在船底座匙孔星雲中有一對巨星，中國古代分別稱海山一和海山二，其中海山二最為耀眼。海山雙星的基本特徵都差不多，下面以海山二為例
基本介紹
- 中文名：海山雙星
- 時間：1996
- 星座：：船底座
- 赤經：：10h 45m 03.6s（2000年）
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概況
1996
圖片觀測資料
星座：船底座
赤經：10h 45m 03.6s（2000年）
赤緯：-59° 41′ 04″ （2000年）
視星等 (V) ：6.21 (-0.8–7.9)（2000年）
基本特徵
光譜分類：Peculiar（B-V 色指數 0.61， U-B 色指數 -0.45 ）
天體測定：徑向速度 (Rv) −25.0 km/s ，自行 (μ) RA： −7.6mas/yr、Dec.：1.0mas/yr
質量：100–150 M☉
半徑：80–180 R☉
亮度：5 × 106(bolometric) L☉
溫度：36–40,000 K
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
恆星簡介
海山二（Eta Carinae），西方稱為船底座η星，是一個質量非常高的特超巨星，可能是一個雙星系統。質量約在太陽的150倍左右，亮度則約是太陽的400萬倍。
海山二是質量巨大的恆星中距離地球最近的一顆，距離太陽為7,500至8,000光年，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。
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太陽的120倍的話，就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。
亮度變化
海山二的X光合成影像(藍色與橘色) 海山二一引人注目的特徵是亮度的變化，目前被分成亮藍變星（Luminous Blue Variable，LBV）雙星。
圖片海山二被愛德蒙·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光年的天狼星。
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由圓形變為啞鈴型。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年至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光的光度在這些“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年的高偏心率的橢圓軌道。
海山二的亮度在1998年至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超過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1百萬年後，也可能發生在明天。像海山二這種亮藍變星（Luminous Blue Variable）可能是質量超大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，將會成為極超新星。
