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
Eta Carinae long-term variability
我们目前的初步结果，我们的长期观察到的光谱的LBV星船底座伊塔的变化分析。根据氢谱线的轮廓，我们得出的结论是，在过去的15年里，主恒星的物理参数没有变化。
2010-09-22 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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
Fermi acceleration along the orbit of η Carinae
船底座η型双星系统拥有最大质量的恒星，也是已知质量损失率最高的恒星。其稠密的风遇到伴星排出的更快的风，在激波中耗散机械能，将粒子加速到相对论能量并产生高能（HE）γ射线。我们使用了前7年的Fermi LAT数据，它跨越了近星点的两个船底座η星。我们使用新的PASS 8管道提取了不同轨道相位仓中的低和HE光变曲线和光谱。我们使用粒子加速的流体动力学模拟系统在一个多细胞的几何形状和比较的预测与观察。γ射线发射位置与船底座η星一致。两个发射组件被区分。低能量（LE）在10 GeV以下截止，其通量受轨道运动调制，变化因子< 2。短时间的变化发生在近星点。HE分量通量变化的3-4倍，但在两个近星点不同。假设表面磁场为500 G，在前半部分观测期间在LE和HE观测到的变化与模拟预测相匹配。HE分量和热X射线发射弱于预期的第二近星点周围的风密度的修改，在内部风碰撞区（WCR）。WCR中的扩散激波加速提供了一个令人信服的观测结果和新的诊断工具，以探测系统的几何形状和能量。需要进一步的观测来解释近星点到近星点HE的变化，并将其与强子起源紧密联系起来。船底座η是一个近星点的质子加速器。它的$ν$通量可以通过冰立方多年的观测来检测。轨道调制的HE组件可以区分从CTA的光吸收。
2017-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
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
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
X-ray Modeling of η Carinae and WR140 from SPH Simulations
碰撞风双星（CWB）船底座η和WR 140系统为X射线天体物理学提供了独特的实验室。它们的风-风碰撞产生的硬X射线已经被包括RXTE在内的几个X射线望远镜广泛监测。为了解释这些X射线光变曲线和光谱，我们应用3D流体动力学模拟的风-风碰撞使用平滑粒子流体动力学（SPH），与最近的改进的辐射冷却和加速的恒星风根据β定律。对于这两个系统，2-10千电子伏的RXTE光变曲线是很好地再现绝对单位的大多数阶段，但光变曲线下降与近星点通道没有很好地匹配。在WR 140中，倾角太弱，而在船底座η中，两颗恒星风速的巨大差异导致了一个热的后近星点气泡，在X射线最小值的末端产生过量的发射。
2011-11-01 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
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
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
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
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
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
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
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
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
CO, Water, and Possible Methanol in Eta Carinae Approaching Periastron
在星周气体中，复杂的有机分子甲醇几乎只在年轻的恒星周围被发现，因此被认为是最近恒星形成的标志。在这里，我们报告的第一个可能的检测甲醇周围的进化高质量的恒星，在复杂的拱星环境周围的明亮的蓝色变量$η$船底座，而使用ALMA调查分子云的条件下跟踪CO（2-1）在轨道阶段的大规模的二进制之前的2020年近星点。与$^{13}$ CS替代物相比，甲醇更受青睐，发射源自热（$T_{\rm{gas}} \simeq$ 700 K）材料，$\sim$ 2 $''$（0.02 pc），集中在尘埃遮蔽的双星上，与CO形成对比，CO追踪扩展的大质量赤道环面的内层，并伴随着较冷（$T_{\rm{gas}} \simeq$ 110 K）气体层的显著吸收。我们还报告了在557 GHz和988 GHz的$Herschel$ /HIFI观测中检测到的水。甲醇的丰度比在几颗低质量恒星上观测到的高出几到50倍，而水的丰度则与在冷而致密的分子云中观测到的相似。$η$海脊核中非常高的甲醇：水丰度比可能表明甲醇的形成过程类似于尘埃颗粒上的费托催化反应。这些观测结果证明，复杂分子的形成可以发生在大质量恒星周围的化学演化环境中，在其演化的最后阶段，如果有足够的气体密度和屏蔽条件，就像大质量相互作用的同伴和合并残余物周围的物质一样。
2020-02-25 astro-ph.GA 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
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
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 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
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
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
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
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 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
Precession and Nutation in the eta Carinae binary system: Evidences from the X-ray light curve
据信，船底座η星实际上是一个大质量的双星系统，其强烈的X射线发射是由风与风的相互作用引起的。虽然X射线光变曲线的整体形状可以用双星轨道的高偏心率来解释，但其他特征，如近星点通道附近的不对称性和在这些时期看到的短准周期振荡，还没有被解释。在本文中，我们解释这些功能假设船底座η的旋转轴是不垂直的轨道平面的二进制系统。因此，伴星将在不同纬度的轨道平面上以不同的轨道相位面对船底座η星，由于质量损失率和风速都与纬度有关，它们将产生观测到的X射线通量的不对称性。假设船底座η星的旋转轴与双星轨道的轴成29度角，我们能够再现X射线光变曲线的主要特征。我们还解释了短的准周期振荡，假设章动的旋转轴，振幅约为5度，周期约为22天。章动参数，以及岁差的拱点，与一个约274年的周期，是符合预期的扭矩引起的伴星。
2009-09-10 astro-ph.HE 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
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
Mid-Cycle Changes in Eta Carinae
在2006年后期，对$η$ Car和侏儒的地面测光显示，它们的综合视亮度出现了意想不到的下降，这与其长期增亮的趋势明显相反。随后的HST/WFPC 2在近紫外线下对中心恒星的测光表明，这不是一个简单的逆转。这种多波长测光不支持增加消光的灰尘作为解释的亮度下降。在Gemini-South望远镜上用GMOS获得的光谱显示，当与HST/STIS光谱在周期的同一阶段进行比较时，$η$ Car的5.5年光谱周期0的中途发生了微妙的变化。在公转周期中期，副恒星距离主星20- 30天文单位。我们认为，光谱的变化是一致的，在主恒星的风的密度和速度的波动，无关的5.5年的周期，但可能与其纬度依赖的形态。我们还讨论了微妙的影响，必须考虑到比较地基和HST/STIS光谱时。
2010-04-26 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
Eta Carinae: an evolving view of the central binary, its interacting winds and its foreground ejecta
Eta Car的FUV光谱，在二十年的时间里用HST/STIS记录，记录了我们视线中消散消光引起的共振线的多次变化。FUV通量增加了近十倍，这导致了侏儒体内多个壳层的电离增加和分子氢的光破坏。观测到的共振线剖面与CMFGEN模式剖面的比较，允许分离的风-风碰撞和壳approptions从主风，天鹅座P profiles.The消散的掩星优先掩盖中心双星和相互作用的风相对于非常广泛的主风。我们现在能够监测碰撞风与轨道相位的变化。在最近的近星点通道上发生了高速瞬态扰动，表明次级风加速了主风，导致了下游的高速弓形激波，这是每个轨道周期新产生的。没有证据表明双星风的性质发生了变化。
2022-05-30 astro-ph.SR
3D radiative transfer simulations of Eta Carinae's inner colliding winds - I. Ionization structure of helium at apastron
高偏心双星系统Eta Carinae显示出许多随时间变化的发射和吸收特征。这些观测特征是复杂的三维（3D）风-风碰撞区域和发光恒星光电离之间相互作用的结果。具体来说，氦呈现出几个有趣的光谱特征，为系统和单个恒星的几何和物理性质提供了重要线索。我们使用SimpleX算法后处理3D平滑粒子流体动力学模拟输出的相互作用的风在埃塔车，以获得电离氦的分数假设三个不同的主星质量损失率。由此产生的电离地图约束的地区，氦是单，双电离。我们发现，减少初级的质量损失率增加的体积的He+。降低主要的质量损失率产生大的变化，在系统的近星点一侧的冲击前的主要风中的He+的体积。我们的结果表明，双星的取向，其中apastron是在我们的一侧的系统是更符合现有的观测。我们认为，在主要的质量损失率的小变化可能会解释所观察到的增加，在氦吸收在最近几十年，虽然许多关于这种情况下的问题仍然是开放的。我们还提出，在19世纪90年代爆发和1944年之间的Eta Car光谱中没有宽的HeI线可能是由于伴星的He 0+电离光子无法穿透风-风相互作用区域，因为当时的初级质量损失率较高（与现在的值相比，是2倍以上）。
2014-12-23 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
