The Role of Gravity in Winds Collision in the eta Carinae Binary System
我们对船底座伊塔双星系统中的风碰撞过程进行了三维数值模拟，得出了近星通过过程中发生吸积的结论。我们包括辐射冷却的两个风，一个从每一个恒星，和重力的次要和主要恒星。我们新的数值结果是，在轨道间距约3-4AU，大约三个星期前，近星点通过，吸积致密的初级风气体到二级恒星开始。为了分离次级恒星引力的基本作用，我们忽略了初级风的轨道运动和加速区。包括这些影响将进一步加强我们的结论，即Eta Car的近星点通道附近的吸积是不可避免的。主风气体在近星点附近的几个星期内吸积到副星上，这解释了双星系统在近星点附近令人困惑的行为。
2010-11-02 astro-ph.SR
A Search For X-ray Emission From Colliding Magnetospheres In Young Eccentric Stellar Binaries
在年轻的双星中，磁层预计会发生碰撞，只有两个系统在近星点附近的X射线波段被观察到：低质量的DQ Tau和更老更大质量的HD 152404。这两颗行星在近星点都表现出高水平的X射线发射。我们的目标是确定年轻的高偏心率双星中碰撞的磁层是否通常会产生升高的平均X射线活动水平。这项工作是基于钱德拉快照的多个近星点和非近星点通道附近的四个年轻的偏心双星（Parenago 523，RX J1622.7-2325 Nw，UZ Tau E和HD 152404）。我们发现，合并的样品的所有4个双星的当前X射线数据显示，增加的平均X射线通量附近的近星点（在约2.5西格玛水平）。这些数据与钱德拉猎户座超深计划（COUP）产生的猎户座星云团中数百颗年轻恒星的X射线特性的进一步比较表明，我们的双星合并样本的X射线发射不能在COUP的X射线活动框架内解释。然而，由于合并的二进制样本的不均匀性和检测到的通量增加的相对较低的统计显著性，这些发现被认为是暂时的。需要更多的数据来证明通量的增加是真实的，并且与磁层碰撞的过程有关。
2016-09-15 astro-ph.SR
To $v_\infty$ and beyond! The He I absorption variability across the 2014.6 periastron passage of $η$ Carinae
利用CTIO/SMARTS 1.5米望远镜和CHIRON摄谱仪对船底座$η$双星进行了近星穿越观测。我们的监测产生了一个大型的，均匀的数据集，具有前所未有的时间采样，光谱分辨率和信噪比。这使我们能够调查以前未探索的系统中的时间变化，并发现中性氦风线的天鹅座P吸收槽的运动学结构。观察到的特征发生在近星点通过之前，当我们通过风-风碰撞激波锥的拖曳臂观察时可以看到。我们发现，大部分的变化是可重复的，在过去五个近星点通道，吸收发生在内部230 AU的系统。此外，我们还发现了一个附加的高速吸收分量叠加在天鹅座P吸收槽上，这是以前在这些谱线中未观察到的，但与He~I $λ$ 10830的观测结果相似。通过比较目前的平滑粒子流体动力学模拟，我们发现，所观察到的变化可能是由风-风碰撞区域的不稳定性在我们的视线，再加上随机变化相关的风中聚集。
2016-06-12 astro-ph.SR
The 2011 Periastron Passage of the Be Binary delta Scorpii
我们描述了高偏心率Be双星系统delta Scorpii 2011近星通道的全球观测活动的结果，其中涉及专业和业余天文学家。我们的光谱观测提供了一个精确的测量系统的轨道周期为10.8092+/- 0.0005年。He II 4686 A线径向速度曲线的拟合确定了2011年7月3日UT 9：20的近星点通过时间，具有0.9天的不确定性。这两个结果是在一个非常好的协议与最近的研究结果从干涉。我们还推导出了新的演化质量的二进制组件（13和8.2 Msun）和一个新的距离136 pc的太阳，符合依巴谷视差。在2011近星点附近观测到的H_α线径向速度和剖面变化反映了次级分量与围绕初级分量的星周盘的相互作用。利用这些数据，我们估计了一个半径为150朗日的圆盘。我们分析了在2000年和2011年的近星点通过时间测量的径向速度变化，以及在20世纪测量的径向速度变化，系统的高偏心率，以及它周围存在弓形激波状结构，这表明三角洲Sco可能是一个失控的三重系统。第三个组成部分应该在已知的双星之外，并在相对于双星轨道平面倾斜至少40度的椭圆轨道上移动，这样的系统才能稳定并对观测到的长期径向速度变化负责。
2013-02-17 astro-ph.SR
The WR 140 periastron passage 2009: first results from MONS and other optical sources
我们提出的结果，从光谱后续的WR 140（WC 7 + O 4 -5）在其最后一次近星通过在2009年1月。这个天体被称为碰撞风双星的原型，有一个相对较大的周期（~ 8年）和离心率（~ 0.89）。我们提供了更新的轨道参数值，新的估计WR和O星质量和新的限制的质量损失率。
2011-01-07 astro-ph.SR
3D radiative transfer simulations of Eta Carinae's inner colliding winds - II: Ionization structure of helium at periastron
光谱观测的大规模碰撞风双星船底座伊塔显示相位依赖的变化，在整个5.54年的轨道上，在强度和速度，许多氦的排放和吸收线。在接近近星点时，由于双星轨道的偏心（$e \sim 0.9$），使得风-风相互作用区（WWIR）的三维结构发生了严重的畸变。次级恒星（$η_{\mathrm{B}}$）在这些阶段位于主星的密集风光球层深处。这些效应的结合被认为是在近星点的氦线中观察到的特别有趣的特征的原因。我们进行三维辐射转移模拟$η$车的相互作用风在近星点。使用SimpleX辐射转移算法，我们后处理的输出从三维光滑粒子流体动力学模拟的内部150 AU的$η$车系统的两个不同的主星质量损失率（$\dot{M}_{η_{\mathrm{A}}}$）。使用以前的模拟结果在apastron作为指导的初始条件，我们计算三维氦电离地图。我们发现，对于较高的$\dot{M}_{η_{\mathrm{A}}}$，$η_{\mathrm{B}}$ He $^{0+}$电离光子不能穿透到冲击前的主风。由于$η_{\mathrm{B}}$而产生的$^{+}$只存在于沿WWIR的前缘臂的薄层中和靠近恒星的小区域中。降低$\dot{M}_{η_{\mathrm{A}}}$，使$η_{\mathrm{B}}$的电离光子能够到达系统的远望星一侧膨胀的未受冲击的二次风，并在冲击前的一次风中产生低比例的He $^{+}$。与apa…
2015-03-27 astro-ph.SR
Tidal effects and periastron events in binary stars
在偏心轨道上的双星经常被报道在近星点通过附近呈现出越来越多的活动水平。在本文中，我们提出的计算结果，从第一原理的速度场的表面上的一颗恒星，是由一个双伴星扰动。这使我们能够遵循轨道相位依赖的动能的数量，可能会通过粘性剪切，点E，驱动潮汐相互作用。对于恒星半径相对于近星点轨道间距较小的恒星（R/rper < 0.14），亚同步自转的极大值出现在近星点之前，超同步自转的极大值出现在近星点之后。然而，对于更大的恒星半径，点E振荡的轨道周期和近星点通道不会导致一个特别大的增强能量耗散率比其他一些轨道阶段。最后，我们进行了探索性的计算WR/LBV二进制系统，在1993年至1994年经历了LBV样喷发，HD 5980。我们的dot-E计算再现了HD 5980最近可见光曲线中出现的近星点通道周围的振荡。我们认为，异步旋转双星潮汐流的能量耗散可能提供了一种机制，通过这种机制，演化中的恒星可能被驱动到一个活跃的状态。考虑到潮汐扰动的性质，预计由此产生的质量损失分布在恒星表面是不均匀的，并且高度依赖于时间。
2009-03-06 astro-ph.SR
Evolution of the disk in the Be binary $δ$ Scorpii probed during three periastron passages
本研究结合多波段偏振、测光与光谱数据及三维辐射传输与流体动力学模拟，揭示了高偏心双星 $δ$ Scorpii 中 Be 星盘在近三次近星点通道期间的演化特征，发现盘发射区扩大、不对称性增强且伴星扰动短暂。
2024-04-22 astro-ph.SR
Powering the Second 2012 Outburst of SN 2009ip by Repeating Binary Interaction
我们认为，2012年超新星冒名顶替者SN 2009 ip的主要爆发是由亮蓝变星（LBV）和一个更紧凑的伴星之间的扩展和重复相互作用提供动力的。受Margutti等人（2013）最近对喷射团块和壳的分析的启发，我们考虑两种情况。在这两种情况下，2012 b的主要爆发总能量（辐射+动能）约为5 x 10^{49} erg，是在双星系统的近星通过（第一次通过）期间，在观测到的光变曲线最大值之前约20天，由2-5个太阳质量的吸积提供动力。在第一种情况下，幸存的伴星情况下，伴星没有被摧毁，在爆发后仍然存在于系统中。它喷射出部分壳层（或准直流出或团块）连续两个近星点通道后，主要的一个。轨道周期从38天减少到25天，这是第一次通过近星点时发生物质转移的结果。在第二种情况下，合并的情况下，一些部分壳/块也在第二次近星点通过中喷射出来，这发生在第一次近星点通过后约20天。在这第二次近星点通过后，伴星深深地潜入LBV的包层，无法再发射更多的外流，并与LBV合并。
2013-09-23 astro-ph.SR
Quest for the upcoming periastron passage of an episodic dust maker and particle accelerating colliding wind binary: WR 125
我们对碰撞风双星WR 125（WC 7 + O 9 III）进行了长期的红外和X射线观测。使用AstroSat-Soft X射线望远镜和安装在3.6米Devasthal光学望远镜后面的TIRCAM 2对该源进行监测。WR 125在2017年至2021年期间在近红外K波段显得更亮，这归因于另一次尘埃形成事件，类似于20世纪90年代初可能的近星点通过期间报告的事件。这进一步得到了2018-19年WISE的W1和W2波段观测到的增强发射的支持。通过将档案X射线数据集与我们的新测量相结合，已经注意到了长期变化。该源在2020年6月达到较低的发射状态（接近最近的红外最大值），这可能是由于在偏心轨道上靠近近星点的WC恒星风对碰撞风区域产生的X射线的吸收增强。先前和最近的X射线低态之间的时间间隔可能表明轨道周期为28-29年，与偶发性尘埃产生的重现时间相当一致。我们还讨论了已公布的无线电测量的背景下，一个共同的图片的基础上，一个长周期的二进制方案。这些结果为今后WR 125的多波长观测提供了指导。
2021-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
A test for the theory of colliding winds: the periastron passage of 9 Sagittarii I. X-ray and optical spectroscopy
长周期、高偏心O型双星9 Sgr以其非热射电发射和相对明亮的X射线发射而闻名，它在2013年经历了近星点。这样的一个事件可以用来在观测上测试在广泛的波长范围内碰撞恒星风理论的预测。我们在2013年近星点附近进行了9 Sgr的多波长监测活动。在本文中，我们专注于X射线观测和光谱学。光谱使我们能够重新审视9 Sgr的轨道解，并将其轨道周期精确到9.1年。X射线通量在所有能带上都在近星点处最大，但作为能量的函数有明显的差异。最大的变化是在能量超过2千电子伏，而在软带（0.5 - 1.0千电子伏）的频谱基本保持不变，表明它产生远离碰撞区域，在内部风的各个组件。硬排放的水平在近星点明显偏离1/r关系预期的绝热风相互作用区，而这种关系似乎在我们的观察所涵盖的其他阶段举行。在相位为0.946的光谱显示出6.7 keV的清晰的Fe xxv线，但在近星点（phi = 0.000）没有检测到这样的线，尽管一个简单的模型预测了一条在数据中很容易看到的强线。9 Sgr的X射线谱的特殊性反映了辐射抑制以及粒子加速效率的相位依赖性对激波特性的影响。
2016-03-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
He II 4686 in eta Carinae: collapse of the wind-wind collision region during periastron passage
船底座η星的周期性光谱事件现在已经很好地建立起来，并且发生在两颗大质量恒星在一个非常偏心的轨道上的近星点通道附近。已经提出了几种机制来解释不同光谱特征的变化，例如由风-风碰撞边界引起的日食，从主星的壳弹射或其风吸积到次级星上。他们都有问题解释所有观察到的现象。为了更好地了解周期性事件的性质，我们在2009年低激发事件期间用5架南方望远镜对船底座eta进行了密集监测，获得了一组前所未有的质量和采样数据。He II 4686发射线（L~310 Lsun）在近星点前的内禀光度揭示了在风-风碰撞（WWC）区存在一个非常明亮的极端紫外辐射瞬态源。主恒星风中的团簇可能解释了X射线和He II 4686光变曲线的类似耀斑的行为。在短暂的最小值之后，He II 4686的排放量再次上升到一个新的水平。
2011-11-21 astro-ph.SR
Radio study of the colliding wind binary HD93129A near periastron and its surroundings
本研究通过ATCA等射电望远镜对碰撞风双星HD93129A进行长期监测，发现其射电通量在近拱点附近显著增强且磁场可能放大，并确认系统已处于近拱点后阶段。
2025-03-14 astro-ph.SR
Testing the theory of colliding winds: The periastron passage of 9 Sagittarii. II. Radio monitoring
Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）；Université de Liège（列日大学）；Université Libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学）；University College London（伦敦大学学院）
研究人马座9号在2013 - 2014年近日点通过期间的射电辐射，通过监测获取多波段数据。分析射电数据发现其近日点附近射电辐射特征与其他O型双星不同，标准磁场模型无法解释，需改进模型，未来观测可进一步约束模型。
2026-08-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Explaining the transient fast blue absorption lines in the massive binary system Eta Carinae
我们使用最近的观察，他我$\lambda10830 Å$吸收线和三维流体动力学数值模拟的风碰撞，加强的情况下，大规模的双星系统船底座伊塔的半长轴的方向，其中第二颗星是对我们在近星点通道。这些观测结果表明，快速蓝色吸收成分只存在了几个星期前的近星点通过。我们表明，快速的蓝色吸收组件的瞬态性质支持的几何形状，快速的二次风，前和后冲击材料，通过在近星点通道附近的主星前面。
2011-01-29 astro-ph.SR
Simulating the Response of the Secondary Star of Eta Carinae to Mass Accretion at Periastron Passage
我们使用高分辨率的三维流体动力学模拟，以量化的质量吸积到二进制系统船底座座Eta星，探索两套恒星质量，已提出的系统，传统的质量模型（$M_1=120 M_{\odot}$和$M_2=30 M_{\odot}$）和高质量模型（$M_1=170 M_{\odot}$和$M_2=80 M_{\odot}$）。该系统由两颗大质量恒星组成，它们在一个高度偏心的轨道上运行。每个接近近星点的周期，系统都会经历一次光谱事件，在此期间，许多谱线改变了它们的外观，伴随着与破坏风碰撞结构和主风吸积到次级风上相关的x射线发射下降。我们采用四种不同的数值方法来模拟二次风对吸积的响应。每一个都对次级的质量损失率有不同的影响，反过来又决定了吸积质量的数量。高质量模型给出了大多数方法更多的吸积气体和更长的吸积阶段。我们发现，次级的有效温度可以显着降低，由于吸积。我们还测试了不同的偏心率值和较高的初级质量损失率，并发现它们对光谱事件持续时间的影响。我们的结论是，高质量的模型是更好地兼容的吸积质量，$\approx 3 \times 10^{-6} M_{\odot}$，解释减少二次电离光子在光谱事件和兼容其观察到的持续时间所需的量。
2019-04-05 astro-ph.SR
First multicolour polarimetry of TeV gamma-ray binary HESS J0632+057 close to periastron passage
我们介绍了2015年3月24日（JD 2457106）和2015年12月12日（JD 2457369）获得的TeV伽马射线双星HESS J 0632 +057的UBVRI偏振测量结果。HESS J 0632 +057在近星点通过后（3月24日）检测到的偏振值高于所有先前公布的值（p（V）~ 4.2%），位置角（θ ~ 171-172度）也与先前公布的值相差~6-10度。在随后的近星点通过（12月12日）之前获得的数据显示，所有测光带的偏振度在统计上都较低（p（V）约为3.9%），位置角θ不同，约为167-168度。根据对附近一颗场星的观测，估计所测偏振的星际分量为pis（V）~ 0.65%和theta_is ~ 153度。该估计值与Yudin（2014）的“场星方法”（p（V）~ 2%，θ_is ~ 165度）的先前“V”带估计值一起使用，以识别HESS J 0632 +057中固有偏振的波长依赖性。发现在减去星际分量（对于两个p_is估计）之后，HESS J 0632 +057中的本征偏振的波长依赖性基本上是平坦的。我们建议，形成一个额外的源的偏振或一些扰动的拱星物质在这个轨道阶段可以解释的变化水平的偏振在HESS J 0632 +057接近近星点通道。
2016-10-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Suzaku monitoring of the Wolf-Rayet binary WR140 around periastron passage: An approach for quantifying the wind parameters
朱雀天文台在2009年1月的四个不同时间对沃尔夫-拉叶双星WR 140（WC 7 pd +O5.5fc）进行了观测。光谱的形状和通量随相位的变化而变化。随着近星点的临近，低能吸收柱密度逐渐增大，这表明风-风碰撞等离子体的辐射被密集的W-R风吸收。能谱主要由两个不同的分量拟合：一个是kT=0.3- 0.6keV的暖分量，另一个是kT~3 keV的热分量。占主导地位的热分量的发射量与两颗恒星之间的距离不成反比。这可以解释为O星风在达到终极速度之前发生碰撞，导致其风动量通量减少。在接近近星点的阶段，我们发现了一个冷的等离子体成分在重组阶段，这是较少吸收。这个成分可能是由辐射冷却下来的风-风碰撞等离子体的遗迹，并可能代表尘埃形成的过渡阶段。
2015-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hot colliding winds and the 2009 campaign on WR140
WR140（WC7pd + O5）通常被认为是炽热、明亮的碰撞风双星的原型，具有强烈的周期性高能和尘埃形成事件。挑战在于，这个系统非常极端，周期很长（接近整数7.94年），偏心率很高（e = 0.88）。因此，大部分的行动发生在相对较短的几个月的近距离近星点通过期间，在最近的2009年1月通过期间发生在北方冬季的几个月里，当时这个夏季天鹅座恒星在天空中的位置最不利于地面观测。为了迎接这一挑战，主要在2009年近星期通过后的几个月内，在不同地点和从空间组织了各种多波长活动。这次讲习班特别感兴趣的是MONS光学光谱工作，涉及2008年12月至2009年3月在特内里费岛MONS站点的业余和专业天文学家。我将从热碰撞风的一般现象的角度来描述WR140，并将新的活动细节留给本次研讨会的其他演讲者。
2011-01-07 astro-ph.SR
Eta Carinae with Fermi-LAT: Two full orbits and the third periastron
上下文碰撞风双星是具有强烈相互作用的风的大质量恒星系统。这些双星可能是实际的粒子加速器，由于沿轨道的风碰撞区域的变化，使它们成为可变的伽马射线源。然而，只有两个大质量恒星双星系统被确定为高能量源。第一个也是最典型的系统是船底座伊塔星，它是一个明亮的伽马射线源，其轨道变化在其近星通道附近达到峰值。目标。海山二高能量辐射的起源仍然不清楚，其中有轻强子和强子两种情况正在讨论中。此外，伽马射线的发射似乎在费米大面积望远镜先前观测到的两个近星点之间有所不同。持续观测可能为了解该系统的排放机制提供非常有价值的信息。方法.我们使用了费米大天区望远镜近12年的数据。我们研究了低能量和高能量的成分，寻找两个轨道之间的差异和相似之处，并利用这个大型数据集来寻找附近碰撞风双星的发射。结果我们展示了如何在2014年近星点之前几个月达到Eta Carinae 10 GeV以上的能量分量，而2020年的近星点是迄今为止最明亮的。此外，在其他粒子加速碰撞风系统的高能量发射的上限。结论.目前对海山二的伽马射线观测强烈表明，该系统的风碰撞区域在轨道之间受到扰动，影响了激波内的粒子输运。
2021-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Variability of the symbiotic X-ray binary GX 1+4: Enhanced activity near periastron passage
上下文GX 1+4属于一类罕见的具有红巨星供体的X射线双星，共生的X射线双星。该系统在可见光和X射线的多个时间尺度上具有复杂的可变性。这种变异性的性质仍然知之甚少。目标。我们研究了GX 1+4在X射线和光学波段的长时间尺度上的变化。方法.本文介绍的X射线观测资料来自INTEGRAL软γ射线成像仪和RXTE全天监视器。光学观测来自INTEGRAL光学监控摄像机。结果GX 1+4在可见光和硬X射线发射（>17 keV）中的变化都是以~50- 70 d的准周期变化为主。在近星点通过期间，这种变化幅度最大，而在潜在中子星食期间，系统总是处于最小值，这证实了根据径向速度曲线提出的系统轨道周期为1161 d的假设。在软X射线辐射（1.3-12.2 keV）中，没有观测到准周期变化和轨道周期，双星没有表现出明显的周期性。
2017-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Eccentric binaries: Tidal flows and periastron events
一些双星系统提供了证据，表明在近星点通道周围的活动增强，这表明潮汐相互作用和这些近星点效应之间存在联系。这项研究的目的是研究恒星表面在受到双星伴星扰动时的随时间变化的响应。我们推导出的耗散率，$\dot{E}$，由粘性流的动能潮汐相互作用驱动的表面层。通过将网格模型计算的结果与Hut（1981）的分析预测和Zahn（1977，2008）的同步时间尺度进行比较，对该方法进行了测试。我们的轨道周期平均能量耗散的轨道分离的结果是一致的Hut的轨道分离的模型双星在近星点>8恒星半径。该模型还再现了预测的伪同步角速度为中等偏心率和相同的缩放的同步时间尺度的圆形轨道与分离的扎恩。计算给出了$\dot{E}$在恒星表面的分布，并表明它通常集中在赤道纬度，最大值通常位于四个明确定义的纬度附近，对应于最快的方位角速度扰动。最大振幅发生在近星点附近或稍晚于超同步旋转的恒星。在非常偏心的双星中，表面上的$\dot{E}$的分布随着轨道相位的变化而发生显著的变化，在近星点之后出现小的空间结构。对高偏心双星系统δ Sco的探索性计算表明，近星点周围表面性质的突然和大幅度变化可能有助于在该轨道相位附近观察到的活动。
2011-02-21 astro-ph.SR
WR 140 in the Infrared
红外观测在我们对WR 140的理解发展中发挥了重要作用。这里描述了两组观测：2009年研究近星点通过附近风碰撞区域演化的活动中观测到的1.083 μm He I谱线的变化轮廓，以及WR 140在以前的近星点通过中产生的尘埃的多波长测光和成像。
2011-01-05 astro-ph.SR
Accretion and inter-cycle variations in the PMS interacting binary AK Sco
只有少数已知的短周期主序前光谱双星具有显著的吸积率（II类源）。AK Sco在这个列表中脱颖而出，因为该系统由两颗质量相等的F5恒星组成，它们位于一个高度偏心的轨道上，因此这两颗恒星在近星点通过时的半径接近11颗恒星。这种配置是最佳的吸积研究，因为增强吸积事件可以精确地定时在近星点通过。在这项工作中，我们提出的结果，从监测的AK斯科系统与哈勃在连续三个近星通道。这些数据提供了一个独特的数据集光谱吸积特征和评估的周期间的系统的可变性。吸积率增强的明显证据，观察到在cycle 1和3：蓝的近紫外连续谱，突然增加的重要吸积示踪剂，如N V，Si IV和C IV线，也中性/单电离物种，如O I和C II的流量。此外，Si III]/C III]比值的变化揭示了在近星点通过期间电子密度的一个数量级的增强。此外，在第三周期，宇宙起源摄谱仪获得的观测光谱分辨率使我们能够辨别出流动优先进入两个组件之一。在周期到周期的变化中最显着的特征是检测到从周期1到2的紫外线通量的显着增加，而不是伴随着增强的吸积特征。
2020-10-08 astro-ph.SR
Detection of high-velocity material from the wind-wind collision zone of Eta Carinae across the 2009.0 periastron passage
我们报告了2008-2009年期间利用VLT/CRIRES对海山二大质量双星系统的近红外光谱观测结果。我们在He I 10833中探测到一个强而宽的吸收翼，其速度可达-1900 km/s。存档的HST/STIS紫外和光学数据显示，在2003.5事件中，Si IV 1394，1403的紫外共振线中存在类似的高速吸收（高达-2100 km/s）。来自低电离物质的紫外线，如Si II 1527、1533和C II 1334、1335，显示吸收速度高达-1200 km/s，表明吸收速度在-1200至-2100 km/s之间的区域比主星的名义风明显更快和更电离。在最近4个光谱周期（1989-2009）中在OPD/LNA获得的观测结果也显示了He I 10833在近星点期间的高速吸收。基于OPD/LNA数据集，我们确定具有v < -900 km/s的材料存在于光谱周期的相位范围0.976 < phi < 1.023中，但在phi 1.049处获取的光谱中不< 0.947 and phi >存在。因此，我们将高速吸收的持续时间限制为95至206天（或相位为0.047至0.102）。我们认为，高速吸收起源于风-风碰撞区的冲击气体，在视线到主星的距离为15至45 AU。使用3-D流体动力学模拟的风-风碰撞区，我们发现，密集的高速气体是在视线的主星，只有当二进制系统是在天空中的取向，…
2010-03-23 astro-ph.SR
VLBA Detections in the Oph-S1 Binary System near Periastron Confirmation of its Orbital Elements and Mass
本研究通过 9 次新的 VLBA 观测填补了 Oph-S1 双星系统近心点处的观测空白，结合历史数据更新了轨道参数，精确测定了主次星质量。
2025-03-06 astro-ph.SR
The impact of periastron passage on the X-ray and optical properties of the Symbiotic System R Aquarii
本研究通过分析R Aqr的X射线和光学数据，发现近星点通过时边界层和反射成分通量增加，并估算了质量吸积率和风吸积效率，与修正的Bondi-Hoyle-Lyttleton吸积模型预测进行了比较。
2024-11-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
The X-ray light curve of the massive colliding wind Wolf-Rayet + O binary WR21a
我们的专用XMM-Newton监测以及Chandra和Swift数据集被用来检查WN 5 h + O3 V二进制WR 21 a在高能量下的行为。在轨道的大部分时间里，X射线的辐射几乎没有变化。然而，在近星点之前，发射强度会增加，遵循1/D的相对趋势，其中D是两个分量之间的间隔。由于Wolf-Rayet（WR）的强吸收，这种增加很快就会下降。拟合的局部吸收值似乎与WR组分的质量损失率约为1 × 10 ^{-5} M_sol/yr相一致。然而，吸收并不是影响近星点X射线发射的唯一参数，因为即使是硬X射线发射也会减少，这表明在近星点之前或在近星点附近或在伴星光球上的碰撞风区可能会崩溃。日食可能是另一种可能的情况，但它显然与几条证据相矛盾，特别是X射线光变曲线的下降宽度和紫外光变曲线的变化。之后，发射缓慢恢复，具有强烈的滞后效应。所观察到的行为是兼容的预测，从一般的风-风碰撞模型，虽然吸收增加太浅。
2016-04-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
The orientation of Eta Carinae and the powering mechanism of intermediate luminosity optical transients (ILOTs)
与最近的说法相反，我们认为，大规模的双星系统船底座伊塔星的方向是这样的，第二颗星是更接近我们在近星通道，它是在远侧在大部分时间的偏心轨道。我们争论的二元取向是基于对最近观察的有问题的解释。在这些观测中，有He I P-Cyg线的吸收分量的径向速度，He II $\lambda4686$发射线的径向速度，以及靠近双星系统的团块发射的Br $γ$线的径向速度。我们还根据我们的方向上的观察不对称的分子团块，最近观察到的ALMA周围的二元系统，并声称组成一个环面与缺失的部分。的方向有影响的建模的二进制的相互作用在十九世纪的大爆发（GE）的船底座伊塔发生接近近星通道。次级恒星在近星点离我们更近的方向使我们认为，分子团质量缺失的一面是在近星点通过期间，当团被喷射时，可能在GE期间吸积到次级恒星上的结果。次级恒星在GE期间吸积了一些太阳质量，吸积过程的能量构成了GE能量的大部分。这反过来又强化了更一般的模型，根据该模型，许多中等亮度光学瞬变（ILOT）是由二级恒星的吸积提供动力的。
2018-04-29 astro-ph.SR
Near-Infrared Evidence for a Sudden Temperature Increase in Eta Carinae
目标。Eta Car的紫外线、光学和X射线光变曲线及其光谱表明，在过去十年中，它的恒星风发生了物理变化。有人提出，在过去的15年中，质量损失率下降了约2倍。我们通过研究近红外（IR）中eta Car的过去演变和当前状态来补充这些最近的结果。方法.我们介绍了2004-2013年在SAAO Sutherland使用Mk II光度计在0.75米望远镜获得的eta Car的JHKL光度测量，以及2012-2013年在1.4米IRSF望远镜使用SIRIUS获得的JHKs光度测量。分析了1972年以来的近红外光变曲线。结果eta Car的JHKL光变曲线中的长期增亮趋势在1998年的近星点附近是不连续的。在1998年之后，这颗恒星显示出超过早期推断趋势的过量发射，最主要的是J和H，并且其近红外颜色的蓝向周期性进展加速。近红外颜色演化与近星点通道密切相关。修正后的长期趋势，我们发现，颜色演变匹配的光学厚近红外发射等离子体组件的黑体温度从约3500至6000 K，在过去的20年中的明显增加。结论.我们认为，近红外发射的变化可能是由光学厚韧致辐射的变化。近星周通道在1998年后观测到的过量近红外辐射和长期的颜色演化中起着关键作用。因此，我们提出了一个假设，角动量转移（通过潮汐加速度）在近星点通道导致突然的变化，在eta车的大气层造成长期的质量损失率下降。
2014-01-20 astro-ph.SR
3D models of radiatively driven colliding winds in massive O+O star binaries - III. Thermal X-ray emission
研究了短周期大质量O+ O星双星中风-风碰撞产生的X射线辐射。排放量计算从三维流体动力学模型，其中包括重力，驱动的风，恒星的轨道运动，和辐射冷却的冲击等离子体。恒星掩星和星周衰减量的变化在圆轨道系统中引入了与相位相关的X射线变化，而在偏心轨道系统中也会发生本征发射的强烈变化。在偏心系统中的X射线发射可以显示出强烈的滞后现象，在近星点之后的发射比在近星点之前的相应轨道相位处的发射更柔和，反映了在这些时间处的冲击等离子体的物理状态。此外，亮度上升到最大值并不一定遵循1/D定律。我们的模型进一步表明，有效的拱柱可以高度依赖于能量。我们模拟钱德拉和朱雀观测，并适合这些使用标准XSPEC模型。我们发现，恢复温度从两个或三个温度mekal适合那些从适合到真正的系统具有类似的恒星和轨道参数/性质的排放。我们还发现，当全球丰度在光谱拟合中解冻时，尽管计算使用太阳值作为输入（删节），但只返回太阳下值。
2009-09-24 astro-ph.SR
Monitoring the Polarimetric Variability of δ Scorpii
Be星天蝎座δ是一个有趣的双星系统，它的主星伴星在2000年通过近星点后形成了一个星周盘，从那时起被归类为Be。这项工作提出了一个长期的监测结果，这颗星在宽带成像偏振。自2006年以来在Pico dos Dias天文台（巴西）收集的观测数据显示了一种可变的偏振，似乎与光度光变曲线相关。从这些数据中，我们可以看到，自2006年以来，盘的密度发生了变化;此外，数据表明，在2011年7月的最后一次近星点通过期间，盘存在一些扰动。
2012-11-02 astro-ph.SR
Long-term soft and hard X-ray investigation of the colliding wind WN+O binary WR 25
我们研究了碰撞风双星WR 25的X射线长期行为，使用朱雀，雨燕，XMM-牛顿和NuSTAR获得的档案数据跨越~16年。我们的分析揭示了相位锁定的变化重复一致地在许多连续的轨道，在协议的X射线发射充分解释的热辐射从碰撞风在208-d轨道。我们报告的X射线通量相对于1/D的趋势（预期绝热冲击风）接近近星点通道的显着偏差。在接近近星点的地方，激波后等离子体温度没有下降，这表明这种趋势的中断不能用这部分轨道中激波前速度的降低来解释。最后，NuSTAR数据揭示了缺乏硬X射线发射（10.0 keV以上）以上的背景水平。上限的一个假定的非热发射强烈表明，目前的硬X射线天文台的灵敏度是不足以检测非热发射的大质量双星超过10千电子伏，除非风动能大到足以显着饲料粒子加速在风-风相互作用。
2019-05-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray, Near-Ultraviolet, and Optical Flares Produced By Colliding Magnetospheres in The Young High-Eccentricity Binary DQ Tau
本研究通过多波段观测确认 DQ Tau 双星系统近心点 X 射线超级耀斑由磁层碰撞机制驱动，并发现其符合非热厚靶模型，且报告了远离近心点的偶然耀斑发现。
2023-10-19 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
3D Hydrodynamic & Radiative Transfer Models of X-ray Emission from Colliding Wind Binaries
碰撞风双星（CWB）是X射线天体物理学的独特实验室。这些系统中的大质量恒星拥有强大的恒星风，速度高达3000 km/s $^{-1}$，它们的碰撞导致热等离子体（高达$\sim10^8$ K）发射热X射线（高达$\sim$ 10 keV）。许多X射线望远镜都观测到了CWB，包括朱雀，我们的工作旨在模拟这些X射线观测。我们使用三维光滑粒子流体动力学（SPH）来模拟风-风相互作用，然后执行三维辐射转移来计算出射X射线通量，通过X射线望远镜的响应函数折叠直接与观测比较。在这些程序中，我们提出了我们的模型，朱雀观测的多年周期，高偏心系统$η$船底座和WR 140。模型再现了远离近星点的观测结果，但只有$η$船底座的X射线光谱在近星点再现; WR 140模型在这个更复杂的阶段产生了太多的通量。
2014-05-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
NICER X-ray Observations of Eta Carinae During its Most Recent Periastron Passage
我们报告了在发光的长周期碰撞风双星Eta Carinae的0.4-10 keV波段的高精度X射线监测观测，直到2020年2月其最近的X射线最小值/近星点通过。海山二于2020年1月7日达到观测到的最大X射线通量，通量水平为$3.30 \times 10^{-10}$ ergs $^{-1}$ cm $^{-2}$，随后于2020年2月17日附近迅速下降至观测到的最小通量$0.03 \times 10^{-10}$ ergs $^{-1}$ cm $^{-2}$。NICER观测结果显示，X射线从最低值仅$\sim$恢复16天，这是迄今为止观测到的最短X射线最低值。我们提供了新的约束的“深”和“浅”的最小间隔。观测到的最热X射线发射的特征X射线温度的变化表明，风-风“弓形激波”的顶点在X射线最小值开始前约81天进入伴星的风加速区。在X射线最小值之前，柱密度呈阶梯状增加，这可能与激波顶点附近存在致密团块有关。在恢复期间和之后，柱密度显示出平稳的下降，这与SWIFT在相同轨道相位下进行的先前$N_{H}$测量一致，表明在两个循环中质量损失率的变化仅为百分之几。最后，我们利用NICER观测到的外层喷出物的X射线通量的变化，导出了$^{-1}$的$\sim 10^{41}$ ergs在“大爆发”附近的喷出物的动力学X射线光度。
2022-07-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploring dust growth in the episodic WCd system WR140
碰撞风双星（CWB）中的风碰撞区（WCR）是一个特别猛烈的地方，因此，令人惊讶的是，它也是一个可以形成大量星际尘埃的区域。在极端情况下，系统总质量损失率的约30%可转化为粉尘。对这些区域的了解很少，因为对这些系统的观测和模拟很困难。在我们以前的论文中，我们模拟了CWB系统中使用平流标量模型的灰尘生长，并发现我们的模型是适合定性研究。在本文中，我们模拟的周期性尘埃形成的CWB（WCd）系统WR 140与我们的尘埃模型，以确定如何尘埃增长的系统近星通过的变化。我们发现，尘埃生产显着增加，在近星点通过，这是一致的红外辐射周围的尘埃壳。我们还发现，该系统的尘埃生产率迅速下降，恒星从对方后退，虽然减少的速度是显着低于近星点通过期间的增加率。这是由于强烈的冷却及其相关的热不稳定性，导致在WCR中形成冷，高密度的气体袋，其中灰尘形成。WCR还表现出一定程度的滞后，即使恒星之间的距离足以使该区域表现出绝热行为，也会导致辐射激波后流。
2022-10-17 astro-ph.SR
Newborn jet in the symbiotic system R Aquarii
University of Tartu（塔尔图大学）；Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Observatorio Astronómico Nacional (OAN-IGN)（国家天文台（OAN-IGN））；NASA Ames Research Center（美国宇航局艾姆斯研究中心）；INAF National Institute of Astrophysics（意大利国家天体物理研究所）；Astronomical Observatory of Padova（帕多瓦天文台）；Keele University（基尔大学）；NASA Exoplanet Science Institute, Caltech/IPAC（NASA系外行星科学研究所，加州理工学院/IPAC）；Gemini Observatory/NSF’s NOIRLab（Gemini 望远镜 / NSF NOIRLab）；The CHARA Array of Georgia State University（佐治亚州立大学CHARA阵列）
R Aquarii共生系统中通过高分辨率观测揭示了新生喷流的发射机制及时间特征。
2025-11-18 astro-ph.SR
Tracing the young massive high-eccentricity binary system Theta 1 Orionis C through periastron passage
附近的大质量双星系统Theta 1 Orionis C是猎户座星云团核心最明亮和质量最大的梯形OB星，它代表了一个完美的实验室来确定年轻热星的基本参数和限制猎户座梯形星团的距离。在2007年1月至2008年3月期间，我们使用VLTI/AMBER近红外（H和K波段）长基线干涉测量法以及ESO 3.6 m和BTA 6 m望远镜（B '和V'波段）的双谱散斑干涉测量法观测了T1 OriC。结合三种不同的3望远镜阵列配置的AMBER数据，我们重建了第一个VLTI/AMBER闭合相位孔径合成图像，显示了T1 OriC系统的分辨率约为1000。2 mas。为了从光谱分散的AMBER数据中提取天体测量数据，我们采用了一种新的算法，该算法适合沿H和K波段的波长差分可见度和闭合相位调制，并且对例如通过改变大气条件引起的校准误差不敏感。我们新的天体测量表明，自1997年发现以来，这颗伴星几乎完成了一次轨道旋转。推导出的轨道要素意味着一个短周期（P=11.3 yrs）和高偏心率（e=0.6）的轨道与近星点通过2002.6左右。新的轨道是一致的，最近公布的径向速度测量，从中我们也可以得出的第一个直接约束的质量比的二进制组件。我们采用各种方法推导出系统质量（M_system=44+/-7 M_sun）和动力学距离（d=410+/-20 pc），这与最近发表的射电干涉测量三角视差测量结果非常吻合。
2009-03-15 astro-ph.IM astro-ph.SR
Episodic Post-Shock Dust Formation in the Colliding Winds of Eta Carinae
船底座η星在近红外JHKL测光中显示出宽峰，大致与偏心双星系统的近星点通过时间相关。在修正了由于变薄的侏儒星云的消光减少而引起的长期变化后，这些峰值的红外光谱能量分布（SED）与1400-1700 K的热尘埃发射一致。然而，过量的SED显然是不一致的，过量完全是由于自由风或光球发射。因此，人们必须得出结论，与Eta Carinae的5.5年的变化相关的广泛的近红外峰值是由于热尘埃的热辐射。我建议，这种短暂的热尘埃的结果，从情节形成的颗粒内压缩后冲击区的碰撞风，类似于情节尘埃形成沃尔夫-拉叶双星系统，如WR 140或后冲击尘埃形成在一些超新星，如SN 2006 jc。这种尘埃在船底座伊塔星的形成似乎优先发生在近星通过附近和之后;近红外过量发射然后随着新的尘埃分散和冷却而消失。由于颗粒温度较高，且埃塔车的碳含量较低，这些颗粒可能由硅酸盐或类似的物质组成，而不是硅酸盐或石墨。在埃塔车的碰撞风中形成的尘埃显着影响我们对系统的理解，并讨论了几个可观察到的后果。
2009-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multiwavelength monitoring and X-ray brightening of Be X-ray binary PSR J2032+4127/MT91 213 on its approach to periastron
射电和伽马射线脉冲星PSR J2032+4127最近被发现与Be星MT 91 213在一个长达数十年的轨道上，脉冲星迅速向近星点移动。这个双星系统与先前唯一的双星系统PSR B1259-63/LS 2883有许多相似的特征。在这里，我们描述了PSR J2032+4127/MT 91 213的无线电、X射线和光学监测。我们在无线电中扩展的轨道相位覆盖范围，再加上费米伽马射线数据，使我们能够更新和改进轨道周期为45-50年，近星点通过时间为2017年11月。我们分析了钱德拉和斯威夫特的档案和最近的观测结果，发现PSR J2032+4127/MT 91 213现在在X射线中比2002年亮了约70倍，比2010年亮了约20倍。虽然脉冲星仍然远离近星点，但X射线的增加可能是由于脉冲星和Be星风之间的碰撞。对Be星的H阿尔法发射线的光学观察表明，其星周盘的大小可能在短至1-2个月的时间尺度内变化约2。PSR J2032+4127/MT 91 213的多波长监测将继续通过近星点通道，该系统应提供一个有趣的测试案例，并与PSR B1259-63/LS 2883进行比较。
2016-10-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Inverse Compton cooling of thermal plasma in colliding-wind binaries
本文研究碰撞风双星中逆康普顿冷却对热等离子体的影响，发现其在多数参数空间为主要冷却机制，并以WR 140为例结合模拟验证，提出约束质量损失率的新方法。
2023-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
The colliding-wind binary HD 168112
本研究通过13年光谱监测独立确认了HD 168112的双星性质，测定其轨道周期为512.17天、偏心率为0.7533，并结合射电与干涉数据约束了倾角与恒星质量，发现该非热辐射源在近星点仅显示热辐射。
2024-06-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Ups and downs in the X-ray emission of the colliding wind binaries HD 168112 and HD 167971
本文利用XMM-Newton观测研究HD 168112和HD 167971的碰撞星风X射线辐射，发现HD 168112的辐射随轨道间距倒数变化且碰撞区保持绝热，而HD 167971的显著辐射源自内部食双星但起源不明。
2024-06-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints on decreases in Eta Carinae's mass loss from 3D hydrodynamic simulations of its binary colliding winds
最近的研究表明，在1999年至2010年期间，大质量碰撞风双星船底座伊塔中的主星（伊塔A）的质量损失率下降了2-3倍。我们给出了在3个Eta A质量损失率（2.4、4.8和8.5 x 10^-4 M_sun/yr）下，Eta Car碰撞风的大（r = 1545 au）域和小（r= 155 au）域3D光滑粒子流体动力学（SPH）模拟结果，研究了对双星风-风碰撞（WWC）动力学的影响。这些模拟包括轨道运动，光学薄辐射冷却和辐射力。我们发现，埃塔A的质量损失率极大地影响了时间依赖的流体力学在所有的空间尺度调查。模拟结果还表明，伴星（Eta B）的激波后风在近星点通过期间从绝热状态转变为辐射冷却状态。SPH模拟与Eta A光谱的一维辐射转移模型一起显示，Eta A的质量损失率下降2倍或更多，将导致许多多波长观测值的实质性变化。最近的观测结果与模型的预测并不完全一致，这表明埃塔A的质量损失率的任何下降都可能是在2004年之后发生的。我们推测，最近观察到的Eta Car的大部分变化是由于WWC开度角的小幅增加而产生的显著影响，因为我们对系统的视线靠近WWC区的密集壁。Eta A的质量损失率适度下降可能是原因，但Eta B的风/恒星参数的变化还不能完全排除。我们建议在2014年Eta Car的下一个近星点期间进行观测，以进一步测试Eta A质量损失率的降低。如果埃塔A的质量损失率正在下降，并继…
2013-10-01 astro-ph.SR
Accretion and Magnetic Reconnection in the Classical T Tauri Binary DQ Tau
双星形成理论预测，近距离双星（a<100 AU）会经历周期性的脉冲吸积事件，因为物质流在环双星盘的内缘形成，穿过动态清除的间隙，并将环星盘或直接吸积到恒星上。脉冲吸积理论的原型是偏心的、短周期的、经典的金牛座T双星DQ Tau。低节奏（~每天）的宽带测光显示，增亮事件附近的大多数近星点通道，就像数值模拟预测的偏心双星。然而，当以一天的节奏观测时，在近星点附近恒星磁层碰撞期间的磁重联事件（耀斑）可以产生相同的周期性宽带行为。为了揭示DQ Tau的低节奏观测中看到的主导物理机制，我们获得了连续的，中等节奏的，多波段测光超过10个轨道周期，辅以27个晚上的分钟节奏测光集中在4个独立的近星点通道。虽然吸积和恒星耀斑都存在，增亮事件的主要时间尺度和形态是吸积的特征。平均而言，质量吸积率增加了近星点的5倍，与最近的模型很好地吻合。从轨道到轨道的吸积事件的形态和幅度观察到很大的变化。我们认为，这是由于每个恒星周围没有稳定的拱星盘，加剧了在拱星盘的内边缘和吸积流本身的不均匀性。准周期性的吸积事件也被观察到，这是没有预测的双星吸积理论。
2016-12-07 astro-ph.SR
The Optical Wind Line Variability of $η$ Carinae During the 2009.0 Event
我们报告的高分辨率光谱的$η$船底座2009.0光谱事件收集通过SMARTS观测使用CTIO 1.5米望远镜和中阶梯光谱仪。我们的观测是在两个月的时间间隔内，几乎每晚都在与热伴星近星通过有关的$η$ Car的光度最小值附近进行的。伴星的光致电离通量和碰撞风引起的加热导致了大质量主星风性质的巨大变化。在这里，我们提出了一个分析的时间变化的样本谱线，清楚地形成在风的主星。这些线是由一个不断变化的照明的流量的第二颗恒星在近星通道。我们记录的蓝移吸收，发生在近星点附近或稍晚的大多数线路突然发病，我们认为，这些吸收组件时，我们看到相对不受干扰的风的前景主星。我们提出的时间序列测量的净等效宽度的风线和径向速度的吸收谷最小值和排放峰值中点。在近星点附近，大多数谱线的发射强度减弱，而靠近主星的高激发谱线则表现出向红的速度偏移。我们展示了如何使用照明半球模型来解释这些趋势，该模型是基于这样一种想法，即发射主要来自主星面向热伴星的一侧。
2015-07-27 astro-ph.SR
The 2.35 year itch of Cyg OB2 #9. II. Radio monitoring
天鹅座OB 2 #9是一个小的非热射电发射的大质量O型双星之一。非热辐射是由于在碰撞风区的同步辐射。天鹅座OB2#9最近才被发现是一个双星系统，并组织了一个多波长活动来研究它的2011年近星点通道。我们在这里报告在这次监测活动中获得的无线电观测结果。我们使用扩展甚大阵（EVLA）射电干涉仪，以获得6和20厘米的连续通量。观测到的射电光变曲线显示在近星点之前的某个时候流量急剧下降。通量下降到与预期的恒星风自由-自由发射相当的水平，这表明非热发射区域在当时完全隐藏。经过近星点后，通量缓慢增加。我们引入一个简单的模型来解决恒星风和碰撞风区域的辐射转移，从而确定预期的行为的无线电光变曲线。从光变曲线的不对称性，我们可以看出一次风的强度较大。如果我们使用基于理论校准的天体物理参数，这是有些出乎意料的。但是，如果我们考虑到一个给定的光谱类型-光度类组合涵盖了一系列天体物理参数，它就完全可行了。碰撞风区也有助于自由-自由辐射，这有助于解释近星点通过后光谱指数的高值。将我们的数据与旧的甚大阵列（VLA）数据相结合，我们可以得出该系统的周期P = 860.0 +- 3.7天。在此期间，我们更新了本系列第一篇论文中推导的轨道参数。
2012-12-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Imaging with HST the time evolution of Eta Carinae's colliding winds
我们报告了新的HST/STIS观测，该观测映射了Eta Car内部角秒的高电离禁线发射，这是第一个完全成像大规模碰撞风二进制的扩展风-风相互作用区域的观测。这些观测是在2009.0年近星点之后，在5.54年光谱周期的轨道相位0.084、0.163和0.323处获得的。分析了辐射亮度和形态的变化，发现蓝移辐射（-400 ~-200 km s-1）沿东北-西南轴对称拉长，而红移辐射（+100 ~+200 km s-1）不对称向西北偏北方向延伸。与三维动力学模型生成的合成图像进行比较，加强了马杜拉等人（2011）发现的三维轨道方向，倾角为i \approx 138 \degree，近心点幅角为ω \approx 270 \degree，轨道轴在天空中与侏儒的对称轴相同的PA上对齐，312 \degree。我们讨论的潜力，这些和未来的映射有约束的伴星的恒星参数和系统的长期变化。
2011-11-07 astro-ph.SR
Wind Collision and Accretion Simulations of the Massive Binary System HD 166734
我们运行的流体动力学模拟，遵循碰撞风结构的大规模的二元系统HD 166734沿其二元轨道，并表明，接近近星点通道的二次风被抑制和二次吸积质量从主风。该系统由两颗蓝超巨星组成，质量分别为$M_1 \approx 39.5 ~\rm{M_\odot}$和$M_2 \approx 30.5 ~\rm{M_\odot}$，位于$e \approx 0.618$的$P \simeq 34.538 ~\rm{days}$轨道上。这颗具有高偏心率的近距离O-O双星是通过其轨道在X射线中观测到的，在接近近星点的地方，它显示出一个不寻常的长极小值。我们使用先进的模拟与风加速和处方治疗吸积和模拟整个轨道在高分辨率捕捉风的不稳定性。我们发现，碰撞风结构是不稳定的，即使在apastron。当恒星接近近星点时，次级风被初级风熄灭，次级风开始吸积。吸积阶段持续到$\simeq 12 ~\rm{days}$，我们得到每个周期的吸积质量为$M_{\rm{acc}} \simeq 1.3 \cdot 10^{-8} ~\rm{M_\odot}$。吸积阶段可以解释观测到的系统X射线发射的下降。
2020-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
He II $λ$4686 emission from the massive binary system in $η$ Car: constraints to the orbital elements and the nature of the periodic minima
船底座η是一个极其巨大的双星系统，其中在近星点附近发生快速的光谱变化。最值得注意的是，在近星点附近，He II $λ4686$谱线的强度迅速增加，下降到最小值，然后短暂增加，然后消失。为了理解这种行为，我们使用地面和太空望远镜对2014.6近星点通道上的He II $λ4686$发射线进行了强烈的光谱监测。与以往数据的比较证实了EW（He II $λ4686$）的总体可重复性，线径向速度和最小值的时间，尽管2014年的最强峰值比2009年系统性地大26%。EW（He II $λ4686$）的变化，结合其他测量，产生轨道周期$2022.7\pm0.3$ d。观测到的EW（He II $λ4686$）的变化是由一个模型再现的，在这个模型中，线通量主要出现在风-风碰撞的顶点，并且与恒星间距的平方成反比，如果我们考虑到伴星坠入主星大气层的热内层时的过量发射，并且包括来自源和观测者之间的扰动主风的吸收。该模型将轨道倾角约束为$135^\circ$ - $153^\circ$，近星点经度约束为$234^\circ$ - $252^\circ$。这也表明近星点通过发生在$T_0 = 2456874.4\pm1.3$ d.我们的模型还再现了EW（He II $λ4686$）的变化，从极视图的主星所确定的观测到的He II $λ4686$发射散射的Homunculus星云。
2016-01-13 astro-ph.SR
3D Models of Radiatively Driven Colliding Winds In Massive O+O Star Binaries: I. Hydrodynamics
采用三维流体动力学模型研究了大质量恒星双星中的风-风碰撞动力学，该模型考虑了引力、风的驱动、恒星的轨道运动和激波等离子体的辐射冷却。在这第一篇论文中，我们将我们的研究限制在主序列O+O二进制。风-风碰撞区域的性质高度依赖于冲击等离子体的冷却程度，以及冲击等离子体的流动时间尺度与轨道时间尺度的比率。在封闭系统中，由于风在加速到终端速度之前发生碰撞，因此震前风速较低。辐射抑制也可以降低震前风速。总之，这些效应可以导致激波后气体的快速冷却。辐射抑制在更广泛的系统中不太重要，在那里风在碰撞之前被加速到更高的速度，并且由此产生的碰撞区域可以在很大程度上是绝热的。在具有偏心轨道的系统中，在近星通过期间形成的冷气体甚至可以在远星处持续存在，然后被烧蚀并混合到周围环境中和/或加速离开系统。
2009-04-01 astro-ph.SR
The semicentennial binary system PSR J2032+4127 at periastron: X-ray photometry, optical spectroscopy and SPH modelling
X射线测光和光谱介绍了2017年11月高偏心、~50年双星系统PSR J2032+4127的近星通过。这个系统由一颗143毫秒的脉冲星组成，它围绕着一颗大质量的OB星MT 91-213运行。数据显示，当脉冲星风与恒星风相撞时，遭遇过程中发生了戏剧性的变化。X射线通量在接近近星点时上升，然后在近星点附近的几天内经历了一个大的下降，然后在接下来的几周内逐渐下降。的光学光谱显示一个稳定的下降H？接近近星点时的线强度（从-15 A到-7 A的等效宽度）意味着OB星的拱星盘被接近的中子星截断。光滑粒子流体动力学（SPH）建模在这里使用的背景下观察到的行为和预测的几何配置的脉冲星的轨道的拱星盘的系统建模。
2019-02-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Triple trouble for XZ Tau: deep imaging with the Jansky Very Large Array
我们提出了新的观测XZ Tau系统的高角分辨率（55毫角秒）与卡尔G。在2004年用VLA对XZ Tau进行的观测似乎显示了一个三重系统，XZ Tau A被分解为两个源，XZ Tau A和XZ Tau C。XZ Tau A和C的角距（0.09角秒）表明，预计轨道间隔约为13天文单位，可能的轨道周期约为40年。我们的观测是在大约8年后获得的，是这个假定轨道周期的五分之一，因此应该允许我们限制XZ Tau C的轨道，并评估最近一次近星点通过C与XZ Tau A的扩展光学流出相吻合的可能性。尽管与以前的观察结果相比，灵敏度和分辨率有所提高，但我们在数据中没有发现XZ Tau C的证据。探测到的成分A和B的信噪比大于10;它们的轨道与以前的研究一致，尽管XZ Tau A的发射似乎较弱。有三种可能的解释：要么XZ Tau C是凌日XZ Tau A，这与近星通过假说大致一致，要么2004年看到的发射是一个瞬态，或者XZ Tau C不存在。第四种解释是，XZ Tau C是从系统中被抛出的，但由于XZ Tau A和XZ Tau B的轨道缺乏角动量重新分布而被驳回。我们的观测不足以区分其余的可能性，至少在足够晚的时间获得进一步的VLA观测之前是这样。进一步的未检测将允许我们拒绝凌日假说，以及XZ Tau C作为XZ Tau A流出物的代理的近星点通道。
2014-02-10 astro-ph.SR
