديم هومونكولوس. ^{[ 106 ]}   

تُحجب نجوم  نظام إيتا كارينا تمامًا بالغبار والرياح النجمية الكثيفة، مما يؤدي إلى انزياح معظم الأشعة فوق البنفسجية والضوء المرئي نحو الأشعة تحت الحمراء. ويبلغ إجمالي الإشعاع الكهرومغناطيسي عبر جميع الأطوال الموجية للنجمين معًا عدة ملايين من لمعان الشمس ( _L☉ ) . ^{[ 20 ]} ويُقدّر لمعان النجم الرئيسي بخمسة ملايين L☉ _، مما يجعله أحد ألمع النجوم في مجرة ​​درب التبانة. أما لمعان إيتا كارينا ب فهو غير مؤكد، ويُرجّح أن يكون بضع مئات الآلاف من L☉ ، _ومن المؤكد تقريبًا أنه لا يتجاوز مليون L☉ _.    

أبرز ما يميز نجم إيتا  كارينا هو ثورانه الهائل أو ما يُعرف بظاهرة المستعر الأعظم الزائف ، والذي نشأ في النجم الأصلي ورُصد حوالي عام 1843. في غضون سنوات قليلة، أنتج هذا الحدث ضوءًا مرئيًا يُقارب ما ينتجه انفجار مستعر أعظم خافت، لكن النجم نجا. ويُقدّر أن لمعانه في ذروة سطوعه بلغ 50 مليون لمحة ضوئية _. [ ^{10 ] وقد} رُصدت مستعرات عظمى زائفة أخرى في مجرات أخرى، على سبيل المثال المستعر الأعظم الزائف المحتمل SN 1961V في NGC 1058 ^{[ 108 ]} ، والانفجار الذي سبق انفجار SN 2006jc في UGC 4904. ^{[ 109 ]} 

بعد الانفجار العظيم،  حُجب سديم إيتا كارينا ذاتيًا بالمواد المقذوفة، مما أدى إلى احمرار شديد. وقد قُدِّر هذا الاحمرار بأربع درجات في الأطوال الموجية المرئية، ما يعني أن لمعانه بعد الانفجار كان مماثلاً لللمعان الذي كان عليه عند اكتشافه لأول مرة. ^{[ 110 ]} لا يزال إيتا  كارينا أكثر سطوعًا بكثير في الأطوال الموجية تحت الحمراء، على الرغم من وجود نجوم ساخنة مُفترضة خلف السديم. ويُعتقد أن السطوع المرئي الأخير ناتجٌ إلى حد كبير عن انخفاض في الانطفاء، بسبب ترقق الغبار أو انخفاض فقدان الكتلة، وليس عن تغير جوهري في اللمعان. ^{[ 101 ]}

حتى أواخر القرن العشرين، كان يُعتقد أن درجة حرارة إيتا  كارينا تتجاوز 30,000  كلفن نظرًا لوجود خطوط طيفية عالية الإثارة، إلا أن جوانب أخرى من الطيف أشارت إلى درجات حرارة أقل بكثير، ما استدعى وضع نماذج معقدة لتفسير ذلك. ^{[ 111 ]} من المعروف الآن أن نظام إيتا كارينا يتكون من نجمين على الأقل، يتميز كلاهما برياح نجمية قوية ومنطقة تصادم رياح نجمية (تصادم الرياح النجمية أو WWC)، ضمن سديم غباري يعيد معالجة 90% من الإشعاع الكهرومغناطيسي إلى نطاق الأشعة تحت الحمراء المتوسطة والبعيدة. وتختلف درجات حرارة جميع هذه العناصر.

تتصادم الرياح النجمية القوية المنبعثة من النجمين في منطقة WWC مخروطية الشكل تقريبًا، مما ينتج عنه درجات حرارة عالية تصل إلىتبلغ شدة الإشعاع 100 مليون كلفن  عند قمة المسافة بين النجمين. وتُعد هذه المنطقة مصدرًا للأشعة السينية القوية وأشعة غاما القريبة من النجوم. وقرب نقطة الحضيض، بينما يشق النجم الثانوي طريقه عبر مناطق أكثر كثافة من الرياح الرئيسية، تتشوه منطقة الرياح المتصادمة لتشكل دوامة تتبع النجم إيتا  كارينا ب. ^{[ 112 ]}

يفصل مخروط تصادم الرياح بين رياح النجمين. وعلى مسافة تتراوح بين 55 و75 درجة خلف النجم الثانوي، توجد رياح حارة رقيقة نموذجية لنجوم الفئة O أو نجوم وولف-رايت. يسمح هذا  برصد بعض الإشعاع الصادر من إيتا كارينا ب، ويمكن تقدير درجة حرارته بدقة معقولة بفضل خطوط طيفية من غير المرجح أن تنتجها أي مصادر أخرى. على الرغم من عدم رصد النجم الثانوي بشكل مباشر، إلا أن هناك اتفاقًا واسع النطاق على النماذج التي تشير إلى أن درجة حرارته تتراوح بين 37000  و41000  كلفن. ^{[ 8 ]}

في جميع الاتجاهات الأخرى على الجانب الآخر من منطقة تصادم الرياح، تهب رياح من إيتا  كارينا أ، وهي أبرد وأكثر كثافة بنحو 100 مرة من رياح إيتا كارينا ب. كما أنها كثيفة بصريًا، تحجب تمامًا أي شيء يشبه الغلاف الضوئي الحقيقي، مما يجعل أي تعريف لدرجة حرارتها غير ذي جدوى  . ينشأ الإشعاع المرئي من غلاف ضوئي زائف حيث تنخفض الكثافة الضوئية للرياح إلى ما يقارب الصفر، وعادةً ما تُقاس عند قيمة معينة لعتامة روسلاند مثل 2/3 . يُلاحظ أن هذا الغلاف الضوئي الزائف مُستطيل وأكثر سخونة على طول محور الدوران المفترض. ^{[ 113 ]}

 من المرجح أن يكون نجم η Carinae A قد ظهر كعملاق فائق من النوع B في مراحله المبكرة ، بدرجة حرارة تتراوح بين 20,000 و25,000 كلفن عند اكتشافه بواسطة مرصد هالي. وتُقدّر درجة الحرارة الفعّالة لسطح رياح كروية كثيفة بصريًا عند عدة مئات من نصف _{قطر الشمس (} R☉ ) بما يتراوح بين 9,400 و15,000 كلفن، بينما تُقدّر درجة حرارة "لب" هيدروستاتيكي نظري عند 60 R☉ وعمق بصري 150 بحوالي 35,200 كلفن. ^{[ 20 ] [ 45 ] [ 101 ] [ 114 ]} وتُقدّر درجة الحرارة الفعّالة للحافة الخارجية المرئية للرياح الأولية المعتمة عمومًا بما يتراوح بين 15,000 و25,000 كلفن، استنادًا إلى الخصائص الطيفية المرئية وفوق البنفسجية التي يُفترض أنها صادرة مباشرة من الرياح أو منعكسة عبر بقع ويغلت. ^{[ 10 ] [ 17 ]} خلال الانفجار العظيم، كانت درجة حرارة η Carinae A أكثر برودة بكثير عند حوالي 5000 كلفن. ^{[ 57 ]}          

يحتوي الهومونكولوس على غبار بدرجات حرارة تتراوح بين 150  كلفن و400  كلفن. وهذا هو مصدر جميع الأشعة تحت الحمراء تقريبًا التي تجعل إيتا  كارينا جسمًا ساطعًا للغاية عند تلك الأطوال الموجية. ^{[ 10 ]}

في المناطق الأبعد، تصطدم الغازات المتمددة من الانفجار العظيم بالمواد بين النجوم وتسخن إلى حوالي5  MK ، مما ينتج أشعة سينية أقل طاقة تظهر على شكل حدوة حصان أو حلقة. ^{[ 115 ] [ 116 ]}

 يصعب تحديد حجم النجمين الرئيسيين في نظام إيتا كارينا بدقة، إذ لا يمكن رؤية أي منهما مباشرةً.  من المرجح أن يكون لإيتا كارينا ب غلاف ضوئي واضح المعالم، ويمكن تقدير نصف قطره بناءً على نوع النجم المفترض. يبلغ نصف قطر نجم  عملاق فائق من النوع O، كتلته 933,000 L _☉ ودرجة حرارته 37,200 كلفن، 23.6 R _☉ . ^{[ 7 ]}   

حجم النجم η  Carinae A غير محدد بدقة. فهو يمتلك رياحًا نجمية كثيفة بصريًا، لذا فإن التعريف التقليدي لسطح النجم، والذي يُفترض أنه المنطقة التي يصبح فيها معتمًا، يُعطي نتيجة مختلفة تمامًا عن التعريف التقليدي للسطح. وقد حسبت إحدى الدراسات نصف قطر يبلغ 60 ضعف نصف قطر الشمس ( R☉ ₎ لنواة ساخنة تبلغ درجة حرارتها 35,000 كلفن عند عمق بصري 150، بالقرب من نقطة الصوت أو ما يُمكن تسميته تقريبًا بالسطح المادي. عند عمق بصري 0.67، سيتجاوز نصف القطر 800 ضعف نصف قطر الشمس ( R☉ ₎ ، مما يشير إلى وجود رياح نجمية كثيفة بصريًا وممتدة. ^{[ 4 ]} في ذروة الانفجار العظيم، كان نصف القطر، بقدر ما يكون لهذا الأمر معنى خلال مثل هذا القذف العنيف للمادة، حوالي 1,400 ضعف نصف قطر الشمس ( R☉ ₎ ، وهو ما يُقارن بأكبر العمالقة الحمراء المعروفة ، بما في ذلك VY Canis Majoris . ^{[ 117 ]}    

ينبغي مقارنة أحجام النجوم بمسافة فصلها المداري، والتي تبلغ حوالي 250 ضعف _{نصف قطر الشمس} عند نقطة الحضيض. يبلغ نصف قطر تراكم المادة على النجم الثانوي حوالي 60 ضعف _{نصف قطر الشمس} ، مما يشير إلى تراكم قوي للمادة بالقرب من نقطة الحضيض، ما يؤدي إلى انهيار الرياح النجمية الثانوية. ^{[ 16 ]} وقد اقتُرح أن السطوع الأولي من القدر الرابع إلى القدر الأول مع ثبات نسبي في اللمعان الكلي كان انفجارًا طبيعيًا لنجم متغير أزرق ساطع، وإن كان من حالة متطرفة ضمن هذه الفئة. ثم أدى مرور النجم المرافق عبر الغلاف الضوئي المتوسع للنجم الرئيسي عند نقطة الحضيض إلى زيادة السطوع، وارتفاع اللمعان، وفقدان الكتلة الهائل للانفجار العظيم. ^{[ 117 ]}  

تؤثر معدلات دوران النجوم الضخمة تأثيرًا حاسمًا على تطورها وموتها في نهاية المطاف.  لا يمكن قياس معدل دوران نجوم إيتا كارينا مباشرةً لأن أسطحها غير مرئية. تتباطأ سرعة دوران النجوم الضخمة المفردة بسرعة بسبب كبحها بفعل رياحها القوية، ولكن هناك دلائل تشير إلى أن كلاً من إيتا  كارينا A وB يدوران بسرعة تصل إلى 90% من السرعة الحرجة. من المحتمل أن يكون أحدهما أو كلاهما قد ازداد سرعة دورانه نتيجة تفاعل ثنائي، على سبيل المثال، تراكم المادة على النجم الثانوي وسحب النجم الأساسي بفعل مداره. ^{[ 94 ]}

الاحتمال الأرجح هو أن المستعر الأعظم التالي الذي يُرصد في مجرة ​​درب التبانة سينشأ من قزم أبيض مجهول أو عملاق أحمر مجهول ، ومن المرجح جدًا ألا يكون مرئيًا بالعين المجردة. ^{[ 129 ]} ومع ذلك، فإن احتمال نشوء مستعر أعظم من جسم متطرف وقريب ومدروس جيدًا مثل إيتا  كارينا يثير اهتمامًا كبيرًا. ^{[ 130 ]}

كنجم منفرد، يصل نجمٌ تبلغ كتلته الأصلية حوالي 150 ضعف كتلة الشمس عادةً إلى انهيار نواته كنجم وولف-رايت في غضون 3 ملايين سنة. ^{[ 124 ]} عند انخفاض نسبة المعادن، تنهار العديد من النجوم الضخمة مباشرةً إلى ثقب أسود دون انفجار مرئي أو إلى مستعر أعظم خافت، بينما ينتج جزء صغير منها مستعرًا أعظمًا ناتجًا عن عدم استقرار الأزواج . ولكن عند نسبة معادن شمسية وما فوق، يُتوقع حدوث فقدان كافٍ للكتلة قبل الانهيار يسمح بحدوث مستعر أعظم مرئي من النوع Ib أو Ic . ^{[ 131 ]} إذا كانت هناك كمية كبيرة من المواد المقذوفة لا تزال قريبة من النجم، فإن الصدمة الناتجة عن انفجار المستعر الأعظم والتي تصطدم بالمادة المحيطة بالنجم يمكن أن تحول الطاقة الحركية بكفاءة إلى إشعاع ، مما يؤدي إلى مستعر أعظم فائق اللمعان (SLSN) أو مستعر أعظم فائق ، وهو أكثر لمعانًا بعدة مرات من مستعر أعظم نموذجي ناتج عن انهيار النواة، ويدوم لفترة أطول بكثير. قد تقذف النجوم الأصلية الضخمة أيضًا كمية كافية من النيكل للتسبب في مستعر أعظم فائق اللمعان ببساطة من خلال التحلل الإشعاعي . ^{[ 132 ]} ستكون البقايا الناتجة ثقبًا أسود، لأنه من غير المرجح أن يفقد نجم بهذا الحجم كتلة كافية بحيث لا يتجاوز لبه الحد المسموح به للنجم النيوتروني . ^{[ 133 ]}

يُتيح وجود نجم مرافق ضخم العديد من الاحتمالات الأخرى. فإذا ما  جُرِّدَ نجم إيتا كارينا أ من طبقاته الخارجية بسرعة، فقد يكون نجمًا أقل كتلة من نوع WC أو WO عند بلوغه مرحلة انهيار النواة. وهذا من شأنه أن يُؤدي إلى انفجار مستعر أعظم من النوع Ib أو Ic نتيجةً لنقص الهيدروجين، وربما الهيليوم أيضًا. ويُعتقد أن هذا النوع من المستعرات العظمى هو أصل بعض أنواع انفجارات أشعة غاما، إلا أن النماذج تُشير إلى أنها تحدث عادةً فقط في النجوم الأقل كتلة. ^{[ 124 ] [ 128 ] [ 134 ]}

تمت مقارنة العديد من المستعرات العظمى غير العادية والنجوم الشبيهة بها مع نجم إيتا  كارينا كأمثلة على مصيره المحتمل. ومن أبرز هذه الأمثلة المستعر الأعظم SN 2009ip ، وهو نجم عملاق أزرق شهد حدثًا شبيهًا بانفجار مستعر أعظم في عام 2009، يشبه  الانفجار العظيم لإيتا كارينا، ثم حدث انفجار أكثر سطوعًا في عام 2012، والذي يُرجح أنه كان مستعرًا أعظم حقيقيًا. ^{[ 135 ]} SN 2006jc، الذي يبعد حوالي 77 مليون سنة ضوئية في UGC 4904، في كوكبة الوشق ، خضع أيضًا لتوهج مستعر أعظم زائف في عام 2004، تلاه مستعر أعظم من النوع Ib بقدر 13.8، شوهد لأول مرة في 9 أكتوبر 2006.  تمت مقارنة η Carinae أيضًا بمستعرات أعظم زائفة أخرى محتملة مثل SN 1961V و iPTF14hls ، وبمستعرات أعظم فائقة اللمعان مثل SN 2006gy .

 يبلغ سطوع المستعر الأعظم النموذجي الناتج عن انهيار النواة على مسافة نجم إيتا كارينا حوالي -4، وهو سطوع مشابه لسطوع كوكب الزهرة . أما المستعر الأعظم فائق السطوع (SLSN) فقد يكون أسطع بخمسة مقادير، وربما يكون ألمع مستعر أعظم مسجل في التاريخ (المستعر الأعظم الحالي هو SN 1006 ). ونظرًا لبُعده عن النجم، والذي يبلغ 7500 سنة ضوئية، فمن غير المرجح أن يؤثر بشكل مباشر على الكائنات الحية على الأرض، إذ ستكون محمية من أشعة غاما بواسطة الغلاف الجوي، ومن بعض الأشعة الكونية الأخرى بواسطة الغلاف المغناطيسي . وسيقتصر الضرر الرئيسي على طبقات الجو العليا، وطبقة الأوزون ، والمركبات الفضائية، بما في ذلك الأقمار الصناعية، ورواد الفضاء الموجودين في الفضاء.

أشارت دراسة واحدة على الأقل إلى أن الفقدان الكامل لطبقة الأوزون الأرضية يُعدّ نتيجة محتملة لانفجار مستعر أعظم قريب ، مما سيؤدي إلى زيادة ملحوظة في الأشعة فوق البنفسجية التي تصل إلى سطح الأرض من الشمس. إلا أن هذا يتطلب أن يكون المستعر الأعظم النموذجي أقرب من 50  سنة ضوئية من الأرض، وحتى المستعر الأعظم الفائق المحتمل يجب أن يكون أقرب من إيتا  كارينا. ^{[ 136 ]} ويناقش تحليل آخر للتأثير المحتمل آثارًا أكثر دقة ناتجة عن الإضاءة غير المعتادة، مثل احتمال تثبيط هرمون الميلاتونين وما يترتب عليه من أرق وزيادة خطر الإصابة بالسرطان والاكتئاب. ويخلص إلى أن مستعرًا أعظم بهذا الحجم يجب أن يكون أقرب بكثير من إيتا  كارينا ليُحدث أي تأثير كبير على الأرض. ^{[ 137 ]}

لا يُتوقع أن يُصدر نجم إيتا  كارينا انفجارًا لأشعة غاما، كما أن محوره لا يتجه حاليًا نحو الأرض. ^{[ 137 ]} يحمي الغلاف الجوي للأرض سكانها من جميع أنواع الإشعاع باستثناء الأشعة فوق البنفسجية (فهو معتم لأشعة غاما، التي يجب رصدها باستخدام التلسكوبات الفضائية). وينتج التأثير الرئيسي عن تضرر طبقة الأوزون .  ونجم إيتا كارينا بعيد جدًا عن الأرض بحيث لا يمكنه إحداث ذلك حتى لو أصدر انفجارًا لأشعة غاما موجهًا نحو النظام الشمسي . ^{[ 138 ] [ 139 ]}