The Role of Gravity in Winds Collision in the eta Carinae Binary System
我们对船底座伊塔双星系统中的风碰撞过程进行了三维数值模拟，得出了近星通过过程中发生吸积的结论。我们包括辐射冷却的两个风，一个从每一个恒星，和重力的次要和主要恒星。我们新的数值结果是，在轨道间距约3-4AU，大约三个星期前，近星点通过，吸积致密的初级风气体到二级恒星开始。为了分离次级恒星引力的基本作用，我们忽略了初级风的轨道运动和加速区。包括这些影响将进一步加强我们的结论，即Eta Car的近星点通道附近的吸积是不可避免的。主风气体在近星点附近的几个星期内吸积到副星上，这解释了双星系统在近星点附近令人困惑的行为。
2010-11-02 astro-ph.SR
To $v_\infty$ and beyond! The He I absorption variability across the 2014.6 periastron passage of $η$ Carinae
利用CTIO/SMARTS 1.5米望远镜和CHIRON摄谱仪对船底座$η$双星进行了近星穿越观测。我们的监测产生了一个大型的，均匀的数据集，具有前所未有的时间采样，光谱分辨率和信噪比。这使我们能够调查以前未探索的系统中的时间变化，并发现中性氦风线的天鹅座P吸收槽的运动学结构。观察到的特征发生在近星点通过之前，当我们通过风-风碰撞激波锥的拖曳臂观察时可以看到。我们发现，大部分的变化是可重复的，在过去五个近星点通道，吸收发生在内部230 AU的系统。此外，我们还发现了一个附加的高速吸收分量叠加在天鹅座P吸收槽上，这是以前在这些谱线中未观察到的，但与He~I $λ$ 10830的观测结果相似。通过比较目前的平滑粒子流体动力学模拟，我们发现，所观察到的变化可能是由风-风碰撞区域的不稳定性在我们的视线，再加上随机变化相关的风中聚集。
2016-06-12 astro-ph.SR
The 2011 Periastron Passage of the Be Binary delta Scorpii
我们描述了高偏心率Be双星系统delta Scorpii 2011近星通道的全球观测活动的结果，其中涉及专业和业余天文学家。我们的光谱观测提供了一个精确的测量系统的轨道周期为10.8092+/- 0.0005年。He II 4686 A线径向速度曲线的拟合确定了2011年7月3日UT 9：20的近星点通过时间，具有0.9天的不确定性。这两个结果是在一个非常好的协议与最近的研究结果从干涉。我们还推导出了新的演化质量的二进制组件（13和8.2 Msun）和一个新的距离136 pc的太阳，符合依巴谷视差。在2011近星点附近观测到的H_α线径向速度和剖面变化反映了次级分量与围绕初级分量的星周盘的相互作用。利用这些数据，我们估计了一个半径为150朗日的圆盘。我们分析了在2000年和2011年的近星点通过时间测量的径向速度变化，以及在20世纪测量的径向速度变化，系统的高偏心率，以及它周围存在弓形激波状结构，这表明三角洲Sco可能是一个失控的三重系统。第三个组成部分应该在已知的双星之外，并在相对于双星轨道平面倾斜至少40度的椭圆轨道上移动，这样的系统才能稳定并对观测到的长期径向速度变化负责。
2013-02-17 astro-ph.SR
The WR 140 periastron passage 2009: first results from MONS and other optical sources
我们提出的结果，从光谱后续的WR 140（WC 7 + O 4 -5）在其最后一次近星通过在2009年1月。这个天体被称为碰撞风双星的原型，有一个相对较大的周期（~ 8年）和离心率（~ 0.89）。我们提供了更新的轨道参数值，新的估计WR和O星质量和新的限制的质量损失率。
2011-01-07 astro-ph.SR
Tidal effects and periastron events in binary stars
在偏心轨道上的双星经常被报道在近星点通过附近呈现出越来越多的活动水平。在本文中，我们提出的计算结果，从第一原理的速度场的表面上的一颗恒星，是由一个双伴星扰动。这使我们能够遵循轨道相位依赖的动能的数量，可能会通过粘性剪切，点E，驱动潮汐相互作用。对于恒星半径相对于近星点轨道间距较小的恒星（R/rper < 0.14），亚同步自转的极大值出现在近星点之前，超同步自转的极大值出现在近星点之后。然而，对于更大的恒星半径，点E振荡的轨道周期和近星点通道不会导致一个特别大的增强能量耗散率比其他一些轨道阶段。最后，我们进行了探索性的计算WR/LBV二进制系统，在1993年至1994年经历了LBV样喷发，HD 5980。我们的dot-E计算再现了HD 5980最近可见光曲线中出现的近星点通道周围的振荡。我们认为，异步旋转双星潮汐流的能量耗散可能提供了一种机制，通过这种机制，演化中的恒星可能被驱动到一个活跃的状态。考虑到潮汐扰动的性质，预计由此产生的质量损失分布在恒星表面是不均匀的，并且高度依赖于时间。
2009-03-06 astro-ph.SR
Evolution of the disk in the Be binary $δ$ Scorpii probed during three periastron passages
本研究结合多波段偏振、测光与光谱数据及三维辐射传输与流体动力学模拟，揭示了高偏心双星 $δ$ Scorpii 中 Be 星盘在近三次近星点通道期间的演化特征，发现盘发射区扩大、不对称性增强且伴星扰动短暂。
2024-04-22 astro-ph.SR
Powering the Second 2012 Outburst of SN 2009ip by Repeating Binary Interaction
我们认为，2012年超新星冒名顶替者SN 2009 ip的主要爆发是由亮蓝变星（LBV）和一个更紧凑的伴星之间的扩展和重复相互作用提供动力的。受Margutti等人（2013）最近对喷射团块和壳的分析的启发，我们考虑两种情况。在这两种情况下，2012 b的主要爆发总能量（辐射+动能）约为5 x 10^{49} erg，是在双星系统的近星通过（第一次通过）期间，在观测到的光变曲线最大值之前约20天，由2-5个太阳质量的吸积提供动力。在第一种情况下，幸存的伴星情况下，伴星没有被摧毁，在爆发后仍然存在于系统中。它喷射出部分壳层（或准直流出或团块）连续两个近星点通道后，主要的一个。轨道周期从38天减少到25天，这是第一次通过近星点时发生物质转移的结果。在第二种情况下，合并的情况下，一些部分壳/块也在第二次近星点通过中喷射出来，这发生在第一次近星点通过后约20天。在这第二次近星点通过后，伴星深深地潜入LBV的包层，无法再发射更多的外流，并与LBV合并。
2013-09-23 astro-ph.SR
He II 4686 in eta Carinae: collapse of the wind-wind collision region during periastron passage
船底座η星的周期性光谱事件现在已经很好地建立起来，并且发生在两颗大质量恒星在一个非常偏心的轨道上的近星点通道附近。已经提出了几种机制来解释不同光谱特征的变化，例如由风-风碰撞边界引起的日食，从主星的壳弹射或其风吸积到次级星上。他们都有问题解释所有观察到的现象。为了更好地了解周期性事件的性质，我们在2009年低激发事件期间用5架南方望远镜对船底座eta进行了密集监测，获得了一组前所未有的质量和采样数据。He II 4686发射线（L~310 Lsun）在近星点前的内禀光度揭示了在风-风碰撞（WWC）区存在一个非常明亮的极端紫外辐射瞬态源。主恒星风中的团簇可能解释了X射线和He II 4686光变曲线的类似耀斑的行为。在短暂的最小值之后，He II 4686的排放量再次上升到一个新的水平。
2011-11-21 astro-ph.SR
Explaining the transient fast blue absorption lines in the massive binary system Eta Carinae
我们使用最近的观察，他我$\lambda10830 Å$吸收线和三维流体动力学数值模拟的风碰撞，加强的情况下，大规模的双星系统船底座伊塔的半长轴的方向，其中第二颗星是对我们在近星点通道。这些观测结果表明，快速蓝色吸收成分只存在了几个星期前的近星点通过。我们表明，快速的蓝色吸收组件的瞬态性质支持的几何形状，快速的二次风，前和后冲击材料，通过在近星点通道附近的主星前面。
2011-01-29 astro-ph.SR
Simulating the Response of the Secondary Star of Eta Carinae to Mass Accretion at Periastron Passage
我们使用高分辨率的三维流体动力学模拟，以量化的质量吸积到二进制系统船底座座Eta星，探索两套恒星质量，已提出的系统，传统的质量模型（$M_1=120 M_{\odot}$和$M_2=30 M_{\odot}$）和高质量模型（$M_1=170 M_{\odot}$和$M_2=80 M_{\odot}$）。该系统由两颗大质量恒星组成，它们在一个高度偏心的轨道上运行。每个接近近星点的周期，系统都会经历一次光谱事件，在此期间，许多谱线改变了它们的外观，伴随着与破坏风碰撞结构和主风吸积到次级风上相关的x射线发射下降。我们采用四种不同的数值方法来模拟二次风对吸积的响应。每一个都对次级的质量损失率有不同的影响，反过来又决定了吸积质量的数量。高质量模型给出了大多数方法更多的吸积气体和更长的吸积阶段。我们发现，次级的有效温度可以显着降低，由于吸积。我们还测试了不同的偏心率值和较高的初级质量损失率，并发现它们对光谱事件持续时间的影响。我们的结论是，高质量的模型是更好地兼容的吸积质量，$\approx 3 \times 10^{-6} M_{\odot}$，解释减少二次电离光子在光谱事件和兼容其观察到的持续时间所需的量。
2019-04-05 astro-ph.SR
First multicolour polarimetry of TeV gamma-ray binary HESS J0632+057 close to periastron passage
我们介绍了2015年3月24日（JD 2457106）和2015年12月12日（JD 2457369）获得的TeV伽马射线双星HESS J 0632 +057的UBVRI偏振测量结果。HESS J 0632 +057在近星点通过后（3月24日）检测到的偏振值高于所有先前公布的值（p（V）~ 4.2%），位置角（θ ~ 171-172度）也与先前公布的值相差~6-10度。在随后的近星点通过（12月12日）之前获得的数据显示，所有测光带的偏振度在统计上都较低（p（V）约为3.9%），位置角θ不同，约为167-168度。根据对附近一颗场星的观测，估计所测偏振的星际分量为pis（V）~ 0.65%和theta_is ~ 153度。该估计值与Yudin（2014）的“场星方法”（p（V）~ 2%，θ_is ~ 165度）的先前“V”带估计值一起使用，以识别HESS J 0632 +057中固有偏振的波长依赖性。发现在减去星际分量（对于两个p_is估计）之后，HESS J 0632 +057中的本征偏振的波长依赖性基本上是平坦的。我们建议，形成一个额外的源的偏振或一些扰动的拱星物质在这个轨道阶段可以解释的变化水平的偏振在HESS J 0632 +057接近近星点通道。
2016-10-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Suzaku monitoring of the Wolf-Rayet binary WR140 around periastron passage: An approach for quantifying the wind parameters
朱雀天文台在2009年1月的四个不同时间对沃尔夫-拉叶双星WR 140（WC 7 pd +O5.5fc）进行了观测。光谱的形状和通量随相位的变化而变化。随着近星点的临近，低能吸收柱密度逐渐增大，这表明风-风碰撞等离子体的辐射被密集的W-R风吸收。能谱主要由两个不同的分量拟合：一个是kT=0.3- 0.6keV的暖分量，另一个是kT~3 keV的热分量。占主导地位的热分量的发射量与两颗恒星之间的距离不成反比。这可以解释为O星风在达到终极速度之前发生碰撞，导致其风动量通量减少。在接近近星点的阶段，我们发现了一个冷的等离子体成分在重组阶段，这是较少吸收。这个成分可能是由辐射冷却下来的风-风碰撞等离子体的遗迹，并可能代表尘埃形成的过渡阶段。
2015-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The semicentennial binary system PSR J2032+4127 at periastron: X-ray photometry, optical spectroscopy and SPH modelling
X射线测光和光谱介绍了2017年11月高偏心、~50年双星系统PSR J2032+4127的近星通过。这个系统由一颗143毫秒的脉冲星组成，它围绕着一颗大质量的OB星MT 91-213运行。数据显示，当脉冲星风与恒星风相撞时，遭遇过程中发生了戏剧性的变化。X射线通量在接近近星点时上升，然后在近星点附近的几天内经历了一个大的下降，然后在接下来的几周内逐渐下降。的光学光谱显示一个稳定的下降H？接近近星点时的线强度（从-15 A到-7 A的等效宽度）意味着OB星的拱星盘被接近的中子星截断。光滑粒子流体动力学（SPH）建模在这里使用的背景下观察到的行为和预测的几何配置的脉冲星的轨道的拱星盘的系统建模。
2019-02-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Variability of the symbiotic X-ray binary GX 1+4: Enhanced activity near periastron passage
上下文GX 1+4属于一类罕见的具有红巨星供体的X射线双星，共生的X射线双星。该系统在可见光和X射线的多个时间尺度上具有复杂的可变性。这种变异性的性质仍然知之甚少。目标。我们研究了GX 1+4在X射线和光学波段的长时间尺度上的变化。方法.本文介绍的X射线观测资料来自INTEGRAL软γ射线成像仪和RXTE全天监视器。光学观测来自INTEGRAL光学监控摄像机。结果GX 1+4在可见光和硬X射线发射（>17 keV）中的变化都是以~50- 70 d的准周期变化为主。在近星点通过期间，这种变化幅度最大，而在潜在中子星食期间，系统总是处于最小值，这证实了根据径向速度曲线提出的系统轨道周期为1161 d的假设。在软X射线辐射（1.3-12.2 keV）中，没有观测到准周期变化和轨道周期，双星没有表现出明显的周期性。
2017-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Testing the theory of colliding winds: The periastron passage of 9 Sagittarii. II. Radio monitoring
Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）；Université de Liège（列日大学）；Université Libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学）；University College London（伦敦大学学院）
研究人马座9号在2013 - 2014年近日点通过期间的射电辐射，通过监测获取多波段数据。分析射电数据发现其近日点附近射电辐射特征与其他O型双星不同，标准磁场模型无法解释，需改进模型，未来观测可进一步约束模型。
2026-08-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
WR 140 in the Infrared
红外观测在我们对WR 140的理解发展中发挥了重要作用。这里描述了两组观测：2009年研究近星点通过附近风碰撞区域演化的活动中观测到的1.083 μm He I谱线的变化轮廓，以及WR 140在以前的近星点通过中产生的尘埃的多波长测光和成像。
2011-01-05 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
Accretion and inter-cycle variations in the PMS interacting binary AK Sco
只有少数已知的短周期主序前光谱双星具有显著的吸积率（II类源）。AK Sco在这个列表中脱颖而出，因为该系统由两颗质量相等的F5恒星组成，它们位于一个高度偏心的轨道上，因此这两颗恒星在近星点通过时的半径接近11颗恒星。这种配置是最佳的吸积研究，因为增强吸积事件可以精确地定时在近星点通过。在这项工作中，我们提出的结果，从监测的AK斯科系统与哈勃在连续三个近星通道。这些数据提供了一个独特的数据集光谱吸积特征和评估的周期间的系统的可变性。吸积率增强的明显证据，观察到在cycle 1和3：蓝的近紫外连续谱，突然增加的重要吸积示踪剂，如N V，Si IV和C IV线，也中性/单电离物种，如O I和C II的流量。此外，Si III]/C III]比值的变化揭示了在近星点通过期间电子密度的一个数量级的增强。此外，在第三周期，宇宙起源摄谱仪获得的观测光谱分辨率使我们能够辨别出流动优先进入两个组件之一。在周期到周期的变化中最显着的特征是检测到从周期1到2的紫外线通量的显着增加，而不是伴随着增强的吸积特征。
2020-10-08 astro-ph.SR
A test for the theory of colliding winds: the periastron passage of 9 Sagittarii I. X-ray and optical spectroscopy
长周期、高偏心O型双星9 Sgr以其非热射电发射和相对明亮的X射线发射而闻名，它在2013年经历了近星点。这样的一个事件可以用来在观测上测试在广泛的波长范围内碰撞恒星风理论的预测。我们在2013年近星点附近进行了9 Sgr的多波长监测活动。在本文中，我们专注于X射线观测和光谱学。光谱使我们能够重新审视9 Sgr的轨道解，并将其轨道周期精确到9.1年。X射线通量在所有能带上都在近星点处最大，但作为能量的函数有明显的差异。最大的变化是在能量超过2千电子伏，而在软带（0.5 - 1.0千电子伏）的频谱基本保持不变，表明它产生远离碰撞区域，在内部风的各个组件。硬排放的水平在近星点明显偏离1/r关系预期的绝热风相互作用区，而这种关系似乎在我们的观察所涵盖的其他阶段举行。在相位为0.946的光谱显示出6.7 keV的清晰的Fe xxv线，但在近星点（phi = 0.000）没有检测到这样的线，尽管一个简单的模型预测了一条在数据中很容易看到的强线。9 Sgr的X射线谱的特殊性反映了辐射抑制以及粒子加速效率的相位依赖性对激波特性的影响。
2016-03-22 astro-ph.HE 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 impact of periastron passage on the X-ray and optical properties of the Symbiotic System R Aquarii
本研究通过分析R Aqr的X射线和光学数据，发现近星点通过时边界层和反射成分通量增加，并估算了质量吸积率和风吸积效率，与修正的Bondi-Hoyle-Lyttleton吸积模型预测进行了比较。
2024-11-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Differential photometry of delta Scorpii during 2011 periastron
从2011年4月2日至10月16日，在里约热内卢、罗马和巴黎，天文学家们对天蝎座δ进行了200多天的视觉和数字观测。利用目标星和两颗参考星中最亮的三个像元，通过差示光度法计算星等。概述了误差的主要来源。天蝎座三角洲是一颗光谱双星，在2011年7月经历了一次近星点，位于两颗巨星的外层大气中。天蝎座Delta系统的整体光度在2011年7月5日至15日期间从Mv=1.8增加到1.65，但在20天内出现了0.2 - 0.3等的显著快速波动，这似乎是真实的，而不是由于参考星和观测条件变化引起的系统误差的结果。该方法有望应用于参宿四和仙女座等其他明亮的变星。8月以后，直到10月16日在罗马的暮光中进行最后一次观测之前，它的星等一直保持在Mv=1.8。
2011-12-11 astro-ph.IM 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
Near-Infrared Evidence for a Sudden Temperature Increase in Eta Carinae
目标。Eta Car的紫外线、光学和X射线光变曲线及其光谱表明，在过去十年中，它的恒星风发生了物理变化。有人提出，在过去的15年中，质量损失率下降了约2倍。我们通过研究近红外（IR）中eta Car的过去演变和当前状态来补充这些最近的结果。方法.我们介绍了2004-2013年在SAAO Sutherland使用Mk II光度计在0.75米望远镜获得的eta Car的JHKL光度测量，以及2012-2013年在1.4米IRSF望远镜使用SIRIUS获得的JHKs光度测量。分析了1972年以来的近红外光变曲线。结果eta Car的JHKL光变曲线中的长期增亮趋势在1998年的近星点附近是不连续的。在1998年之后，这颗恒星显示出超过早期推断趋势的过量发射，最主要的是J和H，并且其近红外颜色的蓝向周期性进展加速。近红外颜色演化与近星点通道密切相关。修正后的长期趋势，我们发现，颜色演变匹配的光学厚近红外发射等离子体组件的黑体温度从约3500至6000 K，在过去的20年中的明显增加。结论.我们认为，近红外发射的变化可能是由光学厚韧致辐射的变化。近星周通道在1998年后观测到的过量近红外辐射和长期的颜色演化中起着关键作用。因此，我们提出了一个假设，角动量转移（通过潮汐加速度）在近星点通道导致突然的变化，在eta车的大气层造成长期的质量损失率下降。
2014-01-20 astro-ph.SR
Monitoring the Polarimetric Variability of δ Scorpii
Be星天蝎座δ是一个有趣的双星系统，它的主星伴星在2000年通过近星点后形成了一个星周盘，从那时起被归类为Be。这项工作提出了一个长期的监测结果，这颗星在宽带成像偏振。自2006年以来在Pico dos Dias天文台（巴西）收集的观测数据显示了一种可变的偏振，似乎与光度光变曲线相关。从这些数据中，我们可以看到，自2006年以来，盘的密度发生了变化;此外，数据表明，在2011年7月的最后一次近星点通过期间，盘存在一些扰动。
2012-11-02 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
Exploring dust growth in the episodic WCd system WR140
碰撞风双星（CWB）中的风碰撞区（WCR）是一个特别猛烈的地方，因此，令人惊讶的是，它也是一个可以形成大量星际尘埃的区域。在极端情况下，系统总质量损失率的约30%可转化为粉尘。对这些区域的了解很少，因为对这些系统的观测和模拟很困难。在我们以前的论文中，我们模拟了CWB系统中使用平流标量模型的灰尘生长，并发现我们的模型是适合定性研究。在本文中，我们模拟的周期性尘埃形成的CWB（WCd）系统WR 140与我们的尘埃模型，以确定如何尘埃增长的系统近星通过的变化。我们发现，尘埃生产显着增加，在近星点通过，这是一致的红外辐射周围的尘埃壳。我们还发现，该系统的尘埃生产率迅速下降，恒星从对方后退，虽然减少的速度是显着低于近星点通过期间的增加率。这是由于强烈的冷却及其相关的热不稳定性，导致在WCR中形成冷，高密度的气体袋，其中灰尘形成。WCR还表现出一定程度的滞后，即使恒星之间的距离足以使该区域表现出绝热行为，也会导致辐射激波后流。
2022-10-17 astro-ph.SR
Newborn jet in the symbiotic system R Aquarii
University of Tartu（塔尔图大学）；Physical Research Laboratory（物理研究实验室）；Observatorio Astronómico Nacional (OAN-IGN)（国家天文台（OAN-IGN））；NASA Ames Research Center（美国宇航局艾姆斯研究中心）；INAF National Institute of Astrophysics（意大利国家天体物理研究所）；Astronomical Observatory of Padova（帕多瓦天文台）；Keele University（基尔大学）；NASA Exoplanet Science Institute, Caltech/IPAC（NASA系外行星科学研究所，加州理工学院/IPAC）；Gemini Observatory/NSF’s NOIRLab（Gemini 望远镜 / NSF NOIRLab）；The CHARA Array of Georgia State University（佐治亚州立大学CHARA阵列）
R Aquarii共生系统中通过高分辨率观测揭示了新生喷流的发射机制及时间特征。
2025-11-18 astro-ph.SR
Tracing the young massive high-eccentricity binary system Theta 1 Orionis C through periastron passage
附近的大质量双星系统Theta 1 Orionis C是猎户座星云团核心最明亮和质量最大的梯形OB星，它代表了一个完美的实验室来确定年轻热星的基本参数和限制猎户座梯形星团的距离。在2007年1月至2008年3月期间，我们使用VLTI/AMBER近红外（H和K波段）长基线干涉测量法以及ESO 3.6 m和BTA 6 m望远镜（B '和V'波段）的双谱散斑干涉测量法观测了T1 OriC。结合三种不同的3望远镜阵列配置的AMBER数据，我们重建了第一个VLTI/AMBER闭合相位孔径合成图像，显示了T1 OriC系统的分辨率约为1000。2 mas。为了从光谱分散的AMBER数据中提取天体测量数据，我们采用了一种新的算法，该算法适合沿H和K波段的波长差分可见度和闭合相位调制，并且对例如通过改变大气条件引起的校准误差不敏感。我们新的天体测量表明，自1997年发现以来，这颗伴星几乎完成了一次轨道旋转。推导出的轨道要素意味着一个短周期（P=11.3 yrs）和高偏心率（e=0.6）的轨道与近星点通过2002.6左右。新的轨道是一致的，最近公布的径向速度测量，从中我们也可以得出的第一个直接约束的质量比的二进制组件。我们采用各种方法推导出系统质量（M_system=44+/-7 M_sun）和动力学距离（d=410+/-20 pc），这与最近发表的射电干涉测量三角视差测量结果非常吻合。
2009-03-15 astro-ph.IM astro-ph.SR
Phase-resolved XMM-Newton and swift observations of WR 25
我们提出了一个分析的长期X射线和光学观测的沃尔夫-拉叶二进制WR 25。使用档案数据的观测与XMM-牛顿和斯威夫特天文台跨越10年，我们表明，WR 25是一个周期变量的X射线与周期的$208 \pm 3$天。在0.5-10.0 keV能量带的X射线光变曲线显示锁相变化，其中通量从最小值到最大值增加约2倍，在近星点通过附近最大。在软能带（0.5-2.0 keV）的光变曲线显示了两个极小值，表明存在两次日食。然而，在硬能带（2.0-10.0 keV）的光变曲线显示只有一个极小值期间的apastron通过。用双温等离子体模型解释了WR 25的X射线谱。在整个轨道周期中，冷等离子体和热等离子体都是恒定的，分别为0.628+/-0.008和2.75+/-0.06 keV，其中较冷的等离子体可能是由于辐射驱动外流中的小尺度激波，而高温等离子体可能是由于风的碰撞。柱密度随轨道相位而变化，并被发现是最大的近星点通过后，当WN星是在O星的前面。WR 25的丰度被发现是非太阳的。WR 25的光学V波段数据也显示了锁相变化，在近星点通过附近最大。基于当前分析的结果表明，WR 25是一个碰撞的风双星，其中软X射线的存在归因于单独的组件;然而，硬X射线是由于风的碰撞。
2014-05-28 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
The Optical Wind Line Variability of $η$ Carinae During the 2009.0 Event
我们报告的高分辨率光谱的$η$船底座2009.0光谱事件收集通过SMARTS观测使用CTIO 1.5米望远镜和中阶梯光谱仪。我们的观测是在两个月的时间间隔内，几乎每晚都在与热伴星近星通过有关的$η$ Car的光度最小值附近进行的。伴星的光致电离通量和碰撞风引起的加热导致了大质量主星风性质的巨大变化。在这里，我们提出了一个分析的时间变化的样本谱线，清楚地形成在风的主星。这些线是由一个不断变化的照明的流量的第二颗恒星在近星通道。我们记录的蓝移吸收，发生在近星点附近或稍晚的大多数线路突然发病，我们认为，这些吸收组件时，我们看到相对不受干扰的风的前景主星。我们提出的时间序列测量的净等效宽度的风线和径向速度的吸收谷最小值和排放峰值中点。在近星点附近，大多数谱线的发射强度减弱，而靠近主星的高激发谱线则表现出向红的速度偏移。我们展示了如何使用照明半球模型来解释这些趋势，该模型是基于这样一种想法，即发射主要来自主星面向热伴星的一侧。
2015-07-27 astro-ph.SR
Wind Collision and Accretion Simulations of the Massive Binary System HD 166734
我们运行的流体动力学模拟，遵循碰撞风结构的大规模的二元系统HD 166734沿其二元轨道，并表明，接近近星点通道的二次风被抑制和二次吸积质量从主风。该系统由两颗蓝超巨星组成，质量分别为$M_1 \approx 39.5 ~\rm{M_\odot}$和$M_2 \approx 30.5 ~\rm{M_\odot}$，位于$e \approx 0.618$的$P \simeq 34.538 ~\rm{days}$轨道上。这颗具有高偏心率的近距离O-O双星是通过其轨道在X射线中观测到的，在接近近星点的地方，它显示出一个不寻常的长极小值。我们使用先进的模拟与风加速和处方治疗吸积和模拟整个轨道在高分辨率捕捉风的不稳定性。我们发现，碰撞风结构是不稳定的，即使在apastron。当恒星接近近星点时，次级风被初级风熄灭，次级风开始吸积。吸积阶段持续到$\simeq 12 ~\rm{days}$，我们得到每个周期的吸积质量为$M_{\rm{acc}} \simeq 1.3 \cdot 10^{-8} ~\rm{M_\odot}$。吸积阶段可以解释观测到的系统X射线发射的下降。
2020-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Triple trouble for XZ Tau: deep imaging with the Jansky Very Large Array
我们提出了新的观测XZ Tau系统的高角分辨率（55毫角秒）与卡尔G。在2004年用VLA对XZ Tau进行的观测似乎显示了一个三重系统，XZ Tau A被分解为两个源，XZ Tau A和XZ Tau C。XZ Tau A和C的角距（0.09角秒）表明，预计轨道间隔约为13天文单位，可能的轨道周期约为40年。我们的观测是在大约8年后获得的，是这个假定轨道周期的五分之一，因此应该允许我们限制XZ Tau C的轨道，并评估最近一次近星点通过C与XZ Tau A的扩展光学流出相吻合的可能性。尽管与以前的观察结果相比，灵敏度和分辨率有所提高，但我们在数据中没有发现XZ Tau C的证据。探测到的成分A和B的信噪比大于10;它们的轨道与以前的研究一致，尽管XZ Tau A的发射似乎较弱。有三种可能的解释：要么XZ Tau C是凌日XZ Tau A，这与近星通过假说大致一致，要么2004年看到的发射是一个瞬态，或者XZ Tau C不存在。第四种解释是，XZ Tau C是从系统中被抛出的，但由于XZ Tau A和XZ Tau B的轨道缺乏角动量重新分布而被驳回。我们的观测不足以区分其余的可能性，至少在足够晚的时间获得进一步的VLA观测之前是这样。进一步的未检测将允许我们拒绝凌日假说，以及XZ Tau C作为XZ Tau A流出物的代理的近星点通道。
2014-02-10 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
First orbital solution for the non-thermal emitter Cyg OB2 #9
在第一次探测到它的双星性质后，对非热射电发射体天鹅座OB 2 #9（P=2.4yrs）的光谱监测继续进行，使该恒星的可用光谱数量增加了一倍。自2008年的发现论文以来，第二次近星点通过发生在2009年2月。使用各种技术，径向速度可以估计和第一，初步的轨道解来自HeI 5876线。质量比接近1，偏心率较大，为0.7 ~ 0.75。2004年和2007年的X射线数据也进行了分析，以寻求与二元性相关的特殊性。观测结果没有显示出大的过光度，也没有显示出强的硬度，但必须指出的是，高能数据是在近星点通过之后获得的，此时碰撞风的排放可能很低。然而，一些不寻常的X射线变化被检测到，在2004年至2007年期间，通量减少了10%。为了澄清它们的起源，并找到更明显的风-风碰撞的特征，需要在近星点及其附近获取更多的数据。
2010-06-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
The 2.35 year itch of Cyg OB2 #9 - I. Optical and X-ray monitoring
背景：大质量恒星的非热射电辐射预计将出现在双星系统内部发生的风-风碰撞中。其中一个例子是O型恒星天鹅座OB 2 #9，它在四年前才被证明是一个双星，但轨道参数仍然不确定。2011年的近星点通过是自双星发现以来第一次在良好条件下观测到的。目的：在这方面，我们组织了一次大型监测活动，以完善轨道解决方案并研究风-风碰撞。方法：本文介绍了光谱数据的分析，以及一个专用的X射线监测与斯威夫特和XMM进行。结果如下：根据我们精确的轨道解，天鹅座OB 2 #9看起来是一个大质量的O+O双星，具有长周期和高离心率;它的组成部分（O 5 -5.5I为主星，O3- 4 III为伴星）具有相似的质量和相似的光度。新的数据还提供了第一个证据，表明系统中存在风-风碰撞。在光域中，宽Ha线变化，在近星点显示增强的吸收和发射分量。X射线观测产生了绝热碰撞的明确特征，因为当恒星接近近星点时，X射线光度紧密地跟随在这种情况下预期的1/D变化。然而，X射线光谱在近星点处显得稍软，这可能与当时风以稍低的速度碰撞有关。结论：这是第一次在O+O系统中检测到这种变化，也是第一次发现风-风碰撞即使在近星点通过时也保持绝热。
2012-09-28 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
Recurring outbursts of the supernova impostor AT 2016blu in NGC 4559
本文首次对超新星冒名者AT 2016blu进行光度分析，发现其以约113天周期反复爆发，并提出该现象源于含LBV的偏心双星系统近星点相互作用，且可能预示未来灾难性爆发。
2023-09-20 astro-ph.SR
The Inner Disk and Accretion Flow of the Close Binary DQ Tau
我们提出了多历元的光学和近红外（NIR）测光和光谱的光谱的金牛座T星DQ头。使用SMARTS ANDICAM获得的光度监测恢复了以前看到的光通量和15.8天的双星轨道周期之间的相关性，蓝色通量峰值发生在大多数观测到的近星点通道附近。这是第一次，我们发现轨道周期与近红外亮度和颜色之间的相关性更加一致。在近红外脉冲事件的发病率平均提前几天在光学，与上升通常开始附近的apastron轨道阶段。我们进一步获得了五个时期的光谱使用IRTF SpeX，波长范围为0.8至5微米，并推导出红外过量发射的光谱。过剩的形状和强度随时间而变化，在双星轨道的大部分时间里，特征尘埃排放较冷和较弱（T ~ 1100-1300 K），而在近星点通过之前，尘埃排放较强/较热（T ~ 1600 K，表明尘埃升华）。我们建议，我们的研究结果是大致一致的预测模拟的磁盘结构和吸积流周围的密近双星，与不同的尘埃排放可能跟踪吸积流的演变下降向内通过一个circumbinary盘腔和饲料吸积脉冲跟踪的光学测光和近红外发射线。然而，我们的结果也显示了更复杂的行为，这张简单的图片无法完全解释，需要进一步的观察和建模才能完全解释。
2019-04-12 astro-ph.SR
X-ray, Near-Ultraviolet, and Optical Flares Produced By Colliding Magnetospheres in The Young High-Eccentricity Binary DQ Tau
本研究通过多波段观测确认 DQ Tau 双星系统近心点 X 射线超级耀斑由磁层碰撞机制驱动，并发现其符合非热厚靶模型，且报告了远离近心点的偶然耀斑发现。
2023-10-19 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Competitive X-ray and Optical Cooling in the Collisionless Shocks of WR 140
WR 140是一个长周期、高偏心的沃尔夫-拉叶双星系统，具有非常好的轨道和恒星参数。明亮的，可变的X射线发射是由WC 7 pd +O5.5fc组成星的风碰撞产生的冲击产生的。我们讨论的背景下的碰撞风模型，使用宽带光谱从RXTE，SWIFT和NICER天文台获得超过20年，近1000个观测通过3个连续的7.94年的轨道，包括3个近星点通道的变化。X射线光度的变化与预期的相反的恒星分离在大部分的轨道：偏离近星点附近时产生的冷却转移到过量的光发射，特别是在CIII $\lambda5696$。我们使用X射线吸收来估计两颗恒星的质量损失率，并限制系统的形态。吸收最大值与WC星的下结合紧密吻合，并提供了离子反射机制的证据，该机制是由可能由韦伯不稳定性产生的磁场控制的无碰撞冲击形成的基础。与K带辐射和HeI $λ$ 10830吸收的比较表明，两者在近星点后都与不对称X射线吸收相关。尘埃出现在近星点的几天内，表明在驻点附近的冲击气体中形成。在$η$海脊上看到的X射线耀斑并没有出现在WR 140上，这表明没有大规模的风不均匀性。在X射线最小值期间显示的相对恒定的软发射可能不是来自于流出的冲击气体中夹带的重组等离子体。
2021-09-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
