Quelltext der Seite Eta Carinae

{{Infobox Stern
| Name           = η Carinae
| Bild           = [[Datei:Carinanebel (Spitzer).jpg|320px]]
| Bildtext       = Die Umgebung von η&nbsp;Carinae,<br />der [[Carinanebel]], im infraroten Licht
| KarteX         = 300
| KarteY         = 950
| KarteDir       = ol
| Kartentext     = Lage des Eta-Carinae-Gebiets.<br />die "Ecke" rechts unterhalb ist '''PP Car'''.
| Sternbild      = Car
| Rek            = 10/45/3.7
| Dek            = -/59/41/4.3
| Size           = 0.5
| Caption        = Eta Carinae
| Visuell        = +6,21 (−0,8 – +7,9)
| Gr             = 6.21
| Spektralklasse = O var / O
| U-B-Index      = -0,45
| B-V-Index      = +0,61
| Variabel       = 
| V-Radial       = −25,0
| V-RA           = 
| V-DE           = 
| LJ             = 7.500
| PC             = 2.300
| Absolut-vis    = 
| Masse          = ~100-200 / 30-80
| Radius         = 60 - 800 / 14.3-23.6
| Leuchtkraft    = 5.000.000 / <1.000.000
| Temperatur     = >9.400 - 35.200 / ~37.200
| Metallizität   = 
| Rotation       = 
| Alter          = < 3 Mio
| Bayer          = η&nbsp;Carinae
| CD             = −59°&nbsp;3306
| HR             = 4210
| HD             = 93308
| SAO            = 238429
| TYC            = 8626/2809/1
| Weitere        = 
}}

'''η&nbsp;Carinae''' oder '''Eta&nbsp;Carinae''' ist ein [[Veränderlicher Stern|veränderlicher]], sehr massereicher [[Doppelstern]] von etwa 100 bis 200 [[Sonnenmasse]]n (Primärstern) bzw. 30 bis 80 Sonnenmassen (Sekundärstern), der mit etwa der vier- bis fünfmillionenfachen [[Leuchtkraft]] der [[Sonne]] strahlt. Sein Sekundärstern ist nur durch Schwankungen im Spektrum nachweisbar und ist nicht direkt beobachtbar. 

Seinen [[Sternbenennung|Namen]] trägt er, da er in dem südlichen [[Sternbild]] Carina, dem [[Kiel des Schiffs]], liegt. Der Doppelstern liegt in einer Entfernung von etwa 7.500 [[Lichtjahr]]en, innerhalb des [[Offener Sternhaufen|offenen Sternhaufens]] [[Trumpler Katalog|Tr]]&nbsp;16, der wiederum in einen riesigen [[Nebel (Astronomie)|Nebelkomplex]] eingebettet ist, den [[Carinanebel]] [[New General Catalogue|NGC]]&nbsp;3372. Er gehört zu den [[Hyperriese]]n und den [[Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher|leuchtkräftigen blauen Veränderlichen]].
[[Datei:EtaCarinaePos.gif|mini|links|300px|Lage von Eta Carinae (η am oberen Bildrand, gelb) in Bezug auf '''PP Car''']]

== Auswirkung der Masse auf den Lebenszyklus ==
Der Primärstern von η&nbsp;Carinae ist einer der massereichsten Sterne der [[Milchstraße]].

Die [[Kernfusion]] verbraucht in solchen Sternen aufgrund des durch die Masse erzeugten hohen inneren [[Druck (Physik)|Druckes]] und der dadurch bedingten hohen [[Temperatur]] den vorhandenen [[Wasserstoff]] (und im Verlauf ihrer weiteren Entwicklung auch schwerere Elemente) mit einer wesentlich höheren Rate als in der Sonne, wobei enorme [[Energie]]mengen in Form von [[Elektromagnetische Welle|Strahlung]] freigesetzt werden. Im Vergleich zu einem kleineren, masseärmeren Stern benötigt η&nbsp;Carinae eine exponentiell höhere Energiemenge, um ein [[Hydrostatisches Gleichgewicht#Astrophysik|hydrostatisches Gleichgewicht]] zwischen [[Strahlungsdruck|Strahlungs-]] und [[Schweredruck]] aufrechtzuerhalten. Instabilitäten der Gleichgewichtslage können mit starken Helligkeitsveränderungen ("Ausbrüchen", siehe unten) einher gehen.

Die hohe Fusionsrate führt dazu, dass ihr Kernbrennstoff in verhältnismäßig kurzer Zeit, nämlich innerhalb weniger Millionen Jahre, verbraucht sein wird. Diese Sterne werden dann in einer [[Supernova]] oder einer (bisher hypothetischen) [[Hypernova]] explodieren und höchstwahrscheinlich als [[Schwarzes Loch]] enden. Die Sonne hat zum Vergleich eine zu erwartende Lebensdauer von 10&nbsp;Milliarden Jahren.

Der Stern η&nbsp;Carinae gehört zu einer besonderen Klasse von instabilen blauen [[Riesenstern]]en, die im Englischen als ''Luminous Blue Variables'' (LBV), also ''[[Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher|Leuchtkräftige Blaue Veränderliche]]'' bezeichnet werden. Es wird angenommen, dass alle Sterne mit einer Anfangsmasse von mehr als etwa 20 Sonnenmassen das LBV-Stadium durchlaufen, allerdings nur einige zehntausend Jahre dort verweilen. Es wurden erst sechs LBVs in der Milchstraße entdeckt, einige weitere sind in den Nachbar[[galaxie]]n der [[Lokale Gruppe|lokalen Gruppe]] bekannt.

== Ausbrüche ==
Bemerkenswert ist Eta&nbsp;Carinae wegen seiner Ausbrüche und der sich dadurch verändernden Helligkeit. Bei seiner ersten [[Sternkatalog|Katalogisierung]] durch [[Edmond Halley]] im Jahr 1677 war er ein Stern [[Scheinbare Helligkeit|4. Größe]], steigerte jedoch seine Helligkeit und wurde 1730 als einer der hellsten Sterne im Sternbild Kiel des Schiffs wahrgenommen. Bis 1782 sank er wieder auf seine vormalige Helligkeit zurück, und erhöhte sie dann ab 1820 allmählich wieder. 1827 war sie bereits zehnmal so hoch, entsprechend 2,5 Größenklassen, und zwischen 1837 und 1856 kam es zu einem gewaltigen Ausbruch, der ''Großen Eruption'', bei dem er schließlich gegen 1843<ref>ESO-Quelle {{Webarchiv | url=http://www.eso.org/outreach/info-events/ut1fl/pr-pictures/ut1fl-set3.html | wayback=20030803030015 | text=First Astronomical Images from the VLT UT1}} spricht dagegen von 1841</ref> −0,8 [[Scheinbare Helligkeit|Magnituden]] erreichte. Der Ausbruch hatte das Ausmaß einer Supernova und machte η&nbsp;Carinae trotz seiner Entfernung innerhalb kürzester Zeit zum zweithellsten Stern neben [[Sirius]]. Er verblasste in den Folgejahren zusehends. Von 1900 bis 1940 war er mit 7 bis 8 Magnituden nur noch im [[Teleskop]] oder [[Prismenfernglas]] sichtbar. 1940 wurde er dann allmählich wieder heller und auch wieder mit bloßem Auge sichtbar. Von 1998 bis 1999 verdoppelte der Stern seine Helligkeit innerhalb von 18 Monaten und hatte 2002 eine Helligkeit von 5 bis 6 Magnituden erreicht.

=== Lichtechos des großen Ausbruchs ===
Von dem großen Ausbruch in der Mitte des 19. Jahrhunderts lagen bisher nur zeitgenössische visuelle Helligkeitsschätzungen vor. Mit Hilfe von [[Lichtecho]]s konnte im Jahre 2011 der Helligkeitsverlauf während der Eruption gemessen sowie mehrere [[Linienspektrum|Spektren]] aufgenommen werden<ref>{{Literatur|Autor=A. Rest, J. L. Prieto, N. R. Walborn, N. Smith, F. B. Bianco, R. Chornock, D. L. Welch, A. Howell, M. E. Huber, R. J. Foley, W. Fong, B. Sinnott, H. E. Bond, R. C. Smith, I. Toledo, D. Minniti & K. Mandel|Titel=Light echoes reveal an unexpectedly cool η Carinae during its nineteenth-century Great Eruption|Jahr=2012|Sammelwerk=Nature|Band=482|Seiten=375–378|DOI=10.1038/nature10775}}</ref>. Bei einem Lichtecho wird die elektromagnetische Strahlung an Staubteilchen gestreut und trifft daher deutlich später auf der Erde ein. Die gemessene [[Lichtkurve]] bestätigt die zeitgenössischen Berichte. Die Spektren der großen Eruption zeigen eine unerwartet geringe Temperatur von circa 5000 [[Kelvin|K]], charakteristisch für einen G2–G5-[[Überriese]]n mit blauverschobenen [[Absorptionslinie]]n, aus denen die Geschwindigkeit des abströmenden Gases zu circa 220&nbsp;km/s bestimmt werden konnte. Bei dem großen Ausbruch wurde ca. ein Zehntel der Energie einer [[Supernova#Kernkollaps|Kernkollaps-Supernova]] frei und die Strahlung überstieg die [[Eddington-Grenze]] für mindestens 10 Jahre, ohne den Stern zu zerstören. Mit der niedrigen Temperatur ist der Ausbruch von Eta Carinae eher untypisch für die Klasse der [[Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher#Supernova Impostors|Supernova Impostors]]. Als Ursache der großen Eruption wird eine Instabilität in der Kernzone des massereichen Sterns vermutet, dessen Energieerzeugung sich vervielfachte. Die äußeren Schichten des Sterns expandierten dabei und wurden von einem starken [[Sternwind]] abgetragen. Ein Teil fiel auf den Begleiter, und die freiwerdende [[Gravitationsenergie]] war die Hauptquelle für den Helligkeitsanstieg. Der Massentransfer hat wahrscheinlich die [[Umlaufdauer]] des Doppelsterns von 5 auf die heute gemessenen 5,5 Jahre verlängert. Während des Ausbruchs kam es alle 5 Jahre zu einem Helligkeitsanstieg, wenn sich die beiden Sterne auf ihrer [[Ellipse|elliptischen]] Bahn besonders nahe kamen.

=== Homunkulusnebel ===
[[Datei:EtaCarinae-HST-1995-09.jpg|mini|256px|Hubble-Aufnahme des Homunkulusnebels]]
η&nbsp;Carinae ist von einem sich ausbreitenden bipolaren Nebel umgeben, der wegen seines Erscheinungsbildes auf Fotoplatten auch ''Homunkulusnebel'' genannt wird. Der Nebel hat die Gestalt zweier entgegengesetzter Kegel, deren Spitzen in η&nbsp;Carinae ihren Ursprung haben, und misst bei einer [[Scheinbare Größe|scheinbaren Größe]] von 18″ von Ende zu Ende etwas mehr als 0,5&nbsp;Lichtjahre. Durch ihre Ausbreitungs[[geschwindigkeit]] von bis zu 700&nbsp;km/s,<ref>http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/1999/ast08oct99_1/ (1999) spricht von 600.000&nbsp;km/h = 170&nbsp;km/s; die ältere Seite http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1996/23/image/a/ (1996) spricht dagegen von 1,5 Mio. mph = 670 km/h; dies deckt sich mit dem Bericht eines Astronomen auf {{Webarchiv | url=http://www.aspsky.org/mercury/mercury/9804/eta.html | wayback=20040101094343 | text=The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender}} (1998), der an Geschwindigkeitsabschätzungen beteiligt war.</ref> die mit Hilfe verschiedener Aufnahmen von 1945 bis 1995 aus ihrer [[Eigenbewegung (Astronomie)|Eigenbewegung]] abgeschätzt wurde, lässt sich die Wolke auf den Ausbruch in den 1840er Jahren zurückführen; sie ist vermutlich mitverantwortlich für den damaligen Helligkeitsabfall, da sie den Stern verdeckt und den Großteil seines [[Licht]]s verschluckt. Bereits auf Aufnahmen, die im Abstand eines Jahres gemacht werden, lassen sich sichtbare Veränderungen an ihrer Größe ausmachen.

Die Kegel sind in Richtung der [[Rotationsbewegung|Rotationsachse]] des Sterns ausgerichtet. In Richtung der beiden Kegel, also an den Rotationspolen, stößt der Stern auch weiterhin enorme Mengen von Materie aus. Von der Erde aus wird η&nbsp;Carinae genau längs durch eine der Kegelwände gesehen. Dadurch wird das Licht auf ein Hundertstel – um etwa 5 [[Scheinbare Helligkeit|Magnituden]] – abgeschwächt. Andere [[Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher|LBV]] haben ebenfalls derartige bipolare Nebel, durch den wesentlich höheren Kontrast erscheinen sie aber weniger prächtig auf Bildern.

=== Äquatoriale Scheibe ===
Senkrecht zur Ausbreitungsrichtung der kegelförmigen Wolken, in der so genannten äquatorialen Ebene, befindet sich eine relativ flache Scheibe, die ebenfalls aus fortgeschleudertem Material besteht. Die Geschwindigkeitsabschätzungen für sie ergeben eine höhere Geschwindigkeit als die der bipolaren Wolke und zeigen, dass sie viel später als diese ausgestoßen worden sein muss, in den 1890er Jahren. Da η&nbsp;Carinae nach seinem großen Ausbruch in den 1840ern sehr genau beobachtet wurde, konnte in den Aufzeichnungen seiner Helligkeitskurve in diesem Zeitraum auch ein kurzzeitiger Anstieg gefunden werden.

Bei bipolaren Wolken um andere, weitaus weniger schwere Sterne (siehe [[planetarischer Nebel]]) hatte man eine dichte äquatoriale Scheibe angenommen, die das Auswurfmaterial nur an den beiden Polen des Sterns ungehindert austreten lässt. Da bei η&nbsp;Carinae nun auch in der Ebene der äquatorialen Scheibe selbst Material mit hoher Geschwindigkeit austritt, ist man sich nicht sicher, welche Mechanismen hier tatsächlich wirken.

=== Wolkenmaterial und Energiefreisetzung ===
[[Datei:Eta Car X-Ray Chandra 1999.jpg|mini|256px|Chandra-Aufnahme des ''Horse-Shoe (Hufeisen)''-Nebels im Röntgenbereich]]
Das Material von Wolke und Scheibe besteht aus Gas mit einem hohen Anteil an [[Stickstoff]] und Staub. Es wird durch den Stern erhitzt, so dass in der Gaswolke viele chemische Verbindungen entstehen können ([[Kosmochemie]]). Infolgedessen strahlt der Homunkulusnebel zudem im [[Infrarotstrahlung|Infrarotbereich]] und ist eines der hellsten Infrarotobjekte der Milchstraße überhaupt. Da die Infrarotstrahlung im Gegensatz zum sichtbaren Licht in der Lage ist, den Staub zu durchdringen, ist es möglich, in diesem [[Wellenlänge]]nbereich auch die größtenteils verdeckte, von uns abgewandte Wolkenhälfte zu beobachten.
Dadurch konnte die [[Masse (Physik)|Masse]] der beiden Wolken auf je etwa eine und die der äquatorialen Scheibe auf etwa eine halbe Sonnenmasse abgeschätzt werden.
Die Existenz von Staub im Auswurfmaterial des Sterns wird darauf zurückgeführt, dass es sich mit zunehmender Entfernung abkühlte und so die Bildung von Staubteilchen zuließ.

Aus Masse und Ausbreitungsgeschwindigkeit der bipolaren Wolken wurde deren [[kinetische Energie]] errechnet, die Aufschluss über das Ausmaß der Eruptionen gibt.
Demnach entspricht sie der Energiemenge, die unsere Sonne in 200&nbsp;Millionen Jahren freisetzt und liegt damit in der Größenordnung von 2·10<sup>42</sup>&nbsp;[[Joule|J]].<ref>In Ermangelung eines konkreten Zahlenwerts berechnet durch: Energie = Leuchtkraft Sonne * 200 Mio. Jahre = 3,85*10^26W * 200 Mio Jahre.</ref> Für die äquatoriale Scheibe ergibt sich etwa der halbe Wert, da sie zwar eine höhere Ausbreitungsgeschwindigkeit besitzt, aber weniger Masse enthält.

=== Ältere Ausbrüche ===
Etwas entfernt vom Homunkulusnebel befindet sich älteres Auswurfmaterial, das möglicherweise bei einem ähnlichen Ausbruch im 15. Jahrhundert fortgeschleudert wurde.
Aufnahmen des [[Röntgenstrahlung|Röntgen]]-[[Satellit (Raumfahrt)|Satelliten]] [[Chandra (Teleskop)|Chandra]] von 1999<!--6. September--> lassen außerdem einen hufeisenförmigen Ring mit einem Durchmesser von etwa 2&nbsp;Lichtjahren erkennen, von dem auf einen weiteren großen Ausbruch vor mehr als tausend Jahren geschlossen wird. Im Röntgenbereich zeigt sich zudem, dass das Gas in unmittelbarer Nähe des Zentralsterns eine Temperatur von etwa 60&nbsp;Millionen [[Kelvin]] aufweist und im Außenbereich des Rings, wo das Gas mit der [[Interstellare Materie|interstellaren Materie]] zusammenstößt und abgebremst wird, etwa 3&nbsp;Millionen&nbsp;Kelvin.

Die Ursache für derartige Ausbrüche wird noch nicht verstanden. Eine wahrscheinliche Annahme ist, dass sie durch aufgestauten [[Strahlungsdruck]] der enormen Leuchtkraft hervorgerufen werden, d.&nbsp;h., dass der Druck der nach außen gerichteten Strahlung irgendwann die nach innen gerichtete [[Gravitation]] überwiegt, wodurch das [[Hydrostatik|hydrostatische Gleichgewicht]] kurzzeitig zusammenbricht und der Stern explosionsartig riesige Mengen von Materie seiner äußeren Hüllen abstößt.

Sie zeigen jedenfalls, dass der Stern höchst instabil und am Ende seines Lebenszyklus angelangt ist. Man vermutet,<ref>Siehe {{Webarchiv | url=http://www.eso.org/outreach/info-events/ut1fl/pr-pictures/ut1fl-set3.html | wayback=20030803030015 | text=First Astronomical Images from the VLT UT1}}</ref> dass er mindestens einmal in tausend Jahren einen größeren Ausbruch durchläuft und dass er wohl innerhalb der nächsten 100.000 Jahre als [[Supernova]] explodieren wird. Dies macht ihn zu einem hochinteressanten Forschungsobjekt, da sich an ihm die letzten Stadien der Sternentwicklung und deren Übergänge beobachten lassen.

== Strahlungsschwankungen ==
Die Beobachtungen der letzten Jahre haben ergeben, dass die Helligkeit des Sterns kontinuierlich steigt.<ref>{{Literatur|Autor=A. Damineli, M. Teodoro, M. Corcoran, J. H. Groh|Titel=Eta Carinae long-term variability|Jahr=2010|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1009.4399v1}}</ref> Die Ursache ist nicht bekannt. Wahrscheinlich ändert sich die [[bolometrische Helligkeit]] von Eta Carinae nicht, sondern eine Änderung in der Dichte des absorbierenden Materials in der unmittelbaren Umgebung führt zu einer Steigerung der optischen Helligkeit. Der Steigerung überlagert sind mehrere periodische Schwankungen:
* Innerhalb von 5,5 Jahren steigert sich die ausgesendete Röntgenstrahlung allmählich. Gegen Ende wächst sie dramatisch an und sinkt dann schlagartig um den Faktor 100 auf ein dreimonatiges Minimum ab, bis ein neuer Zyklus beginnt.<ref>{{Literatur|Autor=Jean-Christophe Leyder, Roland Walter, Gregor Rauw|Titel=Hard X-ray identification of Eta Carinae and steadiness close to periastron|Jahr=2010|Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics|arxiv=1008.5366v1|DOI=10.1051/0004-6361/201014316}}</ref>
* Daneben gibt es eine 85,1-tägige Schwankung, bei der kurzzeitige Strahlungsschübe auftreten. Dies könnte durch eine Pulsation des Sterns hervorgerufen werden, d.&nbsp;h. durch periodisches Ausdehnen und Schrumpfen der Sternhüllen.

== Theorien ==
Im [[Elektromagnetisches Spektrum|Spektrum]] von η&nbsp;Carinae wurden periodische Veränderungen gefunden, die darauf hindeuteten, dass es sich bei η&nbsp;Carinae um ein [[Doppelsternsystem]] handelt, in dem sich die beiden Komponenten in etwa 5,54 Jahren einmal umkreisen. Mit ebendieser Periode treten auch die Minima bei der Röntgenstrahlung aus dem Zentralbereich auf, die sich damit als Verdeckung einer Doppelsternkomponente durch die andere erklären ließe. Die Röntgenstrahlung könnte durch das Aufeinanderprallen der [[Sternwind]]e der beiden Komponenten erzeugt werden, ebenso könnten Bedeckungsvorgänge eine Rolle spielen. Es konnte bisher zwar noch kein schlüssiges Modell dieses Systems aufgestellt werden, das alle beobachteten Phänomene zugleich erklärt, aber jüngst konnte der Anteil des Begleiters am Gesamtlicht im [[Ultraviolettstrahlung|ultravioletten]] Wellenlängenbereich nachgewiesen werden, so dass an der Doppelsternthese an sich kaum noch Zweifel bestehen.<ref>Iping et al 2005, ApJL 633, L37.</ref>

Es gibt mehrere Theorien zur Beschreibung des Mechanismus, der die Entstehung der bipolaren Wolken des Homunkulusnebels bewirkt hat: Eine besagt, dass das [[Magnetismus|Magnetfeld]] des Sterns das fortgeschleuderte [[Plasma (Physik)|Plasma]] in zwei Vorzugsrichtungen gebündelt habe. Eine weitere führt die Wolken auf den Einfluss der Gravitation des Begleitsterns zurück, während eine dritte die Rotation des Sternes im Zusammenspiel mit der extrem hohen Leuchtkraft im Bereich der [[Eddington-Grenze]] dafür verantwortlich macht. Letztere wird durch die neuesten Daten favorisiert; es existiert aber noch keine einhellige Lehrmeinung.

Darüber hinaus stellte der Astronom Sveneric Johansson aufgrund von [[spektrograf]]ischen Untersuchungen an η&nbsp;Carinae von 1996 die Theorie auf, dass unmittelbar um den Stern herum ultraviolettes [[Laser]]licht entstehe. Derartige Laserphänomene wurden zwar in der Natur bis dahin noch nicht beobachtet, im energetisch schwächeren [[Mikrowellen]]bereich strahlende [[Maser|kosmische Maser]] dagegen schon.<ref>[http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/1999/ast08oct99_1/ Chandra Takes X-ray Image of Repeat Offender - NASA Science<!-- Bot generated title -->]</ref>

Einer neueren, wenig verbreiteten Hypothese zufolge ist η&nbsp;Carinae möglicherweise auch ein Dreifach-Sternsystem, bestehend aus zwei „normalen“ Sternen mit weniger als 60 Sonnenmassen und einem [[Neutronenstern]] mit schwerer [[Akkretionsscheibe]], der die Sekundärkomponente eng umkreist.<ref>Wolfgang Kundt, Christoph Hillemanns: ''[http://www.chjaa.org/2003/Italy/33.pdf Eta Carinae - an evolved triple star system? (PDF; 2&nbsp;MB)]'', Chin. J. Astron. Astrophys. Vol. 3 (2003), Suppl., S.&nbsp;349–360.</ref>

== Die Einzigartigkeit von η&nbsp;Carinae ==
Der Anblick, den η&nbsp;Carinae bietet, ist einzigartig. Dies liegt an der relativen Nähe zur [[Erde]], verglichen mit anderen LBVs, und an dem Umstand, dass das Licht des Zentralsterns gegen das Licht des Nebels stark abgeschwächt wird. Dadurch wird der Nebel nicht nur auf Bildern deutlicher, sondern auch [[Spektrallinie]]n des Nebels erscheinen um einen Faktor hundert stärker als ohne diese Abschwächung. Daher wurde η&nbsp;Carinae auch selbst lange für ein einzigartiges Objekt gehalten. Es mehren sich jedoch die Anzeichen, dass  η&nbsp;Carinae, sähen wir ihn aus einem anderen Winkel, sich nur gering von anderen LBVs im oberen Massebereich unterscheiden würde. So weisen zum Beispiel alle in ausreichendem Detail untersuchten LBVs bipolare Nebel wie den Homunkulus auf.

== Einzelnachweise ==
<references />

== Weblinks ==
{{Commonscat|Eta Carinae|η Carinae}}
* [http://www.flickr.com/photos/gsfc/6780345900/in/photostream Hubble Aufnahme vom 24. Februar 2012]
* [http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1996/23/ Aufnahmen des Hubble-Weltraumteleskops] von 1994 und 1995, mit sichtbaren Veränderungen (1996, engl.)
* [http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender] – Artikel eines mit η&nbsp;Carinae befassten Astronomen (1998, engl.)
* [http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/1999/ast08oct99_1/ Chandra Takes X-ray Image of Repeat Offender] – Aufnahmen des Satelliten Chandra (1999, engl.)
* {{Webarchiv | url=http://www.space.com/scienceastronomy/astronomy/milan_eta_carinae_000307.html | wayback=20080822023621 | text=Possible Hypernova could affect Earth}} – mögliche Auswirkungen einer [[Hypernova]] (2000, engl.)
* [http://etacar.umn.edu/ Eta Carinae] – Seite des Forschungsteams der Universität von Minnesota (ständig aktualisiert, engl.)
* [http://etacar.fcaglp.unlp.edu.ar/ Optische Beobachtungen Eta Carinae] – Observatorium La Plata (ständig aktualisiert, span.)
* [http://www.astro.umd.edu/~white/images/eta_time_full.html Radio-Beobachtungsdaten Eta Carinae] – Aktuelle Daten von Eta Carinae der Universität Maryland (2007, engl.)
* [http://www.eso.org/public/germany/news/eso1637/ ESO: Hochauflösende Aufnahme von Eta Carinae gelungen] incl. Fotos & Animationen

;Video
* {{Alpha Centauri|46}}

{{Lesenswert|16. September 2009|64563036}}

[[Kategorie:Veränderlicher Stern]]
[[Kategorie:LBV]]
[[Kategorie:Doppelstern]]