船底座η双星系统中引力在风碰撞中的作用

大质量双星Eta Carinae中瞬态快蓝吸收线的解释

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。

N II 5668-5712，Eta Carinae的一类新光谱特征

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。

Eta Carinae中的N II线：19世纪大爆发期间物质转移的进一步证据

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。

船底座η星“Weigelt结”中的反电离带

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。

海山二大爆发

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。

用H-帕邢线约束船底座η星的轨道方位

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。

船底座η星伴星的多波长意义

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。

19世纪的海山二大喷发是一个三重星系的合并事件吗？

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。

1998-2011年船底座η星风的长期变化

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。

2009.0光谱事件中船底座η星的H-α变化

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。

海山二风中H-α发射区的解析

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。

跨越2003.5极小期的Eta Carinae：可见光和近红外光谱区的分析

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。

Eta Carinae近星点通道的吸积

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。

对Eta Carinae的Homunculus星云成像的评论

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。

Eta Carinae留下了一架待攀爬的奇特阶梯

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。

The orbital kinematics of eta Carinae over three periastra with a possible detection of the elusive secondary's motion

The binary eta Carinae is the closest example of a very massive star, which may have formed through a merger during its Great Eruption in the mid-nineteenth century. We aimed to confirm and improve the kinematics using a spectroscopic data set taken with the CTIO 1.5 m telescope over the time period of 2008-2020, covering three periastron passages of the highly eccentric orbit. We measure line variability of H-alpha and H-beta, where the radial velocity and orbital kinematics of the primary star were measured from the H-beta emission line using a bisector method. At phases away from periastron…

NGC 300 OT2008-1作为依塔海山二大喷发的缩小版

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。

海山二碰撞风的三维流体动力学和辐射转移模拟

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。

用吸积模型解释Eta Carinae从2009年X射线极小期提前退出

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。

船底座η星的定向和中等亮度光学瞬变（CRUTs）的动力机制

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。

2002-2015年UV中的海山二星外流下降

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。

3D打印满足计算天体物理学：破译Eta Carinae内部碰撞风的结构

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。

$250 M_\odot$海山二星系统的轨道参数

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。

船底座η星He II 4686：近星点通过期间风-风碰撞区的坍缩

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。

海山二原始风与一个世纪前赤道慢喷发物的相互作用

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。

船底座η星风-赤道气体相互作用的数值模拟

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。

Eta Carinae星周通道中致密团块的吸积

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。

根据其双星碰撞风的三维流体动力学模拟对Eta Carinae质量损失减少的限制

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…

船底座伊塔星的古代喷发：一个以自行方式书写的故事

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。

船底座η双星系统的岁差和章动：来自X射线光变曲线的证据

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。

海山二碰撞风中的幕式激波后尘埃形成

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。

19世纪海山二爆发的近星点通道触发

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”）。

海山二的古风结构：5.54年周期的变化

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。

利用X射线观测研究Eta Carinae的双星相互作用

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。

澳大利亚土著对海山二大爆发的记录

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。

船底座η的中期变化

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。

Eta Carinae: an evolving view of the central binary, its interacting winds and its foreground ejecta

FUV spectra of Eta Car, recorded across two decades with HST/STIS, document multiple changes in resonant lines caused by dissipating extinction in our line of sight. The FUV flux has increased nearly ten-fold which has led to increased ionization of the multiple shells within the Homunculus and photo-destruction of molecular hydrogen. Comparison of observed resonant line profiles with CMFGEN model profiles allows separation of wind-wind collision and shell absorptions from the primary wind, P Cygni profiles.The dissipating occulter preferentially obscured the central binary and interacting win…

Eta Carinae with Fermi-LAT: Two full orbits and the third periastron

Context. Colliding-wind binaries are massive stellar systems featuring strong, interacting winds. These binaries may be actual particle accelerators, making them variable gamma-ray sources due to changes in the wind collision region along the orbit. However, only two of these massive stellar binary systems have been identified as high-energy sources. The first and archetypical system of this class is Eta Carinae, a bright gamma-ray source with orbital variability peaking around its periastron passage. Aims. The origin of the high energy emission in Eta Carinae is still unclear, with both lepto…

海山二内部碰撞风的三维辐射转移模拟- I。氦原子在远日点的电离结构

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）。

船底座η星的灯塔效应

A Lighthouse Effect in Eta Carinae

我们提出了一个新的模型，散射的时间依赖性，非对称的近紫外辐射从附近的喷出物的η车的行为。利用η Car双星碰撞风的三维流体动力学模拟，我们表明Madura等人（2012）推导的三维双星方位能够解释Smith等人（2004 b）的哈勃空间望远镜高级巡天相机/高分辨率相机（HST ACS/HRC）F220 W图像中观察到的非对称近紫外光变化。假设二元取向为i ~ 130 ~ 145度，ω ~ 230 ~ 315度，PAz ~ 302 ~ 327度的模型与观测到的F220 W近紫外图像一致。我们发现，在F220 W图像中观察到的近紫外过量，热的双星同伴没有显着的贡献。相反，我们认为，钻孔效应和减少的Fe II光学深度内的风-风碰撞腔雕刻在扩展光球的主星导致的时间依赖性定向照明的circum-binary材料的同伴在其高度椭圆轨道上移动。

用HST成像研究Eta Carinae碰撞风的时间演化

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。

船底座η星次星对近星点通道质量吸积响应的模拟

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。

船底座η星双星轨道绝对方位的约束：[Fe III ]宽发射的三维动力学模型

Constraining the Absolute Orientation of Eta Carinae's Binary Orbit: A 3-D Dynamical Model for the Broad [Fe III] Emission

我们提出了一个三维（3-D）动力学模型的广泛的[Fe III]发射观测到的海山二使用哈勃太空望远镜/空间望远镜成像光谱仪（HST/STIS）。这个模型是基于完整的3-D光滑粒子流体动力学（SPH）模拟埃塔汽车的二元碰撞风。辐射转移代码被用来生成合成光谱图像的[Fe III]发射线结构在各种观察到的轨道相位和STIS狭缝位置角（PA）。通过改变轨道倾角i、视线轨道面投影与半长轴近星侧的PA θ和轨道轴天空上的PA的参数研究，我们首次能够严格地约束双星轨道的绝对三维定向。为了同时再现在轨道相位为0.976、STIS狭缝PA = +38度时观测到的蓝移发射弧，以及在负狭缝PA时观测到的发射的时间变化，该双星需要具有i \approx 130至145度，θ \approx -15至+30度，以及在PA \approx 302到北纬以东327度处投影在天空上的轨道轴。这代表了一个系统，其轨道轴与推测的侏儒星云的极轴紧密对齐，在3-D中。因此，伴星Eta B在天空中顺时针运行，并位于系统的观测者一侧的apastron。这个方向对侏儒的形成理论有重要的影响，并有助于为确定恒星质量的轨道建模奠定基础。

Eta Carinae光学2009.0事件，一种新的“类似日食”现象

The Eta Carinae optical 2009.0 event, a new "eclipse-like" phenomenon

在过去的三个5.5年周期中，对海山二的周期性事件进行了广泛的监测。最近一次发生在2009年1月，在不同的波长范围内进行了更详尽的观测。如果这些事件是在双星接近近星点时产生的，则测光特征的定时和采样可以提供有关系统几何和物理的更多信息。因此，我们继续进行2003年开始的地面光学光度测量活动，详细记录2009.0事件的行为。这一次的观测计划包括一个新的望远镜，以获得其他测光带的信息。日常监测包括通过标准的UBVRI滤光片和窄的Halpha通带获取CCD图像。随后的差示测光包括了该天体的中心区域和整个侏儒星云。我们的相对UBVRIHalpha测光，从2008年11月到2009年3月底进行的结果，在这项工作中，其中包括事件的整体。初始的上升支、最大值、下降到最小值和恢复上升阶段强烈地类似于一种食。所有这些特征都准时发生-根据预测-尽管与前一次事件相比有一些光度差异。我们使用现在和以前的“日食”事件数据重新确定了2022.8天的周期值。这些结果强烈支持埃塔汽车的二元性假设。在本文中，完整的数据集与测光的2009.0事件提供，使其随时可供进一步分析。

基于13年HST成像的Eta Carinae侏儒的中等精确动力学年龄

A moderately precise dynamical age for the Homunculus of Eta Carinae based on 13 years of HST imaging

HST档案包含了大量的船底座η星的图像，本文分析了那些最适合测量其膨胀的侏儒星云的图像。通过侏儒的多个强度跟踪揭示了星云整体大小的分数增加;这避免了登记的不确定性，减轻了亮度波动，并且独立于以前的方法。将F631 N滤波器中宽视场行星照相机2（WFPC 2）图像的13年基线与F550 M滤波器中高级巡天照相机/高分辨率通道（ACS/HRC）图像的4年基线相结合，得出抛射日期（假设线性运动）为1847.1（$\pm$ 0.8年）。这一结果提高了精度，但与Morse等人先前的研究非常一致。（2001），使用了较短的时间基线和不同的分析方法。这个更精确的日期与偏心双星在近星点通过期间的抛射不一致。喷发发生在大喷发的主要高原，而不是在1843年和1838年的短暂高峰期。年龄的不确定性主要是由一个真正的蔓延在年龄的各种节，并通过一些不规则的亮度波动。几个结似乎已经喷出几十年之前或之后的平均日期，这意味着一个复杂的历史的质量损失事件以外的主要明亮阶段的爆发。大规模喷射的漫长历史可能已经在很大程度上被冲击波通过陨石喷射物的通道所抹去，因为大多数物质被扫入一个薄壳，具有几乎一致的表观年龄。

船底座η星及其可能的伴星附近的高激发发射线

High-excitation emission lines near eta Carinae, and its likely companion star

为了研究eta Car周围气体和电离辐射的分布及其对它可能的伴星的意义，我们检查了[Ne III]，[Fe III]等的高激发发射线，在1998-2004年期间用HST/STIS仪器获得的光谱中。我们的主要结果是：（1）高激发通量在eta Car的5.5年光谱周期中系统地和非平凡地变化。在1998年“事件”之后，它们没有上升到一个平台，而是不断变化，在周期中期达到最大值。(2)在一个重要的位置，一个短暂的，强烈的第二次极大值发生在2003.5光谱事件之前。(3)这些发射线强烈集中在恒星西北几百天文单位的“Weigelt knots”。但相对而言，前者比后者更容易被忽视。(4)每个特征的一个更快的蓝移分量似乎集中在恒星附近，并垂直于系统的双极轴延伸。这种结构可能与赤道外流和/或已知沿着我们的视线存在的致密物质有关。(5)使用光电离程序云，我们估计的参数范围内的热的二级恒星，将得到满意的高激发线比的喷出物。例如，Teff = 39000 K和L = 400000 Lsun将是满意的。参数空间中允许的区域比以前的一些作者建议的更宽（并且大多不那么明亮）。

巨质量双星Eta Carinae中碰撞激波加速产生的非热X射线

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。

Eta Carinae温度突然升高的近红外证据

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。

Spectroscopic Signatures of the Vanishing Natural Coronagraph of eta Carinae

Eta Carinae is a massive interacting binary system shrouded in a complex circumstellar environment whose evolution is the source of the long-term brightening observed during the last 80 years. An occulter, acting as a natural coronagraph, impacts observations from our perspective, but not from most other directions. Other sight-lines are visible to us through studies of the Homunculus reflection nebula. The coronagraph appears to be vanishing, decreasing the extinction towards the central star, and causing the star's secular brightening. In contrast, the Homunculus remains at an almost constan…

船底座η星是一个快速旋转体吗？它的伴星对船底座η星内部风结构的影响有多大？

Is Eta Carinae a fast rotator, and how much does the companion influence the inner wind structure?

我们分析了光蓝变星船底座伊塔的干涉测量，目的是限制主星的旋转速度，并探测伴星的影响。利用二维星风辐射转移模型，我们发现当自转速度与临界速度之比为W=0.77-0.92，倾角i=60-90 °，和位置角PA=108-142度同时再现来自VLTI/VINCI的K波段连续光谱和来自VLTI/AMBER的闭合相位测量。有趣的是，具有W=0.73-0.90和i=80-90度的扁圆模型产生与干涉测量数据类似的拟合，但需要PA=210-230度。因此，无论是扁长模型还是长扁模型都表明主星的自转轴与侏儒星座的极轴并不一致。我们还计算了主星的辐射转移模型，考虑到伴星产生的空腔和稠密的风-风相互作用区域。我们发现，风-风的相互作用对K波段图像有显着的影响，主要是通过自由-自由的排放从压缩的墙壁，合理的模型参数，可以重现VLTI/VINCI vitrium在相位0.92-0.93。我们的结论是，主风的密度结构可以充分扰动的同伴，从而模仿干涉观测的快速旋转的影响。因此，快速旋转可能不是干涉观测的唯一解释。为了解决这些问题，需要进行密集的时间监测和3-D建模。

用ALMA在12 CO中观察到的海山二号星周围的破坏分子环

A disrupted molecular torus around Eta Carinae as seen in 12CO with ALMA

利用阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）观测了大质量恒星$η$ ~船底座周围星周物质的$^{12}$ CO2 $-$ 1辐射。这些观测揭示了新的结构细节冷赤道环面位于$\sim$ 4000 au的恒星。CO环面不是一个完整的方位环，而是缺少了它的近侧，这似乎已经被清除了。丢失的物质与偏心双星系统中的apastron的方向相匹配，这使得$η$ ~Car的伴星可能在抛射后不久就破坏了环的一部分。在ALMA数据中看到的分子气体与先前在中红外（IR）图中观察到的$η$ ~Car周围的冷尘埃非常一致，而热尘埃则位于分子环的内表面。CO也符合近红外H $_2$发射的空间和速度结构。总之，这些都表明ALMA看到的CO环面实际上是Homunculus极叶的收缩腰部，它发出明亮的光芒，因为它靠近恒星并且比两极更温暖。近侧的环面似乎是一个井喷，与破碎的赤道喷出物。我们讨论了各种功能的起源西北的恒星的影响。从主环面的CO排放意味着总气体质量在0.2-1 $M_{\odot}$的范围内（可能高达5 $M_{\odot}$或更高，尽管假设有问题）。需要更深入的观测来限制冷极瓣的CO排放。

穿透侏儒--Eta Carinae的近红外自适应光学图像

Penetrating the Homunculus -- Near-Infrared Adaptive Optics Images of Eta Carinae

用NICI和NaCO进行的近红外自适应光学成像显示出一个看起来像是三翼或叶状的图案，即“蝴蝶星云”，由明亮的Br $γ$和H $_{2}$发射和尘埃散射的光勾勒出轮廓。相比之下，[Fe II]的发射并不遵循机翼的轮廓，而是显示出一个扩展的双极分布，它追踪了19世纪90年代$η$ Car第二次或更小的喷发中喷出的小矮人。结合NICI和NaCO图像测量的自行以及径向速度表明，定义蝴蝶明亮边缘的结和细丝在两个不同的时期喷出，大约对应于大喷发和第二次喷发。大部分物质在空间上分布在赤道平面上方和下方10 $\arcdeg$至20 $\arcdeg$，明显位于小侏儒和较大的东南叶之后。赤道碎片要么有一个很大的张开角，要么是在相对于平面的不同纬度喷射的。蝴蝶不是一个连贯的物理结构或赤道环面，而是在不同时间喷射出的空间分离的团块和细丝，现在距离恒星2000到4000 AU。

船底座η星和亮蓝变星

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。

1996- 2014年超大质量恒星船底座eta的X射线光变曲线

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。