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
The Spectral Temperature of Optically Thick Outflows with Application to Light Echo Spectra from $η$~Carinae's Giant Eruption
Rest等人（2012年）对$η$海脊光回波的探测为19世纪40年代巨大喷发的性质提供了重要的新观测约束。回波的光谱表明，相对较冷的光谱温度约为5500 K，低于Davidson（1987）光学厚风外流分析中提出的7000 K的下限。这导致了一场关于这种稳定的风模型相对于替代的爆炸性场景的可行性的辩论。在这里，我们提出了一个更新的分析风外流模型，使用较新的低温不透明度表和占更强的质量损失暗示的$>$ 10 Msun质量现在推断的侏儒。一个主要的结论是，由于$T<$ 6500 K的自由电子复合导致不透明度急剧下降，大约5000 K的低温与火山爆发推断的极端质量损失的风是相容的，并且确实是预期的。在辐射平衡的球形灰色模型内，我们推导出风的不透明度变化的各种假设下的光谱能量分布，为与观测到的光回波光谱进行比较提供了基础。这里的缩放结果也可能与其他高度光学厚的外流，包括那些从经典新星，巨大的爆发LBV和SN型IIn前体。因此，一个更广泛的问题仍然是，从这种爆发中观察到的复杂多变的特征是否可以从稳定或爆炸的范式中得到更好的理解，或者也许是这些理想化的平衡。
2016-06-12 astro-ph.SR
Numerical simulations of the 1840s great eruption of $η$ Carinae: I. Revisiting the explosion scenario
在这项工作中，我们提出了新的二维流体动力学模拟的主要喷发的$η$车在19世纪40年代，这导致了形成一个双极星云，通常被称为大侏儒。在我们的数值模型中，我们已经包括了10000公里秒$^{-1}$，在最近的观测中检测到的高速组件，提供了爆炸事件的直接证据。在这里，我们调查这样一个剧烈的爆炸是否能够解释的形状和动力学演化的$η$车的星云。在我们以前的工作中，我们假设了一个两阶段的情况下，$η$汽车的爆发：一个缓慢的流出阶段，在几十年前的爆发，随后的爆炸事件。从这些流出相的碰撞中，产生了巨大的侏儒。我们的数值模拟表明，这种情况并不像一些观测到的物理特征和星云的膨胀。尽管如此，我们还探讨了这些流出阶段的其他注射参数（质量损失率和喷射速度）。特别是，我们发现，一个爆炸与1000公里秒$^{-1}$的中等速度是能够再现的形态和运动学年龄的大侏儒。
2021-12-07 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
Measuring $η$ Carinae's High Mass Ejecta in the Infrared and Sub-millimeter
我解决的空间分布和质量的尘埃形成的$η$船底座的侏儒星云的数据相结合的不确定性，从几个空间和地面为基础的设施，跨越近红外到亚毫米波长，在观测约束和建模。直到这些方面得到更好的理解，质量损失的历史和机制负责$η$汽车的巨大喷发（S）仍然缺乏约束。
2015-10-29 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
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
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
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。
2011-03-24 astro-ph.SR
Fast Ejecta Resulted from Jet-Wind Interaction in the Great Eruption of Eta Carinae
19世纪船底座$η$大喷发的吸积模型表明，从主星流出的物质被吸积到了主星上，而这些物质的引力能解释了喷出物的亮度和大部分动能的增加。它进一步认为，吸积伴随着形成双极侏儒星云的两个喷流的喷射。对来自GE的回波的观测发现了带有宽翼的发射线，这表明赤道方向的一些质量超过了$10\,000 \,\rm{km\,s^{-1}}$。我们运行流体动力学模拟后，近星点通过在GE，发射喷气机从次要的，因为它吸积气体喷发的主要。然后，我们跟随极地急流与周围主风的相互作用，因为它们将部分气流加速到速度$ > 10\,000 \,\rm{km\,s^{-1}}$，并将其转向低纬度。我们发现在GE期间达到这些高速度的质量的量是$M_h \approx 0.02 \,\rm{M_{\odot}}$。该值达到最大值，然后随时间减小。我们的模拟同意与以前的吸积模型，我们估计$M_h$考虑到能源预算的GE的结果。吸积模型可以解释在已知双星的光回波中观测到的高速气体，而不需要一个三星系统。
2020-04-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Persistent Eruption of UGC~2773-OT: Finally, a Decade-Long Extragalactic Eta Carinae Analog
虽然SN冒名顶替者在光谱上显示出窄的H线，并且具有典型的峰值绝对星等为-13至-14等，这一点与eta Car大爆发相似，但迄今为止观测到的大多数河外事件在持续时间上与eta Car大爆发有很大不同。它们的亮相通常持续100天或更短，而不是持续数年。瞬变天体UGC 2773-OT的绝对星等峰值与其他SN冒名顶替者相似，但在发现前5年逐渐上升。在发现后的6年里，它的褪色非常缓慢（0.26等/年）。总的来说，我们认为它长达十年的喷发是迄今为止最著名的埃塔卡19世纪喷发的模拟。我们讨论了正在进行的喷发的广泛光谱。光谱显示了我们详细讨论的速度和线形状的有趣变化，包括不对称的Halpha发射线，我们显示这与双极星云的喷射一致，这可能非常像eta Car的Homunculus。此外，在线宽的变化，线轮廓，蓝色的过量发射类似于IIn型超新星，和强度的Halpha表明存在强烈的拱星相互作用的爆发在晚些时候。这支持了一个假设，即埃塔车的爆发的延长高原可能已经由冲击相互作用以及。然而，与eta Car相比，一个有趣的区别是UGC 2773-OT到目前为止还没有表现出与双星近星点事件相关的重复的短暂亮度峰值。
2015-10-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light Echoes from Eta Carinae's Great Eruption: Spectrophotometric Evolution and the Rapid Formation of Nitrogen-rich Molecules
我们对Rest等人（2012年）发现的$η$海脊19世纪大爆发的光回波之一进行了后续光学成像和光谱分析。通过在2011年至2014年期间获得相同光回波位置的图像和光谱，我们在三年的时间尺度上跟踪大爆发的演变。我们发现显着的变化，在光度和光谱演化的回声光。$i$波段光变曲线显示，在2011年初观测到峰值后的$\sim 1$年，$\sim 0.9$ mag下降，随后变平.光谱在峰值时显示出纯吸收的早期G型恒星光谱，但在峰值后几个月，[Ca II]三线态的谱线发展出强烈的天鹅座P-Cygni轮廓，我们看到[Ca II] 7291，7324的双重辐射出现。这些发射特征和它们随时间的演化类似于在一些IIn型超新星和超新星冒名顶替者的光谱中观察到的。最令人惊讶的是，在峰值亮度后几天开始$\sim 300$，光谱显示CN在$\gtrsim 6800$峰处的强分子跃迁。这些CN特征的出现可以解释，如果喷出物是强烈的氮增强，因为它是在双极侏儒星云的现代光谱研究中观察到的。考虑到光回波的光谱演化，主要特征的速度，以及对强CN的检测，我们很可能看到直接贡献给Homunculus星云的喷出物。
2014-04-15 astro-ph.GA 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
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
Eta Carinae's 2014.6 Spectroscopic Event: Clues to the Long-term Recovery from its Great Eruption
目标。每隔5.5年，eta Car的光变曲线和光谱在所有观测到的波段上都会发生显着变化。我们将2014年年中最近的光谱事件与2003年和2009年的事件进行比较，并研究长期趋势。方法. 2012年至2015年，Eta Car使用HST STIS、VLT UVES和CTIO 1.5m CHIRON进行了两年多的观察。这些仪器的档案观测涵盖三个轨道周期。结果重要的光谱诊断显示，与以往的事件相比，2014年发生了重大变化。虽然第一次HeII 4686闪光的时间与之前的事件非常相似，但与2003年相比，HeII的等效宽度略大，线通量增加。第二个HeII峰值与2009年的相位大致相同，但更强。与1998-2003年相比，2009-2014年的HeI线通量有所增长。另一方面，Halpha和FeII线显示出有史以来观测到的最小发射强度。结论.在过去的2-3个周期中，光谱事件的基本特征发生了变化;电离紫外线辐射在2014年之前的每一次事件中都急剧减弱，但2014年没有。HeI辐射的增强和低激发风特征在我们的直接视线中的减弱意味着发射区的物理参数发生了实质性的变化。FOS 4极谱显示宽风发射线变化较小，这可能是由eta Car的纬度相关风结构解释的。2014年HeII排放的快速而强劲的恢复支持了一种假设，即风-风冲击可能没有像以前的事件那样完全崩溃。所有这一切可能只是一个基本变化的结果，即主要质量损…
2015-04-20 astro-ph.SR
A Model for the 19th Century Eruption of Eta Carinae: CSM Interaction Like a Scaled-Down Type IIn Supernova
本文提出了一个简单的19世纪海山二号爆发的模型，它包括两个组成部分：（1）强风（MdotM=0.33 Msun/yr; v=200 km/s），吹了30年，其次是（2）1844年1 e50 erg的爆炸。快速喷出物和CSM之间的碰撞导致了1844年底观测到的亮度增加，随后是持续10-15年的持续高光度阶段，与历史光变曲线相匹配。出射光度由CSM相互作用提供动力，类似于发光的IIn型超新星的过程，除了爆炸能量低10倍和速度较慢（导致更长的持续时间和更低的出射光度）。这样的爆炸性事件为光变曲线的演化提供了一个自然的解释，但也解释了侏儒星云的一些令人困惑的属性：（1）总辐射能和总动能的大致均分;（2）Homunculus的双层壳结构;（3）薄的后掠壳导致的表观单龄和Hubble流;（4）HST图像中极瓣的复杂斑驳外观，由Raleigh-Taylor或Vishniac不稳定性引起，（5）有效和快速的尘埃形成，如在IIn型超新星中所见，以及（6）快速（5000公里/秒）的物质，产生于离开密集的CSM时的前向激波的加速。原则上，双极形状已经在早期的相互作用风的研究中得到了解释，除了这里的CSM相互作用只发生了10年，产生了一个薄壳，所产生的结构然后冻结在膨胀的双极星云中。这种自洽的图片有许多其他喷发瞬变的影响，其中许多也可能是供电CSM相互作用。
2012-09-27 astro-ph.HE 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
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。
2017-09-19 astro-ph.SR
Revisiting 2D Numerical Models for the 19th century outbursts of $η$ Carinae
在这里，我们提出了新的二维流体动力学模拟的大质量恒星$η$车所遭受的19世纪40年代（大）和19世纪90年代（小）爆发事件的结果。这两个通常被称为侏儒星云和小侏儒星云的双极星云是由这些喷发事件与底层恒星风的相互作用形成的。在以前的工作（冈萨雷斯等，2004年a，2004年b），我们在这里假设一个相互作用的，非球形的多相风的情况下，解释的形状和运动学的两个侏儒，但采用更现实的参数化的风的相位。在19世纪90年代的喷发事件中，流出速度{ \it降低}持续了很短的一段时间。这一事实表明，小矮人是在喷发结束时形成的，是由爆发后的$η$ Car风（19世纪90年代的事件之后）与喷发气流的碰撞形成的（而不是像以前的模型所声称的那样，是由喷发气流与爆发前的风碰撞形成的; Gonzalez et al. 2004 a，2004 b）。我们的模拟很好地再现了大型侏儒的形状和观测到的膨胀速度。小侏儒（它嵌入在大侏儒中）变得瑞利-泰勒不稳定，并发展出类似于极冠中观察到的空间特征的结构。此外，我们还发现两个侏儒之间的内部空腔部分被大爆发后几十年内排出的物质填充。这一结果可能与观测到的$η$ Car星云极叶的双壳层结构有关。最后，在以前的工作中，我们发现形成的纤细，赤道，高速的功能，似乎与观察到的赤道裙的$η$车。
2009-11-10 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
Imaging the expanding knotty structure in the close environment of the LBV star $η$ Carinae
$η$ ~Car是银河系中质量最大的恒星之一。它在19世纪经历了一次大规模的喷发，产生了令人印象深刻的双极侏儒星云，现在围绕着它。虽然伴星还没有被直接探测到，但它会引起时变电离和碰撞风X射线辐射。通过表征靠近恒星的喷出物的复杂结构和运动学，我们的目标是约束$η$ ~Car过去和现在的质量损失。$η$ ~Car是在甚大望远镜上用极端的自适应光学仪器SPHERE观测到的，使用的是ZIMPOL相机的光学偏振模式。空间分辨率达到20 mas，即非常接近伴星的13 mas的离星间隔。我们在距离恒星2.3kpc的2\,300au内发现了新的结构。我们可以通过追踪30年时间跨度内新图像和历史图像中的自行运动，将这些结构与1890年附近的喷发联系起来。此外，在H $α$谱线上，在恒星内部200~au处还发现了一个扇形结构，这可能与两颗恒星的风碰撞区有关。
2020-06-28 astro-ph.SR
$η$ Carinae Baby Homunculus Uncovered by ALMA
我们报告的观测$η$海隆在连续的100，230，280和660 GHz的ALMA在2012年11月，分辨率从2.88”到0.45”的较低和较高的频率分别。即使在最高频率下，该源也无法分辨;其光谱是紧凑源的热韧致辐射的特征，但与光学薄风的光谱不同。重组系H42 $α$，He 42 $α$，H40 $α$、He 40 $α$、H50 $β$、H28 $α$，He 28 $α$，还检测到H_（21）$α$和He_（21）$α$，它们的强度显示非局域热力学平衡（NLTE）效应。我们发现这些谱线轮廓只能用膨胀的致密电离气体壳层来拟合，这种膨胀的电离气体壳层在$η$船底座周围产生一个慢激波。结合对连续体的拟合，我们能够约束壳的大小、半径、密度、温度和速度。氦复合线的探测与高温气体是相容的，并且需要高能量的电离光子通量，这必须由伴星提供。质量损失率和风速，解释壳的形成是必要的，与LBV喷发是相容的。壳层的位置、速度和物理参数与Weigelt团块的位置、速度和物理参数一致。膨胀壳层的动力学与1941年由$η$船底座喷出的物质相对应，这一事件与形成小矮人的事件相似;因此，我们将新喷出物称为“小矮人”。
2014-06-24 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
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
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
Changes in the Na D$_1$ Absorption Components of $η$ Carinae Provide Clues on the Location of the Dissipating Central Occulter
$η$船底座光谱中的Na-D吸收双峰是复杂的，具有与大喷发（19世纪40年代）、小喷发（19世纪90年代）和星际云相关的多重吸收特征。天鹅座P的速度分布图进一步复杂化，天鹅座P的分布图起源于该系统的恒星风，并与He I $λ$ 5876的分布图混合。Na-D剖面包含大量的吸收分量，包括我们在本分析中集中讨论的速度为$-$ 145 km s $^{-1}$、$-$ 168 km s $^{-1}$和$+$ 87 km s $^{-1}$的吸收分量。从2008年到2021年记录的地基光谱显示，在整个长期观测过程中，$-$ 145 km s $^{-1}$吸收的显著变化。在2020年近星点通过之前的海船底座$η$的高电离阶段，这一特征完全消失，但在2020年近星点短暂地重新出现，同时在$-$ 168 km s $^{-1}$处进行了第二次吸收。在过去的几十年里，$η$ Car逐渐变亮，被证明是由一个正在消散的掩星引起的。$-$ 145 km s $^{-1}$分量的吸收率降低，加上紫外共振线吸收中出现的类似趋势，表明这个中央掩星可能是与小侏儒有关的一个大团块，或者是小侏儒和恒星之间的另一个团块。我们还报告在$+$ 87公里秒$^{-1}$的前景吸收组件。附近系统的光谱中的Na-D吸收的比较表明，这种红移的成分可能起源于一个扩展的前景结构与以前的紫外光谱调查在船底座星云一致。
2022-08-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of Five Candidate Analogs for $η\,$Carinae in Nearby Galaxies
超大质量恒星（如船底座$η$）的后期演化可能由偶发的质量喷射主导，这可能会导致II型超亮超新星（SLSN-II;例如，SN 2006gy）。然而，只要$η$ Car是独一无二的，就几乎不可能定量评估这些可能性。在这里，我们宣布在附近的（$\sim4-8$ Mpc）大质量恒星形成星系M51，M83，M101和NGC6946中发现了五个物体，它们具有与迄今为止唯一的$η$ Car一致的光学到中红外光度特性。这些$L_{bol}\simeq3-8\times10^{6} L_\odot$天体的斯皮策中红外光谱能量分布在$3.6-8 μ$ m波段急剧上升，然后在$8$和$24 μ$ m之间翻转，表明存在温暖的（$\sim400-600$ K）拱星尘埃。它们在HST图像中的光学对应物是$\sim1.5-2$ dex，比它们的中红外峰更暗，并且需要存在$\sim5-10 M_\odot$的遮蔽材料。我们的发现意味着$η$类车事件的发生率是核心坍缩超新星（ccSN）发生率的一个分数$f=0.094$（$0.040 < f < 0.21$，$90\%$置信度）。如果只有一种喷发机制，SLSN-II是由于这些致密壳层内发生的ccSN，那么喷射机制可能与碳燃烧的开始（$\sim 10^3 - 10^4$年）有关，这也与大质量银河系壳层的表观年龄一致。
2015-11-28 astro-ph.SR
Triggering Eruptive Mass Ejection in Luminous Blue Variables
我们研究的主要爆发的发光蓝变星（LBVs）的质量损失过程中失控，如1837年至1856年的大爆发的船底座伊塔。我们用球形的恒星演化数字代码跟踪大质量恒星的演化。在恒星耗尽了核心中的大部分氢并形成了一个大的包层之后，我们以每年1 Mo的速度从外层包层中移除质量，持续20年。我们发现，在以高速率移除少量质量后，恒星收缩并释放出巨大的引力能。我们认为，这种能量可以维持高质量损失率。触发这种失控的质量损失过程可能是一个密切的恒星伴侣或内部结构变化。我们发现，一个强大的磁场区可以建立在辐射区以上的对流核心的演化大质量恒星。当这种磁能被释放时，它可能会引发质量的快速移动，从而引发火山爆发。也就是说，LBV大爆发可能是由磁活动周期触发的。预测是，经历大爆发的LBV恒星应该有一个亲密的伴星和/或在爆发期间或之后有强烈的磁活动特征。
2009-02-03 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
Spectroscopic Signatures of the Vanishing Natural Coronagraph of eta Carinae
船底座η星是一个巨大的相互作用双星系统，笼罩在复杂的星周环境中，其演化是过去80年中观测到的长期增亮的来源。一个掩星，作为一个天然的日冕，影响观测从我们的角度来看，但不是从大多数其他方向。通过对侏儒反射星云的研究，我们可以看到其他的视线。日冕物质似乎正在消失，减少了中心恒星的消光，并导致恒星的长期增亮。相比之下，侏儒的亮度几乎保持不变。日冕物质主要抑制恒星连续谱，在较小程度上抑制风线，而不是星周发射线。这就解释了为什么在我们的直视下发射线的等效宽度（EW）的绝对值大于在侏儒反射中看到的，为什么直视绝对EW随时间而减小，以及为什么低激发光谱风线形成在较大的半径例如FeII 4585A，其强度的降低速度比更靠近恒星的激发线（例如Hδ）更快。我们的主要结果是，尽管这颗恒星在过去的二十年里亮度增加了10倍，但它相对稳定。一个消失的日冕，可以解释大流量的演变和弱得多的光谱演变。这与长期变化是原始恒星固有的建议相反，原始恒星仍在从大爆发中恢复，质量损失率下降，极地风的演变速度比赤道慢。
2021-06-05 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
Catching the Butterfly and the Homunculus of $η$ Carinae with ALMA
位于船底座$η$星周附近的分子气体成分的性质和起源还远未完全了解。在这里，我们提出阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）CO（3 $-$ 2）的高角分辨率（$\sim$ 0.15 $''$）的观测，和一个很大的灵敏度，用来揭示起源的这一组成部分在$η$隆凸。这些观测结果揭示了比以前报道的更高的速度（$-$ 300到$+$ 270 km s $^{-1}$）的蓝移和红移分子热发射，我们将其与侏儒星云的叶相关联，并且很好地描绘了红移和蓝移叶的最内部轮廓，可能是由于边缘增亮。红移发射的内部轮廓被认为是一个{ \it破坏环}，但在这里我们发现，它至少是部分的分子发射起源于叶和/或扩大赤道裙。另一方面，更接近系统速度（$\pm$ 100公里秒$^{-1}$），CO分子气体的痕迹内蝴蝶形的结构，也揭示了在近红外和中红外波长的区域中的屏蔽尘埃居住。分子组分的位置和运动学表明，这种物质是在$η$隆凸的不同喷发之后形成的。
2022-05-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Eruptive Outflow Phases of Massive Stars
我回顾了最近的进展，了解爆发的不稳定的大质量恒星，特别注意观察到的行为的多样性，一般与巨大的爆发发光蓝变星（LBV）的星系外光学瞬态源。这些爆发被认为是大质量恒星生命中关键的质量损失事件。我讨论了休眠LBV的可能性和更大的LBV阶段的持续时间及其在恒星演化中的作用的影响。这些爆发变星显示出很大范围的峰值光度、衰变时间、膨胀速度和祖先光度，在某些情况下，它们被观察到遭受多次爆发。这拓宽了我们对大规模恒星爆发的看法，与像Eta Carinae这样的原型来源相比，并为爆发的性质提供了重要线索。我还审查和讨论有关可能的物理机制的一些影响，虽然爆发的原因还不清楚。
2010-10-20 astro-ph.HE 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
Common Powering Mechanism of Intermediate Luminosity Optical Transients and Luminous Blue Variables
我们研究了最近的中等亮度光学瞬变（CRTs）和发光蓝变星（LBV）的主要爆发，并加强了为两者提供动力的类似机制的主张。这个过程是双星系统中引力能量的一个短时间释放。在某些恒星合并事件中，其中一颗恒星没有在瞬态事件中幸存下来，例如，V838 Mon和V1309 Sco。在一些瞬态事件中，发生快速和短暂的质量转移过程，并且两颗恒星在瞬态事件中幸存下来，例如，船底座伊塔星的大爆发我们研究新的CRTs，并根据新的观测和模型重新分析已知的CRTs。我们通过使用能量-时间图（ETD）来分析这些火山喷发，得出我们的结论，在ETD中，我们绘制了火山喷发的总能量与其喷发时间尺度。ETD中的光学瞬变条纹（OTS）为大爆发和大爆发的LBV。条纹的上边界可以用我们提出的模型来解释，其中主序星（或稍微偏离主序星）以非常高的速率（<~ 1 M_ \odot yr^{-1}）从伴星吸积。我们确定了一个LBV，NGC 3432 OT，有两个爆发;一个具有弱的总能量，另一个具有大的总能量。它桥接了OTS中的LBV和LBT的区域。我们进一步研究了M85 OT 2006，并表明它不可能是一颗新星，甚至不是一颗极端的新星。我们建立了一个模型，在这个模型中，超新星可以在几年的时间尺度内变得光学薄，膨胀的包层坍缩成恒星周围的吸积盘。这样的一个ABT将在几年后向蓝方向进化。
2011-01-24 astro-ph.SR
Little Red Dots as Intermediate Mass, Super-Eddington Engines: Insights from Type IIn Supernovae and The 1837-1856 Great Eruption of $η$ Carinae
MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research（麻省理工学院卡弗里天体物理与空间研究所）；Institute for Astronomy, University of Hawai‘i（夏威夷大学天文学研究所）；Institute of Science and Technology Austria (ISTA)（奥地利科学技术研究所）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Department of Astronomy & Astrophysics, University of Chicago（芝加哥大学天文与天体物理系）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）；Department of Astronomy, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校天文系）；Cosmic Frontier Center, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校宇宙前沿中心）
通过类比η Carinae大爆发和IIn型超新星，提出小红点（LRDs）可能由中等质量（约10^3-6太阳质量）、超爱丁顿光度（L_bol/L_edd≥5）的引擎驱动，其致密风形成伪光球，解释了观测特征并质疑了“超大质量黑洞”的解释。
2026-07-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
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
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
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
$η$ Carinae's Dusty Homunculus Nebula from Near-Infrared to Submillimeter Wavelengths: Mass, Composition, and Evidence for Fading Opacity
红外线观测明亮的蓝色变星船底座$η$周围的尘埃，巨大的侏儒星云对于描述质量损失历史至关重要，并有助于限制导致大爆发的机制。我们提出了2.4 - 670 $μ$ m光谱能量分布，从传统的ISO观测和新的光谱获得的{ \em{Herschel Space Observatory} }。使用辐射传输模型，我们发现，这两个最适合的灰尘模型产生的成分是一致的，与hoc处理的材料，铁，辉石和其他富含金属的硅酸盐，硅酸盐，镁，铁硫化物的共同点。球形晶粒由与窄的20.2 $μ$ m特征的良好匹配支持。我们的首选模型包含氮化物AlN和Si $_3$ N $_4$在低丰度。粉尘质量范围从0.25到0.44 $M_\odot$，但在两种情况下，由于预期的高Fe气尘比，$M_{\rm{tot}} \ge$ 45 $M_\odot$。大部分尘埃位于5 $"$ $\times$ 7 $"$中心区域内。在390 $μ$ m处检测到额外的紧凑特征。我们得到$L_{\rm{IR}}$ = 2.96 $\times$ 10 $^6$ $L_\odot$，从1971-1977年观察到的中红外光度水平的平均值下降了25%。这表明星周消光的减少与视觉亮度的增加相结合，允许25- 40%的光学和紫外线辐射从中心源逃逸。我们还通过$9-8$系对$^{12}$ CO和$^{13}$ CO $J = 5-4$进行了分析，结果表明丰…
2017-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The long-term spectral changes of eta Carinae: are they caused by a dissipating occulter as indicated by CMFGEN models?
本文通过增加轨道周期和原子跃迁的CMFGEN建模，论证船底座η星的光谱长期变化更可能由视线方向消散的星周掩蔽体而非主星质量损失率降低引起，并将大爆发恢复时标缩短至少于一个世纪。
2023-07-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Pulsations and Hydrodynamics of Luminous Blue Variable Stars
亮蓝变星表现出的行为范围从几十天时间尺度上的光变曲线“微变”，到伴随着每年高达10 e-03太阳质量的质量损失的“爆发”，几十年的时间间隔，到“巨大的爆发”，如在船底座伊塔看到的喷射一个或多个太阳质量，并在几个世纪的时间尺度上重复出现。在这里，我们回顾了洛斯阿拉莫斯小组自1993年以来的工作，研究脉动和大质量恒星的不稳定性，使用线性脉动模型和非线性流体动力学模型。该模型预测可能与微变化相关的脉动变化。使用非线性脉动流体动力学代码与时间相关的对流处理，我们表明，在某些情况下，爱丁顿限制超过定期在恒星的信封的脉动驱动区域，加速外层，也许启动质量损失或LBV爆发。我们讨论如何脉动和质量损失可能是负责的位置的汉弗莱斯-戴维森极限的H-R图。然而，“大爆发”必须涉及恒星核心更深的区域，才能导致如此大量的物质喷出。我们回顾并提出了一些可能的解释，包括重力模式的混合，长期不稳定性，SASI机制，或为II型超新星提出的不稳定性。我们概述了未来的工作，并需要恒星建模能力来调查这些可能性。
2014-02-02 astro-ph.SR
On continuum driven winds from rotating stars
我们研究了来自旋转恒星的连续驱动风的动力学，并建立了一个近似的分析模型。然后，我们讨论恒星角动量的演变，并表明，刚刚超过爱丁顿极限，风足够集中向两极旋转的恒星。喷射星云的双叶结构被认为是临界旋转的一般结果。我们发现，如果在这样的恒星的压力是充分主导的辐射，赤道喷射的质量将发生在爆发。然后将这些结果应用于η-Carinae。我们表明，如果它开始了它的生活与足够高的角动量，今天的风可能已经驱动的恒星向临界旋转，如果它是质量损失的主导模式。我们发现，我们的模型给出的侏儒星云的形状和大小与最近的观测结果一致。此外，由于大爆发开始时亮度突然增加而导致的收缩也解释了赤道的“裙子”。
2012-08-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
A binary scenario for the pre-explosion outburst of the supernova 2010mc
我提出的可能性，爆炸前爆发（PEO）的类型IIn超新星2010 mc（PTF 10 tel）是由质量吸积到O主序星伴星。根据这一推测，超新星起源在爆炸前几个月内经历了一次快速膨胀。膨胀是由核心的能量泄漏驱动的，在爆炸前一年内发生了剧烈的氧核燃烧。这种膨胀引发了质量转移到二级恒星上。爆发的大部分额外能量来自~0.1Mo在次级恒星上的吸积。同样，以v~2000 km/s的速度流出的气体是从吸积的次级恒星发射的，很可能是在双极流出中。这个双星模型可以解释在较早的时间喷射出的较慢的星周介质，并解释在爆炸后5.8天的H α发射的红移峰值。我比较了SN 2010 mc的PEO的一些属性，其他恒星爆发，如恒星合并事件V838 Monocerotis和十九世纪的大规模恒星双星系统船底座伊塔大爆发。我推测，所有的IIn型超新星都把它们稠密的星周气体归功于双星的相互作用。
2013-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the nature of the prototype LBV AG Carinae I. Fundamental parameters during visual minimum phases and changes in the bolometric luminosity during the S-Dor cycle
我们提出了一个详细的光谱分析的发光的蓝色变量AG船底座在最后两个视觉最低阶段的S-Dor周期（1985-1990年和2000-2003年）。分析揭示了过量的He，N和Na，以及H，C和O的耗尽，在AG Car的表面上，表明存在hoc处理的材料。此外，恒星表面的N/O比值比星云中的高。我们发现AG Car的最小相位彼此不相等，因为我们推导出了1985-1990年（22，800 K）和2000-2001年（17，000 K）期间达到的最大有效温度之间的显著差异。1985-1990年的风终极速度为300公里/秒，2001年低至105公里/秒。然而，1985-1990年的质量损失率（1.5 x 10^（-5）Msun/年）低于2000-2001年的质量损失率（3.7 x 10^（-5）Msun/年）。我们发现，AG车的风是显着的丛生（f=0.10 - 0.25），必须在风深处形成团块。我们推导出在两个最小阶段的辐射热光度为1.5 x 10^6 Lsun，与通常的假设相反，随着恒星向V波段最大通量移动，辐射热光度降低到1.0 x 10^6 Lsun。假设AG Car的热光度下降是由于用于膨胀恒星外层的能量（Lamers 1995），我们发现膨胀层大约包含0.6 - 2 Msun。这样的质量比AG Car周围的星云质量低一个数量级，但与低光度LBV周围的星云质量和Eta Car的小矮人质量相当…
2009-04-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Finding η Car Analogs in Nearby Galaxies Using Spitzer: I. Candidate Selection
像船底座η星这样的大质量恒星的后期演化是由质量损失的影响所控制的，而质量损失的影响可能是由人们知之甚少的爆发性质量喷射所主导的。理解这个群体是具有挑战性的，因为在银河系或其他星系中没有明确识别出η Car的真正类似物。我们利用斯皮策IRAC图像的7个附近（=<4百万秒差距）星系寻找这样的类似物。我们发现34个候选者具有平坦或上升的中红外光谱能量分布，朝向更长的中红外波长，在IRAC波段（3.6至8.0微米）发射10^5 L太阳光，并且不知道是背景源。根据我们对背景源数量的估计，我们预计后续的观测将表明这些候选者中的大多数都不是尘埃笼罩的大质量恒星，预计只有6+-6个幸存的候选者。由于我们会在爆发后大约200年内检测到η Car的真正类似物，这意味着像η Car这样的爆发率低于ccSN的爆发率。然而，根据我们的初步结果，每一颗M > 40 M_太阳的恒星都可能经历这样的爆发。在第二篇论文中，我们将通过进一步的分析和后续观测来描述候选者的特征，并且将星系样本增加一个数量级没有障碍。
2012-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Getting started: How a supersonic stellar wind is initiated from a hydrostatic surface
一颗恒星的大部分质量都被束缚在流体静力学平衡中，其中压力平衡重力。但是，如果在某些近地表层，额外的外向力克服了重力，这可以转变为超音速的外流风，在音速点，外向力抵消了重力，标志着流体静力学大气和外流风之间的划分。这次演讲将回顾这种跨音速恒星风外流的一般问题，以及这如何有助于确定风的质量损失率。主要的讨论对比了四种主要的稳态风的流动起始：（1）太阳和其他冷恒星的压力驱动的日冕风;（2）OB星的线驱动风;（3）沃尔夫-拉叶（WR）星的密度更大的风的两阶段起始模型;（4）高度演化的巨星的缓慢“溢出”质量损失。接下来的讨论简要回顾了喷发的质量损失，特别关注于船底座η星的巨大喷发。
2022-02-11 astro-ph.SR
iPTF14hls as a variable hyper-wind from a very massive star
iPTF 14 hls的起源仍然不清楚，它具有类似IIP型超新星的光谱，但在近两年的时间里一直保持明亮，几乎没有光谱演化。我们在这里提出，iPTF 14 hls不是像超新星那样突然爆发，而是类似于恒星风的长期外流。iPTF 14 hls的性质与超新星的情况不一致，当被解释为具有可变质量损失率的恒星风时，它变得很自然。基于风的假设，我们估计了iPTF 14 hls在亮相的质量损失率。我们发现iPTF 14 hls在2年亮相期间的瞬时质量损失率超过几个Msun/yr（“超风”），并达到高达10 Msun/yr。在两年内损失的总质量约为10 Msun。有趣的是，我们发现iPTF 14 hls的光变曲线与大爆发期间的船底座eta非常相似，后者也经历了类似但不那么极端的增亮，伴随着非凡的质量损失，在10年内损失了超过10 Msun。iPTF 14 hls的祖先如果仍然存在，则小于150 Msun，这与η Carinae相似。这两种现象可能与来自超大质量恒星的连续驱动的极端风有关。
2019-11-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
All Things Homunculus
船底座伊塔周围的“侏儒”星云是我们了解最大质量恒星中偶发性超新星前质量损失的极端性质的最有价值的工具之一，也许比历史上的光变曲线更有价值。作为一个仍处于自由膨胀状态的年轻星云，它带有喷射物理学的印记，使其成为理解天体物理学中常见的双极质量损失的原型。该星云的高质量和动能提供了一个发人深省的例子，说明在爱丁顿极限附近的大质量恒星中恒星爆发的极端性质。历史上的喷射事件被观察到，并且由于其在所有波长下的令人印象深刻的通量，电流参数很容易测量，因此Homunculus也是研究快速尘埃形成和分子化学，不寻常的ISM丰度和致密气体光谱学的独特实验室。由于它相对较近且明亮，并且正在迅速膨胀，因此可以准确测量其3D几何形状、运动学和详细结构，从而为创建这些结构的物理学提供异常良好的定量约束。在本章中，我回顾了最近对侏儒星云的观测和理论研究的历史，并对我们目前的理解以及需要工作的领域进行了最新的总结。
2009-06-16 astro-ph.SR
Simulations of massive star atmospheres and winds during giant eruptive and quiescent luminous blue variable phases
Institute of Astronomy, KU Leuven（鲁汶大学天体物理研究所）
本文通过时间依赖的辐射-水动力学模拟研究了大质量恒星的大气和风特性，揭示了蓝变量星和黄巨星在不同阶段的特征参数。
2026-03-23 astro-ph.SR
On the response of massive main sequence stars to mass accretion and outflow at high rates
本文用一维恒星演化模型表明，大质量主序星在高速吸积时，若喷流同步移除过半新增外包质量，即可避免显著膨胀，从而解释多类双星明亮瞬变事件。
2025-01-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Enabling high mass accretion rates onto massive main sequence stars by outer envelope mass removal
该研究利用MESA代码模拟发现，通过喷流同步移除外层包层质量，30-80Mo的大质量主序星可在维持深引力势阱的同时吸积自身质量的10%而不大幅膨胀，满足亮红新星等爆发系统模型的需求。
2025-02-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
