海山二（Eta Carinae），西方稱為船底座Ⅹ η（η Carinae）星，是一個(gè)質(zhì)量非常高的高光度藍(lán)變星，應(yīng)該是一個(gè)雙星系統(tǒng)。質(zhì)量約為 120 ~ 200 M⊙，亮度則約為 5 × 10^6 L⊙，距離地球約 7500 ly。活動(dòng)極不穩(wěn)定，經(jīng)常會(huì)發(fā)生特大的爆發(fā)，期間甚至其形狀也會(huì)從球形變?yōu)楸馄降膯♀徯汀＿@張?jiān)?1996 年經(jīng)由復(fù)雜的影像處理后所得的影像，可顯示出這顆淘氣的恒星周圍云氣的細(xì)微部分，其中包括兩個(gè)清楚的圓形突出部分，一個(gè)炙熱的中央?yún)^(qū)域，以及一些奇怪的輻射狀條紋。充滿著氣體與塵埃的兩個(gè)圓形突出部分，正吸收來(lái)自中央?yún)^(qū)域的藍(lán)光與紫外線。那些奇怪的輻射狀條紋至今仍然無(wú)法解釋。或許這些線索將告訴我們星云是如何形成的，也或許是暗示我們海山二將在何時(shí)爆炸。
恒星簡(jiǎn)介
海山二是質(zhì)量巨大的恒星中距離地球最近的一顆，位于船底座Ⅹ。距離地球?yàn)?7500 ~ 8000 ly，因此天文學(xué)家可以得知許多該天體的詳細(xì)資料。根據(jù)各種波段的數(shù)據(jù)，海山二確定是已知亮度最高的天體之一。圖中海山二所發(fā)出的紫外光，經(jīng)由反射使色彩呈現(xiàn)紫色調(diào)，膨脹中的氣體雙瓣上是黝黑塵埃組成的條紋。
海山二亮度已經(jīng)接近愛丁頓光度的限制（甚至可能超過(guò)愛丁頓光度的限制），外部的輻射壓力幾乎強(qiáng)到可以抵消重力。如果恒星的質(zhì)量超過(guò)愛丁頓光度的限制，它們的重力僅能勉強(qiáng)約束住輻射與氣體，并在不久的未來(lái)可能導(dǎo)致超新星與極超新星的現(xiàn)象發(fā)生。
補(bǔ)充資料：海山二星是顆大質(zhì)量的恒星。在過(guò)去的歷史中，海山二星有數(shù)次大幅增亮然后又變暗的記錄。在 1843 年 4 月的短暫期間，海山二星曾經(jīng)是地球夜空中排行第二的亮星，亮度只輸給天狼星，雖然它的距離有 7500 ly，或者說(shuō)是天狼星距離的 800 倍。天文學(xué)家認(rèn)為海山二星在接下來(lái)的幾十萬(wàn)年內(nèi)，很可能會(huì)發(fā)生超新星爆炸。此外，大質(zhì)量的海山二星也是極超新星（Hypernova）的可能候選天體。也就是說(shuō)，它有可能是未來(lái)的伽瑪射線爆發(fā)源。1841 年是海山二星有記錄的活動(dòng)最高峰。期間亮度甚至比天狼星還要高，以至于人們?cè)诎滋於伎梢钥吹竭@顆恒星。目前海山二星已經(jīng)處于發(fā)展的晚期，活動(dòng)正在衰落。在它的外圍已形成了一個(gè)很大的行星狀星云——一般存在于死恒星外圍。但海山二星依然在繼續(xù)著劇烈的噴發(fā)。一般認(rèn)為，海山二星的最后會(huì)變成一顆超新星。
亮度變化
海山二一引人注目的特征是亮度的變化，目前被分成高光度藍(lán)變星（Luminous 藍(lán)色 Variable，LBV）雙星。
海山二被愛德蒙 · 哈雷于 1677 年第一次紀(jì)錄下來(lái)，當(dāng)時(shí)它是顆 4 等星，不過(guò)到了 1730 年時(shí)，觀測(cè)者注意到它已經(jīng)變得相當(dāng)明亮，成為船底座Ⅹ最耀眼的恒星之一。船底二接下來(lái)再度變暗，直到 1782 年又回到原先那樣的暗淡，但是它在 1820 年開始再度變亮。到了 1827 年時(shí)，海山二變亮超過(guò) 10 倍，并且在 1843 年 4 月達(dá)到頂點(diǎn)，亮度為 -0.8 等，為全天空第 2 亮的恒星，僅次于距離 8.6 ly 的天狼星。
海山二活動(dòng)極不穩(wěn)定，經(jīng)常會(huì)發(fā)生特大的爆發(fā)，期間甚至其形狀也會(huì)變得不規(guī)則。海山二最近的一次的爆發(fā)在 1841 年，幾乎達(dá)到它的頂峰，而爆發(fā)的原因仍然是未知。天文學(xué)家推測(cè)可能由于海山上巨大的光度產(chǎn)生的輻射壓所致。海山二在 1843 年之后再度變暗，在 1900 ~ 1940 年間，它的亮度只有 8 等，所以無(wú)法用肉眼觀測(cè)到。
海山二在 2003 年夏季發(fā)生一次分光極小現(xiàn)象。科學(xué)家曾組織一個(gè)巨大觀測(cè)活動(dòng)，包括動(dòng)用所有可用的地面（例如 CCD 光度分析）與太空望遠(yuǎn)鏡，例如哈勃空間望遠(yuǎn)鏡、錢德拉 X 射線天文臺(tái)、國(guó)際伽瑪射線天體物理實(shí)驗(yàn)室與甚大望遠(yuǎn)鏡。這些觀測(cè)活動(dòng)的主要目的是去決定海山二是否是一對(duì)雙星，如果是一對(duì)雙星的話，試圖確認(rèn)它的伴星，確定這個(gè)現(xiàn)象的產(chǎn)生原因，并了解它們（如果是雙星的話）與 19 世紀(jì)大爆發(fā)之間的關(guān)聯(lián)。
海山二的光譜觀測(cè)顯示，一些發(fā)散譜線過(guò)去每 5.52 年會(huì)周期性的變暗，這個(gè)時(shí)期穩(wěn)定的持續(xù)幾十年的時(shí)間。海山二的無(wú)線電發(fā)散譜線與 X 射線的光度在這些“事件”發(fā)生時(shí)也會(huì)下降。這些變化與紫外線的觀測(cè)顯示海山二非常有可能確實(shí)是一對(duì)雙星，伴星是一顆炎熱但質(zhì)量較小的恒星，并擁有一個(gè)周期為 5.52 年的高偏心率的橢圓軌道。
海山二的亮度在 1998 ~ 1999 年之間突然加倍，而在 2007 年時(shí)，可以很容易用肉眼就觀測(cè)到它，目前海山二的亮度已經(jīng)接近 5 等。
未來(lái)預(yù)測(cè)
目前海山二已經(jīng)處于發(fā)展的晚期，活動(dòng)正在衰落。在它的外圍已經(jīng)形成了一個(gè)很大的啞鈴狀的行星狀星云（一般存在于死恒星外圍）。但海山二依然在繼續(xù)著劇烈的噴發(fā)。一般認(rèn)為，海山二的最后會(huì)變成一顆海山二超新星或極超新星。
目前海山二的演化途徑與年齡都尚未確定，所以爆炸可能發(fā)生在數(shù)百萬(wàn)年后，也可能發(fā)生在幾萬(wàn)年后，也可能爆炸的光芒已經(jīng)在傳播的路上。像海山二這種高光度藍(lán)變星（Luminous 藍(lán)色 Variable）可能是超大質(zhì)量的恒星的一個(gè)演化階段，主要的理論認(rèn)為它們將表現(xiàn)出極端的質(zhì)量流失，并在發(fā)生超新星爆炸之前變成一顆沃爾夫·拉葉星（Wolf-Rayet star），不過(guò)如果它們無(wú)法留住質(zhì)量的話，將會(huì)成為極超新星。
除了海山二之外，SN 2006jc是這種類型的恒星中已知最靠近地球的一個(gè)，距離7700萬(wàn)光年，位于天貓座的UGC 4904??。它在2004年10月20日突然變亮，當(dāng)時(shí)被一位日本業(yè)余天文學(xué)家板垣公一當(dāng)成超新星爆炸。然而它當(dāng)時(shí)并沒有真正的爆炸，而是直到2年后（2006年10月9日）才爆炸。所以一開始它是一個(gè)假超新星，最初這次爆發(fā)拋射了0.01太陽(yáng)質(zhì)量（超過(guò)20倍的木星質(zhì)量）的物質(zhì)進(jìn)入太空。
因?yàn)楹Ｉ蕉cSN 2006jc相當(dāng)類似，所以NASA高達(dá)德發(fā)射中心的Stefan Immler認(rèn)為這顆恒星將會(huì)在幾十年甚至幾年內(nèi)爆發(fā)。然而加利福尼亞大學(xué)的烏斯里（Stanford Woosley）并不同意這種說(shuō)法，他認(rèn)為海山二可能位于演化階段的早期，因?yàn)樗匀粨碛袔追N元素可以進(jìn)行核聚變。
另一個(gè)最近觀測(cè)到的超新星爆炸是SN 2006gy，它位于距離地球2億3800萬(wàn)光年的NGC 1260螺旋星系，在2006年9月18日被發(fā)現(xiàn)。許多天文學(xué)家認(rèn)為SN 2006gy的爆炸機(jī)制可能與海山二上將要面對(duì)的命運(yùn)相當(dāng)類似。
海山二距離地球只有7500光年，所以當(dāng)它發(fā)生超新星爆炸或極超新星爆炸時(shí)可能會(huì)影響到地球，但是不太可能會(huì)直接影響到人類，因?yàn)榇髿鈱訒?huì)阻擋外來(lái)的伽馬射線。這次沖擊影響的范圍很可能被限制在大氣層的上部，這個(gè)部分包括臭氧層、航天器、人造衛(wèi)星與太空人。至少有一位科學(xué)家宣稱，如果海山二演化成超新星或極超新星的話，“它將會(huì)明亮到即使在白天都可以看到，甚至在夜晚可以憑著它發(fā)生的亮光來(lái)看書”。海山二造成的超新星或極超新星爆炸很可能將從兩極發(fā)射出伽馬射線暴。自從科學(xué)家從它的光度與X光的短暫變化中發(fā)現(xiàn)海山二至少是一個(gè)雙星系統(tǒng)，甚至是三合星系統(tǒng)后，這可能增加或減少它成為超新星或極超新星時(shí)的強(qiáng)度。
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