りゅうこつ座η星（りゅうこつざイータせい、Eta Carinae, η Car）は、りゅうこつ座の恒星。太陽質量のおよそ70と30倍の大質量星同士の連星であり、高光度の青色超巨星（高光度青色変光星、LBV）である。光度は太陽のおよそ40万倍である。銀河系内でも特に異色の大質量星である。イータ（エータ）・カリーナという名でも知られている。過去に恒星から放出された大量の物質が星雲（人形星雲）となって周囲を取り巻いており、この星雲を含めてイータ・カリーナと呼ぶ事もある。2011年現在、りゅうこつ座η星は太陽系近傍において詳細な研究ができる最も大質量な恒星であるとされている。地球に近い他の恒星がより高光度・大質量である可能性もあるものの、りゅうこつ座η星の光度は広い波長域でのデータに基づいて確認されたものとしては最高である。非常に大質量であるとみられるピストル星などの他の恒星でも、りゅうこつ座η星よりは質量は小さいと考えられている。りゅうこつ座η星のように質量が太陽質量の数十倍以上の恒星は、明るさが太陽の10万倍以上になる。このような規模の恒星は極めて稀で、銀河系と同程度の規模の銀河1つあたり数十個程度である。これらの星はエディントン限界に達しつつある（あるいは超えうる）のではないかと考えられている。つまり、恒星を膨張させる輻射圧がそれを抑える重力と同じくらい強いということである。太陽質量の120倍を超える超巨星は理論的なエディントン限界を超えるため、輻射や吹き飛ぶガスを重力で保持できず、結果として超新星爆発を遂げてブラックホールとして終焉を迎える。りゅうこつ座η星はこれまでに数度、異常な増光が記録されている。1677年、エドモンド・ハレーはこの星を4等級と記録しているが、1730年頃に増光が観察され、1782年には元に戻った。さらに19世紀前半には0等級前後という異常な光度の増加を少なくとも4回起こしている。中でも1841-43年には-0.8等級に達し、カノープスを抜いて全天でもシリウスに次ぐ明るさとなった。シリウスが8.6光年の距離にあるのに対し、この星が7,500光年の距離にあることを考えると驚くべき光度であり、超新星爆発を起こしたかともいわれた。結局これは超新星爆発ではなかったものの、りゅうこつ座η星は数年で超新星爆発と同レベルの光を放った。その後は減光し1900年から1940年ごろには8等級ほどの肉眼では見えない星となった。さらに後には再びやや明るくなり、2000年代初頭の現在は6等級ほどの明るさを保っている。今のところこうした光度変化を説明できるモデルは見つかっていない。他の銀河でも、一時は超新星だとされながらそうでなかった例として NGC 1058 の SN 1961V や UGC 4904 の SN 2006jc などがある。これらは、超新星爆発寸前の超巨星の表面が一部爆発したか、エネルギーが爆発に足らず完全な超新星になり損ねたなどの可能性が考えられている。りゅうこつ座η星の巨大爆発は、こうした現象発見のための原点となった。このような現象は、超新星とスペクトル型が似ていることから、擬似的超新星 (Supernova impostor) と名づけられている。なお、現在のりゅうこつ座η星は約5.5年の周期で小規模な増光を繰り返している。また、この星はX線源でもあり、増光に合わせてX線も増加するが、そのピーク付近で急減する。この現象について、ブラジルの Damineli や Lopes らは以下のように説明している。約70太陽質量の主星を約30太陽質量の伴星が離心率の高い（近点では伴星が主星の外層部に入り込むほどの）楕円軌道を描いて、約5.5年の周期で公転している。両者は共に激しく恒星風を噴き出しており、近点のあたりでは恒星風同士が衝突して、その衝撃波面でX線が発生する。しかし太陽系から見て伴星（および衝撃波面）が主星に掩蔽された状態になるとX線は急減する。りゅうこつ座η星の付近には恒星自体と混同されやすい天体がいくつかある。Foramen, 天社 (Tseen She)とも。

出典:wikipedia