ستاره اتا کارینا( اتا شاه تخته ) یک سامانهٔ ستاره‌ای در صورت فلکی شاه‌تخته است که تقریباً ۷۵۰۰ تا ۸۰۰۰ سال نوری با خورشید فاصله داشته و جرم آن بالای ۱۲۰ جرم خورشیدی تخمین زده شده است. این سامانه حدّاقل از دو ستاره تشکیل شده‌است. این ستاره با جرم در حدود 100 برابر جرم خورشید در مرز ناپایداری است، بر اساس شواهدی که از اتا کارینا به دست آمده ظاهرا در این گونه موارد قبل از انفجار ابر نواختری اصلی، پیش انفجار هایی در ستاره رخ می دهد که این پیش انفجارها به طور کلی ستاره را نابود نمی کند.
گرچه گرانش ستاره تقریبا با فشار رو به بیرون تابش شدیدی که در کوره هسته ای درونش تولید می شود برابر است اما به علت قرار گیری در آستانه ناپایداری گه گاهی فوران های شدید ماده از سطحش دارد. بطور معمول سالانه به اندازه یک دهم جرم خورشید از وزن این ستاره کم می شود. بزرگترین سحابی پخشی آسمان با نام سحابی اتای کارینا هم از مواد فرار کننده از این ستاره بوجود آمده اند. تابش این سحابی وخود ستاره در ناحیه مادون قرمز از هر منطقه دیگر آسمان بجز اجرام درون منظومه شمسی بسیار بیشتر است.
هنگامی که در سال ۱۶۷۷ برای نخستین بار اتا شاه‌تخته به وسیلهٔ ادموند هالی فهرست شد، از قدر ۴ بود؛ امّا در سال ۱۷۳۰ رصدگران متوجّه شدند که این ستاره به میزان قابل توجّهی پرنورتر شده‌است. در آن دوران اتا کارینا به یکی از درخشان‌ترین ستارگان شاه‌تخته تبدیل شده‌بود. پس از آن درخشندگی اتا کارینا دوباره کاهش یافت، به طوری که در حدود سال ۱۷۸۲ به وضع سابق خود بازگشت. در سال ۱۸۲۰ درخشندگی آن دگربار رو به افزایش گذاشت. در سال ۱۸۲۷ درخشندگی اتا کارینا بیش از ده برابر شد و به بالاترین حدّ خود رسید و برای مدتی دومین ستاره درخشان آسمان بود.در این انفجار سرعت فرار مواد از ستاره به 700 کیلومتر در ثانیه می رسید.
چنین ستاره های بزرگی تنها برای چند میلیون سال بسیار درخشان می سوزند در طول این مدت ریزش جرم به صورت نوری شدید لایه های بیرونی ستاره را همراه با بادهای ستاره ای به بیرون می افکند . بعد از گذشت 2 یا3 میلیون سال از این فعالیت اتا کارینا اکنون وزنی در حدود 90 تا 100 برابر جرم خورشیدی دارد و تنها در فوران های اخیر خود (1843)جرمی حدود 10 برابر جرم خورشیدی را از دست داده است. ظاهرا این انفجارها احتمالا عمده ترین راهی است که چنین ستاره های پر جرمی می توانند لایه بیرونی هیدروژن خود را قبل از مرگ آزاد کنند. این انفجارها با نوری بسیار کمتر از انفجار های ابر نو اختری و تولید موج های انفجاری با سرعت بسیار بالا در اطراف اتا کارینا بسیار شبیه انفجار های کم فروغ ستاره ای است که شبه ابر نو اختر نامیده می شود.
تصویری که تلسکوپ فضایی هابل از اتا کارینا به ثبت رسانده است
یکی از دو ستاره شناخته‌شدهٔ این سامانه، یک متغیر آبی درخشان (LBV) است که در مراحل اولیه زندگی خود جرمی در حدود ۱۵۰ جرم خورشیدی داشته‌است؛ ولی امروزه حداقل ۳۰ جرم خورشیدی از جرم آن کاسته شده‌است. ستاره دیگر این سامانه یک ستارهٔ ولف-را ( Wolf-Rayet stars ) است که جرمی تقریباً ۳۰ برابر جرم خورشید دارد و به دور همدم بزرگترش در گردش است. این ستاره همدم به هیچ وجه به صورت بصری قابل مشاهده نیست، زیرا اتا شاه‌تخته به وسیلهٔ سحابی سرخ رنگ ضخیم و بزرگی احاطه شده‌است که مشاهدهٔ آن را عملاً غیر ممکن می‌سازد. ستاره ای اسرارآمیز، بسیار فروزنده و ناپایدار، بزرگترین ،درخشان ترین(درخشندگی حدود 4 میلیون برابر خورشید) و شاید شناخته شده ترین ستاره کهکشان راه شیری بعد از خورشید است. تصور بر این است که این ستاره سوخت هسته ای خود را با سرعت سرسام آوری مصرف می کند و به سرنوشتش ٬انفجار ابر نواختری و مرگ نزدیک می شود.گرچه گرانش ستاره تقریبا با فشار رو به بیرون تابش شدیدی که در کوره هسته ای درونش تولید می شود برابر است اما به علت قرار گیری در آستانه ناپایداری گه گاهی فوران های شدید ماده از سطحش دارد. بطور معمول سالانه به اندازه یک دهم جرم خورشید از وزن این ستاره کم می شود. بزرگترین سحابی پخشی آسمان با نام سحابی اتای کارینا هم از مواد فرار کننده از این ستاره بوجود آمده اند. تابش این سحابی وخود ستاره در ناحیه مادون قرمز از هر منطقه دیگر آسمان بجز اجرام درون منظومه شمسی بسیار بیشتر است.
هنگامی که در سال ۱۶۷۷ برای نخستین بار اتا شاه‌تخته به وسیلهٔ ادموند هالی فهرست شد، از قدر ۴ بود؛ امّا در سال ۱۷۳۰ رصدگران متوجّه شدند که این ستاره به میزان قابل توجّهی پرنورتر شده‌است. در آن دوران اتا کارینا به یکی از درخشان‌ترین ستارگان شاه‌تخته تبدیل شده‌بود. پس از آن درخشندگی اتا کارینا دوباره کاهش یافت، به طوری که در حدود سال ۱۷۸۲ به وضع سابق خود بازگشت. در سال ۱۸۲۰ درخشندگی آن دگربار رو به افزایش گذاشت. در سال ۱۸۲۷ درخشندگی اتا کارینا بیش از ده برابر شد و به بالاترین حدّ خود رسید و برای مدتی دومین ستاره درخشان آسمان بود.در این انفجار سرعت فرار مواد از ستاره به 700 کیلومتر در ثانیه می رسید.
تصویر اتا کارینا در رنگ طبیعی که توسط تلسکوپ فضایی هابل و رصدخانه جنوبی اروپا به کمک دوربین میدان گسترده سیاره ای 2 (WFPC-2) درست شده است.
چنین انفجاری ممکن است هر ستاره ای را متلاشی کند اما ستاره جان سالم بدر برد. در تصاویر بدست آمده از تلسکوپ هابل از این ستاره تابشهای مرئی آشکار شده که به سبب فوران گاز وغبار از ستاره ایجاد شده اند. اینها پوسته ای دوقطبی به دور ستاره شکل داده اند.خود این پوسته را هم ابر نامنظمی از مواد کم فروغتر احاطه کرده است. اکنون بر این سحابی نام سحابی هومون کولوس گذاشته شده است. نکته قابل توجهی که در باره این ستاره وجود دارد این است که موج انفجاری حاصل از فر آیند انفجار، انرژی کمتری نسبت به یک انفجار ابر نو اختری معمولی داشت و این به این معناست که اتا کارینا احتمالا متعلق به دسته ای از ستاره های انفجاری کم فروغی است که مشابه آن در کهکشان های دیگر هم دیده شده است. فورانی غیرعادی نیز از ستاره به چشم می خورد.چنین ستاره های بزرگی تنها برای چند میلیون سال بسیار درخشان می سوزند در طول این مدت ریزش جرم به صورت نوری شدید لایه های بیرونی ستاره را همراه با بادهای ستاره ای به بیرون می افکند . بعد از گذشت 2 یا3 میلیون سال از این فعالیت اتا کارینا اکنون وزنی در حدود 90 تا 100 برابر جرم خورشیدی دارد و تنها در فوران های اخیر خود (1843)جرمی حدود 10 برابر جرم خورشیدی را از دست داده است. ظاهرا این انفجارها احتمالا عمده ترین راهی است که چنین ستاره های پر جرمی می توانند لایه بیرونی هیدروژن خود را قبل از مرگ آزاد کنند. این انفجارها با نوری بسیار کمتر از انفجار های ابر نو اختری و تولید موج های انفجاری با سرعت بسیار بالا در اطراف اتا کارینا بسیار شبیه انفجار های کم فروغ ستاره ای است که شبه ابر نو اختر نامیده می شود.
