Ce gaz, surtout de l'azote, été expulsé de l'astre en grandes quantités (2,5 masses solaires) et à haute vitesse (~1 million de km/h), pour former, quelques décennies plus tard une nébuleuse, nommée l'Homunculus (NGC 3372). On s'explique les deux lobes par la présence dans la région centrale d'un anneau de matière très dense en expansion beaucoup plus lente et formé en premier, et qui canaliserait le gaz rapide. Par ailleurs, cette matière circumstellaire fait de l'astre l'objet extrasolaire le plus brillant du ciel dans le domaine infrarouge.

On aurait affaire à sorte d'explosion sans fin, en somme. Et en tout cas le phénomène s'est accompagné de variations d'éclat considérables, qui l'ont fait rapprocher dans le passé de l'étoile de Tycho. Et, depuis qu'elle est connue, l'étoile à dissipé plus d'énergie lumineuse que les plus lumineuses des supernovae. Tout cela en fait un objet unique dans notre Galaxie et qui n'a d'équivalent connu qu'une certaine V12, découverte par Gustav Tammann et Allan Sandage dans la galaxie NGC 2403, dans la constellation de la Girafe.

Une vieille histoire

Eta Carinae a été répertoriée pour la première fois sur le catalogue de Bayer en 1603. Cet, à cette époque, l'étoile la plus brillante de la constellation du Navire Argo, ou encore Alpha Argus. Elle y figure comme une étoile de magnitude 4. En 1677, Halley, qui peut l'observer lors de son séjour sur l'île de Sainte-Hélène, la rangeait encore parmi les étoiles de 4^e grandeur; pour La Caille, en 1751 au Cap, elle était cependant déjà de 2^e grandeur; de 1811 à 1815, le voyageur et botaniste W. J. Burschell la retrouve de 4^e; tandis que, de 1822 à 1826, Brisbane la classe dans la 2^e grandeur et que, en 1827, Burschell la trouve égale à Alpha de la Croix (1^re grandeur pour la classer de 2^e en 1828, comme Taylor et Johnson de 1829 à 1831. Dans tout le cours de ses observations de février 1834 à novembre 1837, John Herschel lui attribue la grandeur 1,4, étant admis pour Rigel la grandeur 1,0 et pour Bêta Argus la grandeur 1, 2.

Mais, à la fin de 1837, cette étoile fut le siège d'un phénomène remarquable; le 26 décembre :

« Étant occupé à la révision de mes mesures photométriques sur les étoiles du Navire, je fus très surpris, dit Herschel, à la vue d'un nouveau candidat à distinction parmi les étoiles très brillantes de première grandeur dans cette partie du ciel qui m'est si familière, bien certain d'ailleurs de n'y avoir point encore vu auparavant d'objet aussi brillant. Après un moment d'hésitation, conséquence naturelle d'un phénomène aussi inattendu, je recourus à ma Carte et fus heureux de constater l'identité de cet objet avec ma vieille connaissance Eta Argus. »

Les observations d'Herschel s'arrêtent là; mais le 19 mars 1842, MacLear, à Calcutta, trouve Etadu Navire moindre que la première grandeur et inférieure à Alpha de la Croix; le 29 décembre de la même année elle égalait Bêta Centaure et était inférieure à Alpha du Centaure; pendant la première moitié de janvier Procyon et Rigel étaient les seules étoiles auxquelles on la pût comparer. Les observations de MacLear furent interrompues jusqu'au 8 mars. Mais à cette date un changement considérable s'était produit : Eta du Navire était devenue beaucoup plus brillante que Alpha du Centaure et un peu plus brillante que Canopus (Carène). Cet accroissement dura d'ailleurs peu de temps, le 24 elle est décidément, moins brillante que Canopus, mais encore plus brillante que Alpha du Centaure, et le 28 elle est devenue un peu inférieure à cette dernière.

C'est une époque de grand intérêt, marquée par un minimum temporaire avec une sorte de trépidation ou de trémoussement de la lumière, suivie bientôt par un saut encore plus extraordinaire; tel qu'en avril elle égalait Sirius (Grand Chien); survint alors une nouvelle diminution, car le 17 septembre 1844 elle égalait à peine Canopus; puis nouvelle et plus faible augmentation, qui la plaça un peu au-dessus de cette étoile; elle paraît alors être restée sensiblement stationnaire pendant près de dix ans, car en juillet 1854 John Tebbutt, à Windsor en Nouvelle Galles du Sud, la trouva encore de grandeur 1,1. En 1856, Powell la classe 1,5, mais à partir de cette époque le décroissement devient continu; en 1859, Powell lui attribue la grandeur 3,0; Tebbutt la classe 4,9 en 1862, 5,8 en 1866; en mai 1870, elle est de 6,4 et, à la fin de l'année 1886, J. Thome à Cordoba [2] (Argentine), où il travaille en collaboration avec Gould, la nota de grandeur 7,5; c'est l'époque du minimum d'éclat, suivi d'un accroissement assez lent tel que, en juin 1889, sa grandeur était 6,7. En 1897, J. J. See, astronome à l'observatoire Lowell, mais qui l'observe depuis le Mexique, la signale de magnitude 7,6, et note sa couleur nettement rouge.

Si donc nous plaçons son maximum d'éclat en 1843 avec une grandeur -1,0 intermédiaire (MacLear) entre Canopus et Sirius et le minimum à la fin de 1886 avec la grandeur 7, 7, cette étoile aura varié de 8,7 classes de grandeur dans un intervalle d'environ quarante-quatre ans. De plus, c'est surtout par un changement important dans sa couleur que paraît avoir commencé la période d'accroissement de lumière; l'étoile, rouge sombre au moment du minimum, est devenue bientôt orangé brillant. (Ch. André).

L'idée qui prévalait encore au tout début du XX^e siècle était que Eta Carinae était une variable à très longue période. Et, comme la durée de l'intervalle d'accroissement de lumière avait semblé d'environ vingt-sept ans, la durée totale de la période d'astre était estimé à environ soixante et onze ans. Une périodicité existe bien, mais plus courte, l'image que l'on s'en fait s'est compliquée.

En attendant, dès 1914, on l'a vue double. C'est R. T. Innes, un ancien négociant de vins à Sydney, devenu en 1897 directeur de l'observatoire du Cap, qui fait cette découverte. Il s'agissait en fait, comme en aura la conviction Van den Bos dès 1938, des deux lobes gazeux en expansion, dont on va rapidement constater leur très probable relation avec l'événement de 1843. Et progressivement, c'est à la nébuleuse qui entoure l'astre que l'on va surtout s'intéresser, espérant y trouver une explication de sa nature. Des détails nouveaux apparaissent, comme ceux (figure ci-dessous) que publie Thackerey en 1949, à l'observatoire Radcliffe (Pretoria). Des études spectrographiques sont également conduite à l'époque par ce chercheur, qui y identifie des raies de l'hydrogène et du calcium ionisés, et même les fameuses raies vertes attribuées à l'hypothétique nébulium.

Et en 1952, une nouvelle remontée de sa luminosité (environ une magnitude), mise notamment en évidence par les mesures photométriques de Olin Eggen et de A. R. Hogg, va de nouveau focaliser l'attention sur l'astre. Mais c'est surtout à la disponibilité de puissants télescopes, à la fin du XX^e siècle, et au développement de l'astronomie X, radio, et infrarouge que l'on doit la compréhension que l'on se fait aujourd'hui de l'objet.

les astronomes pensent actuellement que Eta Carinae est un système binaire. Cette L'hypothèse provient de la détection en X et en radio de ce qui semblaient être des périodicités. Elle a conduit en 1996 Augusto Damineli, de l'université de São Paulo à prédire pour 1997-98 un nouvelle période d'activité, qui a effectivement eu lieu. Une périodicité de 2020 jours (à quelques jours près) est aujourd'hui admise. Au total, 9 cycles passé ont même pu être identifiés.

L'activité proviendrait de ce que les deux objets sont à l'origine de vents stellaires qui se heurteraient violemment lorsque les deux composantes se rapprochent. Il y aurait alors émission de infrarouge proche et optique et ondes millimétriques A partir d'un certain moment, très près du périastre, les deux astres seraient suffisamment rapprochés, et l'un des vents se révélerait alors assez puissant, pour frapper directement la surface de l'autre étoile, d'où une émission de rayons X.

Parallèlement, des chercheurs travaillant avec le télescope spatial infrarouge Iso, ainsi qu'avec les instruments de l'Eso à l'observatoire de la Silla (Chili) ont montré la présence d'un second anneau, très froid celui-ci (environ 110 K). Un tore quinze fois plus massif que le Soleil (alors que l'anneau chaud ne rassemble qu'une demie masse solaires), presque perpendiculaire aux deux lobes de la nébuleuse de Homunculus, et dont le diamètre est d'environ 5 années-lumière.