海山二（Eta Carinae），西方称为船底座η星，是一个质量非常高的特超巨星，可能是一个双星系统。质量约在太阳的150倍左右，亮度则约是太阳的400万倍。

观测资料

基本特征

恒星简介

亮度变化

未来预测

观测资料

星座：船底座

赤经：10h 45m 03.6s

赤纬：-59° 41′ 04″

视星等 (V) ：6.21 (-0.8–7.9)

基本特征

光谱分类：Peculiar（B-V 色指数 0.61， U-B 色指数 -0.45 ）

变星类型：亮蓝变星、双星或复合星

天体测定：径向速度 (Rv) −25.0 km/s ，自行 (μ) RA： −7.6mas/yr、Dec.：1.0mas/yr

质量：100–150 M☉

半径：80–180 R☉

亮度：5 × 106(bolometric) L☉

温度：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

恒星简介

海山二是质量巨大的恒星中距离地球最近的一颗，距离太阳为7,500至8,000光年，因此天文学家可以得知许多该天体的详细资料。根据各种波段的数据，海山二确定是已知亮度最高的天体。

海山二亮度可能已经接近爱丁顿光度的限制（甚至可能超过爱丁顿光度的限制），外部的辐射压力几乎强到可以抵销重力。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住辐射与气体，并在不久的未来可能导致超新星与极超新星的现象发生。

亮度变化

海山二一引人注目的特征是亮度的变化，目前被分成亮蓝变星（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。船底二接下来再度变暗，直到1782年又回到原先那样的暗淡，但是它在1820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。

海山二活动极不稳定，经常会发生特大的爆发，期间甚至其形状也会由圆形变为哑铃型。海山二最近的一次的爆发在1841年，几乎达到它的顶峰，而爆发的原因仍然是未知。天文学家推测可能由于海山上巨大的光度产生的辐射压所致。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。

海山二在2003年夏季发生一次分光极小现象。科学家曾组织一个巨大观测活动，包括动用所有可用的地面（例如CCD光度分析）与太空望远镜，例如哈勃太空望远镜、钱德拉X射线天文台、国际伽玛射线天体物理实验室与甚大望远镜。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联。

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，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与X光的光度在这些“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，伴星是一颗炎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。

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，目前海山二的亮度已经超过5等。

未来预测

目前海山二已经处于发展的晚期，活动正在衰落。在它的外围已经形成了一个很大的行星状星云（一般存在于死恒星外围）。但海山二依然在继续着剧烈的喷发。一般认为，海山二的最后会变成一颗海山二超新星或极超新星。

目前海山二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。像海山二这种亮蓝变星（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。