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Eta Carinae (η Carinae o η Car) es un sistema estelar en la constelación de Carina , a unos 7.500 a 8.000  años luz del Sol . El sistema contiene al menos dos estrellas, una de las cuales es una Variable Luminosa Azul (LBV), que durante las primeras etapas de su vida tenía una masa de alrededor de 150 masas solares, de las cuales ha perdido al menos 30 desde entonces. Se cree que existe una estrella Wolf-Rayet de aproximadamente 30 masas solares en órbita alrededor de su estrella compañera más grande, aunque una enorme y espesa nebulosa roja que rodea a Eta Carinae hace que sea imposible verla ópticamente. Su luminosidad combinada es aproximadamente cuatro millones de veces la del Sol y tiene una masa de sistema estimada en más de 100  masas solares . No es visible al norte de la latitud 30° N y es circumpolar al sur de la latitud 30° S. Debido a su masa y su etapa de vida, se espera que explote en una supernova o incluso hipernova en un futuro astronómicamente cercano.

Eta Carinae tiene los nombres tradicionales Tseen She (del chino 天社 [mandarín: tiānshè ] "altar del cielo") y Foramen . En chino,海山( Hǎi Shān ), que significa mar y montaña , se refiere a un asterismo que consta de η Carinae, s Carinae , λ Centauri y λ Muscae .

Este sistema estelar es actualmente uno de los más masivos que se pueden estudiar con gran detalle. Hasta hace poco, se pensaba que Eta Carinae era la estrella individual más masiva, pero en 2005 se descubrió que se trataba de un sistema binario. La estrella más masiva del sistema estelar múltiple Eta Carinae tiene más de 100 veces la masa del Sol. Otras estrellas masivas conocidas son más luminosas y más masivas .

Una supernova (en plural, supernovas) es una explosión estelar que es más energética que una nova . Las supernovas son extremadamente luminosas y causan un estallido de radiación que a menudo eclipsa brevemente a una galaxia entera , antes de desaparecer de la vista al cabo de varias semanas o meses. Durante este breve intervalo, una supernova puede irradiar tanta energía como la que se espera que emita el Sol durante toda su vida útil. La explosión expulsa gran parte o la totalidad del material de una estrella a una velocidad de hasta 30.000 km/s (una décima parte de la velocidad de la luz ), lo que genera una onda de choque en el medio interestelar circundante . Esta onda de choque barre una capa en expansión de gas y polvo llamada remanente de supernova .

Existen varios tipos de supernovas. Los tipos I y II pueden activarse de una de dos maneras, ya sea apagando o activando repentinamente la producción de energía a través de la fusión nuclear . Después de que el núcleo de una estrella masiva envejecida deja de generar energía a partir de la fusión nuclear, puede sufrir un colapso gravitacional repentino y convertirse en una estrella de neutrones o un agujero negro , lo que libera energía potencial gravitatoria que calienta y expulsa las capas externas de la estrella.

Alternativamente, una estrella enana blanca puede acumular suficiente material de una compañera estelar (ya sea a través de acreción o mediante una fusión) para elevar su temperatura central lo suficiente como para encender la fusión de carbono , momento en el que experimenta una fusión nuclear descontrolada, interrumpiéndola por completo. Los núcleos estelares cuyos hornos se han apagado permanentemente colapsan cuando sus masas exceden el límite de Chandrasekhar , mientras que las enanas blancas en acreción se encienden cuando se acercan a este límite (aproximadamente 1,38 veces la masa del Sol). Las enanas blancas también están sujetas a un tipo diferente, mucho más pequeño, de explosión termonuclear alimentada por hidrógeno en sus superficies llamada nova . Las estrellas solitarias con una masa inferior a aproximadamente nueve masas solares , como el Sol , evolucionan a enanas blancas sin convertirse nunca en supernovas.