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
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
Gamma-ray follow-up studies on Eta Carinae
最近对高能伽马射线的观测揭示了一个与海山二星系在空间上重合的持续源。由于观测到的伽马射线通量在轨道时间尺度上的调制迄今尚未报道，因此迄今为止不可能进行明确的识别。特别是费米大面积望远镜（LAT）的观测提出了关于实际发射情况的额外问题，因为在该源的伽马射线谱中存在两种能量不同的成分，最好用指数截止幂律函数（CPL）在能量低于10 GeV时和幂律（PL）成分在更高能量时占主导地位来描述。增加曝光与改进的仪器响应功能的LAT现在允许我们进行更详细的调查的位置，光谱形状，和通量的时间历史观测到的伽马射线发射。这是第一次，我们能够报告一个微弱但有规律的通量随着时间的推移而减少。这可以理解和解释的碰撞风双星的情况下，轨道调制的伽马射线发射。我们发现的伽马射线信号的光谱形状与一个单一的发射粒子人口相结合的γ-γ对生产的显着吸收。通过研究通量减少与双星轨道分离之间的相关性，我们可以预测到2014年下一次近星点通过之前的行为。
2012-08-13 astro-ph.HE
High energy emission from massive stars: the precocious X-Ray recovery of Eta Carinae after January 2009 minimum
2008年12月15日至2009年3月11日期间，我们利用Swift卫星上的X射线望远镜，在0.3-10 keV能量范围内观测了船底座Eta双星系统，即X射线从最大值下降到最小值的前1个月到后2个月，认为这与主星与热伴星的近星相遇有关。从日食前几个月开始，两颗恒星风之间的相互作用加剧，X射线通量达到最大。此后，通量急剧下降，在大约20天内下降到比“高状态”低至少10倍的水平，即在其5.52年轨道的最大部分（~e-11 erg/s/cm 2）期间系统的X射线发射状态。与之前的周期不同，当低状态持续约2.5个月时，RXTE的观察表明，X射线通量在最小值后约1.5个月开始恢复到正常水平。我们认为，这种早期恢复可能是由于伴随风在遇到激波之前就达到了终极速度。
2009-08-19 astro-ph.HE
Detection of Gamma-ray Emission from the Eta-Carinae Region
我们提出了广泛的观测结果的伽马射线AGILE卫星的银河系区域托管的船底座星云和显着的碰撞风二进制Eta船底座（Eta车）在2007年7月至2009年1月。我们检测到一个伽马射线源（1AGL J1043-5931）与埃塔车的位置一致。如果1AGL J1043-5931与Eta Car系统相关联，我们的数据提供了长期寻求的100 MeV以上的碰撞风双星的首次探测。在2007年7月至2008年10月的前近星点期间，100 MeV以上的平均伽马射线通量为F =（37 +/- 5）x 10-8 ph cm-2 s-1，对应于距离为2.3 kpc的平均伽马射线光度L = 3.4 x 10^34 erg s-1。我们还报道了1AGL J1043-5931在2008年10月11-13日发生的一次持续两天的γ射线耀斑事件，可能与该系统强变激波的瞬时加速和辐射事件有关。
2009-04-17 astro-ph.HE
Interaction of planetary nebulae, Eta-Carinae and supernova remnants with the Interstellar Medium
行星状星云（PN）、超新星遗迹（SNR）和船底座η星的图像是由三种不同的物理过程形成的。第一个过程是壳层的膨胀，在球壳的情况下可以用正则运动定律来模拟，在星际介质中存在密度梯度时可以用动量守恒来模拟。模拟的质量沿着一个方向以及沿着许多方向引入。第二个过程是粒子从前进层辐射的扩散。分析了球的三维扩散、一维漂移扩散和一维随机游动扩散。第三个过程是通过沿视线的积分运算合成图像。该框架被应用到三个PN，这是A39，环形星云和蚀刻沙漏星云MyCn 18，混合对象Eta-Carinae，和两个SNR，这是SN 1993 J和SN 1006。在所有考虑的情况下，仔细比较观察到的和理论的配置文件的强度。
2012-09-17 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Particle acceleration in the expanding blast wave of Eta Carina's Great Eruption of 1843
最近使用INTEGRAL、AGILE和Fermi卫星探测到船底座η方向的非热硬X射线和高能（HE; 1 MeV < E < 100 GeV）伽马射线发射。到目前为止，这种发射已经在两颗大质量恒星之间碰撞风区的粒子加速框架中解释。然而，1843年历史上的“大爆发”中产生的快速移动的冲击波的存在为这个系统提供了另一个粒子加速点。在这里，我们探索一种替代方案，并发现逆康普顿发射从爆炸波中加速的电子可以自然地解释所测量的硬X射线和HE伽马射线发射的通量和光谱形状。这种情况进一步支持缺乏显着的变化，积分和费米测量通量。
2010-06-25 astro-ph.HE
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
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
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
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
A lepto-hadronic model of gamma rays from the Eta Carinae and prospects for neutrino telescopes
在船底座双星$η$的整个轨道周期内，费米大天区望远镜（LAT）都在伽马射线中观测到了它。两颗恒星碰撞风中的激波加速电子在激波区域的磁场中辐射出同步光子和逆康普顿光子，目标光子来自两颗恒星中质量更大、亮度更高的恒星的热辐射。逆康普顿发射占主导地位的伽马射线通量数据从$η$船底座，但光谱能量分布显示签名的强子成分在$\sim 10$ -300 GeV范围内的近星点通过。目前和未来的空气切伦科夫望远镜将能够限制在TeV能量的这一部分。宇宙射线质子在碰撞风中加速到$\gg 1$ TeV能量，这是解释强子发射成分通过质子与强子相互作用的必要条件，可以在大型千米级中微子望远镜中探测到$\gtrsim 10$ TeV中微子事件的信号。
2017-12-14 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
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
A Revised Historical Light Curve of Eta Carinae and the Timing of Close Periastron Encounters
19世纪etaCar的“大爆发”的历史光变曲线提供了最大质量恒星遇到的剧烈不稳定的惊人记录。我们报告和分析新发现的历史估计的视觉亮度的etaCar在其爆发，我们纠正了一些错误的原始记录。修订后的光变曲线与之前的记录有很大不同：它显示了1838年和1843年的两次短暂爆发，类似于现代超新星的冒名顶替者，而1844年12月的最后一次增亮标志着etaCar达到峰值亮度的时间。我们考虑增亮事件的时间，因为它们与etaCar中假定的双星系统有关：（1）如果1845年前的轨道周期由于喷发的质量损失而比现在短，那么1838年和1843年的短暂事件在近星点的几周内达到峰值。每一个事件只持续了100天。(2)1844年底的主要增亮与近星点没有任何联系，开始于1.5年之后。它持续了10年，在此期间没有明显的近星点相遇的影响。(3)1890年的爆发在近星点开始变亮，但花了1年多的时间才达到最大值，并在那里保持了近10年。1890年爆发中途的第二次近星点通过没有任何影响。虽然有证据表明近星点相遇和两个短暂的前兆事件之间存在联系，但上述三种情况之间的差异使得很难用相同的机制解释所有三种现象。
2010-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Persistent Eruption of UGC~2773-OT: Finally, a Decade-Long Extragalactic Eta Carinae Analog
虽然SN冒名顶替者在光谱上显示出窄的H线，并且具有典型的峰值绝对星等为-13至-14等，这一点与eta Car大爆发相似，但迄今为止观测到的大多数河外事件在持续时间上与eta Car大爆发有很大不同。它们的亮相通常持续100天或更短，而不是持续数年。瞬变天体UGC 2773-OT的绝对星等峰值与其他SN冒名顶替者相似，但在发现前5年逐渐上升。在发现后的6年里，它的褪色非常缓慢（0.26等/年）。总的来说，我们认为它长达十年的喷发是迄今为止最著名的埃塔卡19世纪喷发的模拟。我们讨论了正在进行的喷发的广泛光谱。光谱显示了我们详细讨论的速度和线形状的有趣变化，包括不对称的Halpha发射线，我们显示这与双极星云的喷射一致，这可能非常像eta Car的Homunculus。此外，在线宽的变化，线轮廓，蓝色的过量发射类似于IIn型超新星，和强度的Halpha表明存在强烈的拱星相互作用的爆发在晚些时候。这支持了一个假设，即埃塔车的爆发的延长高原可能已经由冲击相互作用以及。然而，与eta Car相比，一个有趣的区别是UGC 2773-OT到目前为止还没有表现出与双星近星点事件相关的重复的短暂亮度峰值。
2015-10-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Eta Carinae's Thermal X-ray Tail Measured with XMM-Newton and NuSTAR
演化的大质量高偏心双星系统船底座eta在2014年夏天经历了一次近星点通过。我们获得了两个协调的X射线观测与XMM-牛顿和NuSTAR期间的X射线通量状态的提高和之前的X射线最小通量状态在这个通道。这些NuSTAR观测清楚地检测到与eta Car相关的X射线发射，首次扩展到~50 keV。10 keV以上的NuSTAR谱可以与kT ~6 keV等离子体的韧致辐射尾拟合。如果冲击气体处于碰撞电离平衡，则该温度比从铁K发射线复合物测量的温度高Δ kT ~ 2keV。这一结果可能表明伴星的激波前风速被低估了。NuSTAR在接近X射线最小值状态时的观测结果表明，一天中能量超过5千电子伏时，X射线发射量逐渐下降40%，这是迄今为止在个别eta Car观测中观测到的X射线通量的最大变化率。最硬的发射成分NH ~ 1 e24 cm-2的柱密度是迄今为止观测到的最高的eta Car值之一，这强烈表明在超级合之前，厚厚的主星风增加了风-风碰撞X射线发射的遮蔽。这两次观测都没有在INTEGRAL和朱雀在2011年之前观测到的极硬带中检测到幂律分量。如果NuSTAR的未检测是由吸收引起的，则幂律源必须很小，并且位于非常靠近WWC顶点的位置。另一种可能是，幂律源与eta Car或GeV伽马射线源都不相关。
2016-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Super-hard X-Ray Emission from eta Carinae Observed with Suzaku
我们目前的朱雀船底座η星的结果在5- 50 keV的范围内进行了两次在2005年8月的50 ks和2006年2月的20 ks的apastron周围。X射线成像光谱仪（XIS）产生硬（5- 12 keV）带谱，分辨来自高度电离的Fe和Ni的K壳线。硬X射线探测器在超硬（15- 50 keV）波段产生了显著的探测，该波段未被附近的源污染。我们使用XIS的K壳层线特征将硬带中占主导地位的光学薄热等离子体发射的温度限制为3- 4keV。我们发现了显着的过量发射以上的热发射在超硬带与PIN，证实了以前的积分ISGRI报告。整个5- 50 keV的光谱拟合的组合的热等离子体模型加上平坦的幂律或非常热的热韧致辐射模型的过量发射。在系统和统计不确定性范围内，不同历元的过量辐射没有明显变化，在硬带也没有观测到类似耀斑的通量放大现象，表明过量辐射是一种稳定的现象。我们认为，超硬辐射是由于恒星的紫外光子的逆康普顿的非热电子或非常热的等离子体的热韧致辐射，而不是由非热电子碰撞冷环境物质的韧致辐射。
2009-03-19 astro-ph.HE 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
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
Modelling the Central Constant Emission X-ray component of eta Carinae
$η$隆凸的X射线发射在不同的空间和时间尺度上表现出多种特征。中央恒定发射（CCE）成分集中在双星上，其空间尺度比双极侏儒星云小得多，但可能比恒星之间的中央风-风碰撞区域大，因为它在$\sim$ 2-3个月的X射线最小值内没有变化。使用大规模的3D平滑粒子流体动力学（SPH）模拟，我们模拟恒星之间的碰撞风区域，以及二次风与主风碰撞的区域，主风从以前的近星点通道喷出。模拟扩展到100个半长轴，并对一次辐射场对二次风的影响做了两个限制性假设（强耦合和无耦合）。我们对SPH输出进行3D辐射转移计算，以合成X射线发射，目的是再现CCE光谱。对于首选的主要质量损失率$\dot{M}_A\approx8.5\times10^{-4}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$，模型谱很好地再现了观测，因为强耦合和无耦合谱约束了近星点$ω\approx252^\circ$经度的CCE观测，并约束/收敛于$ω\approx90^\circ$的观测。这表明，$η$船底座之间的初级辐射和次级风之间有适度的耦合，恒星之间的区域和次级背面的同向碰撞都产生了CCE，并且CCE不能限制双星的视线。我们还讨论了与常见的X射线拟合参数的比较。
2016-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
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
On the influence of the companion star in Eta Carinae: 2D radiative transfer modeling of the ultraviolet and optical spectra
我们提出了2D辐射转移建模的海山二进制系统占存在的风-风碰撞（WWC）腔刻在光学厚风的主星。通过比较合成的谱线轮廓与在近傍星附近获得的HST/STIS谱，我们发现WWC腔对多波长诊断有很强的影响。这种影响是由在连续谱线和谱线中的光学深度的修改来调节的。我们发现，H-α，H-β和Fe II线是最受WWC腔，因为它们形成了大量的主风。这些谱线取决于纬度和方位角，因为根据腔的取向，谱线的不同速度区域受到影响。对于轨道倾角为110度< i <140度，近星点经度为210度< omega <330度的二维模型，线轮廓的蓝移和零速度区域受到的影响最大。这些轨道取向需要同时适合Eta Car的UV和光谱，用于50- 70度范围内的腔的半开角。我们发现，在球形模型中的H-α，H-β和光学Fe II线中看到的过量P-Cygni吸收在2D模型中变得更弱或不存在，与观测结果一致。观察到的紫外光谱的埃塔车，占主导地位的Fe II吸收线，是极好的再现我们的二维腔模型。小的差异仍然存在，因为我们的模型高估了H-γ和H-δ的反射率。我们认为，光电离的风的主要由热伴星是负责弱吸收看到这些线。我们的CMFGEN模型表明，主星的质量损失率为8.5x10 e-4 Msun/yr和风的终极速度为420 km/s周围的2000 apastron。
2012-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
