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。
2015-11-21 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
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
Eta Carinae & the Homunculus: Far Infrared, Sub-millimeter Spectral Lines
演化的巨型双星船底座伊塔星经历了喷发的质量损失事件，形成了复杂的双极侏儒星云，其中包含数十个太阳质量的异常富氮气体和尘埃。尽管预期气体中存在重要的分子成分，但由于远红外和强热连续区的有限获取，探测在观测上受到挑战。与赫歇尔空间天文台一起对原子和旋转分子跃迁进行了光谱调查，揭示了源自喷出物的宽发射线的丰富光谱。选定的PACS线的速度配置文件相关以及与已知的子结构：H I在中央核心; NH和弱[C II]内的侏儒;和[N II]的排放在快速移动的结构外的侏儒。我们已经鉴定了来自[O I]、H I和18个单独的轻C-和O-承载分子（包括CO、CH、CH+和OH）以及一组广泛的N-承载分子（NH、NH+、N2 H+、NH 2、NH3、HCN、HNC、CN和N2 H+）的跃迁。其中一半是新发现的，对于任何早期类型的大质量恒星环境来说都是前所未有的。从五种分子及其同位素体中估计出一个非常低的[12 C/13 C] LE 4比值。我们证明，由于强连续的非LTE效应是显着的。在碳和氧耗尽的区域，氮的增强与线的形成是一致的，反映了爆发的恒星的演化状态，有效地运输的hoc处理的材料到外层。这些结果为进一步观测和理论研究大质量恒星演化最后阶段周围极端物理和化学条件下的分子化学提供了许多机会。
2020-10-05 astro-ph.GA 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
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。
2024-03-20 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
Photometric Observations of the Eta Carinae 2009.0 Spectroscopic Event
我们在2009年1月4日至2009年3月27日期间观测了超过34个夜晚的Eta Carinae，涵盖了预测的光谱事件的估计时间范围，该光谱事件与隐藏在侏儒星云内的疑似双星系统有关。光度最小特征被证实是周期性的，与以前的事件相比，表明周期在我们的误差范围内，为2022.6 +/-1.0 d。使用E区标准恒星系统，本地比较星的视V星等分别为HD 303308 8.14+/-0.02、HD 93205 7.77 +/-0.03和HD 93162 8.22 +/-0.05。后一颗恒星被发现比以前报道的要暗。
2009-12-13 astro-ph.SR
Long-term evolution in ionization of ejecta illuminated by Eta Carinae
本研究通过分析船底座η星自1900年以来的通量与光谱变化，结合1990年、2000年和2018年三个关键事件，提出中心双星视线方向星周喷射物的清除与电离增强是长期演化的主因，而侏儒星云保持稳定。
2023-12-29 astro-ph.GA 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
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
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
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。
2011-11-09 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
A companion as the cause of latitude-dependent effects in the wind of Eta Carinae
我们分析了用HST/STIS获得的海山二星双星系统的空间分辨光谱观测。Eta Car被尘土飞扬的Homunculus星云所笼罩，它散射了中央双星发出的光，并提供了一个独特的机会，从不同的有利位置研究一个巨大的双星系统。我们调查的纬度和方位角的依赖性H $α$线轮廓所造成的存在下的风-风碰撞（WWC）腔的伴星。利用二维辐射转移模型，我们发现风腔可以定性地解释观测到的傍星线轮廓。侏儒的区域散射通过WWC腔传播的光，显示较弱或没有H α吸收。通过一次风的重要部分传播的散射光区域显示出更强的天鹅座P吸收。我们的模型高估了在主风中形成的H α吸收，我们将其归因于伴星的光电离，目前还没有包括在模型中。我们可以定性地解释近星点期间发生的纬度变化，阐明埃塔车的光谱事件的性质。我们的模型支持的想法，在短暂的一段时间内，当主风畅通无阻地流向观察员，H α吸收发生在方向上的中央对象和Homunculus东南极，但不朝向赤道地区接近Weigelt斑点。我们认为，所观察到的纬度和方位角的变化主要是由伴星通过WWC腔，而不是由快速旋转的主星。
2012-10-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
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。
2010-01-19 astro-ph.SR
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。
2010-04-26 astro-ph.SR
Eta Carinae: the dissipating occulter is an extended structure
本研究利用 HST/STIS 光谱图像及红外射电观测，定位了 Eta Carinae 前方约 1000 au 处正在消散的延展尘埃遮挡物，揭示了其消散导致恒星视星等增加及多壳层吸收消失，并指出 Homunculus 将在双星辐射下最终消散。
2023-05-22 astro-ph.GA 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
Eta Carinae: an evolving view of the central binary, its interacting winds and its foreground ejecta
Eta Car的FUV光谱，在二十年的时间里用HST/STIS记录，记录了我们视线中消散消光引起的共振线的多次变化。FUV通量增加了近十倍，这导致了侏儒体内多个壳层的电离增加和分子氢的光破坏。观测到的共振线剖面与CMFGEN模式剖面的比较，允许分离的风-风碰撞和壳approptions从主风，天鹅座P profiles.The消散的掩星优先掩盖中心双星和相互作用的风相对于非常广泛的主风。我们现在能够监测碰撞风与轨道相位的变化。在最近的近星点通道上发生了高速瞬态扰动，表明次级风加速了主风，导致了下游的高速弓形激波，这是每个轨道周期新产生的。没有证据表明双星风的性质发生了变化。
2022-05-30 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
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
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。
2017-12-04 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
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。
2010-06-24 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 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。
2009-07-10 astro-ph.SR
Distinguishing Circumstellar from Stellar Photometric Variability in Eta Carinae
相互作用的双星船底座伊塔仍然是我们银河系中最神秘的大质量恒星之一，尽管有超过四个世纪的观测。在这项工作中，它的光变曲线从紫外线到近红外线进行了分析，使用空间分辨的HST观测和强烈的监测在拉普拉塔天文台，结合以前发表的光度学。我们已经开发了一种方法来分离的中央恒星对象在地面图像中使用HST测光，并将其应用到更多的地面数据，这支持的假设，即中央源增亮速度比几乎恒定的Homunculus。在从长期增亮的趋势中消失后，光变曲线显示出周期性的轨道调制（$ΔV$ $\sim$ 0.6等），这归因于风-风碰撞空腔，因为它绕着主星扫过，它显示出可变的投影面积到我们的视线。两个准周期分量的时间尺度为2-3年和8-10年，振幅较低，$ΔV$ $<$ 0.2等，叠加在增亮光变曲线上，是唯一发现的恒星变率分量，这表明恒星不稳定性最小。此外，光变曲线分析表明，在近星点没有“壳层抛射”的证据。我们认为，恒星核心的长期增亮是由于中央恒星前面的尘埃团的消散，这就像一个天然的日冕。因此，中央恒星似乎比以前认为的更稳定，因为主要的变化来自于不断变化的星周介质。我们预测，增亮阶段，主要是由于尘埃消散，将在2032年左右完成$\pm$ 4年，当恒星将比在17世纪的$ΔV$ $\sim$ 1马格。
2019-01-02 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
$η$ Carinae: high angular resolution continuum, H30$α$ and He30$α$ ALMA images
我们用ALMA获得了海脊$η$在H30 $α$和He 30 $α$复合线上的图像，以及50~mas分辨率（110 AU）的连续谱。第一次，230 GHz的连续图像被分解成一个紧凑的核心，符合二进制系统的位置，和一个较弱的扩展结构的NW紧凑源。H30 $α$复合线的等速度图像显示至少有16个未解析的源，其速度在-30和-65 km s $^{-1}$之间，分布在连续源内。一个NLTE模型，密度和温度的顺序$10^7$厘米$^{-3}$和$10^4$ K，再现所观察到的H30 $α$线轮廓和其基础的连续通量密度。其中三个源被确定为Weigelt斑点D，C和B;估计它们的自行，我们得出的喷射时间（年）分别为1952.6，1957.1和1967.6，所有这些都接近近星点通道。较弱的H30 $α$线发射检测到较高的正和负速度，在侏儒轴的方向延伸。He 30 $α$复合线也以与窄H30 $α$线相同的速度被检测到。最后，H30 $α$图像与文献中报道为HCO $^+$（4-3）的发射谱线非常相似，这使我们将该谱线识别为H40 $δ$，建模结果进一步支持了这一识别。未来的观测将能够确定在新的高角分辨率数据的$η$船底座中发现的所有致密源的自行。
2020-09-22 astro-ph.GA 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
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
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
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
我们提出了HST/STIS观测和分析两个突出的星云结构周围的中央源的Eta船底座，结C和D。对于中高电离势离子的发射谱线，前者比后者更亮。中高电离势离子谱线的亮度在近星点附近显著降低。我们没有看到来自低电离势（<13.6eV）的谱线的亮度的明显变化，即朝向Weigelt结构的总消光为AsubV =2/0。对Weigelt结构的总消光为AV = 2.0。Weigelt C和D的特征在于电子密度，使得朝向Weigelt结构的总消光为AV = 2.0。重量C和D的特征是电子密度为10exp6.9 cm-3，在整个轨道周期中不会发生显著变化。电子温度从5500 K（近星点附近）到7200 K（远日点附近）不等。He I谱线亮度的相对变化仅用电子温度的变化就能很好地再现。我们发现，在近星点附近的相位，Weigelt C的电子温度似乎比D的电子温度高。Weigelt结构位于接近Homunculus赤道面，距离中央源约1240 AU。从自行和年龄的分析，Weigelt复合体可以与环绕中央双星系统的赤道结构蝴蝶星云联系在一起。
2020-05-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of high-velocity material from the wind-wind collision zone of Eta Carinae across the 2009.0 periastron passage
我们报告了2008-2009年期间利用VLT/CRIRES对海山二大质量双星系统的近红外光谱观测结果。我们在He I 10833中探测到一个强而宽的吸收翼，其速度可达-1900 km/s。存档的HST/STIS紫外和光学数据显示，在2003.5事件中，Si IV 1394，1403的紫外共振线中存在类似的高速吸收（高达-2100 km/s）。来自低电离物质的紫外线，如Si II 1527、1533和C II 1334、1335，显示吸收速度高达-1200 km/s，表明吸收速度在-1200至-2100 km/s之间的区域比主星的名义风明显更快和更电离。在最近4个光谱周期（1989-2009）中在OPD/LNA获得的观测结果也显示了He I 10833在近星点期间的高速吸收。基于OPD/LNA数据集，我们确定具有v < -900 km/s的材料存在于光谱周期的相位范围0.976 < phi < 1.023中，但在phi 1.049处获取的光谱中不< 0.947 and phi >存在。因此，我们将高速吸收的持续时间限制为95至206天（或相位为0.047至0.102）。我们认为，高速吸收起源于风-风碰撞区的冲击气体，在视线到主星的距离为15至45 AU。使用3-D流体动力学模拟的风-风碰撞区，我们发现，密集的高速气体是在视线的主星，只有当二进制系统是在天空中的取向，…
2010-03-23 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
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
