Non-thermal X-rays from Colliding Wind Shock Acceleration in the Massive Binary Eta Carinae
宇宙射线加速一直是一个长期存在的谜团，尽管经过了一个多世纪的研究，我们仍然没有对加速机制进行完整的普查。在大质量双星系统中，强烈的恒星风碰撞会产生强大的激波，人们预计这会通过激波界面处的费米加速产生高能宇宙射线。被加速的粒子会与恒星光子或周围物质碰撞，产生X射线和伽马射线中可观察到的非热辐射。超大质量双星船底座伊塔驱动着太阳附近最强的碰撞风激波。非聚焦高能天文台的观测表明在船底座η星附近有一个高能源，但由于其相对较差的角分辨率，无法最终确定船底座η星为来源。在这里，我们提出了第一次直接聚焦观测的非热源在极硬的X射线波段，这是发现在空间上符合恒星在几个弧秒。这些观测结果表明，非热X射线的来源随双星的轨道相位而变化，并且发射的光子指数与通过分析伽马射线光谱得出的光子指数相似。这是决定性的证据，表明高能辐射确实来源于碰撞风冲击加速的非热粒子。
2019-04-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detection of the compressed primary stellar wind in eta Carinae
一系列的三个HST/STIS光谱映射，间隔约一年，揭示了三个部分弧[Fe II]和[Ni II]的排放量向外移动的船底座η。我们确定这些弧壳状结构，看到在三维流体动力学模拟，形成的压缩的主风的二次风在近星点通道。
2013-07-15 astro-ph.SR
A Sea Change in Eta Carinae
主要星风排放功能的埃塔车的频谱最近减少了2阶相对于连续的因素。这在现代观测记录中是前所未有的。最简单但未经证实的解释是风密度的迅速下降。
2010-06-01 astro-ph.SR
The X-ray Lightcurve of the Supermassive star eta Carinae, 1996--2014
船底座η星是最接近的超大质量、超亮、不稳定恒星的例子。该系统的质量损失对形成其环星介质和决定其最终命运至关重要。Eta Car目前通过密集，缓慢的恒星风失去质量，并拥有已知的最大质量损失率之一。它很容易通过一些尚未确定的原因爆发的极端物质喷射事件;这方面最好的例子是发生在19世纪的大规模喷发。埃塔车是一个碰撞的风双星，其中X射线发射和其他波段的强烈变化是由埃塔车-A的风和一个隐藏的伴星的快速，密度较低的风的剧烈碰撞驱动的。X射线变化是我们研究风-风碰撞的最简单的诊断方法，并使我们能够测量两颗恒星的恒星质量损失状态。我们提出了X射线光变曲线在过去20年的ROSAT观测和监测与罗西X射线定时探测器和X射线望远镜的雨燕卫星。我们比较和对比了该系统在该时间段内的X射线发射行为，包括2014年X射线最小值期间令人惊讶的变化。
2015-07-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Photometric Observations of the Eta Carinae 2009.0 Spectroscopic Event
我们在2009年1月4日至2009年3月27日期间观测了超过34个夜晚的Eta Carinae，涵盖了预测的光谱事件的估计时间范围，该光谱事件与隐藏在侏儒星云内的疑似双星系统有关。光度最小特征被证实是周期性的，与以前的事件相比，表明周期在我们的误差范围内，为2022.6 +/-1.0 d。使用E区标准恒星系统，本地比较星的视V星等分别为HD 303308 8.14+/-0.02、HD 93205 7.77 +/-0.03和HD 93162 8.22 +/-0.05。后一颗恒星被发现比以前报道的要暗。
2009-12-13 astro-ph.SR
Eta Carinae's 2014.6 Spectroscopic Event: The Extraordinary He II and N II Features
海山二在2003年、2009年和2014年的光谱事件（近星点通道）逐渐不同。He II 4687和附近的N II多重态5具有特殊的意义，因为它们对非常软的X射线和电离紫外辐射场（EUV）有反应。2014年的HST/STIS观测显示，与前一次2009.1事件相比，这两个特征都有显着增加。这些结果似乎与多年前根据其他理由提出的一次风密度逐渐下降非常一致。如果物质落在近星点附近的伴星上，吸积率现在可能变得太低，无法抑制EUV
2015-02-04 astro-ph.SR
A comment on Eta Carinae's Homunculus Nebula imaging
侏儒星云围绕着船底座伊塔星系。这个星云嵌入在一个更大的电离氢区域内，这就是船底座星云。侏儒被认为是在1841年从Eta Carinae的巨大爆发中喷出的，如此明亮以至于从地球上可以看到。这次大爆炸产生了两个极瓣和一个赤道圆盘，向外移动。虽然船底座伊塔距离我们很远，大约7,500光年，但在星云中可以分辨出许多结构，其大小与我们太阳系的直径相当。结，尘埃带和放射状条纹在许多图像中显示得相当清楚。本文比较了HST和双子座南望远镜研究小组对侏儒星云的成像。我们使用一些处理方法，以增强结构的一些特征，如颜色梯度，以及星云中心部分的结和细丝。
2010-05-24 astro-ph.SR physics.space-ph
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
Exceptionally fast ejecta seen in light echoes of Eta Carinae's Great Eruption
在我们正在进行的对船底座η星的光回波的研究中，有一个相对明亮的回波一直在缓慢地消退，反映了1845-1858年爆发的高原。另一篇论文讨论了它的详细演变，但在这里我们强调了一个重要的结果：H-α线显示出非常宽的发射翼，蓝色达到-10，000 km/s，红色达到+20，000 km/s。线轮廓形状与电子散射翼不一致，表明高速流出的物质。这是有史以来最快的流出速度在非终端大质量恒星爆发。在火山爆发的早期阶段，宽翼是不存在的，但在1850年代加强。这些速度比温暖超巨星的逃逸速度快两个数量级，比O型或沃尔夫-拉叶星的风快5-10倍。相反，它们让人想起快速超新星喷出物或从吸积致密物体流出，深刻影响了我们对eta Car和相关瞬变的理解。这个回波是从赤道附近的纬度观测到的，所以高速的回波并没有追踪到与侏儒对齐的平行极地喷流。结合外部喷出物中的快速物质，它表明了一个大角度的爆炸流出。快速物质可能只占总流出质量的一小部分，其中大部分以600 km/s的速度膨胀。这让人想起SN 2009 ip超新星爆发前的广泛吸收所揭示的快速物质。
2018-08-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light-echoes from the plateau in Eta Carinae's Great Eruption reveal a two-stage shock-powered event
我们提出了多历元测光和光谱的光回波从埃塔船底座的19世纪大爆发。回声显示了十年来的稳定下降，采样了19世纪50年代的火山爆发高原。光谱表明，整体外流速度增加，从150公里/秒的早期，高达600公里/秒的高原。后来的阶段也发展出非常宽的发射翼，表明质量加速到10，000 km/s以上。与其他线索一起，这为爆炸性喷射提供了直接证据。这伴随着从窄吸收线到发射线的过渡，通常具有宽的天鹅座P轮廓。这些变化意味着1845年前的光度峰值与1850年代的平稳期不同。这种变化的主要原因可能是激波相互作用在平台区占主导地位。eta Car的光谱演化与UGC 2773-OT非常相似，具有明显的激波相互作用特征。我们对eta Car的喷发提出了一个两阶段的设想：（1）在喷发前的几十年里，由产生密集赤道流出的二元相互作用驱动的缓慢流出，然后是（2）驱动CSM相互作用的爆炸性能量注入，为高原提供动力，并将较慢的CSM扫入成为Homunculus的快速壳层。我们将讨论这个序列如何可能产生于一个三重系统中的恒星合并，留下今天看到的偏心双星。这给出了一个自洽的方案，可以解释在很宽的初始质量范围内的相互作用瞬态。
2018-08-02 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
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 Revised Historical Light Curve of Eta Carinae and the Timing of Close Periastron Encounters
19世纪etaCar的“大爆发”的历史光变曲线提供了最大质量恒星遇到的剧烈不稳定的惊人记录。我们报告和分析新发现的历史估计的视觉亮度的etaCar在其爆发，我们纠正了一些错误的原始记录。修订后的光变曲线与之前的记录有很大不同：它显示了1838年和1843年的两次短暂爆发，类似于现代超新星的冒名顶替者，而1844年12月的最后一次增亮标志着etaCar达到峰值亮度的时间。我们考虑增亮事件的时间，因为它们与etaCar中假定的双星系统有关：（1）如果1845年前的轨道周期由于喷发的质量损失而比现在短，那么1838年和1843年的短暂事件在近星点的几周内达到峰值。每一个事件只持续了100天。(2)1844年底的主要增亮与近星点没有任何联系，开始于1.5年之后。它持续了10年，在此期间没有明显的近星点相遇的影响。(3)1890年的爆发在近星点开始变亮，但花了1年多的时间才达到最大值，并在那里保持了近10年。1890年爆发中途的第二次近星点通过没有任何影响。虽然有证据表明近星点相遇和两个短暂的前兆事件之间存在联系，但上述三种情况之间的差异使得很难用相同的机制解释所有三种现象。
2010-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Persistent Eruption of UGC~2773-OT: Finally, a Decade-Long Extragalactic Eta Carinae Analog
虽然SN冒名顶替者在光谱上显示出窄的H线，并且具有典型的峰值绝对星等为-13至-14等，这一点与eta Car大爆发相似，但迄今为止观测到的大多数河外事件在持续时间上与eta Car大爆发有很大不同。它们的亮相通常持续100天或更短，而不是持续数年。瞬变天体UGC 2773-OT的绝对星等峰值与其他SN冒名顶替者相似，但在发现前5年逐渐上升。在发现后的6年里，它的褪色非常缓慢（0.26等/年）。总的来说，我们认为它长达十年的喷发是迄今为止最著名的埃塔卡19世纪喷发的模拟。我们讨论了正在进行的喷发的广泛光谱。光谱显示了我们详细讨论的速度和线形状的有趣变化，包括不对称的Halpha发射线，我们显示这与双极星云的喷射一致，这可能非常像eta Car的Homunculus。此外，在线宽的变化，线轮廓，蓝色的过量发射类似于IIn型超新星，和强度的Halpha表明存在强烈的拱星相互作用的爆发在晚些时候。这支持了一个假设，即埃塔车的爆发的延长高原可能已经由冲击相互作用以及。然而，与eta Car相比，一个有趣的区别是UGC 2773-OT到目前为止还没有表现出与双星近星点事件相关的重复的短暂亮度峰值。
2015-10-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Eta Carinae's Thermal X-ray Tail Measured with XMM-Newton and NuSTAR
演化的大质量高偏心双星系统船底座eta在2014年夏天经历了一次近星点通过。我们获得了两个协调的X射线观测与XMM-牛顿和NuSTAR期间的X射线通量状态的提高和之前的X射线最小通量状态在这个通道。这些NuSTAR观测清楚地检测到与eta Car相关的X射线发射，首次扩展到~50 keV。10 keV以上的NuSTAR谱可以与kT ~6 keV等离子体的韧致辐射尾拟合。如果冲击气体处于碰撞电离平衡，则该温度比从铁K发射线复合物测量的温度高Δ kT ~ 2keV。这一结果可能表明伴星的激波前风速被低估了。NuSTAR在接近X射线最小值状态时的观测结果表明，一天中能量超过5千电子伏时，X射线发射量逐渐下降40%，这是迄今为止在个别eta Car观测中观测到的X射线通量的最大变化率。最硬的发射成分NH ~ 1 e24 cm-2的柱密度是迄今为止观测到的最高的eta Car值之一，这强烈表明在超级合之前，厚厚的主星风增加了风-风碰撞X射线发射的遮蔽。这两次观测都没有在INTEGRAL和朱雀在2011年之前观测到的极硬带中检测到幂律分量。如果NuSTAR的未检测是由吸收引起的，则幂律源必须很小，并且位于非常靠近WWC顶点的位置。另一种可能是，幂律源与eta Car或GeV伽马射线源都不相关。
2016-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
N II 5668-5712, a New Class of Spectral Features in Eta Carinae
本文报道了海山二的N Ⅱ 5668-5712发射线和吸收线。星风区的谱线可分为四类：1）低激发辐射，如H I和Fe II，2）高激发的He I特征，3）本文讨论的N II谱线，4）He II辐射。这些类别有不同的组合的径向速度行为，激发过程，并依赖于二级恒星。N II线是唯一已知的起源于主风“正常”未受干扰区域的特征，但主要取决于热的次级恒星的位置。N II可能排除了一些提出的模型，例如He I线起源于次级恒星风或吸积盘的模型。
2011-05-20 astro-ph.SR
The N II Lines in Eta Carinae: A Further Evidence for Mass Transfer During the Nineteenth Century Great Eruption
我们认为，最近在Eta Carinae观测到的He N II线的发射和吸收分量可以起源于次级风加速区。我们的这一说法部分是基于这些线存在于热氮丰富的恒星，如WN 8星，并在预期cluerous性质的风。船底座伊塔的次级恒星的包层预计是富氮的，因为在十九世纪的大爆发期间，主要的发光蓝色变星的富氮物质吸积了很少的太阳质量。支持N II线起源于二次风加速区的另一个论点是排放分量的行为。谱线的发射分量表现出与吸收分量相同的多普勒频移变化。次级的风起源的N II线是兼容的二进制的取向，其中次级是更接近我们的近星点通道附近。
2011-04-24 astro-ph.SR
An Aboriginal Australian Record of the Great Eruption of Eta Carinae
我们提供的证据表明，维多利亚州西北部的Boorong土著人在19世纪观察到了Eta（η）Carinae的大爆发，并将该事件纳入他们的口头传统。我们使用威廉·爱德华·斯坦布里奇（William Edward Stanbridge）在1858年的论文中提出的描述性材料，结合早期的南星星表，确定了这颗恒星以及其他没有明确命名的恒星。这一短暂的天文事件的识别支持了土著口头传统是动态的和不断发展的，而不是静态的主张。这是迄今为止文献中唯一确定的关于船底座η爆发的土著记录。
2010-10-22 astro-ph.SR physics.hist-ph physics.soc-ph
X-ray Emission from Eta Carinae near Periastron in 2009 I: A Two State Solution
超大质量双星船底座伊塔的X射线辐射在近星点附近急剧下降。这种X射线最小值有两个不同的阶段-在前3周内的最低通量阶段和此后的较亮阶段。2009年，钱德拉X射线天文台对第一阶段进行了五次监测，发现观测到的最低通量为~1.9 e-12 ergs cm-2 s-1（3 - 8 keV）。光谱形状发生变化，使得~4keV以上的硬带在开始时迅速下降，软带通量在~2周内逐渐下降到其最低观测值。到那时，硬带光谱已经开始恢复。这种光谱变化表明，在风-风碰撞（WWC）的顶点附近产生最热X射线气体的冲击气体被阻挡在主星密集的内风后面，随后掩盖了下游稍微冷的气体。冲击气体以前产生的系统在较早的轨道阶段，建议产生微弱的残余X射线发射时看到的发射附近的顶点完全被主风阻挡。较亮的相位可能是由WWC等离子体的重新出现引起的，其发射率在掩星期间显著下降。我们解释这意味着X射线最小值是由掩星和WWC激波发射率下降的混合机制产生的。
2014-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Inverted Ionization Zones in Eta Carinae's "Weigelt Knots"
Weigelt结，在eta Car附近密集缓慢移动的喷出物，在结构和起源上都是神秘的。使用一组特殊的光谱与HST/STIS获得，我们已经部分解决了一个结的电离区的精度约为10质量。与简单模型相反，较高的电离水平发生在结的外侧，即，远离恒星。它们不能代表弓形激波，目前还没有真正令人满意的解释--尽管我们粗略地勾勒出一种尝试性的可能性。我们强调，STIS光谱图提供了更可靠的空间测量的Weigelt结比HST图像做，这种技术也可以应用于结的自行问题。
2013-02-11 astro-ph.SR
The Great Eruption of Eta Carinae
在1838-1858年期间，非常巨大的恒星船底座η成为超新星冒名顶替者的原型：它释放的光几乎和超新星爆炸一样多，并释放出令人印象深刻的质量，但作为一颗恒星幸存下来。基于该事件的光回波光谱，Rest等人得出结论，需要“一种新的物理机制”来解释它，因为流出的气体看起来比理论预期的要冷。这里我们注意到：（1）理论预测的温度比他们引用的要低得多，（2）他们推断的观测值是相当不确定的。因此，到目前为止的分析并没有揭示出观测到的光谱与大爆发及其物理学的大多数先前讨论之间的任何重大矛盾。
2012-05-09 astro-ph.SR
The X-ray properties of Eta Carinae during its 2020 X-ray minimum
巨大的双星系统Eta Carinae的特征是强烈的碰撞风，形成冲击并发出X射线。该系统是高度偏心（$e\simeq0.9$），导致调制X射线发射在其5.54年的轨道。X射线通量在近星点通过前的几个月增加，表现出强烈的耀斑，然后迅速下降到一个平坦的最低值持续几个星期，然后逐渐恢复。我们提出了中子星内部成分探测器（NICER）望远镜光谱之前，期间，和之后的2020年X射线最低，并进行光谱分析，以建立时间行为的X射线通量和X射线吸收柱密度（$N_{\rm H}(t)$）为2-10 keV和5-10 keV的能量范围。后者的范围主要是由恒星风碰撞区域，因此，这些光谱参数-特别是，$N_{\rm H}(t)$ -作为一个潜在的严格约束的二进制方向。我们比较观测到的$N_{\rm H}(t)$结果预测的行为，试图确定哪颗恒星更接近我们在近星点：更大质量的主要（$ω\simeq 240$ - $270^\circ$），或中学（$ω\simeq 90^\circ$）。我们发现，柱密度的变化，无论是远离近星点和近星点通道周围，支持后者的配置（$ω\simeq 90^\circ$）。2020年的X射线最小值显示了过去五个最小值中最快的恢复，为最近主星风的减弱提供了额外的证据。
2021-06-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Ultraviolet Mg II emission from fast neutral ejecta around Eta Carinae
我们呈现了HST/WFC 3获得的船底座η周围星云的第一张图像，包括F280 N滤波器中追踪MgII发射的紫外图像，以及F336 W，F658 N和F126 N滤波器中分别追踪近紫外连续光谱[NII]和[FeII]的同期图像。F336 W和F658 N的图像与这些滤波器中以前的图像一致，F126 N显示，在大多数情况下，[FeII] 12567跟踪[NII]中看到的撞击气体。然而，F280 N的图像显示了来自结构的MgII发射，这些结构在之前的任何线或连续图像中都没有看到。这张照片显示了在双极侏儒星云外面的各个方向上的弥散MgII发射，但最强的发射集中在两极。突出的径向条纹的扩散结构，再加上电离示踪剂的clusterian冲击气体的关系，导致我们建议，这主要是镁II共振散射从未受冲击，中性原子气体。我们讨论了隐含的结构和几何形状的镁II发射，以及它的关系的Homunculus叶和其他各种复杂的星云结构。由镁II追踪的中性气体质量的数量级估计为0.02 Msun，相应的动能约为1 e47 erg。这可能会对大喷发早期阶段的极地质量损失提供重要限制。我们认为，镁II线可能是一个很好的示踪剂的自由膨胀，unshocked，否则看不见的中性原子气体在各种恒星流出的重要水库。
2019-07-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining the orbital orientation of Eta Carinae from H Paschen lines
在过去的十年中，一些观测和理论工作提供了证据的双船底座伊塔的性质。然而，仍然没有直接确定轨道参数，目前不同的模型给出了相互矛盾的结果。一般来说，该轨道被认为与侏儒星的赤道重合，尽管观测结果并不确定。在所有的星系中，海山二的优点是可以观测到中央源的直接发射和侏儒的反射，这取决于轨道倾角。在这项工作中，我们研究了轨道相位依赖的氢帕邢光谱所反映的SE瓣的Homunculus约束etaCar的轨道参数，并确定其相对于Homunculus轴的倾角。假设过量的排放是起源于风-风激波区，我们能够模拟纬度依赖的谱线轮廓。这是第一次，我们能够估计etaCar相对于观测者和Homunculus轴的轨道倾角。最佳拟合出现在轨道与视线的倾角为i ~ 60度，i* 相对于侏儒轴为35度，表明中心物体的角动量和轨道不对齐。我们还能够将合相的相位角确定为约-40度，这表明近星点通过发生在合相之后不久。
2009-07-09 astro-ph.SR
Modelling the Central Constant Emission X-ray component of eta Carinae
$η$隆凸的X射线发射在不同的空间和时间尺度上表现出多种特征。中央恒定发射（CCE）成分集中在双星上，其空间尺度比双极侏儒星云小得多，但可能比恒星之间的中央风-风碰撞区域大，因为它在$\sim$ 2-3个月的X射线最小值内没有变化。使用大规模的3D平滑粒子流体动力学（SPH）模拟，我们模拟恒星之间的碰撞风区域，以及二次风与主风碰撞的区域，主风从以前的近星点通道喷出。模拟扩展到100个半长轴，并对一次辐射场对二次风的影响做了两个限制性假设（强耦合和无耦合）。我们对SPH输出进行3D辐射转移计算，以合成X射线发射，目的是再现CCE光谱。对于首选的主要质量损失率$\dot{M}_A\approx8.5\times10^{-4}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$，模型谱很好地再现了观测，因为强耦合和无耦合谱约束了近星点$ω\approx252^\circ$经度的CCE观测，并约束/收敛于$ω\approx90^\circ$的观测。这表明，$η$船底座之间的初级辐射和次级风之间有适度的耦合，恒星之间的区域和次级背面的同向碰撞都产生了CCE，并且CCE不能限制双星的视线。我们还讨论了与常见的X射线拟合参数的比较。
2016-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-Wavelength Implications of the Companion Star in Eta Carinae
船底座η星被认为是一个大质量的碰撞风双星系统，具有高偏心率（e \sim 0.9），5.54年的轨道。然而，这颗伴星继续逃避直接探测，因为主星在大多数波长下使其发射相形见绌。使用三维（3-D）SPH模拟埃塔车的碰撞风和辐射转移代码，我们能够计算合成观测跨多个波段的观测比较。这些模型表明，伴星的存在对观测到的HST/STIS紫外光谱和H-α谱线轮廓以及地基光度监测有着深远的影响。在这里，我们专注于钻孔效应，其中来自热的次级恒星的快速风在密集的初级风中雕刻了一个空腔，从而增加了从初级扩展风光球的更热/更深层的辐射逃逸。这些结果对解释埃塔汽车在多个波长的观测值具有重要意义。
2011-11-09 astro-ph.SR
Was the nineteenth century giant eruption of Eta Carinae a merger event in a triple system?
我们讨论了导致海山二巨爆发的事件，发现19世纪中期（1838-1843年）的巨质量损失爆发具有由大质量近近距离双星的合并事件产生的特征，并由与大质量第三伴星的引力相互作用触发，该伴星是目前海山二系统中的伴星。我们得出这一结论的理论论据支持的计算机模拟使用天体物理多用途软件环境的组合。根据这个模型，高偏心船底座伊塔双星系统的主星$\sim 90$\，\MSun \是这次合并的产物，它的伴星$\sim 30$ \，\MSun \原本是系统中的第三颗星。在我们的模型中，侏儒星云是由极度增强的恒星风产生的，在合并之前，潮汐能量耗散为它提供了能量，这极大地促进了辐射驱动的风的质量损失。现在的轨道平面与侏儒的赤道平面对齐，对称的叶瓣大致与现在的船底座η双星的近星点辐角对齐。1838年发生了合并，这导致了侏儒星赤道面的大量非对称外流。在我们的模型中，1843年的爆发可以归因于随后的相遇，当时伴星（曾经是三重系统中最外层的恒星）穿过合并产物的膨胀包层，一次是当它再次通过近星点时。我们预言在Homunculus的赤道面上，该系统有一个50 km/s量级的超光速.我们的三重模型给出了一个可行的解释通常在LBV \citep{2015MNRAS.447..598S}中观察到的高失控速度。
2015-11-21 astro-ph.SR
The 2025.6 X-ray Minimum of Eta Carinae
Ariel University（阿里埃勒大学）；Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）
本文观测船底座η星2025.6 X射线极小期，发现其提前约10天，并证实X射线下降源于恒星风不稳定性及主星风吸积到次星，而非视线吸收，且吸积可能驱动喷流。
2026-09-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Secular Changes in Eta Carinae's Wind 1998-2011
在过去的10年中，船底座η光谱中的恒星风发射特征相对于连续谱减少了1.5-3倍。我们调查了1998年至2011年期间获得的几种仪器（STIS，GMOS，UVES）的大型数据集，并分析了恒星直接视图中光谱变化的进展，在FOS 4反射的极化光谱中，以及在Weigelt结处。我们发现，光谱的变化逐渐发生的时间尺度约为10年，他们是依赖于视角。直线强度在我们直视恒星时下降最多。大约十年前，在我们的视线范围内，恒星的广泛恒星风发射特征比FOS 4强得多。在2009年事件之后，两个地点的风发射线强度现在非常相似。高激发态的He Ⅰ和N Ⅱ吸收线在直视下逐渐增强。Balmer P Cyg吸收线的终极速度现在看起来与纬度的依赖性较小，并且在FOS 4处吸收强度可能已经减弱。质量损失率和船底座η星风的电离结构的变化可能是观测到的光谱变化的解释。
2012-02-24 astro-ph.SR
Hard X-ray identification of Eta Carinae and steadiness close to periastron
内容：碰撞风双星Eta Car表现出软X射线热辐射，在近星点附近变化很大，而在硬X射线和伽马射线中则表现出非热辐射。目的：确定Eta Car是硬X射线发射源，研究2-10 keV波段的变化如何影响硬X射线波段的变化，并利用在近星点附近获得的新的积分观测结果更清楚地了解产生非热发射的机制。研究方法：钱德拉观测包含ISGRI误差圆进行了分析，所有其他软X射线源（包括埃塔车本身的外壳）被视为可能的对应部分。研究了Eta Car靠近近星点的新硬X射线图像，并与以前远离近星点的观测结果进行了比较。结果如下：当积分分量用幂律表示时（光子指数为1.8），只要ISGRI源的氢柱密度低于1 E24 cm^{-2}，它在钱德拉波段产生的辐射就比从ISGRI误差圆中除Eta Car外的任何点源观测到的辐射都多。这种来源是罕见的，因此ISGRI排放很可能与埃塔汽车有关。外壳对非热分量的最终贡献也仍然相当有限。在近星点附近，Eta Car的硬X射线辐射达到了3-sigma探测，其通量与远离近星点的平均值相近。结论：假设热源和非热源都有单一的吸收成分，这种检测可以用不超过6 E23 cm^{-2}的氢柱密度来解释，而不需要求助于硬X射线发射的固有增加。注入硬X射线的能量（一个月的平均值）在几个恒星半径内似乎相当恒定，正好在风的加速区域内。
2010-08-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
The H-alpha Variations of eta Carinae During the 2009.0 Spectroscopic Event
我们报告了使用CTIO 1.5 m望远镜和中阶梯光谱仪通过SMARTS观测收集的2009.0船底座eta光谱事件的H-α光谱。我们的观测几乎每晚都在预测的eta Car最小值附近进行，间隔了两个月。我们观察到一个显着的衰落线发射达到最低的X射线最小值后7天。在H-α流量最小值出现前约17天，H-α的轮廓显示出一个宽的天鹅座P型吸收分量（多普勒频移接近-500 km/s）和一个窄的吸收分量（多普勒频移接近-144 km/s，可能与小侏儒星云的介入气体有关）。所有这些特征都是在2003.5年的最后一次事件中观测到的，可能与伴星的近星点通过有关。我们认为，这些变化是一致的定性预期的主要恒星的恒星风的变化，导致风风碰撞与一个大规模的双同伴和大气日食的同伴。
2010-01-19 astro-ph.SR
Resolving the H-alpha-emitting Region in the Wind of Eta Carinae
巨大的演化恒星船底座伊塔星是银河系中最明亮的恒星，并且在任何已知的恒星中具有最高的稳定风质量损失率。Hillier等人的光谱辐射转移模型预测，H-α主要是在距离恒星6到60天文单位的风区域发射的（2.35千秒差距时为2.5到25质量）。我们目前的衍射极限图像（FWHM ~25 mas）与麦哲伦自适应光学在两个时代，显示出海山二始终出现~2.5至3 mas更广泛的H-α发射相比，相邻的643 nm连续。这意味着H-α谱线形成区的特征发射半径可能为12质量或约30天文单位，与希利尔星风模型非常吻合。这直接证实了该模型的物理风参数大致正确，包括10^-3 M_sun/yr的质量损失率，加上聚集因子和终极速度。H-alpha图像（椭圆率和PA）与连续图像的比较揭示了在H-alpha处没有显著的不对称性。因此，任何由伴星或主星自转引起的不对称性都不会强烈影响到外层风中的H-α辐射。
2017-05-18 astro-ph.SR
Eta Carinae across the 2003.5 Minimum: Analysis in the visible and near infrared spectral region
我们提出了一个分析的可见光到近红外光谱的Eta Carinae和它的喷出物期间获得的“Eta Carinae运动与UVES在ESO VLT”。这是提供完整的Eta Carinae光谱的更大努力的一部分，并将先前使用UV（1240-3159 A）的HST/STIS分析扩展到10，430 A。在中紫外和近紫外的光谱是由喷出物吸收的特征。在较长的波长，恒星风的功能，从中央源和狭窄的发射线从Weigelt凝聚占主导地位的光谱。然而，窄的吸收线从拱壳存在。本文描述了3060 ~ 10430 A之间的光谱，包括喷出物吸收谱、Weigelt凝聚的发射光谱和P-Cygni星风特征的谱线鉴别。VLT/UVES的高光谱分辨能力使原子和分子吸收线的等效宽度测量成为可能，这些元素在较短波长处没有跃迁。然而，基于地面的看到和贡献的星云散射辐射阻止直接比较VLT/UVES和HST/STIS光谱中测量的等效宽度。幸运的是，HST/STIS和VLT/UVES在波长覆盖范围上有一个小的重叠，这使得我们能够比较和调整进入仪器孔径的散射辐射的差异。本文提供了一个完整的在线VLT/UVES光谱，并对3060和3160 A之间的HST/STIS和VLT/UVES进行了光谱比较。
2009-01-06 astro-ph.SR
Accretion at the periastron passage of Eta Carinae
我们提出了高分辨率的数值模拟碰撞风系统$η$船底座，吸积到第二颗恒星接近近星点通道。我们的流体动力学模拟包括自重力和辐射冷却。平滑的星风相互碰撞，产生不稳定性，主要是非线性薄壳不稳定性，形成星丝和星团。我们发现，在近星点通过前几天，由于次级风的引力，致密的细丝和团块流向次级风，并到达我们注入次级风的区域。我们运行我们的模拟为传统的恒星质量，$M_1=120 ~\rm{M_\odot}$和$M_2=30 ~\rm{M_\odot}$，并为高质量的模型，$M_1=170 ~\rm{M_\odot}$和$M_2=80 ~\rm{M_\odot}$，提出了更好地适应历史的巨大的爆发。正如预期的那样，模拟结果表明，吸积过程对于质量更大的二级恒星更为明显。
2016-09-11 astro-ph.SR
Eta Carinae left a curious ladder to climb
研究Eta Carinae视光谱中由相互作用风形成的吸收壳层，提出其起源于三合星系统内的双星并合，并指出需考虑其他模型。
2024-03-20 astro-ph.SR
The orbital kinematics of eta Carinae over three periastra with a possible detection of the elusive secondary's motion
船底座η双星是最接近超大质量恒星的例子，它可能是在19世纪中期的大爆发中通过合并形成的。我们的目的是确认和改进的运动学使用的光谱数据集与CTIO 1.5米望远镜在2008年至2020年的时间段，涵盖三个近星点通道的高偏心轨道。我们测量的H-α和H-β，其中的径向速度和轨道运动学的主要恒星的H-β发射线使用平分线的方法测量线的变化。在远离近星点的阶段，我们观察到He II 4686的发射与主星相反，与可能的沃尔夫-拉叶伴星一致，尽管发射线看起来很窄。这可能是第一次探测到来自伴星的辐射。
2022-12-30 astro-ph.SR
NGC 300 OT2008-1 As a Scaled-Down Version of the Eta Carinae Great Eruption
我们认为，中等亮度的光学瞬变NGC 300 OT 2008 -1是由一个极端的渐近巨星分支星的主序列伴侣的质量转移插曲。我们发现几个月的NGC 300 OT 2008 -1爆发，2002年3个月的B星V838 Mon神秘爆发，以及19世纪发生的大质量双星系统Eta Carinae长达20年的大爆发的光变曲线形状非常相似。它们相似的衰减特性暗示了一个共同的能量来源：一种通过吸积到主序星上而释放的引力能。这些事件在总能量与爆发持续时间图中占据了一个特定的条带。这条带位于新星和超新星之间。我们将最近的瞬态事件添加到该图中，并发现它们占据同一条带。这表明一些中等亮度的光学瞬变是由致密物体（不一定是主序星）上的吸积提供动力的。由于吸积过程的几何形状，预计这些瞬变会产生双极喷出物。
2009-12-08 astro-ph.SR
3D hydrodynamical and radiative transfer modeling of Eta Carinae's colliding winds
我们提出了完整的三维流体动力学和辐射转移模拟的结果碰撞恒星风的大质量双星系统船底座Eta。我们完成这一点，通过应用SimpleX算法的三维辐射转移的非结构化Voronoi-Delaunay网格最近的三维光滑粒子流体动力学（SPH）模拟的二元碰撞风。我们使用SimpleX获得氢和氦的详细电离分数，在3D中，在原始SPH模拟的分辨率。我们研究了几个计算域的大小和发光蓝可变的主要恒星质量损失率。此外，我们还提出了复杂3D数值模拟的可视化和交互输出的新方法，包括3D交互式图形和3D打印。虽然我们最初专注于埃塔车，所采用的方法可以应用于许多其他碰撞风（WR 140，WR 137，WR 19）和尘土飞扬的“风车”（WR 104，WR 98a）的二元系统。再加上3D流体动力学模拟，SimpleX模拟有可能帮助确定在这些独特的物体中形成各种观测到的时变发射和吸收线的区域。
2015-08-16 astro-ph.SR
Explaining the Early Exit of Eta Carinae from its 2009 X-Ray Minimum with the Accretion Model
我们使用吸积模型来解释早期退出的海山二从2009年的X射线最低。在吸积模型中，次级恒星在近星点附近吸积来自主风的质量，这是一个抑制次级风的过程。由于激波次级风是造成大部分X射线发射的原因，吸积过程是造成X射线最小值的原因。2009年X射线最低值出现4周后就提前结束，而不是前两次最低值出现的10周，这是因为上一次最低值出现的主要风比前两次X射线最低值出现的速度更快，质量损失率也更低。这导致在X射线最小值期间的质量吸积率低得多。我们表明，使用这些量的波动范围内推导出的最小值以外的X射线通量的波动，可以占最后X射线最小的持续时间短。较短的X射线最小值可能对系统从光谱事件中的恢复有进一步的影响。
2009-06-23 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
Eta Carinae's Declining Outflow Seen in the UV, 2002-2015
自2000年以来，现有的HST紫外线数据为eta Car的行为提供了许多以前被忽视的线索。在这里，我们研究了具有不同结果的观测子集。(1)这颗恒星状态的快速变化被紫外线吸收线、星周消光和其他特征的重大变化所证实。(2)N III] 1750是eta Car可观察光谱中两个最明亮的发射特征之一，可与H-alpha相媲美。这条线和其他半禁戒线是有用的，因为它们没有P Cyg吸收。(3)多重态比提供了第一个直接诊断的气体密度在eta车的流出。他们强烈建议，高激发线起源于碰撞风冲击区域内的凝聚。这些参数意味着，已公布的模型没有充分代表必要的小尺寸尺度。(4)在2002-2004年，大量的N III]发射具有从+400到+1200 km/s的异常多普勒速度。这是一个谜;我们推测，它可能是由2003.5年近星点事件中的大规模喷射造成的。其他各种影响也难以解释，值得进一步研究。
2018-04-19 astro-ph.SR
3D Printing Meets Computational Astrophysics: Deciphering the Structure of Eta Carinae's Inner Colliding Winds
我们展示了复杂天体物理系统超级计算机模拟输出的第一个3D打印结果，即大质量（>120 M_Sun）、高偏心率（e ~ 0.9）双星系统船底座η中碰撞的恒星风。我们展示了用于将3D交互式图形纳入PDF期刊出版物的方法，以及使用3D可视化和3D打印作为工具来分析多维数值模拟数据的好处。使用消费级3D打印机（MakerBot Replicator 2X），我们成功地打印了Eta Carinae内部（r ~ 110 au）风-风碰撞界面在多个轨道阶段的3D平滑粒子流体动力学（SPH）模拟。3D打印和可视化显示了重要的，以前未知的“手指状”结构，在近星点（φ ~ 1.045）后不久的轨道阶段，从螺旋风-风碰撞区域径向向外突出。我们推测，这些手指有关的不稳定性（如薄壳，瑞利-泰勒），出现在密集的冲击后主星风和快速（3000公里/秒），绝热冲击后伴星风的辐射冷却层之间的界面。我们工作的成功和以前未识别的物理特征的轻松识别突出了3D打印和交互式图形在可视化和理解复杂的3D时间依赖性天体物理现象数值模拟中的重要作用。
2015-03-02 astro-ph.SR
Orbital Parameters for the $250 M_\odot$ Eta Carinae Binary System
我们表明，最近的观测，他我和N II线的$η$船底座可能提供支持的轨道方向，第二颗星是最接近我们的近星通道。这一结论对两颗恒星的一般假设质量和更高质量恒星模型都是有效的，在更高质量恒星模型中，非常大质量的演化主星质量是$M_1=170 M_\odot$，它的热次级星质量是$M_2 = 80 M_\odot$。后一个模型更好地解释了轨道周期的变化，假设90世纪的大爆发是由次级恒星的吸积提供动力的。采用常用的高偏心率$e \simeq 0.9$和倾角$i=41^\circ$，我们得到了一个很好的拟合新发布的多普勒频移观测的He I发射和吸收线假设它们是在次级恒星风的加速区发射和吸收。我们的模型中，第二颗星是在近星点的前景是相反的，最近在文献中提出的观点。
2016-05-06 astro-ph.SR
Eta Carinae and the Luminous Blue Variables
我们评估了船底座伊塔星在亮蓝变星（LBV）中的位置，并表明LBV现象并不局限于像Eta Car这样的极亮天体，而是将亮度扩展到低至log（L/Lsun）= 5.4 -对应于初始质量约25 Msun，最终质量低至约10-15 Msun。我们提出了一个普查的S剑鱼的变化，并讨论基本的LBV属性，其质量损失行为，以及是否在最大的光，他们形成伪光球。我们认为，这些对象，表现出巨大的埃塔车型喷发最有可能与更常见的类型S剑鱼座的变化。替代大气模型以及亚光球模型的不稳定性，但LBV现象的真实性质仍然是难以捉摸的。最后，我们讨论了LBVs的演化状态-突出最近的迹象表明，一些LBVs可能是在一个直接的前超新星状态，在大质量恒星演化的标准范式相矛盾。
2011-11-24 astro-ph.CO astro-ph.GA 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
The Interaction of the Eta Carinae Primary Wind with a Century Old Slow Equatorial Ejecta
我们认为，蓝移和红移成分的流出在数百个AU的大规模的双星系统船底座伊塔的不对称形态可以理解的碰撞的主要恒星风与缓慢膨胀的密集赤道气体。最近对一些禁谱线的高空间观测，例如[Fe III] Aldida 4659，揭示了从Eta Car流出的气体在大约1弧秒（2300 AU）内。蓝移和红移分量的分布是关于中心不对称的，并且它们彼此有很大的不同。蓝移和红移成分的形态与密集的缓慢移动的赤道气体（称为Weigelt blob环境; WBE）的位置相关，这被认为是在1887 - 1895年的小喷发期间喷出的。在我们的模式中，蓝移和红移分量的划分是由主风与西半球边界层碰撞后在赤道面两侧的激波后气流引起的。来自次级恒星的快速风在我们的模型中对这些成分没有作用，它是自由膨胀的主风与WBE碰撞。因为视线倾斜于双星轴，所以两个分量不对称。我们表明，激波后气体也可以解释观测到的强度在[Fe III]的A4659线。
2012-03-13 astro-ph.SR
Numerical simulations of wind-equatorial gas interaction in eta Carinae
我们进行三维气体动力学模拟，并表明，在数百个天文单位（AU）的大规模的双星系统船底座eta流出的蓝移和红移分量的不对称形态可以解释从碰撞的自由主恒星风与缓慢膨胀的致密赤道气体。由于百年之久的赤道喷出物的结构非常复杂，无法通过观测在空间上完全分辨，我们仅限于用一两个致密的球形云来模拟赤道致密气体。因此，我们再现了速度图的一般定性性质，但没有再现细节。速度图的细节可以通过简单地以适当的方式构造致密的喷出物来匹配。蓝移和红移分量分别形成于赤道面两侧的一次风激波后气流中。来自次级恒星的快速风在我们的模型中没有作用，因为在我们模型中的大部分轨道周期中，主星离我们更近。稠密的云被观察到比双星系统更接近我们，因此在我们的模型中，主星在大部分轨道周期内都面对密集的赤道喷出物。
2012-12-23 astro-ph.SR
Accretion of Dense Clumps in the Periastron Passage of Eta Carinae
对大质量双星船底座$η$的风相互作用过程进行了三维流体动力学数值模拟，发现了在近星点附近的稠密主风中吸积质量的次级星。这种吸积被认为是导致在系统中观察到的光谱事件和X射线最小值的每一个革命。在这项研究中，我们限制自己探索的作用，在触发吸积过程中的主要风团。我们包括第二颗恒星的重力和轨道运动开始前19天（90度）的近星点通过。吸积过程是由无法被二次风的冲压压力减速的密集团块触发的。致密团块是由冲击的一次风气体形成的薄致密壳层中的不稳定性形成的。我们探讨的数值粘度和一些物理参数的吸积过程的启动的作用，并解释独特的属性的$η$车，允许近星点吸积过程发生。吸积开始于近星点通过前一周左右，这是解释X射线最小值持续数周的必要条件。
2012-06-24 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
Ancient eruptions of Eta Carinae: A tale written in proper motions
我们分析了八个时期的哈勃空间望远镜H $α$ +[N II]成像的Eta Carinae的外部喷出物。近800节的自行表明，探测到的喷出物分为三个明显的年龄组，可追溯到公元1250年左右，到公元1550年左右以及19世纪40年代大爆发期间或之前不久。这些火山群的喷出物分布在不同的地方，这就有力地限制了埃塔-卡尔在19世纪之前经历了多次大喷发。1250年和1550年的事件并不像小矮人一样具有轴对称性; 1250年的事件特别不对称，甚至是单侧的。此外，与大喷发有关的S脊中的喷出物似乎比侏儒的喷出早了几十年。我们探测到了跨越多个时期的基本上是弹道式的膨胀。我们没有发现观察到的结的大规模减速的证据，这些结可以通过犁入周围的物质来驱动软X射线壳层，这表明观察到的X射线是由19世纪40年代快速稀薄的喷出物超过较老的致密结而产生的。早期的减速和随后的惯性运动不能解释较老的外层喷出物的起源-需要在19世纪之前发生重大的偶发性质量损失。过去喷发的时间尺度和几何形状为任何驱动埃塔汽车行为的理论物理机制提供了重要的约束。非重复的机制，如在三重系统中合并一个接近的双星，将需要额外的复杂性来解释观测结果。
2016-09-01 astro-ph.SR
Explosions Triggered by Violent Binary-Star Collisions: Application to Eta Carinae and other Eruptive Transients
本文讨论了一个模型，在一个偏心的双星系统中的恒星的剧烈的近星点碰撞引起的喷发或爆炸被视为一个短暂的瞬态源，归因于LBV，SN冒名顶替者，或其他瞬变。关键的成分是，一个演化的主要增加其光球半径在相对较短的时间尺度，到一个点的半径相当于或大于近星点分离的偏心双星。在这样的配置中，一个剧烈而突然的碰撞将随之发生，可能导致大量的物质喷射，而不是二元合并。在一个偏心系统中，重复的星周掠食可能会迅速升级为灾难性的遭遇，其中伴星实际上在近星点期间陷入膨胀的主星的光球层深处，这是主星增加自己半径的结果。这是由$η$船底座的情况所激发的，如果对现今轨道的传统估计是正确的，那么这样的碰撞一定发生过，并且在光变曲线中短暂的峰值与近星点重合。恒星碰撞可以解释像SN 2000 ch和SN 2009 ip这样的短周期LBV爆发，也可以解释相对低质量的祖星爆发（碰撞不一定是非常明亮的恒星的专属领域）。最后，在近星点反复引起的质量喷射导致轨道演化，这可能解释了非常偏心的碰撞风沃尔夫-拉叶双星如WR 140的起源。
2010-10-20 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Periastron Passage Triggering of the 19th Century Eruptions of Eta Carinae
我们重建的进化Eta船底座在过去的两个世纪中，假设19世纪的两次喷发是由近星通道触发，并通过约束的二进制参数。19世纪末的小爆发（LE）发生在系统非常接近近星点通过的时候，这表明次级爆发触发了LE。我们假设1838-1858年的大爆发（GE）也是由近星点通道触发的。我们还假设，从主星到次星的质量转移占了GE的额外能量。在这些假设下，我们将双星系统的总质量限定为M=M_1+M_2>~250太阳质量。这些比通常使用的质量更高的质量更好地匹配观测到的光度与恒星演化轨迹。包括两颗恒星的质量损失和从主星到主星的质量转移，我们得到了一个很好的匹配的近星点通道的光变曲线的两个峰值。基于这些发现和天鹅座P的类似行为，我们推测主要的LBV爆发是由恒星同伴触发的，在极端情况下，具有巨大质量转移率的短持续时间事件可能导致数周至数月的时间尺度上的明亮瞬态事件（“超新星冒名顶替者”）。
2010-08-25 astro-ph.SR
The fossil wind structures of Eta Carinae: changes across on 5.54-year cycle
船底座η星是最近的、活跃的、大质量的双星，包含一个高度不稳定的LBV，表现出膨胀的、压缩的风壳，可以在发射中看到，这是由\hst / \stis在空间和光谱上分辨的。从2009年6月开始，这些结构被绘制在其5.54年的高度椭圆的双星轨道上，以跟踪[Fe~III] 4659和[Fe~II] 4815的时间变化。这些排放物追踪了风壳化石的一部分，这些化石是由每个循环中的风与风的相互作用形成的。在高电离态，密集的电弧，光电离的远紫外辐射从热的次级，在[Fe~III]。其他的弧，被来自主星的中紫外线辐射电离，在[Fe II]中可见。[Fe III]结构倾向于位于[Fe II]结构的内部，这些结构追踪广泛的，较少干扰的主风。在短暂的近星点通过期间，当次级恒星深入到主星的极密风中时，在主星的远侧，高电离[Fe III]结构消失并在[Fe II]中重新出现。在5.7年的监测间隔中追踪了多个化石风结构。膨胀的[Fe II]壳层的高度相似性表明，在过去的几个轨道周期中，这颗大质量联星的风和光电离特性从一个轨道到下一个轨道没有发生实质性变化。这些观测跟踪结构，可用于测试三维流体动力学和辐射传输模型的大规模，相互作用的风。它们还为后续Eta Carinae的未来变化提供了基线，特别是它的风和光电离特性。
2016-08-22 astro-ph.SR
Using X-Ray Observations to Explore the Binary Interaction in Eta Carinae
本文研究了利用巨质量双星Eta Carinae的X射线光变曲线、对硬X射线源的柱密度和发射量度（密度平方乘以体积）来确定其半长轴的方向。硬X射线发射源是激波次级风。我们认为，就其本身而言，所观察到的X射线通量不能告诉我们很多关于半长轴的方向。对双星系统的一些未知参数进行微调，可以拟合几乎任何倾角和取向的X射线光变曲线。另一方面，柱密度和X射线发射测量对取向施加强约束。我们改进了我们以前的计算，并表明，柱密度是更兼容的方向，在大多数时间的次要-热，质量较低的恒星-是后面的主星。第二次接近观察者只有很短的时间接近近星点通过。10周X射线深度最小值，这是由于排放量的大幅减少，意味着在此期间，规则的二次风基本上被抑制。这种抑制最有可能是由于主要的发光蓝变星（LBV）的密集风的质量吸积。赤道面的吸积作用可能导致极流的形成。我们认为，极外流有助于软X射线发射的X射线最低期间，另一个来源是在尾部的冲击二次风。每五年半一次的近星点通过都会发生吸积，这一结论意味着在19世纪的20次海山二大爆发期间，吸积的速度要高得多。
2009-04-14 astro-ph.SR
