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
Periastron Passage Triggering of the 19th Century Eruptions of Eta Carinae
我们重建的进化Eta船底座在过去的两个世纪中，假设19世纪的两次喷发是由近星通道触发，并通过约束的二进制参数。19世纪末的小爆发（LE）发生在系统非常接近近星点通过的时候，这表明次级爆发触发了LE。我们假设1838-1858年的大爆发（GE）也是由近星点通道触发的。我们还假设，从主星到次星的质量转移占了GE的额外能量。在这些假设下，我们将双星系统的总质量限定为M=M_1+M_2>~250太阳质量。这些比通常使用的质量更高的质量更好地匹配观测到的光度与恒星演化轨迹。包括两颗恒星的质量损失和从主星到主星的质量转移，我们得到了一个很好的匹配的近星点通道的光变曲线的两个峰值。基于这些发现和天鹅座P的类似行为，我们推测主要的LBV爆发是由恒星同伴触发的，在极端情况下，具有巨大质量转移率的短持续时间事件可能导致数周至数月的时间尺度上的明亮瞬态事件（“超新星冒名顶替者”）。
2010-08-25 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
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
NGC 300 OT2008-1 As a Scaled-Down Version of the Eta Carinae Great Eruption
我们认为，中等亮度的光学瞬变NGC 300 OT 2008 -1是由一个极端的渐近巨星分支星的主序列伴侣的质量转移插曲。我们发现几个月的NGC 300 OT 2008 -1爆发，2002年3个月的B星V838 Mon神秘爆发，以及19世纪发生的大质量双星系统Eta Carinae长达20年的大爆发的光变曲线形状非常相似。它们相似的衰减特性暗示了一个共同的能量来源：一种通过吸积到主序星上而释放的引力能。这些事件在总能量与爆发持续时间图中占据了一个特定的条带。这条带位于新星和超新星之间。我们将最近的瞬态事件添加到该图中，并发现它们占据同一条带。这表明一些中等亮度的光学瞬变是由致密物体（不一定是主序星）上的吸积提供动力的。由于吸积过程的几何形状，预计这些瞬变会产生双极喷出物。
2009-12-08 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
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
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
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
Light Echoes of Historic Transients
光的回声，从一个可变的光源散射尘埃，已经观察了一个多世纪。最近在银河系和大麦云星云中发现的数百年历史的超新星周围的光回波，使这些事件的光谱特征，即使没有同时期的光度学和光谱学使用现代仪器。在这里，我们回顾了最近的科学进展，利用光回波的古代和历史的瞬变，并集中在我们的最新工作SN 1987 A的和Eta Carinae的光回波。
2014-04-29 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 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 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
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
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'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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
The Newly Discovered Nova Super-Remnant Surrounding Recurrent Nova T Coronae Borealis: Will it Light Up During the Coming Eruption?
针对T CrB即将于2024–2026年发生的再发新星爆发，研究通过深场成像发现约30秒差距超遗迹，并预言荧光光回声不可探测，建议开展HST与JWST后续观测。
2024-12-02 astro-ph.GA astro-ph.HE 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
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
The Recurrent Nova T Pyx: Distance and Remnant Geometry from Light Echoes
周期性新星T Pyx（T Pyx）以其小的双星分离，在平静时异常高的光度以及哈勃太空望远镜（HST）对其周围残骸的壮观图像而闻名。2011年4月，T Pyx自1966年以来首次爆发。在这里，我们描述了在2011年晚些时候HST观测到的爆发中的白矮星（WD）周围的瞬态反射星云。我们在先前存在的遗迹中对这种光回波的观测表明，它由一个半径约为5”的cloudingring主导，倾角为30至40度，东部边缘向观察者倾斜。从中心源发出的直接可见光，到与中心源具有相同前景距离的几个尘埃团的散射光之间的延迟时间，给出了到T Pyx的距离为4.8 +- 0.5 kpc。根据过去的二维光谱证据，残骸中含有一个类似壳的成分，它实际上必须由一个嵌入准球形壳中的环组成。4.8 kpc的大距离支持了这样的论点，即T Pyx在静止时具有非常高的质量转移率，因此新星爆炸本身可以增加供体星的质量损失，并减少近距离双星爆发之间的时间。
2013-05-22 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
Binary interactions with high accretion rates onto main sequence stars
从主序星流出的能量流以非常高的速率吸积质量，可能解释了一些爆发物体的动力，例如合并主序星，明亮的蓝色变星的大爆发，例如，船底座伊塔星的大爆发，以及其他中等亮度的光学瞬变现象（超新星、红瞬变）。这些强大的外流也可能提供额外的能量所需的共同信封过程和放牧信封演变的双系统。我们提出，一个大规模的外流/喷流介导的磁场可能会删除能量和角动量的吸积盘，允许这样的高吸积率流。通过研究吸积盘的磁场的可能活动，我们得出结论，主序星确实可能以非常高的速率吸积质量，对于太阳型恒星可达~0.01 Mo/yr，对于超大质量恒星可达~1 Mo/yr。我们推测，在这种极端条件下放大的磁场可能导致形成大量的双极外流，可以消除大部分磁盘的能量和角动量。正是这种能量和角动量的移除，使得主序星上的质量吸积速率非常高。
2016-03-29 astro-ph.SR
Can circumstellar interaction explain the strange light curve features of Type Ib/c supernovae?
本研究通过流体动力学模拟，检验了爆炸前数天或数周形成的星周物质能否解释Ib/c型超新星的奇特光变特征，发现其形状可区分单星或双星前身星，且致密星周物质可导致隆起、再增亮等异常。
2025-01-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light echo of V838 Monocerotis: properties of the echoing medium
伴随着2002年V838 Mon爆发的光回波现象允许人们研究物体附近弥漫的尘埃物质的性质。我们的目标是获得V838 Mon前方的星周物质的光学厚度的估计，以及尘埃颗粒在回波介质中的光学特性。特别是，我们感兴趣的是研究回声介质是否可以负责V838 Mon的B型伴星的观测到的昏暗相比，在V838 Mon附近看到的三个B型恒星，被认为是在相同的距离作为V838 Mon。我们使用哈勃太空望远镜（HST）在不同的滤波器和时期获得的V838 Mon光回波图像。从这些图像中，我们得出了回波的总亮度及其表面亮度。将测量结果与模型光回波进行比较。本研究使我们能够估计的光学厚度的物质在前面的对象和平均余弦值的散射角的尘埃颗粒在三个HST过滤器。回波物质的光学厚度不足以解释观测到的V838 Mon的B型伴星与V838 Mon附近的其他三颗B型恒星之间的亮度差异。这一结果的影响进行了讨论。我们对光回波中可见的扩散物质质量的估计表明，该物质不可能是V838 Mon过去质量损失活动的结果。我们很可能观测到了一个星际云的残余，V838 Mon和其他观测到的星团成员就是从这个星际云形成的。
2012-10-16 astro-ph.SR
