船底座η星“Weigelt结”中的反电离带

On the changes in the physical properties of the ionized region around the Weigelt structures in Eta Carinae over the 5.54-yr spectroscopic cycle

We present HST/STIS observations and analysis of two prominent nebular structures around the central source of Eta Carinae, the knots C and D. The former is brighter than the latter for emission lines from intermediate or high ionization potential ions. The brightness of lines from intermediate and high ionization potential ions significantly decreases at phases around periastron. We do not see conspicuous changes in the brightness of lines from low ionization potential (<13.6 eV) that the total extinction towards the Weigelt structures is that the total extinction towards the Weigelt structur…

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。

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。

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）。

JWST下的太阳弧：II. 在$z=2.37$处一个船底座伊塔星类似体的观测

The Sunburst Arc with JWST: II. Observations of an Eta Carinae Analog at $z=2.37$

该研究利用JWST观测，揭示了透镜星系中“哥斯拉”天体的本质，提出其为极亮蓝变星类似体，并极大扩展了已知此类恒星的距离上限。