Preliminary Analysis of STIS-HST Spectra of Compact Ejecta from Eta Carinae
我们描述了一些初步的结果，从空间分辨光谱的紧凑的喷射结B和D的海山二号风。我们强调各种线诊断的丰度，运动学和物理条件。这些数据来自Gull等人在本卷其他地方描述的新的STIS-HST观测。
1998-10-27 astro-ph
Variable Unidentified Emission Near 6307 AA in Eta Carinae
我们在船底座η星光谱中发现了6307 AA附近的一个显著的未知变星特征，它与中心星及其星风（r < 200- 300 AU）在空间上是不可分辨的。它的重要性有两个原因：这种突出的未识别线现在在这个物体中很少见，而且这种特征变化强烈而系统。据我们所知，它的综合特征在海山二星的光谱中是独一无二的。它可以提供洞察周期性的光谱事件和恒星的长期增亮。
2006-03-07 astro-ph
High velocity structures in, and the X-ray emission from the LBV nebula around Eta Carinae
明亮的蓝色变星船底座伊塔星是已知质量最大的恒星之一。它于1843年经历了一次巨大的喷发，并在其中形成了侏儒星云。ROSAT和ASCA的数据表明存在一个硬的和一个软的X射线组成部分，这似乎是空间上不同的：一个较软的弥漫壳的星云Eta Carinae和一个较硬的点状源集中在恒星Eta Car。令人惊讶的是，X射线发射的形态与星云的光学外观非常不同。我们提出了一个比较分析的光学形态，运动学，和弥漫的软X射线结构的星云周围Eta船底座。我们对星云的运动学分析显示出极高的膨胀速度。我们发现X射线发射与星云中的结和最大速度之间有很强的相关性，即船底座Eta周围星云的X射线形态是由从Eta Car流出的物质与周围介质之间的相互作用决定的。
2000-12-20 astro-ph
The origin of the strings in the outer regions of Eta Carinae
船底座伊塔的侏儒出现的狭窄的光学细丝（“弦”或“钉”）被模拟为弹道“子弹"物质通过密集的星周环境的结果。在这个解释中，弦是子弹烧蚀气体的减速流。一个档案HST图像和新的禁线配置文件的最不同的字符串，并讨论在这个简单的模型。
2002-03-06 astro-ph
Observing campaign of Eta Carinae from La Plata. Period 2003-2004
在2003年期间进行的Eta Carinae观测活动之后，我们继续使用拉普拉塔天文台的0.8米反射望远镜在BVRI波段进行CCD观测。在这里，我们提出了自2003年11月至2004年8月获得的结果。此外，我们还介绍了Eta Car框架中包含的其他物体的差分测光，这些物体属于疏散星团Trumpler 16。
2005-11-11 astro-ph
Submillimetre Emission from Eta Carinae
我们目前的关键，长波长的观测Eta船底座在亚毫米使用SCUBA的JCMT在850和450微米，以确认存在大量的温暖的尘埃周围的中央恒星。我们适合一个两个组件的黑体的IR-亚毫米光谱能量分布和估计之间的0.3-0.7太阳质量的尘埃存在于星云中的尘埃的吸收特性和污染的程度从自由的自由发射在SCUBA波长。这些结果进一步证明船底座伊塔星的拱星星云含有大于10个太阳质量的气体，尽管这可能是在比以前认为的更长的时间尺度上喷射出来的。
2006-09-01 astro-ph
Early Chandra X-ray Observations of Eta Carinae
钱德拉对海山二的亚弧秒分辨率观测揭示了一个40 arcsec × 70 arcsec的环或部分X射线发射壳围绕着一个未分辨的明亮的中心源。中心源的光谱被强烈吸收，并且可以与高温热连续谱和发射谱线拟合。它周围的外壳位于光学/红外双极星云的外面，与船底座η的外壳重合。壳层的X射线谱比中心源的谱软得多。X射线壳体不规则，仅与光学特征良好相关，其中明亮的X射线结与外壳的明亮特征一致。中心源的二元模型的影响进行了讨论。
2001-01-12 astro-ph
Accretion by the Secondary in Eta Carinae During the Spectroscopic Event: I. Flow Parameters
我们研究了大质量主星船底座伊塔星的伴星（次级星）的引力对主星和次级星风的影响。这两个风在穿过两个各自的冲击波后相互碰撞，并在X射线波段强烈发射的同时逃离系统。虽然在5.5年的轨道周期的大部分时间，伴星的重力对风的影响可以忽略不计，我们发现，在近星点附近，伴星的重力可能会显着影响的流动和伴星可能会吸积从主的风在某些情况下。在接近近星点时，两股风的碰撞区域可能会坍缩到副恒星上，这一过程可能会大大降低X射线的光度。我们认为，这样一个吸积过程产生的长期，几乎平坦的，在Eta船底座的X射线最低。
2005-08-21 astro-ph
Possible Implications of Mass Accretion in Eta Carinae
我们应用先前提出的吸积模型的超大质量双星系统船底座伊塔靠近近星通道的行为。在该模型中，假设在近星点通道附近的约10周内，一颗恒星从另一颗恒星吹来的缓慢密集风中吸积质量。我们发现，第二颗质量较小的恒星吸积了~ 2 × 10 ^{-6}Mo。这个质量拥有足够的角动量，可以在次级粒子周围形成一个圆盘或带。粘性时间对于建立平衡来说太长，并且带必须在其质量在重新建立的二次风中被吹动时消散。这一过程需要大约半年的时间，我们认为这是Eta Carinae的恢复阶段。我们表明，辐射压力，称为辐射制动，不能防止吸积。除了使用通常假设的二进制模型的船底座伊塔，我们还研究替代模型的恒星质量较大，和/或质量较小的二次风慢密风，而主要的风稀薄快风和吸积质量约10周附近的近星通道。最后，我们对下一次事件（2009年1月至3月）进行了一些预测。
2008-04-18 astro-ph
Comparing Eta Carinae with the Red Rectangle
我比较了大质量双星系统船底座伊塔和低质量双星系统HD 44179周围的双极星云的结构。当船底座伊塔正在成为超新星的路上时，红色矩形正在形成行星状星云。尽管质量相差两个数量级，但这两个系统在恒星双星系统和星云的性质上都表现出一些相似之处。通过对船底座伊塔星20年大爆发吸积过程的比较和进一步分析，加强了其双极星云--侏儒星云形成的双星模型。在双星模型中，主星在大爆发期间损失的大部分质量转移到了伴星上;伴星周围形成了一个吸积盘，伴星发射了两个相反的喷流。我表明，在大爆发期间吸积到第二颗恒星上的质量的引力能可以解释大爆发的额外能量，包括辐射能和小矮人的动能。我还得出结论，无论是接近的主要恒星在埃塔车爱丁顿光度，也没有旋转的主要恒星是直接相关的侏儒的形状。我推测海山二的大爆发是由对流区外边界的扰动引发的，很可能是由磁场活动引发的，它驱逐了外辐射带。
2007-02-07 astro-ph
Modelling the Radio Light Curve of Eta Carinae
研究了船底座η星次级恒星电离辐射的传播。我们发现，这种辐射的很大一部分被吸收的主要恒星风，主要是在它遇到次级风，并通过冲击波。吸收量取决于冲击波中一次风的压缩系数。我们建立了一个模型，其中的压缩因子是由在主风的磁压力的限制。我们发现，由冲击后的初级风与轨道相位的吸收的变化改变了环双星气体的电离结构，并可以解释Eta Car的射电光变曲线。近星点通道附近的快速变化归因于吸积阶段的开始。
2007-04-25 astro-ph
The Departure of Eta Carinae from Axisymmetry and the Binary Hypothesis
我认为船底座Eta星云的大尺度轴对称偏离可以用船底座Eta的双星模型来解释。伴星通过吸积恒星风，并可能通过吹出自己的准直快风（CFW）来转移主星吹来的恒星风。这些过程的影响取决于轨道间隔，因此取决于偏心轨道的轨道相位。从双星系统的质量流出与轨道相位的变化导致沿赤道平面的轴对称的大规模偏离，在埃塔车观察到。我进一步推测，这样一个伴星可能吸积了1850年大爆发和1890年小爆发中喷出的大部分物质。吸积过程很可能形成一个吸积盘，在吸积盘的两侧形成CFW或喷流。CFW可能在这两个脑叶的形成中起着至关重要的作用。
2001-03-02 astro-ph
Why a Single-Star Model Cannot Explain the Bipolar Nebula of Eta Carinae
我研究角动量的演化在1837年至1856年大爆发的大质量恒星船底座伊塔。我发现，新的估计质量吹在那次喷发意味着，埃塔车的信封基本上自旋下来，在20年的喷发。单星模型，其中大部分要求信封旋转接近分裂速度，不能解释双极星云（侏儒）形成的物质喷出的爆发。侏儒的动能和动量进一步限制了单星模型。我讨论如何埃塔汽车可以适应一个统一的模型，形成双极叶，两个相反的喷射膨胀两个叶（或气泡）。这些喷流是由一个吸积盘吹来的，在恒星物体周围的双极星云的情况下，这需要恒星伴星。
2004-05-16 astro-ph
Eta Carinae: Binarity Confirmed
我们报道了在1997/98年船底座η星的一个光谱事件的恢复，该事件是在Damineli（1996）的预测之后。获得了P = 2020+-5天（0.2%不确定性）的真实周期。线强度和径向速度曲线显示锁相行为，这意味着事件的能量和动力学重复从一个周期到另一个周期。这排除了S剑鱼座振荡或不稳定恒星的多壳层喷射作为光谱事件的解释。我们的光谱数据和X射线观测支持碰撞风双星的情况。虽然在近星点周围存在着与简单情况不同的偏差，但在下一次事件（2003年中）期间进行密集监测对于了解该系统至关重要。
1999-12-17 astro-ph
Hard X-ray emission from Eta Carinae
内容：如果相对论性粒子加速发生在碰撞风双星中，硬X射线和伽马射线预计将通过逆康普顿发射，但迄今为止，这些从未被明确探测到。目的：为了探测这种发射，利用INTEGRAL的高空间分辨率对Eta Carinae进行了观测。方法：在多个能量波段构建Eta Car区域的深层硬X射线图像。结果：BeppoSax先前在Eta Car周围探测到的硬X射线发射来自至少3个不同的点源。Eta Car本身的排放可以第一次被分离出来，并且可以明确地分析其光谱。Eta Car在22-100 keV能量范围内的X射线发射是非常硬的（光子指数约为1），其光度为7 E33 erg/s。结论：观测到的排放与逆康普顿模型的预测一致，相当于风碰撞中可用能量的约0.1%。预计Eta Car将在GeV能量范围内被探测到。
2007-12-10 astro-ph
Gas Dynamical Simulations of the Large and Little Homunculus Nebulae of Eta Carinae
在这里，我们提出了二维的，随时间变化的辐射冷却流体动力学模拟的大，小侏儒星云周围的$η$船底座。我们采用了一种替代方案，以前的相互作用恒星风模型，这是支持的理论和观测证据，其中非球形爆发风（与纬度速度的依赖性，匹配的观测大侏儒），这是驱逐了20年，相互作用的爆发前慢风也与环形密度分布，但是赤道到极地的密度对比比以前模型中假设的要小得多。在第一次爆发后约50年，喷出了第二次球状喷发风，并形成了内部小星云。我们发现，作为一个适当的组合的参数，控制相互作用的风的不对称程度的结果，我们能够产生不仅是侏儒的结构和运动学，但也高速赤道喷出物。这是由于非球形爆发与爆发前赤道面风的相互作用而产生的。
2003-11-10 astro-ph
Resonance-Enhanced Two-Photon Ionization (RETPI) of SiII and an Anomalous, Variable Intensity of the 1892A SiIII] Line in the Weigelt Blobs of Eta Carinae
Si Ⅲ] 1892 A互组合谱线显示了海山二附近富辐射Weigelt团块光谱的异常高强度。这条线在每5.5年发生一次的100天长的光谱事件中消失。目的是研究共振增强双光子电离（RETPI）是否是Si III] 1892 A线的合理激发机制。1892 A线的可能的强度增强的研究方面的准共振中间能级的Si II。RETPI机制对富辐射Weigelt斑点中的SiII有效，其中两个激发步骤由两条强氢线Ly α和Ly γ提供
2006-02-16 astro-ph
Interferometric observations of eta Carinae with VINCI/VLTI
背景：明亮的船底座eta星是我们银河系区域中质量最大、最明亮的恒星。虽然它已被广泛研究，使用许多不同的技术，它的物理性质和机制，导致创造的侏儒星云仍然是有争议的。目的：我们的目的是解决中央引擎的船底座η复合体在近红外角尺度为几毫角秒。方法：利用VLTI的VINCI仪器，将两台望远镜的K波段光进行相干重组。结果：我们共报告了142个eta Car的能见度测量值，其中一部分由Van Boekel等人（2003）进行了分析。这些观测是在8至112米长的预定基线上进行的，使用的是两个0.35米的恒铁仪或两个8米的单位望远镜。这些意见涵盖2001年11月至2004年1月期间。结论：结果表明，在K波段，70mas范围内的eta Car通量占1400mas范围内总通量的56%。我们还确认，作为空间频率的函数的eta车的平方能见度曲线密切遵循指数模型。
2006-12-11 astro-ph
The Systemic Velocity of Eta Carinae
侏儒星云中氢分子的高分辨率光谱允许首次直接测量Eta Carinae的系统速度。使用双子座南望远镜上的凤凰光谱仪获得的H2 1-0 S（1）lambda 21218的近红外长缝数据，根据Homunculus近、远侧的平均值，给出Vsys=-8.1pm 1 km/s（日心），或VLSR=-19.7pm 1 km/s。这一测量大大提高了从船底座星云中邻近O型星推断的-7pm 10 km/s值的精度。新的近红外光谱还提供了一个高分辨率的线轮廓[Fe II] lambda 16435发射的气体冷凝称为Weigelt对象没有污染的中央恒星，揭示了一个复杂的运动学结构的线形。在此之前，Weigelt节运动学的不确定性主要是由埃塔汽车采用的系统速度。
2004-06-23 astro-ph
Wind-Wind Collision in the eta Carinae Binary System: a Shell-Like Event Near Periastron
船底座η星的确切性质仍然是一个悬而未决的问题。在本文中，我们假设一个双星系统来解释强烈的X射线发射，但我们也考虑到，在近星点附近，由于高度偏心的轨道，从船底座η星出现的风在激波后面积累，可以模仿壳状喷射事件。为了使这一过程有效，在近星点，第二颗星应该位于船底座η星和观测者之间，同时解决从地面和空间观测得出的轨道参数之间的差异。我们发现，随着次级粒子在其轨道上移动，壳层冷却下来，可用的恒星电离光子的数量不足以维持壳层温度在其平衡值约7500 K。壳的中心部分保持冷，并且在这些条件下，颗粒形成和生长可以在数小时的时间尺度内发生。利用最近公布的2003年壳层事件期间光学和紫外连续谱的HST数据，我们估计星际尘埃与H的比率为0.01的一小部分足以解释观测结果。我们还计算了在近星点附近的轨道上的每一点截取视线的中性气柱密度，并且能够在不改变船底座η星质量损失率的情况下再现X射线光变曲线的形式和持续时间。同样的柱密度可以解释在2003年事件期间观察到的H $α$光变曲线。
2004-12-22 astro-ph
Morhology and kinematics of eta Carinae
我们提出了一个高分辨率的图像$η$~汽车。结合红外光谱和目视观测，讨论了$η$~Car在不同长度尺度上的形态结构。我们确定了三个不同的结构组成部分：双极外流，赤道盘的流光，和斑点物体。我们讨论了整个复杂的运动学模型，并提出意见，可以解决的问题，$η$~车的结构。
1994-10-28 astro-ph
Direct measurement of the size and shape of the present-day stellar wind of Eta Carinae
我们提出了新的高角分辨率的观测在近红外波长的亮蓝变量Eta船底座，使用NAOS-CONICA在VLT和VINCI在VLT干涉仪（VLTI）的核心。后者的观测提供了在Eta Carinae距离上5毫角秒或~11 AU尺度的空间信息。船底座伊塔星现今的恒星风是在几个恒星半径的尺度上解析的。假设球对称，我们发现质量损失率为1.6 × 10 ^{-3} M_sun/yr，风聚集因子为0.26。在24米的基线上拍摄的VLTI数据显示，该天体被拉长，其去投影轴比约为1.5;长轴与19世纪喷出的大型双极星云的长轴对齐。对这一观测结果最可能的解释是一个反直觉的模型，在这个模型中，恒星在临界速度附近的旋转会导致沿着旋转轴的质量损失增加。这是由于在快速旋转的恒星中，两极和赤道之间的温差很大。船底座η星的自转速度必须超过其临界速度的90%，才能解释观测到的形状。大爆发可能是以类似的方式形成的。我们的观测结果为理论上预测的旋转不稳定性的存在提供了强有力的支持，称为欧米茄极限。
2003-10-15 astro-ph
The 2003 Shell Event in eta Carinae
报道了2000 - 2004年期间eta Car的近红外测光。这包括2003年的贝壳事件，这是一个国际多波长运动的主题。伴随这一事件的衰落与前一次类似，尽管比前一次稍微深一点。这些事件之间的周期是2023+/-3天，它们是严格周期性的。讨论了它们的成因，以及准周期变化和长期增亮的成因。这三种类型的变化似乎都是恒星双星性质的结果。
2004-04-26 astro-ph
Discovery of a double ring in the core of eta Carinae
我们报道了在船底座η星周围的星云腰部发现的双环结构。这些环是在中红外尘埃连续谱中探测到的，波长分别为7.9、11.9、12.9和20微米。环中的尘埃温度约为300 K。环的方向相对于侏儒的轴倾斜37度或58度。中央的恒星不在由两个环定义的结构的投影中心。这种几何形状让人想起SN 1987 A和一些行星状星云。我们讨论了几个可能的起源，这个显着的几何形状和它的方向。
2001-08-15 astro-ph
The porous atmosphere of eta Carinae
我们分析了由巨大的20年之久的超级爱丁顿爆发的船底座eta-Carinae所产生的风。我们表明，使用经典的恒星大气和风理论，这是不可能的，以构建一个一致的风模型，其中一个足够小的量的质量，像一个观察到的，脱落。人们预计，超爱丁顿光度会驱动一股质量损失率远高于观测到的质量损失率的厚风。解决这种不一致性的最简单的方法是，如果我们减轻隐含的概念，即大气是均匀的。一个不均匀的大气层，或“多孔”，允许更多的辐射逃逸，而施加较小的平均力。因此，在总光度相同的情况下，这样的大气产生的质量损失率要低得多。此外，所有的应用爱丁顿光度作为一个严格的光度限制应加以修订，或至少重新仔细分析。
2000-02-09 astro-ph
X-ray spectroscopy of Eta Carinae with XMM-Newton
本文介绍了XMM-牛顿观测船底座伊塔星的结果，包括用反射光栅光谱仪获得的周围星云的高分辨率软X射线谱。Eta Car周围区域的EPIC图像显示了许多早期类型的恒星和来自热冲击气体的漫射辐射。该恒星的EPIC光谱与以前的X射线观测结果相似，需要两个温度分量。周围星云的RGS光谱显示K壳层发射线来自氢和氦类的氮和氖，L壳层发射线来自铁，但很少或没有来自氧的发射。观测到的发射谱线与单一温度并不一致，但观测到的温度范围并不大，跨度约为0.15-0.6 keV。我们得到了氧谱线发射的上限，并推导出N/O > 9的下限。这与先前对埃塔车喷出物的丰度测定是一致的，也与大质量旋转恒星演化的理论模型一致。
2002-11-26 astro-ph
A high-velocity transient outflow in Eta Carinae
我们分析的速度剖面的X射线谱线发射的船底座座Eta恒星双星在四个时代，就在X射线最小值（与近星点）和超过两年前的最小值（~apastron）。钱德拉飞船上的HETGS光谱仪很好地分辨了这些轮廓。远离近星点，我们发现对称线或多或少以零速度为中心。接近近星点时，线条变宽，向蓝色移动，变得明显不对称。虽然静止的X射线发射和轻微的（<200公里/秒）质心偏移可以归因于普通的连续双星风相互作用和次级恒星的轨道速度，但观测到的高达~ 2，000公里/秒的高速发射和发生时的突然耀斑却不能。这导致我们解释高速耀斑发射由于电离气体的快速准直流出。
2007-07-25 astro-ph
Time variations of the narrow FeII and HI spectral emission lines from the close vicinity of Eta Carinae during the spectral event of 2003
海山二及其喷出物的光谱在5.5年的时间里显示出缓慢的变化。然而，光谱在一天的时间尺度上急剧变化，每隔一段时间就发生一次，称为“光谱事件”。我们报告的变化，在狭窄的发射线光谱的气体凝聚（Weigelt斑点）靠近中央恒星的光谱事件。恒星辐射场的快速变化照亮了斑点，使斑点成为研究原子光过程的天然天体物理实验室。HI Paschen线，荧光<FeII>线和禁止[FeII]线的不同响应使我们能够识别过程并估计斑点中的物理条件。本文是根据2003年6月前一次事件期间Pico dos Dias天文台（LNA/巴西）的观测结果编写的。
2005-03-18 astro-ph
The Absorption Spectrum of High-Density Stellar Ejecta in the Line-of-Sight to Eta Carinae
利用哈勃空间望远镜（HST）上的空间望远镜成像光谱仪（STIS）的高色散NUV模式观测船底座η星，我们分辨和识别了500多条铁族单电离和中性元素的星周吸收线，其中约20条速度分量的范围为-146 ~-585 km/s。这些谱线来自地面和地面以上高达40，000 cm-1的亚稳能级的跃迁。吸收物质要么位于星风中的致密不均匀体中，要么位于靠近船底座伊塔的温暖的星周气体中，要么位于矮妖星较冷的前景叶中。我们已经使用经典的生长曲线分析，以获得原子水平的人口为Fe II在-146公里/秒和Ti II在-513公里/秒。这些人口，加上光致电离和统计平衡模型，提供电子温度，Te，密度，n，和约束距离恒星源，r。对于-146 km/s分量，我们得到Te = 6400 K，n（H）> 10 e7 - 10 e8 cm-3，d ~1300 AU。对于-513 km/s的组分，我们发现了一个更冷的温度，Te= 760 K，n（H）> 10 e ~ 7 cm ~（-3），我们估计d~ 10，000 AU。这两个成分的距离很远，使它们位于历史事件中可识别的喷出物附近，而不是靠近或位于海山二的密集风中。在获得改进的实验和理论原子数据的同时，进一步的分析正在进行中，以确定哪些物理机制和元素丰度可以解释Eta Carinae光谱中大量的强拱星吸收特征。
2004-11-05 astro-ph
Strings in the Eta Carinae Nebula: Hypersonic Radiative Cosmic Bullets
我们提出了一个数值研究的结果，重点是受辐射冷却的高超声速子弹的传播。我们的目标是探索在Eta Carinae Homunculus星云中观察到的“弦”形成模型的可行性。我们的模拟是在圆柱对称的自适应网格细化代码AstroBEAR。Dalgarno和McCray（1972）使用冷却曲线跟踪系统的辐射冷却。在这封信中，我们讨论了系统的演变和整体形态以及关键的运动学特性。我们发现，辐射子弹可以产生的结构与性能类似的海山二字符串，即高的长宽比和哈勃型流的形式的线速度增加从基地的尾流的子弹头。这些特征，以及周期性“环状”结构的出现，也可能使这个模型适用于其他天体物理系统，如行星状星云，例如CRL 618和NGC 6543，年轻的恒星物体等。
2003-09-30 astro-ph
Speckle-masking imaging polarimetry of Eta Carinae: evidence for an equatorial disk
我们的新的散斑成像偏振仪，我们已经获得了第一次偏振图像与分弧秒的分辨率的发光蓝变量eta船底座在Halalpha线。在3“尺度下的偏振模式与早期的常规成像测光很好地匹配，并且可以被解释为米氏散射。在中心长曝光的图像中，我们在偏振光中检测到一个位于船底座η赤道面东北部的条形图。高分辨率的0.11“偏振散斑重建揭示了一个紧凑的结构，在同一方向上是一致的，在程度和位置角的偏振，与存在的拱星，赤道盘延长。先前发现的散斑物体和H α臂的偏振度相对较低（~10%），因此可以指示赤道平面内的位置。我们还发现了沿着Homunculus星云主轴的高度极化（20%-40%）双极结构，其可以追溯到亚角秒尺度。这可能是进入侏儒的两极外流的内部部分。
1996-01-22 astro-ph
Possibility of Measuring the Width of Narrow Fe II Astrophysical Laser Lines in the Vicinity of Eta Carinae by means of Brown-Twiss-Townes Heterodyne Correlation Interferometry
我们认为，测量的真实宽度的窄Fe II光学线的光谱中观察到的Weigelt斑点附近的海山二号的可能性。这些谱线起源于在显示反转布居的能级之间的量子跃迁中辐射的自发发射的受激放大（Johansson & Letokhov，2002，2003，2004）。这些线应具有30-100 MHz的亚多普勒频谱宽度，这取决于激光体积的几何形状。为了进行光谱分辨率R> 10 ^7、角分辨率优于0.1角秒的测量，我们建议使用布朗-特维斯-汤斯光外差强度相关干涉术。对光外差天体物理激光实验信噪比的估计表明，光外差天体物理激光实验是可行的。
2005-01-13 astro-ph
Prediction for the He I 10830A Absorption Wing in the Coming Event of Eta Carinae
我们提出了一个令人费解的外观，一个广泛的蓝色吸收翼在他10830 A的P-Cygni配置文件的大规模双星船底座伊塔近星通过前几个月的解释。我们的基本假设是，碰撞风区负责蓝翼吸收。通过对观测数据的拟合，我们发现这种吸波材料的最大外流速度约为2300 km/s。我们还假设第二颗恒星在近星点通过时朝向观测者。通过玩具模型，我们实现了两个重要结果。(1)我们表明，我们使用的半长轴方向可以占的外观和演变的宽蓝翼在我们的基本假设。(2)我们预测，多普勒频移（吸收轮廓的边缘）将达到最大值0-3周前的近星点通过，并不一定正好在近星点通过或近星点通过后。
2008-12-05 astro-ph
Nitrogen and Oxygen Abundance Variations in the Outer Ejecta of Eta Carinae: Evidence for Recent Chemical Enrichment
我们提出的电离的“外喷出物”的海山二揭示在不同位置的化学成分的差异的光谱。特别是，在尘土飞扬的侏儒星云外面的年轻凝聚体显示出强烈的氮线和很少或没有氧-但更远的地方，氮线减弱，氧线变得更强。观察到的表观N/O比的变化可能意味着不同的团块以不同的丰度喷出，或者更可能的是，更遥远的冷凝与正常成分的物质相互作用。第二个假说得到了其他各种线索的支持，包括运动学和X射线发射，并表明埃塔车被包裹在一个“茧”中，这个茧是由以前的星风质量损失所沉积的。特别是，我们检测到强氧线的所有发射特征都与软X射线壳层一致或在软X射线壳层之外。无论哪种情况，观测到的丰度变化都表明埃塔车喷射富氮物质是最近的现象-发生在过去的几千年里。因此，当CNO循环的灰烬刚刚出现在它的表面时，Eta Carinae可能正处于进化的关键阶段。最后，这些光谱揭示了一些极快的富氮物质，多普勒速度高达3200 km/s，实际空间速度可能要高得多。这是迄今为止在Eta Car星云中看到的速度最快的物质，但由于投影角度未知，其年龄尚不确定。
2004-02-20 astro-ph
On the X-ray emission of Eta Carinae's outer ejecta
船底座伊塔星（Eta Carinae）是一颗非常明亮且不稳定的恒星，它被1843年左右恒星大爆发时形成的喷出物所包围。光学星云由内部区域、双极侏儒星云和外部喷出物组成。ROSAT和CHANNELY探测到的X射线发射显示出一个钩状发射结构，主要位于比Homunculus大得多的外部喷出物的位置。我们提出的光学形态，运动学和X射线发射的外部喷出物周围的海山二的比较研究的结果。一般来说，我们发现X射线的发射跟踪的冲击更快地移动的结在外部喷出物。将介绍CHANNEL/ACIS数据的第一批结果，外层喷出物中选定区域的光谱将使人们了解热气的状况（温度、现有元素和电离度）。X射线光谱将再次与我们从光谱中已知的气体运动学进行比较。
2001-08-27 astro-ph
A High-Resolution Study of Eta Carinae's Outer Ejecta
船底座η星是一颗非常明亮且不稳定的演化恒星。在1843年这颗恒星的大爆发中喷出的物质围绕着它，形成了一个由内部双极区（侏儒）和外部喷出物组成的星云。外部喷出物是非常不规则的，形状不规则。然而，运动学分析显示，尽管复杂的形态，一个规则的双向扩展。外层喷出物的径向速度高达2000公里/秒，并产生了ROSAT首次探测到的X射线辐射。我们将提出一个详细的研究的基础上HST图像，高分辨率阶梯光谱的运动学研究，图像从CHANNEL/ACIS和HST-STIS光谱的外部喷出物。
2002-07-25 astro-ph
The Source of the Helium Visible Lines in Eta Carinae
我们假设大质量双星系统船底座伊塔所发射的氦-I谱线是在质量较小的次级恒星的加速带中形成的。我们计算的多普勒频移的线作为一个函数的轨道相位和几个参数的二元系统。我们发现如果氦谱线形成在二次风速为430公里/秒的区域，则得到很好的拟合。可接受的双星偏心率在0.9-0.95的范围内，倾角（垂直于轨道平面的线与视线之间的角度）在40-55度的范围内。较低的e值需要较高的i值，反之亦然。双星系统的方向是这样的，在近星点通过期间，第二颗恒星在我们的方向（离我们更近）。轨道运动可以部分地解释X射线发射峰值的多普勒频移。
2007-04-13 astro-ph
Millimeter-wave emission during the 2003 low excitation phase of eta Carinae
在本文中，我们提出了在1.3毫米和7毫米无线电连续体，在2003.5低激发阶段的船底座η观测。在两个波长下都证实了光变曲线中预期的最小值，这可能是由于可用于吸收二元系统周围气体的紫外光子数量减少所致。在7 mm处，非常明确的峰叠加在下降的通量密度上。2003年6月29日出现最大振幅，持续时间约10天。我们表明，它的起源可以从风-风碰撞形成的冲击气体的自由-自由发射，这也是负责观察到的X射线发射。尽管当双星系统中的两颗恒星相互接近时，激波强度会大大增强，但在近星点通过期间，X射线辐射会被强烈吸收，7毫米观测是这一事件的唯一直接证据。
2005-04-07 astro-ph
Eta Carinae's Brightness Variations Since 1998: HST Observations of the Central Star
在过去的六年里，我们使用哈勃太空望远镜、太空望远镜成像光谱仪和高级巡天照相机测量了船底座η星的亮度变化。与地面数据不同，HST的观测允许通过将其从周围明亮的喷出物中分离出来来直接测量中心恒星的亮度。我们发现有趣的行为在2003年在连续和H $α$发射。数据显示，Eta Car的长期增亮趋势仍在继续，包括与5.5年光谱周期相一致的定期事件以及其他更快速和意想不到的变化。除了HST数据，我们还提出了从AAVSO获得的地面数据，其中显示了许多相同的功能。在2003.5事件发生时，中心恒星的视亮度的下降与波长有关，而连续光谱没有下降。这些观测结果让人怀疑一个简单的日食或掩星是否能解释这个事件模型中的倾角和位置限制。
2004-01-13 astro-ph
3-D SPH simulations of colliding winds in eta Carinae
我们研究碰撞风在超亮的二进制船底座η进行三维，光滑粒子流体动力学（SPH）模拟。为了简单起见，我们假设两种风都是等温的。我们还假设风粒子在没有任何净外力的情况下作惯性运动。我们发现，低密度，更快的风从次级雕刻出一个螺旋腔中的高密度，更慢的风从初级。由于相位相关的轨道运动，空腔在近星侧非常薄，而它在离星侧占据了很大的体积。对于i=54度和phi=36度的视角，使用模拟密度结构的模型X射线光变曲线与观察到的光变曲线非常吻合，其中i是倾角，phi是离apastron的方位角。
2008-03-27 astro-ph
The [O III] Veil: Astropause of Eta Carinae's Wind?
我们提出了窄带图像的船底座η在光[O III] 5007获得与HST/WFPC 2，以及在同一发射线的一个更大的视野的地面图像。这些图像显示了eta Car及其喷出物周围的[O III]发射的薄面纱，证实了从光谱推断的含氧“茧”的存在。这个[O III]面纱可能是eta Car爆发前风的残留物，它的外缘可能标志着eta Car的喷出物与附近O 4 V（（f））恒星HD 303308或其他环境物质的恒星风相遇的界面-即，它标志着埃塔卡风中的“天体停顿”。这个面纱是一个更广泛的[O III]壳的一部分，似乎是由HD 303308塑造和电离的。一对基线为10年的HST图像显示没有自行，将远离eta Car的膨胀速度限制在12 pm 13 km/s，或者膨胀年龄为10^4年的几倍。因此，这可能是eta车的减速爆发前LBV风。[O III]的形态与[N II]中看到的形态非常不同，后者追踪了hoc处理过的材料的年轻结;这代表了eta Car最近喷出的材料的化学组成的戏剧性转变。这种化学丰度的变化可能是由于在19世纪的eta Car爆发或更早但类似的事件中突然移除恒星的外壳。
2005-07-07 astro-ph
XMM-Newton Observations of the 2003 X-ray Minimum of Eta Carinae
XMM-牛顿X射线观测站参加了2003年在其最近的X射线最低点期间对大质量演化恒星船底座伊塔星的多波长观测活动。本文主要从光谱变化方面报道了这些观测结果。硬X射线发射的点源的海山二号探测器，即使在最低。在极小期，观测到的3 keV以上的通量为~3e-12 ergscm-2s-1，约为极小期前通量的1%。光谱形状的变化揭示了中心点源中的两个X射线发射分量。一种成分是不变的，具有kT~1 keV的相对较冷的等离子体和中等吸收，NH~ 5e 22 cm-2。等离子体可能位于远离恒星的地方，可能是由来自船底座伊塔的高速极地风产生的。另一个高温分量具有kT~5 keV并且是强可变的。这一部分的表观柱密度从5e 22 cm-2增加到2 e23 cm-2，可能起源于双星系统的中心附近。如果仅通过增加氢柱密度产生最小值，则NH的这些变化小于预期。X射线极小值似乎是由表观发射量的减少所主导的，这表明X射线发射区的最亮部分在极小值期间以日食的形式完全被遮蔽。"部分覆盖“模型可以解释最低限度期间看到的残留排放量。
2004-11-10 astro-ph
VLT-UVES observations of the Balmer line variations of eta Carinae during the 2003 spectroscopic event
我们目前的高光谱分辨率阶梯观测的巴尔末线的变化在2003.5 "光谱事件“的船底座η。光谱已被记录的η船底座和侏儒在其东南叶的FOS 4位置。这个点显示了反射的恒星光谱，它比对中心物体本身的地面观测更少受到星云发射线的污染。我们的观察表明，光谱事件是不太明显，在这个位置比直接看到的eta车使用HST/STIS。假设反射光谱确实与纬度有关，这表明在极上（FOS 4）看到的事件期间的光谱变化与赤道附近（直接在恒星上）的光谱变化不同。与恒星的光谱相反，FOS 4的散射光谱总是显示出明显的天鹅座P吸收，在整个“光谱事件”中几乎没有变化。在该事件之后，出现额外的高速吸收分量。排放轮廓在FOS 4处达到更高的峰值，并由至少3个不同的分量组成，其中最红的分量在整个事件中显示出最强烈的变化。这些数据似乎与单颗恒星纬向风结构的变化是一致的，无论是否有二级恒星的帮助，或者在光谱事件中壳层弹射的发生。
2004-12-17 astro-ph
Cleaning up Eta Carinae: Detection of Ammonia in the Homunculus
我们报告的氨的第一次检测到的侏儒星云船底座η附近，这也是第一次检测到的发射从一个多原子分子在这个或任何其他发光的蓝色可变（LBV）星云。澳大利亚望远镜紧凑阵列对NH3（J，K）=（3，3）反转跃迁的观测显示，在之前探测到红外H2发射的位置，靠近侏儒核心最强的尘埃发射。我们还检测到来自赤道盘中所谓的“锶同位素”的氨排放。在eta Car周围NH3的存在暗示了一些沃尔夫-拉叶星周围的分子壳层可能起源于之前的LBV爆发，而不是在冷的红超巨星风或周围的星际介质中。再加上没有检测到任何CO，NH3似乎表明侏儒像eta Car周围的电离喷出物一样富含氮。它还表明，Homunculus是一个独特的实验室，可以研究不寻常的分子和尘埃化学，以及它们在热恒星周围富氮环境中的快速形成。我们鼓励未来观察其他跃迁，如NH3（1，1）和（2，2），相关分子如N2 H+，并重新尝试检测CO。
2006-05-22 astro-ph
The nature of strings in the nebula around Eta Carinae
船底座伊塔星是一颗最极端的亮蓝变星。一个17英寸大小的双极星云围绕着中心天体。甚至更远的地方，大量的附加材料延伸到30”或约0.3 pc的距离。在本文中，我们提出了一个详细的运动学和形态学分析的一些外丝在这个星云，我们称之为字符串。所有的弦都是极其细长的结构。我们确定了5个字符串，长度为0.058到0.177 pc，宽度仅为0.002 pc。使用高分辨率的长缝阶梯光栅光谱学，发现弦遵循哈勃定律，速度随着距离恒星的距离增加而增加。由于这些独特的性质，高准直性和径向速度的线性增加，这些弦代表了LBV周围星云结构和演化的新发现现象。最后，我们发现，形态相似的字符串可以在行星状星云NGC 6543，一个可能的PN对应这种现象。
1999-07-26 astro-ph
The outer ejecta of Eta Carinae
船底座伊塔星周围的星云由内部双极结构和外部喷出物组成，内部双极结构在历史上被称为“侏儒”，外部喷出物主要由各种不同大小的结组成，它们延伸到距离船底座伊塔星30”或0.3pc的地方。通过高分辨率的长缝观测，我们绘制了外层星云的地图，以分析全球扩张模式并模拟喷出物的三维结构。我们发现外层喷射物的结的膨胀速度非常不同。在某些情况下，它们达到高达2000 km/s的值。典型的膨胀速度位于400- 600 km/s左右的相当低的值，即，它们的膨胀速度与在侏儒体内发现的相当。值得注意的是，外层喷射物的膨胀揭示了一种双向运动模式，这与内部星云的双极结构一致。外部喷出物的形态学和运动学的一般概述，并把背景下的内部部分的星云，侏儒的结构和运动学。
2000-12-15 astro-ph
A Model for the Strings of Eta Carinae
我们提出了一个基于电离阴影的模型来解释船底座η星狭长弦的形成。已知有五根弦，它们都位于矮人外的对称轴上。该模型假设每个弦都是在对称轴附近的密集丛后面的阴影中形成的。周围的气体首先被电离，变得更热，并压缩阴影中的气体。这导致形成放射状、致密、长且窄的区域，即，一根绳子。后来弦中的中性物质被电离，变得更亮。再后来，它又重新膨胀，我们预测，在大约200年后，弦会消失。该模型的工作条件是电离前沿，由于周围气体的扩散电离复合辐射，以低于压缩速度的速度进入阴影。由此我们得到了形成弦的质量损失事件的质量损失率的条件，它应该小于10^{-4} Mo/年。这个模型也可以解释行星状星云NGC 6543中的弦。
2001-06-18 astro-ph
Accretion onto the Companion of Eta Carinae During the Spectroscopic Event: III. the He II 4686 Line
我们继续通过对高质量He Ⅱ 4686线的研究，探索船底座η双星系统的吸积模型。这条线出现在近星点之前，然后立即消失。基于O型星He Ⅱ 4686谱线的发射和文献中的模型，我们假设He Ⅱ 4686谱线来自次级星风的加速区。我们把谱线强度的大幅度增加归因于次级恒星风在其加速区的密度略有增加。密度的增加可能是由于电离和随后的减速风的增强X射线发射所产生的冲击次级风进一步下游或吸积的主要恒星风。次赤道面附近的吸积导致了次风的准直，从而增加了次风的密度，从而增强了He II 4686的发射线。与以前的解释相比，目前提出的模型不需要一个过高的X射线通量，直接photoblasting的他。
2006-08-14 astro-ph
A Blast Wave from the 1843 Eruption of Eta Carinae
非常大质量的恒星在猛烈的爆发前会脱落大部分质量，成为亮蓝变星（LBV），然后到达最有可能成为超新星的终点，但LBV爆发的原因尚不清楚。这些事件的原型是19世纪的船底座伊塔星的爆发，它以650 km/s的速度喷射出大约12个太阳质量的物质，其动能几乎为10^50尔格。一些速度高达1000-2000公里/秒的更快的物质以前曾被报道过，但其完整的分布是未知的。在这里，我报告了对速度高达3500-6000 km/s的更快材料的观测，比早期报告中最快的材料离恒星更远。这种快速的物质大约是19世纪事件的动能的两倍，并表明它释放了一个冲击波，现在正在大量喷出物之前传播。因此，Eta Car的外壳现在模仿了一个低能量的超新星遗迹。这次爆发通常被讨论为恒星光度驱动的极端风，但这里报道的快速材料表明，它是由与超新星相媲美的深层爆炸提供动力的，也许是由脉动对不稳定性引发的。这可能会改变对其他星系中类似事件的解释。
2008-09-09 astro-ph
Highly supersonic motions within the outer features of the Eta Carinae nebulosity
空间分辨的H $α$和[N{ \sc ii}]谱线轮廓已在船底座伊塔星云的外部区域的显著特征上获得。低电离度的高度不规则的外层“壳层”[N{ \sc ii}]明亮的节结，在其周长上显示出相对于系统径向速度在-1200和+300 km/s之间的径向速度。此外，还发现了几个似乎只在H $α$线上发射的结，其径向速度高达-1450 km/s。然而，最令人感兴趣的特征是一个穿过外壳的狭窄“尖峰”和一个远远超出外壳的微弱发射“弧”。“尖峰”沿其长度显示出径向速度的变化，可能是一个流出速度大于1000公里/秒的狭窄准直喷流。在一种解释中，“弧”是由一个锥形流出和机制产生[N{ \sc ii}]发射高度超音速气体进行了讨论。
1996-06-14 astro-ph
A disrupted circumstellar torus inside eta Carinae's Homunculus Nebula
我们目前的热红外图像的双极星云周围的船底座η在六个波长从4.8到24.5微米。这些是由麦哲伦天文台的MIRAC 3相机系统获得的。我们的图像揭示了星云明亮核心的新的复杂结构，使我们能够重新评估在低分辨率图像中看到的形态解释。核心中的复杂结构可能并不像最近提出的那样，来自一对重叠的环或一个冷却的（110 K）和非常大的尘埃环。相反，它似乎更有可能的弧和紧凑的结包括一个温暖的（350 K）中断环面在较大的极叶的交叉点。有些弧似乎从内核区域爆发出来，可能与光学图像中看到的赤道特征有关。这个圆环可能是被爆发后的恒星风破坏的，或者是被大爆发本身的喷出物破坏的，如果这个圆环在大爆发之前就存在的话。需要运动学数据来排除这两种可能性。
2002-01-29 astro-ph
The Orientation of the Eta Carinae Binary System
我们研究了各种各样的意见，揭示了方向的半长轴的海山二大规模的二元系统。在几个假设下，我们研究了以下观测：多普勒频移的一些He I P-Cygni线，这是由于次级的风，一个Fe II线，这是由于主要的风，和Paschen发射线，这是由于冲击的主要的风，在我们的模型中计算，并与观测进行了比较。我们计算了该模型中氢柱密度对双星系统的影响，并发现与X射线观测结果吻合较好。我们计算电离周围的气体斑点的辐射较热的第二颗星，并与观测的高度兴奋[Ar III]窄线。我们发现，所有这些都支持这样一种取向，即在大多数情况下，次级恒星--较热的质量较小的恒星--位于主星的后面。第二颗卫星在其高偏心率（e~0.9）轨道上，仅在接近近星点的短时间内接近观测者。进一步的支持论点也被列出，然后讨论一些开放和复杂的问题。
2008-08-29 astro-ph
The Chrysalis Opens? Photometry from the Eta Carinae HST Treasury Project, 2002-2006
在过去的十年中，埃塔汽车已经明显明亮，可能表明状态的变化。在这里，我们总结了由哈勃太空望远镜收集的测光作为HST财政部项目的一部分，对这个对象。我们的数据包括STIS/CCD采集图像，ACS/HRC图像中的四个过滤器，并在通量校准STIS光谱合成光度。HST的空间分辨率使我们能够从明亮的拱星喷出物中分离出来检查中央恒星。在2002- 2006年期间，它的视亮度继续快速增加，特别是在2003年中期的分光事件之后。如果这种趋势继续下去，中央恒星很快就会变得比它的喷出物更亮，与几年前的状态截然不同。1938- 1953年的迅速变化可能是一个先例。我们推测，在过去的一个世纪里，这颗恒星的质量损失率一直在下降。
2006-09-11 astro-ph
Long-Term Optical Monitoring of Eta Carinae. Multiband light curves for a complete orbital period
在海山二发生的一些观测事件的5.5年的周期性在一个很大的波长范围内表现出来，并与它的二元性质有关。这些事件被认为是发生在双星组件接近近星点时。为了探测2003年Eta Car的前一次近星点通过，我们开始了密集的地面光学光度观测活动。我们继续观察该物体，以监测其在整个轨道周期中的光度行为和变化性。我们的观测计划包括每日差分测光CCD图像，这是使用0.8米的望远镜和标准的BVRI过滤器在拉普拉塔天文台。测光包括中心天体和周围的侏儒星云。我们提出了我们的观测计划，包括2003年和2008年之间收集的均匀光度数据的最新结果。我们的观测表明，自1998年以来，埃塔汽车的亮度一直在以恒定的速度增加。2006年，它达到了大约19世纪60年代以来最亮的震级（V ~ 4. 7）。然后，该物体突然恢复了它的增亮趋势，在2007年初衰减到V = 5.0，并从那时起保持了相当稳定的状态。我们继续对Eta Car进行光度监测，以期待预计将于2009年初发生的下一次“近星点通过”。
2008-12-09 astro-ph
