Variable dust formation by the colliding-wind Wolf-Rayet system HD 36402 in the Large Magellanic Cloud
可能三元组WC ~ 4（+O？）~+的红外光度学O 8 I：Wolf-Rayet系统HD 36402（= BAT 99 -38）在大麦云云（LMC）中显示出加热尘埃的发射特征。尘埃辐射的周期为4.7年，可能与O 8超巨星和内部P ~ 3.03-d WC 4 +O双星的轨道运动有关。最大尘埃排放的相位接近X射线最小值，这与椭圆双星轨道中碰撞风效应的两个过程相一致。很明显，沃尔夫-拉叶粉尘的形成也发生在金属贫乏的环境中。
2013-02-08 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
Hot colliding winds and the 2009 campaign on WR140
WR140（WC7pd + O5）通常被认为是炽热、明亮的碰撞风双星的原型，具有强烈的周期性高能和尘埃形成事件。挑战在于，这个系统非常极端，周期很长（接近整数7.94年），偏心率很高（e = 0.88）。因此，大部分的行动发生在相对较短的几个月的近距离近星点通过期间，在最近的2009年1月通过期间发生在北方冬季的几个月里，当时这个夏季天鹅座恒星在天空中的位置最不利于地面观测。为了迎接这一挑战，主要在2009年近星期通过后的几个月内，在不同地点和从空间组织了各种多波长活动。这次讲习班特别感兴趣的是MONS光学光谱工作，涉及2008年12月至2009年3月在特内里费岛MONS站点的业余和专业天文学家。我将从热碰撞风的一般现象的角度来描述WR140，并将新的活动细节留给本次研讨会的其他演讲者。
2011-01-07 astro-ph.SR
Chandra HETG Observations of the Colliding Stellar Wind System WR 147
我们对WR+OB双星系统WR 147的深钱德拉HETG观测进行了扩展分析，该系统被分解为双X射线源（Zhekov & Park，2010，ApJ，709，L119）。我们对强发射谱线轮廓的分析表明，它们的质心在北方X射线源的光谱中是蓝移的。我们没有发现抑制禁线的氦类三重态，这表明X射线发射区是不是位于足够接近的双星系统中的恒星显着影响他们的紫外辐射。从整个HETG数据集中出现的最有可能的物理图像表明，北部的X射线源可以与宽WR+OB双星系统中的碰撞恒星风区域相关联，而其南部对应的WN8恒星的X射线是由恒星风冲击到一个亲密的伴星（假设系统中的第三颗恒星）。
2010-07-25 astro-ph.SR
3D Models of Radiatively Driven Colliding Winds In Massive O+O Star Binaries: I. Hydrodynamics
采用三维流体动力学模型研究了大质量恒星双星中的风-风碰撞动力学，该模型考虑了引力、风的驱动、恒星的轨道运动和激波等离子体的辐射冷却。在这第一篇论文中，我们将我们的研究限制在主序列O+O二进制。风-风碰撞区域的性质高度依赖于冲击等离子体的冷却程度，以及冲击等离子体的流动时间尺度与轨道时间尺度的比率。在封闭系统中，由于风在加速到终端速度之前发生碰撞，因此震前风速较低。辐射抑制也可以降低震前风速。总之，这些效应可以导致激波后气体的快速冷却。辐射抑制在更广泛的系统中不太重要，在那里风在碰撞之前被加速到更高的速度，并且由此产生的碰撞区域可以在很大程度上是绝热的。在具有偏心轨道的系统中，在近星通过期间形成的冷气体甚至可以在远星处持续存在，然后被烧蚀并混合到周围环境中和/或加速离开系统。
2009-04-01 astro-ph.SR
Search for magnetic fields in particle-accelerating colliding-wind binaries
一些碰撞风质量双星，称为粒子加速碰撞风双星（PACWB），表现出同步辐射，这被认为是由恒星磁场产生的。然而，从来没有对这些恒星的磁场进行过测量。我们的目标是量化PACWB中可能存在的恒星磁场，为模型提供约束。我们收集了ESPaDOnS，Narval和HarpsPol档案中的9个PACWB的21个高分辨率光谱偏振观测。我们用最小二乘反卷积方法分析了这些观测结果。我们尽可能分离二进制光谱分量。在9颗PACWB星中没有检测到任何磁特征，所有纵向场测量都与0G兼容。我们推导出了一个可能的场的上限场强，该场可能隐藏在数据的噪声中。虽然这些数据对某些恒星的限制不是很大，但对于一些恒星，我们可以推导出200 G量级的极场强度上限。因此，我们可以排除PACWB中存在的强或中等恒星磁场，典型的存在于磁性大质量恒星。然而，这些物体中可能存在弱磁场。这些观测结果为未来的PACWB模型提供了第一个定量约束。
2014-12-17 astro-ph.SR
Impact of orbital motion on the structure and stability of adiabatic shocks in colliding wind binaries
双星中大质量恒星的风碰撞导致形成了双激波结构，并观察到从无线电到X射线的信号。我们研究了碰撞风区的结构和稳定性，因为它变成一个螺旋形，由于轨道运动。我们专注于绝热风，其中两种风之间的混合预计将仅限于开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）。沃尔夫-拉叶风与富氢物质的混合对于风车星云（如WR 104）中尘埃的形成非常重要，其中的螺旋结构已经在红外线中被解析。我们使用的流体动力学程序RAMSES与自适应网格。广泛的二元系统，不同的风速和质量损失率进行了研究与二维模拟。对模型WR 104执行特定的3D模拟。轨道运动导致形成两个不同的旋臂，其中KHI的发展不同。我们发现，螺旋结构被破坏时，有一个大的速度梯度之间的风，除非准直风快得多。我们认为，KHI起着重要的作用，在维持或不结构。我们讨论了各种碰撞风双星的后果。当稳定时，螺旋的空间步长、风速和轨道周期之间没有直接的关系。我们的WR 104的三维模拟表明，较冷，混合良好的拖曳臂比领先arm. The单臂红外螺旋更密切地遵循混合地图比密度图，这表明尘埃气体比可能会有所不同的领先和尾随密度螺旋之间的尘埃形成的有利条件。然而，密度远低于尘埃形成模型所要求的。包括辐射冷却将导致更高的密度，也导致薄壳不稳定性，其对大型结构的影响仍然未知。
2012-02-09 astro-ph.SR
Colliding Stellar Winds Structure and X-ray Emission
我们研究了大质量双星中碰撞星风的结构和X射线辐射。我们发现，在很小的风动量比值的接触不连续（CD）的开度角被高估的几个公式在文献中。我们还发现，在初级（主导）和次级风的冲击耀斑约20度的CD相比，和整个次级风的冲击时，风的动量比< 0.02。的冲击，和每一个风的分数，是震惊的，提供了开放的角度的解析表达式。我们发现，X射线的光度标度与风的动量比，并在风的动量比减少的频谱略有软化。
2018-04-16 astro-ph.HE 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
Imaging with HST the time evolution of Eta Carinae's colliding winds
我们报告了新的HST/STIS观测，该观测映射了Eta Car内部角秒的高电离禁线发射，这是第一个完全成像大规模碰撞风二进制的扩展风-风相互作用区域的观测。这些观测是在2009.0年近星点之后，在5.54年光谱周期的轨道相位0.084、0.163和0.323处获得的。分析了辐射亮度和形态的变化，发现蓝移辐射（-400 ~-200 km s-1）沿东北-西南轴对称拉长，而红移辐射（+100 ~+200 km s-1）不对称向西北偏北方向延伸。与三维动力学模型生成的合成图像进行比较，加强了马杜拉等人（2011）发现的三维轨道方向，倾角为i \approx 138 \degree，近心点幅角为ω \approx 270 \degree，轨道轴在天空中与侏儒的对称轴相同的PA上对齐，312 \degree。我们讨论的潜力，这些和未来的映射有约束的伴星的恒星参数和系统的长期变化。
2011-11-07 astro-ph.SR
Radio observations of colliding winds in massive stars
这篇简短的评论描述了大质量恒星碰撞风的射电观测，从20世纪90年代初提出的碰撞风模型的第一个直接观测支持开始，该模型用于解释一些大质量恒星的非热射电和热X射线发射。详细介绍了高偏心率WR+O恒星系统WR 140的研究，以及最近对O恒星系统的观测。还讨论了几乎所有的大质量恒星，表现出非热行为和一些战略，寻找新的系统的二元性质。
2009-08-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A radio-map of the colliding winds in the very massive binary system HD 93129A
射电观测是通过探测同步辐射发现碰撞风双星中粒子加速区域的有效工具;这些区域是研究相对论粒子的天然实验室。风碰撞区（WCR）模型可以再现包含热和非热无线电发射的大质量双星的无线电连续谱;然而，模型的关键约束来自高分辨率成像。迄今为止，在毫角秒（mas）角尺度的射频上，只有五个WCR得到了解决。源HD 93129 A是极少数已知的O2 I星的原型，是一个有希望的研究目标：最近发现了第二颗大约50质量的大质量早期型恒星，并在该区域检测到非热射电源。初步的长基线阵列数据表明，来自系统的无线电发射的一个重要部分来自一个假定的WCR。我们通过无线电发射区域的空间分辨图像，寻找证据证明HD 93129 A是一个大质量的双星系统，其碰撞的恒星风产生非热辐射。我们完成了与澳大利亚长基线阵列（LBA）的观测，以解决系统在mas角分辨率和减少档案澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的数据，以得出总的无线电发射。我们还以均匀的方式编制了该系统的光学天体测量数据。我们减少了哈勃太空望远镜的历史数据，并获得了毫角秒精度的绝对和相对天体测量。天体测量分析使我们得出结论，HD 93129 A中的两颗恒星形成了一个引力束缚系统。LBA的数据显示，在两颗恒星之间有一个延伸的弧形非热源，表明WCR。估计了这两种恒星风的动量率比。ATCA的数据显示一个点源的通量水平的变化...
2015-04-03 astro-ph.SR
The variability of the BRITE-est Wolf-Rayet binary, $γ^2$ Velorum I. Photometric and spectroscopic evidence for colliding winds
我们报告的第一个多色精密光变曲线的明亮的沃尔夫-拉叶二进制$γ^2$ Velorum，获得了超过六个月的纳米卫星在BRITE-星座舰队。同时，我们获得了488个高分辨率的光谱系统。在这第一份报告的数据集，我们修改了光谱轨道和报告的碰撞风的体积属性。我们发现的光变曲线和过量的发射特性，规模与二进制分离的逆的依赖。当结合光度学分析光谱特性时，我们发现相位依赖性仅由线中的过量发射引起，而不是由变化的连续谱引起。我们还检测到一个狭窄的，高速吸收组件从He I $λ$ 5876过渡，出现在轨道上两次。我们计算光滑粒子流体动力学模拟碰撞风，并能准确地关联的吸收，从他我的风激波锥的引导和拖曳臂切向通过我们的视线。模拟还解释了一般的强度和运动学的排放过量观察到的风线，如C III $λ$ 5696的系统。这些结果代表了通过多技术和多波长观测活动对$γ^2$ Velorum的风和特性进行的一系列调查中的第一次。
2017-07-11 astro-ph.SR
Modeling the Optical to Ultraviolet Polarimetric Variability from Thomson Scattering in Colliding Wind Binaries
大质量双星是测量质量和恒星风质量损失率的关键实验室。一个主要的挑战是推断观看倾斜度和提取有关碰撞风相互作用（CWI）区域的信息。在高度电离风中电子散射的偏振变率提供了有关系统几何的重要诊断信息。我们第一次结合了众所周知的广义处理的\citet{brown_polarisation_1978}的变极化从二进制与半解析解的几何形状和表面密度的CWI激波之间的接口的风的基础上，坎托等1996年。我们的计算包括一些简化形式的反平方律风密度和轴对称的假设，但在这样做得出几个强大的结论。一个是当风几乎相等时（例如，O\，+\，O双星），偏振度随着双星分离而有相对温和的下降。另一个原因是尽管汤姆逊散射是灰色不透明的，但连续偏振可以在紫外波长处显示出色彩效应，但在更长的波长处将基本恒定。最后，当一种风主导另一种风时，例如在WR+OB双星中，偏振在OB分量更明亮的波长处预计会更大，并且通常在WR分量更明亮的波长处较小。这种行为的出现是因为从WR星的角度来看，散射包络从球面的扭曲是一个远离WR星的微小扰动。相比之下，从OB星的偏振贡献的CWI冲击的几何形状占主导地位。
2022-05-16 astro-ph.SR
Ultraviolet Spectropolarimetry with Polstar: Massive Star Binary Colliding Winds
作为化学富集、电离辐射和能量反馈的来源，大质量恒星驱动着其宿主星系的生态，尽管它们相对稀少，此外还产生致密的残余物，这些残余物可以产生引力波。大质量恒星的演化是由它们详细的质量损失历史决定的;然而，各种尺度上的风结构对它们的质量损失率造成了重要的不确定性。双星系统可以进一步限制大质量恒星的质量损失特性，特别是碰撞风双星。在本文中，我们回顾了拟议的MIDEX规模的任务Polstar可以严格限制碰撞风的物理（因此，辐射驱动的风一般）与紫外线分光偏振观测，提供了前所未有的提高确定的质量损失率和速度结构的大质量恒星的风的准确性。我们提出了一个样本的17个目标，这将使我们能够研究各种风碰撞系统跨越一个大的参数空间使用的空间信息所产生的光谱和偏振数据与Polstar。
2021-12-16 astro-ph.IM astro-ph.SR
Colliding-wind Binaries with strong magnetic fields
近年来，碰撞风双星系统的动力学和有效粒子加速的条件吸引了大量的数值研究。这些数值模型试图解释这些系统的热和非热排放的观测。在非热区域，观测到了几个碰撞风双星的射电和X射线辐射，而伽马射线辐射到目前为止只在$η$和可能在WR 11中发现。高能电子被认为是这些系统中观察到的大部分高能光子的原因。只有在伽马射线区，根据恒星的性质，中性π介子衰变的辐射才可能有显著的贡献。因此，研究碰撞风双星的辐射需要高能电子加速和传播的详细模型。这反过来又需要对磁场有详细的了解，磁场不仅会影响电子的能量损失，而且在同步辐射的情况下还会影响发射率的方向依赖性。在这项研究中，我们调查不同的碰撞风双星系统的磁流体动力学模拟与磁场是强大到足以对风有显着的影响。如此强大的磁场需要对近星风加速区进行详细的处理。我们展示了这种模拟的实施，并讨论了结果，证明了风碰撞区域的结构上的磁场的效果。
2016-09-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
The orbital period of the long-period and colliding-wind binary WR 146 from radio interferometry of the shock cone
通过VLBA和EVN等射电干涉成像追踪WR 146的风碰撞区旋转，首次测得该长周期碰撞风双星约1000年的轨道周期，并估计了恒星风速度与双星质量。
2025-02-25 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
Asymptotic Opening Angles for Colliding-Wind Bow Shocks: the Characteristic-Angle Approximation
通过考虑高超声速球形发散风中矢量动量通量的平流和相互作用，在激波气体包含在沿单一特征张开角流出的圆锥中的近似下，导出了风碰撞激波锥的渐近张开角的简单解析描述。高辐射和高绝热的限制处理，他们的比较是新的结果。解析封闭形式的表达式获得推断的风动量比作为所观察到的激波张开角的函数，允许的渐近弓激波的显着形状被用作碰撞风的更详细的建模的初步约束。在这个过程中，我们探索从一般的角度来看，在应用到全球冲击几何的限制，所谓的戴森近似，它断言在整个冲击的垂直冲压压力的局部平衡。
2009-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Long-term soft and hard X-ray investigation of the colliding wind WN+O binary WR 25
我们研究了碰撞风双星WR 25的X射线长期行为，使用朱雀，雨燕，XMM-牛顿和NuSTAR获得的档案数据跨越~16年。我们的分析揭示了相位锁定的变化重复一致地在许多连续的轨道，在协议的X射线发射充分解释的热辐射从碰撞风在208-d轨道。我们报告的X射线通量相对于1/D的趋势（预期绝热冲击风）接近近星点通道的显着偏差。在接近近星点的地方，激波后等离子体温度没有下降，这表明这种趋势的中断不能用这部分轨道中激波前速度的降低来解释。最后，NuSTAR数据揭示了缺乏硬X射线发射（10.0 keV以上）以上的背景水平。上限的一个假定的非热发射强烈表明，目前的硬X射线天文台的灵敏度是不足以检测非热发射的大质量双星超过10千电子伏，除非风动能大到足以显着饲料粒子加速在风-风相互作用。
2019-05-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
High resolution numerical simulations of unstable colliding stellar winds
本文研究了二元系统中两股超音速风相互作用的流体动力学。风的碰撞产生了两个激波，它们被一个接触间断分开。整体结构取决于风的动量通量比η。我们使用的代码RAMSES与自适应网格细化研究的冲击波结构更小的值eta，更高的空间分辨率和更大的空间尺度比以前已经实现。二维和三维模拟，忽略轨道运动，被广泛使用的分析结果进行比较，并讨论其适用性。在绝热极限下，接触不连续处的速度剪切触发开尔文-亥姆霍兹不稳定性。我们量化的幅度产生的波动，并发现，他们可以显着，即使有一个温和的初始剪切。使用等温状态方程导致薄壳不稳定性的发展。初始演化和增长率使我们能够正式识别的非线性薄壳不稳定性（NTSI）接近的二元轴。横向加速度不稳定性的某些类似物在更远处出现。NTSI产生大幅度波动，并主导长期行为。我们指出，适当地遵循这些不稳定性的计算成本。我们的研究提供了一个基本框架，可以比较更复杂的模拟结果，包括额外的物理效应。
2011-09-07 astro-ph.SR
Colliding-wind binary systems: Diffusive shock acceleration and non-thermal emission
我们提出了一个碰撞风双星的非热辐射模型。相对论质子和电子被假定为通过扩散激波加速（DSA）的全球冲击边界的风-风碰撞区域。由于宇宙线压力的粒子加速过程和冷却的非热粒子，因为它们从冲击下游流动的反反应的非线性效应。我们探讨了非热粒子分布和keV-GeV辐射随恒星间距、系统视角以及风动量比的变化。我们证实了早期的研究结果，即DSA是非常有效的磁场放大时，不包括在内，导致显着修改的冲击。我们还发现，非热通量的规模与二进制分离在一个复杂的方式和各向异性逆康普顿发射显示只有一个温和的变化与视角由于风-风碰撞的空间范围。
2020-04-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Catalogue of particle-accelerating colliding-wind binaries
已知由两颗或更多恒星组成的大质量系统是有趣的物理过程的场所-至少在某些情况下包括粒子加速。在过去的十年中，这个主题激发了一项特别的努力，以揭示这些系统的特性，并描述负责粒子加速的环境以及超新星前大质量恒星在我们银河系中产生高能粒子的潜在作用。虽然以前的研究大多致力于一般的过程，或一些个别的对象，特别是，一个统一的面向目标的普查粒子加速碰撞风双星（以下PACWBs）还不存在。本文旨在对这些系统作一个全面而统一的普查，着重介绍它们的主要性质。一般性的讨论包括精力充沛的考虑，以及风的性质与非热发射过程，可能在碰撞风双星的工作。最后，对今后的观测和理论研究提出了一些指导意见。
2013-08-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
UV Spectropolarimetry with Polstar: Massive Star Binary Colliding Winds
Polstar利用紫外光谱偏振观测研究大质量双星碰撞风的动力学，通过高分辨率光谱和偏振技术约束风的物理特性及辐射驱动风的普遍规律。
2022-07-14 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
Tracing colliding winds in the UV line orbital variability of gamma-ray binaries
伽玛射线双星的辐射能量大部分超过10兆电子伏。非热辐射被认为是由旋转动力脉冲星的相对论风与其大质量伴星（O或Be）的恒星风相互作用产生的。一颗强大的脉冲星在大质量恒星的辐射驱动风中创造了一个充满相对论电子的扩展空腔。因此，观测到的来自恒星风的紫外共振线的P Cyg轮廓应该不同于单个大质量恒星。我们建议使用紫外线发射线来检测和限制伽玛射线双星中的碰撞风区域。我们计算的预期轨道变化的P天鹅配置文件依赖于相互作用的几何形状（设置的风的动量通量的比率）和视线的系统。我们预测LS 5039和PSR B1259-63的情况下几乎没有变化，与目前可用的LS 5039的HST观测结果一致。然而，在LS I+61 303的情况下，预期上接合和下接合之间存在变异性。
2011-11-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
3D models of radiatively driven colliding winds in massive O+O star binaries - III. Thermal X-ray emission
研究了短周期大质量O+ O星双星中风-风碰撞产生的X射线辐射。排放量计算从三维流体动力学模型，其中包括重力，驱动的风，恒星的轨道运动，和辐射冷却的冲击等离子体。恒星掩星和星周衰减量的变化在圆轨道系统中引入了与相位相关的X射线变化，而在偏心轨道系统中也会发生本征发射的强烈变化。在偏心系统中的X射线发射可以显示出强烈的滞后现象，在近星点之后的发射比在近星点之前的相应轨道相位处的发射更柔和，反映了在这些时间处的冲击等离子体的物理状态。此外，亮度上升到最大值并不一定遵循1/D定律。我们的模型进一步表明，有效的拱柱可以高度依赖于能量。我们模拟钱德拉和朱雀观测，并适合这些使用标准XSPEC模型。我们发现，恢复温度从两个或三个温度mekal适合那些从适合到真正的系统具有类似的恒星和轨道参数/性质的排放。我们还发现，当全球丰度在光谱拟合中解冻时，尽管计算使用太阳值作为输入（删节），但只返回太阳下值。
2009-09-24 astro-ph.SR
A Chandra Observation of the Eclipsing Wolf-Rayet Binary CQ Cep
短周期（1.64 d）近接触食WN 6 + O 9双星系统CQ Cep提供了一个理想的实验室，用于在近距离处测试X射线碰撞风激波理论的预测，其中风在碰撞前可能还没有达到终端速度。我们目前的结果的钱德拉X射线观测CQ Cep跨度~1天，在此期间，同时钱德拉光学光变曲线被收购。我们的主要目标是将观察到的X射线特性与碰撞风冲击理论进行比较，该理论预测最热的冲击等离子体（T > 20 MK）将在恒星之间的中心线上或附近形成。X射线光谱与WR 134等WN 6单星非常相似，谱线显示了温度T ~ 4 - 40 MK范围内的等离子体。当O星经过沃尔夫-拉叶星的前面时，我们看到了一个深光食，我们确定了轨道周期P = 1.6412400 d。有些令人惊讶的是，没有检测到显着的X射线变化。这意味着最热的X射线等离子体并不局限于恒星之间的区域，这与碰撞风的图像不一致，并表明其他X射线产生机制可能在起作用。将需要考虑辐射冷却和轨道运动等效应的流体动力学模拟，以确定新的钱德拉结果是否可以与碰撞风图像相一致。
2014-11-14 astro-ph.SR
Supernovae in colliding-wind binaries: observational signatures in the first year
当一颗核心坍缩的超新星在一个双星系统中爆炸时，喷出物可能会遇到一个过密的壳层，在那里两颗恒星的恒星风之前发生了碰撞。在这项工作中，我们调查的超新星光变曲线上的时间尺度，从早期的闪光电离签名，爆炸后约一年的这种相互作用的影响。我们构建了一个模型的碰撞风壳在一个轨道双星系统，我们提供了一个解析表达式的壳的厚度和密度，我们校准与三维自适应网格细化流体动力学模拟探测不同比例的风动量和不同制度的辐射冷却效率。我们模拟了超新星喷出物与星周介质的角相关相互作用，并利用一个现实的冷却函数估算了激波辐射效率。我们发现，辐射冲击功率超过典型的IIP型超新星光度只有双红超巨星双星的质量比$q \gtrsim 0.9$，风质量损失率$\dot{M} \gtrsim 10^{-4} M_\odot\,\text{yr}^{-1}$，和分离之间约50和1500 AU。对于$q$较小的双星或风速较快的主星，所需的$\dot{M}$会增加。我们估计所有坍缩大质量恒星的$\ll 1\%$满足双星质量比和双星分离的条件。由于风壳碰撞而产生的散射光度最多比未受扰动的恒速风高出10倍，但与靠近恒星的风加速相关的更高密度提供了更强的信号。
2021-12-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-rays from the colliding wind binary WR 146
本文在碰撞星风（CSW）图象的框架下分析了大质量双星WR 146 R的X射线辐射。理论上的CSW模型光谱与观测到的WR 146 R的X射线光谱形状匹配良好，但它们大大高估了观测到的X射线通量（发射测量）。这是有效的情况下，在完全的温度均衡的情况下，并在部分电子加热的情况下，在冲击波前（不同的电子和离子温度），但有迹象表明，模型预测和观测之间的更好的对应关系，后者。为了协调模型预测和观测结果，WR 146的质量损失率必须比目前接受的该物体的质量损失率减少8 - 10倍（后者已经考虑到了成团）。没有多余的X射线吸收来自CSW建模。
2017-09-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Colliding Winds of WR 25 in High Resolution X-rays
WR 25是一个碰撞风双星系统，由一颗质量非常大的O2.5If*/WN 6主星和一颗O型伴星组成，其偏心轨道周期为208天。这些炽热的恒星具有强烈的、高度超音速的风，这些风相互作用，形成了一个明亮的X射线源，来自风碰撞冲击，其条件随着恒星的分离而变化。通过WR和O星风的不同视图提供了恒星在其轨道上移动时的轨道相位，允许以不容易甚至不可能的方式探索风结构。我们分析了WR 25的轴上Chandra/HETGS光谱，在近星点前不久，当系统发出的X射线是最亮的。从轴上的观察，我们约束的线通量，质心，和各种发射线的宽度，包括He三重态的Si XIII和Mg XI。我们也已经能够包括几个偶然的离轴HETG光谱从档案和研究他们的通量随相位的变化。这是第一份关于WR 25在X射线中的高分辨率光谱研究的报告。
2021-03-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accretion in massive colliding wind binaries and the effect of wind momentum ratio
我们进行了大质量碰撞风双星系统中的喷射风的数值实验，并对不同初始质量损失率下的次级星吸积进行了定量分析。我们设置一个由一颗亮蓝变星（LBV）和一颗沃尔夫-拉叶星（WR）组成的双星系统，通过改变LBV的质量损失率来获得不同的风动量比$η$。我们的模拟包括两组情况：一组是恒星静止的，另一组包括轨道运动。随着$η$的减小，碰撞的风结构移近次级风。我们发现，对于$η\lesssim 0.05$的吸积阈值达到和起源于不稳定性的团块吸积到二次。对于每一个$η$值，我们计算质量吸积率，并确定不同的区域中的$\dot{M}_{\rm acc}$ - $η$图。对于静态星，$0.001 \lesssim η\lesssim 0.05$的吸积是亚Bondi-Hoyle-Lyttleton（BHL）吸积，平均吸积率满足幂律$\dot{M}_{\rm acc} \propto η^{-1.73}$。吸积不是连续的，而是随着$η$减小而从零星变化到较大的占空比。对于$η\lesssim0.001$，吸积在时间上是连续的，吸积速率为BHL，高达0.4- 0.8倍。包括轨道运动的模拟给出了定性上类似的结果，对于亚BHL区域具有更陡的幂律$\dot{M}_{\rm acc} \propto η^{-1.86}$，并且较低的$η$作为吸积阈值。
2022-07-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
A global view on the colliding-wind binary WR 147
我们目前的结果从全球范围内的碰撞风的二进制WR 147。我们分析了新的光谱WR 147获得的大望远镜CANARIAS和档案光谱从哈勃太空望远镜利用现代大气模型占光学薄结块。我们采用网格建模的方法来推导WR 147中两个恒星组件的一些基本物理特性。对于目前公认的距离为630 pc的WR 147，质量损失率的值来自模拟其光谱是在可接受的对应关系，从模拟其X射线发射。然而，它们给出的射电通量比观测到的要低。这个问题的一个合理的解决方案可能是，如果在离恒星很远的地方（射电形成区）的体积填充因子小于靠近恒星的地方（光学形成区）。采用这一方法，该模型可以很好地匹配WR 147的光、热射电辐射。因此，对碰撞风双星WR 147的全球观测表明，它在不同谱域的观测特性可以用自洽的物理图像来解释。
2020-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
3D Radiative Transfer in $η$ Carinae: Application of the SimpleX Algorithm to 3D SPH Simulations of Binary Colliding Winds
船底座η星是研究大质量双星相互作用和演化以及恒星风-风碰撞的理想天体物理实验室。最近的三维（3D）模拟为理解$η$ Car中高度复杂的3D流奠定了基础。不同的宽高和低电离禁止发射线的观测提供了一个很好的工具来约束系统的方向，主要的质量损失率，和热次级的电离通量。在这项工作中，我们提出了第一步生成合成观测与现有的和未来的HST/STIS数据进行比较。我们目前的初步结果，从全三维辐射转移模拟的相互作用的风$η$车。我们使用SimpleX算法对3D SPH模拟的输出进行后处理，并假设主星有三种不同的质量损失率，获得氢和氦的电离分数。由此产生的电离图的两个物种约束的区域，所观察到的禁止发射线可以形成。包括碰撞电离是必要的，以实现更好地描述电离状态，特别是在从次级辐射屏蔽的区域。我们发现，减少初级的质量损失率增加电离气体的体积，创造更大的区域，禁止发射线可以形成。我们的结论是后处理三维SPH数据与SimpleX是一个可行的工具，创建电离图$η$汽车。
2014-06-27 astro-ph.SR
Non-Thermal Radio Emission from Colliding-Wind Binaries
在碰撞风双星中，冲击会将一部分电子加速到相对论速度。然后这些电子发射无线电波长的同步辐射。我们是否能探测到这种辐射，取决于两种成分的恒星风中自由-自由吸收区的大小。人们认为长周期双星是可以探测到的，而短周期双星则不然。因此，令人惊讶的是，发现天鹅座OB 2 No.8A（P = 21.9 d）确实显示出与轨道相位锁定的变化。为了研究这一点，我们发展了一个相对论电子产生（包括冷却和平流）和同步辐射通过星风的辐射转移的模型。使用这个模型，我们表明Cyg OB 2 No. 8A中的同步加速器发射区域确实延伸到自由-自由吸收区域之外足够远，以产生无线电通量的轨道锁定变化。该模型也可以应用于其他非热辐射源，并将证明在解释未来调查的观测结果，如COBRaS -天鹅座OB 2射电调查中是有用的。
2009-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
The orbit and stellar masses of the archetype colliding-wind binary WR 140
给出了Wolf-Rayet（WR）双星WR 140（HD 193793; WC 7 pd + O5.5fc）的更新轨道根数.新的轨道要素是使用先前公布的测量结果以及{ \color{black} 160} 2016年WR 140近星点通过时的新径向速度测量结果得出的。此外，CHARA阵列还收集了四个新的轨道天体测量数据。通过这些测量，我们得到了$M_{\rm WR} = 10.31\pm0.45 M_\odot$和$M_{\rm O} = 29.27\pm1.14 M_{\odot}$的恒星质量。我们还包括讨论这个系统的演化历史，从二进制人口和光谱合成（BPASS）模型网格显示，这WR星可能主要通过恒星风中的质量损失形成，只有适量的质量损失或通过二进制相互作用转移。
2021-04-23 astro-ph.SR
3D Hydrodynamic & Radiative Transfer Models of X-ray Emission from Colliding Wind Binaries
碰撞风双星（CWB）是X射线天体物理学的独特实验室。这些系统中的大质量恒星拥有强大的恒星风，速度高达3000 km/s $^{-1}$，它们的碰撞导致热等离子体（高达$\sim10^8$ K）发射热X射线（高达$\sim$ 10 keV）。许多X射线望远镜都观测到了CWB，包括朱雀，我们的工作旨在模拟这些X射线观测。我们使用三维光滑粒子流体动力学（SPH）来模拟风-风相互作用，然后执行三维辐射转移来计算出射X射线通量，通过X射线望远镜的响应函数折叠直接与观测比较。在这些程序中，我们提出了我们的模型，朱雀观测的多年周期，高偏心系统$η$船底座和WR 140。模型再现了远离近星点的观测结果，但只有$η$船底座的X射线光谱在近星点再现; WR 140模型在这个更复杂的阶段产生了太多的通量。
2014-05-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Tracing the colliding winds of $η$ Carinae in He I
本研究利用Global Jet Watch天文台覆盖1.3个轨道周期的He I谱线数据，分析$\eta$ Carinae碰撞星风的动力学特征，构建双曲面几何模型拟合吸收速度偏差，为双星风动量平衡几何及质量损失纬度依赖性研究提供灵敏探测手段。
2023-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wolf-Rayet Colliding Wind Binaries
本文综述Wolf-Rayet碰撞风双星，探讨其极端恒星风现象及意外产生大量暖尘埃的机制，指出富碳WR星是必要条件，但物理机制尚待阐明。
2024-12-17 astro-ph.HE 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
Non-thermal radio emission from O-type stars. V. 9 Sgr
大质量双星系统中的碰撞风产生同步辐射，这是由于在碰撞风区域中的激波周围有一小部分电子被加速到相对论速度。我们研究了周期为9.1年的O型大质量双星9 Sgr = HD 164794的射电光变曲线。我们调查了无线电发射是否与轨道相位一致，我们确定了碰撞风区的一些参数。我们从甚大阵列（VLA）中减少了大量的存档数据，以确定在2，3.6，6和20 cm处的9 Sgr的射电光变曲线。我们还建立了一个简单的模型，解决了辐射转移在碰撞风区和恒星风。2厘米射电通量显示出明显的锁相变化与轨道。其他波长的行为不太清楚，主要是因为缺乏以9 Sgr为中心的观测。射电发射的高通量和几乎平坦的光谱形状表明，在所有轨道阶段，同步辐射在射电光曲线中占主导地位。该模型与2厘米观测值拟合得很好，使我们能够估计出在2厘米碰撞风区发射的同步辐射的亮度温度至少为4 × 10^8 K。这里使用的简单模型已经使我们能够获得关于碰撞风区域的重要信息。我们建议，9 Sgr是一个很好的候选人更详细的建模，碰撞风区域保持绝热在整个轨道，从而简化了流体动力学。
2013-10-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Revealing the accelerating wind in the inner region of the colliding-wind binary WR 112
WR 112通过揭示碰撞风双星中加速风的运动学特性，为测试多样化轨道架构下的碰撞风物理提供了基准系统。
2025-12-05 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
The Fermi LAT view of the colliding wind binaries
碰撞风双星（CWB）一直被认为是可能的高能$γ$射线源，然而除了$η$ Car之外，没有发现其他系统。本文利用近7年的Fermi-LAT数据分析了7个CWB（WR 11，WR 70，WR 137，WR 140，WR 146，WR 147）的样本，通过理论建模，这些CWB被认为是最有希望的候选者。WR 11（$γ^2$ Vel）在6.1 $σ$置信水平下被探测到，光子通量在0.1-100 GeV范围$(1.8\pm0.6)\times10^{-9}~\mathrm{ph~cm^{-2}~s^{-1}}$内，能量通量为$(2.7\pm0.5)\times10^{-12}~~\mathrm{erg~cm^{-2}~s^{-1}}$。在所采用的距离$d=340$ pc处，这对应于亮度$L=(3.7\pm0.7)\times10^{31}~\mathrm{erg~s^{-1}}$。该光度相当于总风动能功率的$\sim6\times10^{-6}$分数和注入该系统的风-风相互作用区域的功率的$\sim1.6\times10^{-4}$分数。WR 70和WR 140系统的高能量通量设定了上限。
2016-03-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
3D models of radiatively driven colliding winds in massive O+O star binaries - II. Thermal radio to sub-mm emission
在这项工作中，从短周期O+ O-星双星的风在厘米到亚毫米波长的热辐射进行了研究（潜在的非热辐射目前被忽略）。计算是基于三维流体动力学模型，其中包括重力，风的驱动，恒星的轨道运动，和辐射冷却的冲击等离子体。热辐射来自恒星风和它们碰撞的区域。我们调查的流量和频谱从各种模型作为一个功能的轨道相位和方向的观察者，并比较单星的情况下。来自风-风碰撞区（WCR）的辐射强烈依赖于其密度和温度，在辐射系统中光学厚，而在绝热系统中光学薄。在这项工作中第一次研究的WCR是高辐射的系统的通量，可以超过一个数量级以上的组合流量从相同类型的单星。这种过剩发生在从厘米到亚毫米的宽波长范围内。相反，当WCR在很大程度上是绝热的，在热通量的显着过剩只发生在100 GHz以下。偏心系统可能会表现出数量级或更大的通量变化，特别是如果WCR中的等离子体从绝热状态转变为辐射状态，反之亦然-在这种情况下，通量可以显示出显著的滞后与恒星分离。我们进一步证明，成团可以影响无线电光变曲线的变化。我们研究了发射的光谱指数，经常发现指数比+0.6陡。我们的预测对下一代射电和亚毫米望远镜的未来观测很有意义。
2009-08-10 astro-ph.SR
Magnetic fields, non-thermal radiation and particle acceleration in colliding winds of WR-O stars
非热辐射已被发现在WR星多年来在长波长光谱范围内，一般归因于同步辐射。要解释这种辐射，需要两个关键因素，即磁场和相对论性粒子。在强冲击下，粒子可以通过费米过程加速到相对论速度。因此，强同步辐射通常归因于WR双星。磁场也可能在冲击时被放大，然而磁场几何形状、强度及其在WR双星系统中对粒子加速的作用的实际情况仍然不清楚。在这项工作中，我们讨论了最近的发展，在风-风碰撞区的MHD模拟的数值模拟，耦合粒子加速过程相关。
2015-10-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
High resolution radio imaging of the two Particle-Accelerating Colliding-Wind Binaries HD167971 and HD168112
本研究利用欧洲甚长基线干涉测量网络对粒子加速碰撞星风双星 HD167971 和 HD168112 进行高分辨率射电成像，验证了快照式射电测量能有效识别粒子加速器并揭示长周期双星。
2024-01-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Two Wolf-Rayet stars at the heart of colliding-wind binary Apep
碰撞风双星Apep的红外成像揭示了一个壮观的尘埃羽流，具有复杂的内部动力学，挑战了标准的碰撞风双星物理学。如果一颗快速旋转的沃尔夫-拉叶星位于该系统的中心，那么这些挑战可能会得到解决，这意味着Apep是银河系长时间伽马射线暴的祖先系统。解释Apep动力学的困难之一是系统中恒星的光谱组成不清楚。在这里，我们提出的视觉近红外光谱表明，Apep的中心组成部分是由两个经典的沃尔夫-拉叶星的碳（WC 8）和氮序列（WN 4 - 6 b）亚型。我们认为，这样的分配代表了最强的情况下，在银河系中的一个经典的WR+WR的二元系统。测得WC 8和WN 4 - 6 b星的终端视线风速分别为$2100 \pm 200$和$3500 \pm 100$ km s $^{-1}$。如果这两颗恒星的质量损失率在它们的光谱类别中是典型的，那么碰撞风的动量比预计为$\approx$ 0.4。由于尘埃羽流的膨胀速度显着小于任何一个测得的终极速度，我们探讨的建议，沃尔夫-拉叶风是各向异性的。如果WC 8恒星产生速度为$\approx$ 530 km s $^{-1}$的明显缓慢的赤道风，我们可以恢复与观测到的尘埃膨胀速度一致的激波压缩风速。如此缓慢的风速可以由沃尔夫-拉叶星的近临界旋转驱动。
2020-05-01 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
On the binary nature of massive blue hypergiants: high-resolution X-ray spectroscopy suggests that Cyg OB2 12 is a colliding wind binary
蓝超巨星天鹅座OB 2 -12（B3 Ia+）是一个非常有代表性的成员，在一个鲜为人知的演化阶段的超大质量恒星。利用钱德拉天文台获得了它的高分辨X射线谱。计算PoWR模式大气以提供真实的风不透明度并建立风密度结构。我们发现，碰撞去激发是减少类氦离子SiXIV和MgXII的禁戒线的亚稳上能级的主要机制。模型与观测结果的比较表明，X射线发射产生于稠密的等离子体中，这些等离子体可能只存在于光球层或双星组件之间的碰撞风区中。所观察到的X射线光谱很好地拟合热等离子体模型，平均温度超过10 MK。天鹅座OB 2 -12中的风速不足以为如此高的温度提供动力，但双星系统中两股风的碰撞就足够了。我们利用档案资料来研究其他蓝超巨星的X射线性质。一般来说，这类恒星不会被发现为X射线源。我们认为，我们的新钱德拉观测天鹅座OB 2 -12可以最好地解释，如果天鹅座OB 2 -12是一个碰撞的风二进制拥有一个晚O型的同伴。这使得天鹅座OB 2 -12成为16颗已知超巨星中的第二颗双星系统。这个低的双星分数表明蓝超巨星可能是大质量双星演化的产物，在此期间它们要么吸积了大量的质量，要么已经与它们的伴星合并。
2017-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of a magnetic field in the rapidly-rotating O-type secondary of the colliding-wind binary HD 47129 (Plaskett's star)
我们报告检测到一个强大的，有组织的磁场在大规模的O 8 III/I+ O7.5 V/III双线光谱双星系统HD 47129（Plaskett的明星）的第二个组成部分，在大质量恒星的磁性（MiMeS）的调查。八个独立的斯托克斯$V$观测是使用加拿大-法国-夏威夷望远镜的ESPaDOnS分光偏振仪和伯纳德·李奥特望远镜的纳瓦尔分光偏振仪获得的。利用最小二乘反褶积方法，我们在3个观测值中得到了Stokes $V$信号的确定检测。在诊断无效（$N$）光谱中未检测到显著信号。塞曼特征信号很宽，并且跟踪次级分量的径向速度;因此我们得出结论，快速旋转的次级分量是磁化的恒星。校正极化光谱的线和连续的（尖锐线）小学，我们测量的纵向磁场从每个观察。次级的纵向场是可变的，并且表现出$-810\pm 150$ G和$+680\pm 190$ G的极值，这意味着$2850\pm 500$ G的最小表面偶极强度。相比之下，我们推导出初级表面磁场的上限（$3σ$）为230 G。强磁场和快速旋转的组合使我们得出结论，次级宿主通过磁约束风馈送的离心磁层。在这种情况下，我们重新审视的光学线轮廓和X射线发射的属性-以前解释为碰撞恒星风的后果。我们的结论是，HD 47129代表了一个迄今为止独特的恒星系统-一个紧密的，大质量的双星与快速旋转，磁化组件-这将是一个丰富的目标，为进一步研究。
2012-09-27 astro-ph.SR
Colliding winds in WR21 and WR31 -- I. The X-ray view
XMM-Newton监测WR21和WR31双星，揭示星风碰撞引起的相位锁定X射线变化，软能段变化显著且受吸收影响，硬能段变化有限，未观测到食现象。
2023-09-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Colliding Winds in Low-Mass Binary Star Systems: wind interactions and implications for habitable planets
上下文在双星系统中，来自两个组成部分的风相互影响，导致强烈的冲击和密度和温度增加的区域。潜在的宜居环联星行星必须不断暴露在这些相互作用区域。目标。我们研究，第一次，风之间的相互作用，从低质量的恒星在一个二元系统，以显示风的条件下看到的潜在的可居住的环联行星。方法.我们使用先进的3D数值流体动力学代码Nuraldom模拟风的相互作用，两个相同的风从两个太阳质量的恒星与圆形轨道和0.5 AU的二进制分离。作为输入到这个模型中，我们使用一维流体动力学模拟的太阳风，运行使用通用平流代码。我们推导出这个系统中稳定和可居住轨道的位置，以探索潜在的可居住行星在其轨道上会暴露在什么样的风条件下。结果我们的风相互作用模拟结果形成两个强冲击波分离的区域的密度和温度提高。由于两颗恒星的轨道运动产生的科里奥利力，风-风相互作用区域呈螺旋形。在这个系统中的稳定和宜居带从大约1.4 AU延伸到2.4 AU。（截断）
2015-02-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Quest for the upcoming periastron passage of an episodic dust maker and particle accelerating colliding wind binary: WR 125
我们对碰撞风双星WR 125（WC 7 + O 9 III）进行了长期的红外和X射线观测。使用AstroSat-Soft X射线望远镜和安装在3.6米Devasthal光学望远镜后面的TIRCAM 2对该源进行监测。WR 125在2017年至2021年期间在近红外K波段显得更亮，这归因于另一次尘埃形成事件，类似于20世纪90年代初可能的近星点通过期间报告的事件。这进一步得到了2018-19年WISE的W1和W2波段观测到的增强发射的支持。通过将档案X射线数据集与我们的新测量相结合，已经注意到了长期变化。该源在2020年6月达到较低的发射状态（接近最近的红外最大值），这可能是由于在偏心轨道上靠近近星点的WC恒星风对碰撞风区域产生的X射线的吸收增强。先前和最近的X射线低态之间的时间间隔可能表明轨道周期为28-29年，与偶发性尘埃产生的重现时间相当一致。我们还讨论了已公布的无线电测量的背景下，一个共同的图片的基础上，一个长周期的二进制方案。这些结果为今后WR 125的多波长观测提供了指导。
2021-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
