海山二(海山二星)

海山二

海山二星一般指本詞條

海山二(Eta Carinae),西方稱為船底座 η(η Carinae) 星,是一個質量非常高的高光度藍變星,可能是一個雙星系統。質量約為 120 ~ 200 M⊙,亮度則約為 5 × 10^6 L⊙,距離地球約 7500 ly。活動極不穩定,經常會發生特大的爆發,期間甚至其形狀也會由圓形變為啞鈴型。這張在 1996 年經由複雜的影像處理後所得的影像,可顯示出這顆淘氣的恆星周圍雲氣的細微部分,其中包括兩個清楚的圓形突出部分,一個炙熱的中央區域,以及一些奇怪的輻射狀條紋。充滿著氣體與塵埃的兩個圓形突出部分,正吸收來自中央區域的藍光與紫外線。那些奇怪的輻射狀條紋至今仍然無法解釋。或許這些線索將告訴我們星雲是如何形成的,也或許是暗示我們海山二將在何時爆炸。

基本介紹

  • 中文名:海山二/船底座 η 星
  • 外文名:Eta Carinae
  • 別稱:Eta Car / η Carinae / η Car
  • 分類:A:高光度藍變星 B:沃爾夫-拉葉星
  • 質量:A:120 ~ 200 M☉ B:50 ~ 80 M☉
  • 直徑:A:240 D☉ B:14.3 ~ 26.3 D☉
  • 表面溫度:A:9400 ~ 35200 K B:37200 K
  • 視星等:+4.3
  • 絕對星等:-8.6
  • 赤經:10h 45m 03.591s
  • 赤緯:−59° 41′ 04.26″
  • 距地距離:7500 ly(2300 pc)
  • 半長軸:15.4 AU
  • 離心率:0.9
  • 公轉周期:2,022.7 ± 1.3 days(5.54 yr)
  • 軌道傾角:130 ~ 145°
  • 光譜型:A:LBV(B4Ia-0?) B:O(WR?)
  • U-B 色指數:-0.45
  • B-V 色指數:+0.61
  • 光度:A:5 × 10^6 L☉ B:10^6 L☉
恆星簡介,亮度變化,未來預測,

恆星簡介

海山二是質量巨大的恆星中距離地球最近的一顆,位於船底座。距離地球為 7500 ~ 8000 ly,因此天文學家可以得知許多該天體的詳細資訊。根據各種波段的數據,海山二確定是已知亮度最高的天體之一。圖中海山二所發出的紫外光,經由反射使色彩呈現紫色調,膨脹中的氣體雙瓣上是黝黑塵埃組成的條紋。
海山二亮度可能已經接近愛丁頓光度的限制(甚至可能超過愛丁頓光度的限制),外部的輻射壓力幾乎強到可以抵銷重力。如果恆星的質量超過愛丁頓光度的限制,它們的重力僅能勉強約束住輻射與氣體,並在不久的未來可能導致超新星與極超新星的現象發生。
補充資料:海山二星是顆大質量的恆星。在過去的歷史中,海山二星有數次大幅增亮然後又變暗的記錄。 在 1843 年 4 月的短暫期間,海山二星曾經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,或者說是天狼星距離的 800 倍。 天文學家認為海山二星在接下來的幾百萬年內,很可能會發生超新星爆炸。 此外,大質量的海山二星也是超超新星(Hypernova)的可能候選天體,也就是說,它有可能是未來的伽瑪射線爆發源。1841 年是海山二星有記錄的活動最高峰。期間亮度甚至比天狼星還要高,以至於人們在白天都可以看到這顆恆星。目前海山二星已經處於發展的晚期,活動正在衰落。在它的外圍已形成了一個很大的行星狀星雲——一般存在於死恆星外圍。但海山二星依然在繼續著劇烈的噴發。一般認為,海山二星的最後會變成一顆超新星。

亮度變化

海山二一引人注目的特徵是亮度的變化,目前被分成高光度藍變星(Luminous Blue Variable,LBV)雙星。
海山二的X光合成影像(藍色與橘色)海山二的X光合成影像(藍色與橘色)
海山二被愛德蒙 · 哈雷於 1677 年第一次紀錄下來,當時它是顆 4 等星,不過到了 1730 年時,觀測者注意到它已經變得相當明亮,成為船底座最耀眼的恆星之一。船底二接下來再度變暗,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,海山二變亮超過 10 倍,並且在 1843 年 4 月達到頂點,亮度為 -0.8 等,為全天空第 2 亮的恆星,僅次於距離 8.6 ly 的天狼星
海山二活動極不穩定,經常會發生特大的爆發,期間甚至其形狀也會變得不規則。海山二最近的一次的爆發在 1841 年,幾乎達到它的頂峰,而爆發的原因仍然是未知。天文學家推測可能由於海山上巨大的光度產生的輻射壓所致。海山二在 1843 年之後再度變暗,在 1900 ~ 1940 年間,它的亮度只有 8 等,所以無法用肉眼觀測到。
海山二在 2003 年夏季發生一次分光極小現象。科學家曾組織一個巨大觀測活動,包括動用所有可用的地面(例如 CCD 光度分析)與太空望遠鏡,例如哈勃太空望遠鏡、錢德拉 X 射線天文台、國際伽瑪射線天體物理實驗室與甚大望遠鏡。這些觀測活動的主要目的是去決定海山二是否是一對雙星,如果是一對雙星的話,試圖確認它的伴星,確定這個現象的產生原因,並了解它們(如果是雙星的話)與 19 世紀大爆發之間的關聯。
海山二的光譜觀測顯示,一些發散譜線過去每 5.52 年會周期性的變暗,這個時期穩定的持續幾十年的時間。海山二的無線電發散譜線與 X 射線的光度在這些“事件”發生時也會下降。這些變化與紫外線的觀測顯示海山二非常有可能確實是一對雙星,伴星是一顆炎熱但質量較小的恆星,並擁有一個周期為 5.52 年的高偏心率橢圓軌道
海山二的亮度在 1998 ~ 1999 年之間突然加倍,而在 2007 年時,可以很容易用肉眼就觀測到它,目前海山二的亮度已經接近 5 等。

未來預測

目前海山二已經處於發展的晚期,活動正在衰落。在它的外圍已經形成了一個很大的啞鈴狀的行星狀星雲(一般存在於死恆星外圍)。但海山二依然在繼續著劇烈的噴發。一般認為,海山二的最後會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,所以爆炸可能發生在數百萬年後,也可能發生在數千百年後,也可能爆炸的光芒已經在傳播的路上。像海山二這種高光度藍變星(Luminous Blue Variable)可能是超大質量的恆星的一個演化階段,主要的理論認為它們將表現出極端的質量流失,並在發生超新星爆炸之前變成一顆沃爾夫-拉葉星(Wolf-Rayet star),不過如果它們無法留住質量的話,將會成為超超新星

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