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海山二

海山二（英语：Eta Carinae，简写为η Car）是位于船底座的一个恒星系统（赤经10 h 45.1 m、赤纬−59°41m），距离太阳7,500至8,000光年，在北纬27°以北的地区难以看见，而在南纬30°是一颗拱极星。这个系统至少有两颗恒星，其中一颗是位于恒星生命早期阶段，质量大约是太阳150倍的高光度蓝变星（LBV），并且至少已经流失30个太阳质量。虽然它被认为还有一颗较大的伴星，质量约为太阳30倍的沃夫–瑞叶星环绕着它，但海山二周围有巨大厚重的红色星云，因而很难直接的发现。它总体的光度大约是太阳的590万倍，而系统的质量估计超过150倍太阳质量 [3]。由于它的质量和生命阶段，预期在天文学上不久的将来，它将爆炸成为一颗极超新星，目前的估计是从现在开始的10,000年至20,000年。

海山二
船底座η

观测资料
历元 J2000
星座 船底座
星官 海山 (近南极星区)
赤经 10h 45m 03.6s[1]
赤纬 -59° 41′ 04″
视星等（V） 6.21 (-0.8–7.9)[1]
特性
光谱分类B3-5Ia0/O7I(WC8)
U−B 色指数-0.45
B−V 色指数0.61
变星类型高光度蓝变星 双星 或复合星
天体测定
径向速度 (Rv)−25.0[1] km/s
自行 (μ) 赤经：−7.6[1] mas/yr
赤纬：1.0[1] mas/yr
详细资料
质量105-125/30[2] M☉
半径278/12 R☉
亮度5,150，000/292,000bolometric) L☉
温度16500/38800 K
金属量?
自转?
年龄~ <3 × 106 年
其他命名
Foramen, Tseen She, HR 4210, CD−59°2620, HD 93308, SAO 238429, WDS 10451-5941, IRAS 10431-5925, GC 14799, CCDM J10451-5941

在中国，它属于近南极星区的星官海山，除了海山二之外，属于这个星官的恒星还有半人马座λ、船底座ζ（英语：z Carinae）、船帆座P、船帆座μ和苍蝇座λ [4]。

特征 编辑

海山二是质量巨大的恒星中距离地球相当近的一颗，所以天文学家可以得知许多该天体的细部资料。虽然其他已知天体的质量及亮度可能超过海山二，不过根据各种波段的数据，海山二确定是银河系中已知亮度最高的天体，先前其他的竞争者都已经被更新的数据所降级，例如手枪星。

海山二这类恒星的质量相当大，超过太阳的100倍，亮度则是太阳的100万倍以上。这类恒星是相当少见的，在一个像银河系这么大的星系中也只有几十颗而已。估计这种恒星接近爱丁顿光度的限制（甚至可能超过爱丁顿光度的限制），内部（原指反应核外部）的辐射压力几乎强到可以抵销重力的地步。如果恒星的质量超过太阳的120倍的话，就超过爱丁顿光度的限制，它们的重力仅能勉强约束着辐射与气体，并在不久的未来可能导致超新星与极超新星的现象发生。

海山二在天文物理学上的重要性是大爆发与1843年左右观察到的“假超新星事件”。海山二在这几年中几乎与普通的超新星爆炸一样明亮，但是它并没有真正爆炸。在其他的星系也可以看到假超新星，例如NGC 1058的SN 1961v[5]及NGC 4904的SN 2006jc[6]，其中SN 2006jc在2004年10月被观测到。重要的是，SN 2006jc在两年后，也就是2006年10月9日真正变成的超新星爆炸[7]。假超新星现象可能代表恒星表面的不稳定[8]或是一颗失败的超新星。海山二被认为是这种现象的标准，并且在160年后，这颗恒星的内部结构尚未完全恢复。

亮度变化 编辑

海山二一引人注目的特征是亮度的变化，目前被分类成高光度蓝变星（Luminous Blue Variable，LBV）双星。

海山二被爱德蒙·哈雷于1677年第一次纪录下来，当时它是颗4等星，不过到了1730年时，观测者注意到它已经变得相当明亮，成为船底座最耀眼的恒星之一。海山二接下来再度变暗，直到1782年又回到原先那样的暗淡，但是它在1821年开始再度变亮。 到了1827年时，海山二变亮超过10倍，并且在1843年4月达到顶点，亮度为−0.8等，为全天空第2亮的恒星，仅次于距离8.6光年的天狼星，即使它的距离为7000至8000光年之间。作为比较，天狼星就像是一根距离我们14.5米的蜡烛，而海山二就像距离10公里地平线上的一个（航海）灯塔。

海山二有时会有巨大的爆发，最近一次在1841年几乎达到它的顶峰，而爆发的原因仍然是未知的。最有可能的原因是由于海山二巨大的光度产生的辐射压所导致的。

海山二在1843年之后再度变暗，在1900年至1940年间，它的亮度只有8等，所以无法用肉眼观测到[9]。

海山二在2003年夏季发生一次“X光蚀”或“分光极小”现象。科学家组织一个巨大观测活动，包括所有可用的地面（例如CCD光度分析[10]）与空间天文台，例如哈勃空间望远镜、昌德拉X射线天文台、国际伽马射线天体物理实验室与甚大望远镜（VLT）。这些观测活动的主要目的是去决定海山二是否是一对双星，如果是一对双星的话，试图确认它的伴星，确定这个现象的产生原因，并了解它们（如果是双星的话）与19世纪大爆发之间的关连。

贡萨尔维斯（Falceta-Gonçalves）与他的同事发现X光的光度曲线与双星暴风区的演化相当符合[11]，这个结果是根据无线电波段的观测。

海山二的光谱观测显示一些发散谱线过去每5.52年会周期性的变暗[12]，这个时期稳定的持续几十年的时间。海山二的无线电发散谱线[13]与X光的光度[14]在这些“事件”发生时也会下降。这些变化与紫外线的观测显示海山二非常有可能确实是一对双星，伴星是一颗炽热但质量较小的恒星，并拥有一个周期为5.52年的高偏心率的椭圆轨道[15]。后来更准确地测量为 5.54 年。

天文学家Kashi与索克（Noam Soker）研究海山二的伴星所发出的离子化无线电波的增长[16]，许多的辐射线被主星的恒星风所吸收，大部分的恒星风在接近伴星的恒星风之后将会产生激波。

海山二的亮度在1998年至1999年之间突然加倍，而在2007年时，可以很容易用肉眼就观测到它，因为目前海山二的亮度已经超过5等[10]。

未来的预测 编辑

 
卡利纳星云（NGC 3372）与海山二附近的区域，由哈勃空间望远镜所摄

像海山二这样巨大的恒星因为必须发出高度的亮光，所以它们会非常快速地耗尽它们的燃料。海山二被预测会变成超新星或极超新星，不过目前它的演化途径与年龄都尚未确定，所以爆炸可能发生在1百万年后，也可能发生在明天。像海山二这种高光度蓝变星（Luminous Blue Variable）可能是质量超大的恒星的一个演化阶段，主要的理论认为它们将表现出极端的质量流失，并在发生超新星爆炸之前变成一颗沃尔夫-拉叶星（Wolf-Rayet star），不过如果它们无法留住质量的话，将会成为极超新星[17]。

除了海山二之外，SN 2006jc是这种类型的恒星中已知最靠近地球的一个，距离7700万光年，位于天猫座的UGC 4904[18]。它在2004年10月20日突然变亮，当时被一位日本业余天文学家板垣公一当成超新星爆炸。然而它当时并没有真正的爆炸，而是直到2年后（2006年10月9日）才爆炸。所以一开始它是一个假超新星，最初这次爆发抛射了0.01太阳质量（超过20倍的木星质量）的物质进入太空。

因为海山二与SN 2006jc相当类似，所以NASA高达德发射中心的Stefan Immler认为这颗恒星将会在几十年甚至几年内爆发。然而加利福尼亚大学的乌斯里（Stanford Woosley）并不同意这种说法，他认为海山二可能位于演化阶段的早期，因为它仍然拥有几种元素可以进行核聚变。

 
海山二的最终命运可能是因为自身巨大重力而坍缩成黑洞。坍缩时能量自其自转轴两极以喷流方式喷出造成伽马射线暴。
Credit: Nicolle Rager Fuller/NSF

另一个最近观测到的超新星爆炸是SN 2006gy，它位于距离地球2亿3800万光年的NGC 1260螺旋星系，在2006年9月18日被发现。许多天文学家认为SN 2006gy的爆炸机制可能与海山二上将要面对的命运相当类似。

海山二距离地球只有7500光年，所以当它发生超新星爆炸或极超新星爆炸时可能会影响到地球，但是不太可能会直接影响到人类，因为大气层会阻挡外来的伽马射线。这次冲击影响的范围很可能被限制在大气层的上部，这个部分包括臭氧层、航天器、人造卫星与太空人。至少有一位科学家宣称，如果海山二演化成超新星或极超新星的话，“它将会明亮到即使在白天都可以看到，甚至在夜晚可以凭着它发生的亮光来看书[19]”。海山二造成的超新星或极超新星爆炸很可能将从两极发射出伽马射线暴。自从科学家从它的光度与X光的短暂变化中发现海山二至少是一个双星系统，甚至是三合星系统后，这可能增加或减少它成为超新星或极超新星时的强度[20]。

参见 编辑

参考资料 编辑

  1. ^ 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 SIMBAD query result: V* eta Car -- Variable Star. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. [2008-04-25]. （原始内容存档于2013-03-31）. some of the data is located under "Measurements"
  2. ^ Eta Carinae: New View of Doomed Star. Chandra X-ray Center. [2008-04-25]. （原始内容存档于2011-07-27）. 
  3. ^ Davidson, Kris; Humphreys, Roberta. Eta Carinae and its Environment. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 1997, 35 (1): 1–32. Bibcode:1997ARA&A..35....1D. doi:10.1146/annurev.astro.35.1.1. 
  4. ^ （中文） 中国天文学史《星象篇》, 陈遵妫著。台湾明文书局出版，1985年。
  5. ^ THE FADING RADIO EMISSION FROM SN 1961V: EVIDENCE FOR A TYPE II PECULIAR SUPERNOVA?
  6. ^ Supernova Imposter Goes Supernova. [2008-05-09]. （原始内容存档于2008-05-12）. 
  7. ^ Shiga, D. Star's odd double explosion hints at antimatter trigger. New Scientist. 2007, 2598: 18. （原始内容存档于2008-05-14）. 
  8. ^ see various articles in R.M. Humphreys & K.Z. Stanek (eds.). The Fate of the Most Massive Stars. ASP Conference 332. Astronomical Society of the Pacific. 2005. .
  9. ^ light curve 互联网档案馆的存档，存档日期2007-07-01.
  10. ^ 10.0 10.1 存档副本. [2008-05-09]. （原始内容存档于2008-05-01）. 
  11. ^ Falceta-Gonçalves, D.; Jatenco-Pereira, V.; Abraham, Z. Wind-wind collision in the η Carinae binary system: a shell-like event near periastron. MNRAS. 2005, 357: 895. 
  12. ^ Damineli, A. The 5.52 Year Cycle of Eta Carinae. ApJ. 1996, 460: L49. 
  13. ^ 存档副本. [2008-05-09]. （原始内容存档于2008-07-05）. 
  14. ^ 存档副本. [2008-05-09]. （原始内容存档于2008-03-29）. 
  15. ^ 存档副本. [2008-05-09]. （原始内容存档于2008-05-11）. 
  16. ^ Kashi, A.; Soker, N. Modelling the Radio Light Curve of Eta Carinae. 2007. 
  17. ^ http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2006ApJ...645L..45S&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=451e33df7e10366
  18. ^ Robert S. Massive star burps, then explodes. UC Berkeley News. 2007 [2008-05-09]. （原始内容存档于2008-04-30）. 
  19. ^ 存档副本. [2008-05-09]. （原始内容存档于2008-01-19）. 
  20. ^ NASA - NASA Satellite Detects Massive Star Partner. [2008-05-09]. （原始内容存档于2008-05-11）. 

外部链接 编辑

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