Optical configuration and analysis of the AMBER/VLTI instrument
本文介绍了AMBER（天文多波束组合器）的设计目标和工程努力，导致实现和实现其目前的性能。在一般工具概念的基础上，将AMBER分解为若干模块，并给出了模块的功能和具体特点。重点介绍了仪器的关键部件--空间滤波系统。通过不同的模块，我们建立了一个预算的透射率和对比度下降，并进行了详细的光学设计。后者确认了仪器的整体性能，并定义了AMBER光学器件的确切实施。在VLTI的实验室测量和调试的性能进行了评估，在光谱覆盖范围和分辨率，仪器对比度高于0.80，最小震级为11 K，绝对能见度精度为1%，差分相稳定性为1 E-3弧度超过一分钟。
2008-07-23 astro-ph
VLTI/AMBER and VLTI/MIDI spectro-interferometric observations of the B[e] supergiant CPD-57 2874
我们提出了第一个高空间和光谱观测的拱星包络（CSE）的B[e]超巨星（CPD $-57 2874$），执行与甚大望远镜干涉仪（VLTI）。光谱，可见光，和关闭阶段，获得使用光束组合器仪器琥珀（近红外干涉仪与三个8.3米单位望远镜或UT）和ESTA（中红外干涉仪与两个UT）。CSE的干涉观测结果符合半高宽直径随波长线性变化的椭圆高斯模型。测量的典型直径为$2.2\micron$处的$\simeq1.8\times3.4$ mas或$\simeq4.5\times8.5$ AU（采用2.5 kpc的距离），以及$12\micron$处的$\simeq12\times15$ mas或$\simeq30\times38$ AU。发射Br $γ$通量的区域的大小为$\simeq2.8\times5.2$ mas或$\simeq7.0\times13.0$ AU。中红外线（$\simeq144\degr$）的拉长CSE的长轴位置角与以前的偏振数据吻合得很好，暗示热尘发射起源于盘状结构。除了干涉观测，我们还提出了新的光学（$UBVR_{c}I_{c}$）和近红外（$JHKL$）的CPD $-57 2874$宽带光度观测。我们的光谱干涉VLTI观测和数据分析支持B[e]超巨星的非球形CSE范式。
2005-10-26 astro-ph
Constraining the wind launching region in Herbig Ae stars: AMBER/VLTI spectroscopy of HD104237
我们在天文单位尺度上研究了Herbig Ae星HD 104237的$\mathrm{Br}γ$辐射的起源。使用琥珀色/VLTI在光谱分辨率R=1500的空间解决在这两个BrGamma线和相邻的连续发射。可见度在连续谱和Br Gamma谱线之间没有变化，即使该谱线在光谱中被强烈检测到，峰值强度高于连续谱35%。这表明线发射和连续发射具有相似的尺寸尺度。我们假设，K波段连续过剩起源于一个“膨胀”的拱盘的内缘，并讨论可能的起源BrGamma。我们的结论是，这种发射最有可能来自一个致密的磁盘风，从0.2-0.5天文单位的恒星，与空间范围类似的近红外连续发射区，即非常接近的内缘位置发射。
2006-06-28 astro-ph
Interferometric data reduction with AMBER/VLTI.Principle,estimators and illustration
本文提出了一种新的单模干涉测量数据处理方法。它是专门为AMBER仪器，即甚大望远镜干涉仪的三光束组合器而开发的，但也可以用于任何单模干涉仪。该算法是基于在检测器平面中的条纹的直接建模。因此，需要对仪器进行初步校准，以便获得校准矩阵，该校准矩阵建立干涉图和干涉可观测值（即复可见度）之间的线性关系。一旦校准程序已经执行，信号处理似乎是一个经典的线性逆问题的最小二乘确定。从复能见度的估计，我们推导出平方能见度，关闭相位和光谱微分相位。数据简化过程被收集到所谓的amdlib软件中，该软件现在可供社区使用，并在本文中介绍。此外，这个原始算法的每一个步骤都说明和讨论了各种天空观测与VLTI进行，重点是数据质量的控制和有效执行的数据简化程序。我们指出，目前有限的性能的仪器，由于VLTI仪器的振动，难以校准。
2006-03-02 astro-ph
delta Cen: a new binary Be star detected by VLTI/AMBER spectro-interferometry
我们研究了Be星$δ$ Cen拱星盘使用长基线干涉，这是唯一的观测技术，能够解决空间和光谱对象小于5质量的H和K b和。2008年1月6日、8日和9日，我们使用VLTI/AMBER仪器在H和K波段完成了低（35）和中（150 0）光谱分辨率观测。我们探测到了作为空间频率函数的可见度曲线中的振荡，这是$δ$ Cen周围伴星的清晰信号。我们的最佳拟合解推断出68.7质量的二元分离，K带中的伴随通量常数约为总通量的7%，PA为117.5 $\degr$，并且与我们的光谱能量分布（SED）拟合一致，Be初级周围的包络通量贡献高达约50%的总通量。估计的电子束的大小为1.6质量K，但没有偏离球面对称检测。
2008-08-07 astro-ph
Coordinated AMBER and MIDI observations of the Mira variable RR Aql
我们已经使用了近红外和中红外干涉测量研究脉动的大气和拱星环境的米拉变量RR Aql。观测是用VLTI/AMBER（近红外）和VLTI/AMBER（中红外）仪器进行的。在2004年4月9日至2007年7月28日期间，我们共获得了15个脉动历元，其中包括4个脉动周期和2006年9月9日相位为2.82的一个琥珀历元。这项工作也是正在进行的VLTI和VLBA联合观测项目的一部分，该项目旨在研究恒星脉动和质量损失过程之间的联系。在这里，我们提出了一个简单的统一的磁盘模型，以及最近的自激动力学模型大气预测的AMBER能见度数据的比较。在相位2.82时，模型大气的光球角直径的最佳拟合值为9.9 +/- 2.4质量。
2008-09-26 astro-ph
Resolving the ionized wind of the post-Red Supergiant IRC +10 420 with VLTI/AMBER
本文研究了后红超巨星IRC+10420现今质量损失的毫角秒尺度结构。我们使用三个望远镜的VLT干涉仪与AMBER近红外光束组合测量光谱分散的相关通量在K波段的Br γ过渡。所得到的vibrium进行比较，以推断所观察到的发射区域的大小与各种简单的模型的发射结构的预测vibrium。在所有三条基线上，Br伽马线都由VLTI+AMBER分辨，最大投影基线延伸69米，P.A.范围在10到30度之间。在最长基线上检测线和连续体之间的差分相位。发现Br γ发射区域的直径为3.3毫弧秒（FWHM），当与高斯强度分布相比。均匀的圆盘和环状的光强分布不符合线速度。比较不同时期的Br γ的琥珀等效宽度，我们发现恒星光球贡献了约60%的2.2微米的总连续光。剩下的40%的连续辐射是在大于66mas琥珀视场的尺度上发现的。使用简单的参数，并假设光学粗线发射，我们发现，线发射区被拉长。我们简要地讨论了这种结构是否是由于双极流或拱盘的可能性。（节录）。
2007-11-30 astro-ph
Disentangling the wind and the disk in the close surrounding of the young stellar object MWC297 with AMBER/VLTI
年轻的恒星MWC 297是一颗B1.5Ve恒星，具有强的氢发射线。这个物体是由AMBER/VLTI仪器以双望远镜模式在以2.1656微米的Br伽马线为中心的K光谱带的一个分区中观测到的。该天体不仅在可见度为0.50+/-0.10的连续谱中被分辨，而且在Br伽马线中也被分辨，其中通量大约大两倍，可见度大约小两倍（0.33+/-0.06）。连续发射是一致的预期的光学厚的热辐射从尘埃在拱星盘。氢的发射可以理解为圆盘表面上的晕的发射。它可以被模拟为一个纬度相关的风模型，它解释了宽度，强度和通过发射线的可扩展性。与高分辨率ISAAC谱相关的AMBER数据限制了风的表观大小，但也限制了风的运动学。
2005-07-09 astro-ph
Resolving the inner active accretion disk around the Herbig Be star MWC 147 with VLTI/MIDI+AMBER spectro-interferometry
我们研究了赫比格Be星MWC 147周围的内部（AU尺度）拱星环境的几何结构。结合，第一次，近（近红外，K波段）和中红外（MIR，N波段）光谱干涉仪的赫比格星，我们的VLTI/ESTA和AMBER数据不仅约束的亮度分布的几何形状，但也在磁盘的径向温度分布。对于我们的干涉数据和光谱能量分布的详细建模，我们采用2-D辐射传输模拟，表明被动照射开普勒尘埃盘可以很容易地适应SED，但预测比观察到的低得多的vibrium。然而，模型的开普勒盘与光学厚的内部气体吸积盘（尘埃升华区内）的排放，产生一个很好的适合的SED，并同时重现所观察到的近红外和MIR的vibrium。我们的结论是，近红外连续发射MWC 147的吸积光度占主导地位的光学厚的内部气体盘出现，而MIR发射也包含了强大的贡献，从外部尘埃盘。
2008-01-28 astro-ph
First direct detection of a Keplerian rotating disk around the Be star $α$ Arae using the VLTI/AMBER instrument
目标。我们的目标是研究的几何形状和运动学的磁盘周围的Be星$α$ Arae作为波长的函数，特别是跨Br $γ$发射线。本文的主要目的是回答关于Be星周围盘旋转的性质的问题。方法.我们使用的VLTI/AMBER仪器在K波段工作，提供了一个增益的空间分辨率的一个因素5相比，以前的VLTI/EMPER观测。而且，将AMBER提供的高角分辨率与（中等）光谱分辨率相结合，可以研究盘内部的运动学，并推断其旋转规律。结果我们获得的第一次直接证据表明，磁盘是在开普勒旋转，回答了一个问题，因为第一个被发现的恒星$γ$ Cas的父亲塞基在1866年。我们还提出了全球的磁盘的几何形状表明，它是兼容的薄磁盘+极地增强风建模的SIMECA代码。我们发现，磁盘周围的$α$ Arae与密集的赤道物质局限在中心区域，而极地风是沿着中心恒星的旋转轴的贡献是兼容的。在这两个区域之间，密度必须足够低，以再现四个VLTI基线中的两个基线获得的大可见度模数（小扩展）。此外，我们得到$α$ Arae旋转非常接近它的临界旋转。这种情况也与以前的测量兼容。
2006-06-16 astro-ph
AMBER Task Force February 2008 run report
AMBER于2004年3月安装在欧洲南方天文台在Cerro Paranal的VLT天文台的VLTI焦点实验室。从那时起，已经进行了4次试运行，并安装了额外的VLTI基础设施（IRIS、FINITO和AT等），但是AMBER还没有达到它的所有初始规格，一些重要的主要科学目标也无法实现。在联合体层面，2007年10月决定了一项行动计划，该计划创建了一个AMBER特别工作组（ATF），以了解并可能解决最终的技术问题。2008年2月运行的目标主要是通过对仪器状态和局限性的基本分析，将AMBER纳入合同规范，确保绝对能见度、差速器和闭合阶段的准确性。这份报告是安珀特别工作组的正式报告。
2008-08-08 astro-ph
AMBER closure and differential phases: accuracy and calibration with a Beam Commutation
VLTI焦点仪器AMBER的第一个天体物理结果表明了差分和闭合相位测量的重要性，它们对大气和仪器偏差的敏感性要比绝对能见度低得多。然而，存在限制这些测量的准确性的伪影，其可以通过称为射束换向的特定校准技术来基本上克服。本文报告了在不同模式下AMBER/VLTI相位的观测精度，讨论了一些仪器偏差，并显示了在微分相位和闭合相位上由波束换向提供的精度增益。
2008-07-02 astro-ph
An asymmetry detected in the disk of Kappa CMa with the AMBER/VLTI
目标。我们研究了Be星Kappa CMa在Br γ发射线及其附近连续谱中的星周环境的几何学和运动学。方法.我们使用VLTI/AMBER仪器在K波段工作，它提供了一个空间分辨率约为6 mas的光谱分辨率为1500，研究磁盘内的运动学，并推断其旋转规律。为了获得更多的运动学约束，我们还使用高光谱分辨率Pa β线轮廓获得在2005年12月在Observatorio做皮科做迪奥斯，巴西和我们编译V/R线轮廓的变化和光谱能量分布数据点的文献。结果使用微分vibration和微分相位在Br伽马线，我们检测到的磁盘中的不对称性。此外，我们发现，kappa CMa似乎很难适合在经典的情况下的Be星，说明最近的阿尔法Arae观测，即一个快速旋转的B星接近其分裂速度所包围的开普勒拱星盘增强极风。最后，我们讨论的可能性卡帕CMA是一个关键的转子与开普勒旋转磁盘，并试图看看是否检测到的不对称性可以解释内的“单臂”粘性磁盘框架。
2006-11-17 astro-ph
The vicinity of the galactic supergiant B[e] star CPD -57 2874 from near- and mid-IR long baseline spectro-interferometry with the VLTI (AMBER and MIDI)
我们提出了第一次光谱干涉观测的拱星包络（CSE）的B[e]超巨星（CPD-57 2874），进行了与甚大望远镜干涉仪（VLTI）使用光束组合器仪器AMBER（近红外干涉仪与三个8.3米单位望远镜或UT）和UBER（中红外干涉仪与两个UT）。我们对CSE的观测符合半高宽直径随波长线性变化的椭圆高斯模型。测量的典型直径为$2.2\micron$处的$\simeq1.8\times3.4$ mas或$\simeq4.5\times8.5$ AU（采用2.5 kpc的距离），以及$12\micron$处的$\simeq12\times15$ mas或$\simeq30\times38$ AU。我们发现，一个球形的灰尘模型再现的SED，但它低估了dupivitrium，这表明，一个密集的赤道盘是需要考虑到紧凑的尘埃发射区观察。此外，推导出的主轴位置角在中红外（$\simeq144\degr$）同意与以前的偏振数据，暗示热尘埃发射起源于盘状结构。我们的结果支持B[e]超巨星的非球形CSE范式。
2005-10-26 astro-ph
Wolf-Rayet stars probed by AMBER/VLTI
大质量恒星通过它们的光度和注入的动能深深地影响着它们周围的环境。到目前为止，它们大多是通过空间上无法分辨的观测来研究的，尽管它们风的几何复杂性的证据很多。干涉测量法可以提供大质量恒星及其邻近区域的空间分辨观测。特定的几何形状（磁盘，射流，纬度依赖风）可以通过这种技术进行探测。利用AMBER/VLTI仪器对沃尔夫-拉叶（WR）星（γ^2 Vel）的首次观测，从非常有限的数据集中重新评估了它的距离，并改进了对恒星组成的表征。这促使我们的团队增加了使用AMBER观察到的WR目标的数量。我们在这里提出了新的初步结果，包括几种光谱类型，从早期WN演变成尘埃WC。我们目前未公布的数据WR 79 a，一个大质量的恒星可能在O和沃尔夫-拉叶型之间的边界，证明一些沃尔夫-拉叶宽发射线从光学薄风。我们还提供了关于γ^2 Vel的新数据，这些数据可以与North等人（2007）基于干涉测量的最新轨道参数进行比较。我们讨论了系统中存在的风-风碰撞区，并提供了初步分析，表明存在这样的结构的数据。然后，我们提供了两个尘埃沃尔夫-拉叶星：WR 48 a-b和WR 118，后者表现出一些线索的风车状结构的可见度变化的数据。
2008-07-02 astro-ph
Disk and wind interaction in the young stellar object MWC 297 spatially resolved with VLTI/AMBER
用配备AMBER仪器的VLT干涉仪观测了年轻天体MWC 297。MWC 297已在空间上解决了在连续的能见度为0.50，以及在Br伽马发射线的能见度下降到一个较低的值为0.33。这种可见度随波长的变化可以解释为存在一个光学厚盘，负责连续谱中的可见度和Br γ追踪的恒星风，其表观尺寸大40%。我们通过建立一个恒星环境模型来验证这种解释，该模型结合了由气体和尘埃组成的几何薄，光学厚的吸积盘模型，以及在盘表面上方流出的与纬度相关的恒星风。由该模型得到的连续辐射和紫外辐射与干涉AMBER数据完全一致。它们也同意现有的光学，近红外光谱和其他宽带近红外干涉光谱。一幅图像出现在MWC 297被一个可能仍在吸积的赤道平盘和一股外流风所包围，外流风在极地地区的速度比赤道地区高得多。[删节]
2005-10-13 astro-ph
Modeling of Closure Phase Measurements with AMBER/VLTI - Towards Characterization of Exoplanetary Atmospheres
用近红外干涉仪进行的微分相位观测提供了一种获得太阳系外行星光谱的方法。该方法利用行星/恒星系统的干涉仪相位的波长依赖性，这取决于干涉仪的几何形状和行星与恒星之间的亮度比。微分相位受仪器和大气色散效应的强烈影响。校准这些效应的困难可能会阻止微分相位法应用于具有非常高对比度的系统，如太阳系外行星。一个有希望的替代方法是使用光谱分辨闭合相位，它不受影响单基线相位的许多系统误差和随机误差的影响。我们模拟了在VLTI的琥珀仪器的响应，以现实的模型已知的太阳系外行星系统，考虑到它们的理论光谱以及VLTI的几何形状。我们提出了一个战略，以确定行星系统的几何形状和光谱的太阳系外行星的关闭阶段的意见，在两个步骤。我们发现，有一个封闭阶段的空值和空值在相应的单基线阶段之间的密切关系：每一个第二个空的单基线阶段也是一个空的封闭阶段。特别地，在闭合阶段中的零点不依赖于频谱，而仅依赖于几何形状。因此，系统的几何形状可以通过在闭合相位中测量零点来确定，并且通过在不同时角的观测来制动由于未知系统取向而导致的剩余模糊度。基于已知的几何形状，行星光谱可以直接从闭合相位合成。
2004-09-30 astro-ph
VLTI/AMBER interferometric observations of the recurrent Nova RS Oph 5.5 days after outburst
我们报告的干涉琥珀色/VLTI观测的经常性新星RS Oph五天后，其爆发于2006年2月12日。使用三个基线从44到86米，和光谱分辨率为1500，我们测量了在K波段连续和BrG和HeI2.06微米线的发射的扩展。通过拟合由均匀椭圆、高斯椭圆、圆环和二元模型组成的简单几何模型，解释了连续谱的振动。在BrG线的振动和微分相位进行解释，使用斜环模型，旨在执行有限的参数重建的线形成区域的扩展和运动学。有限的紫外线覆盖范围无法区分填充模型和环。二元模型被丢弃，因为在连续体中测量的闭合相接近于零。线中的维生素是在一个较低的水平相比，其附近的连续，与一个更广泛的线形成区域的HeI2.06比BrG一致。用于连续体和用于线的椭圆模型是高度平坦的并且共享相同的位置角。在BrG线上存在两个径向速度场：一个是“慢”扩展的环状结构（v~ 1800 km/s），另一个是“快”扩展的东西向结构（v~2500- 3000 km/s）。这些结果证实了基本的火球模型，与Monnier等人（2006年）进行的其他干涉观测的结论相反。
2006-11-19 astro-ph
Near-Infrared interferometry of Eta Carinae with high spatial and spectral resolution using the VLTI and the AMBER instrument
我们提出了第一个近红外光谱干涉法的LBV Eta船底座。K波段的观测是用ESO甚大望远镜干涉仪的AMBER仪器进行的，该仪器使用三台8.2米单位望远镜，基线从42米到89米。这项工作的目的是研究埃塔车的光学厚风区的波长依赖性与高空间分辨率为5质量（11 AU）和高光谱分辨率。中等光谱分辨率观测（R= 1，500）是在HeI 2.059微米和Br γ 2.166微米发射线附近的波长范围内进行的，高光谱分辨率观测（R= 12，000）仅在Br γ线区域内进行。在K波段连续谱中，埃塔车光学厚风区的直径为4.0 +/-0.2质量（高斯半高宽，拟合范围28- 89米）。如果我们将Hillier等人（2001）的模型粒子数与观测到的琥珀粒子数拟合，我们在2.17微米连续谱、HeI和Br γ发射线中分别得到4.2、6.5和9.6质量的50%包围能量直径。在Br伽马线附近的连续区中，发现了沿120+/-15度位置角的伸长，这与van Boekel等人（2003年）先前的VLTI/VINCI测量结果一致。我们比较了测量到的粒子数与Hillier等人（2001）的辐射转移模型的预测，发现两者吻合得很好。此外，我们还讨论了假设的热联星伴星的可探测性。对于非零的微分和关闭相位内测量的Br伽马线的解释，我们提出了一个简单的几何模型的倾斜，纬度相关的风区。我们的观测结果支持各向异性风的理论模型，从快速旋转，明…
2006-09-26 astro-ph
The origin of hydrogen line emission for five Herbig Ae/Be stars spatially resolved by VLTI/AMBER spectro-interferometry
为了追踪YSO周围的吸积和外流过程，诊断谱线，如BrG 2.166微米线被广泛使用，但由于缺乏空间分辨率，线发射的起源仍然不清楚。采用AU尺度的空间分辨率，可以实现与红外线长基线干涉，我们的目标是区分理论模型相关联的BrG线发射与质量流入或质量流出过程。利用VLTI/AMBER仪器，我们在空间和光谱（R=1500）上分辨了5颗Herbig Ae/Be星（HD 163296，HD 104237，HD 98922，MWC 297，V921 Sco）在BrG发射线和邻近连续谱中的内部环境。所有的对象（除了MWC 297）显示出增加的可见度内的BrG发射线，这表明在这些对象中的BrG发射区域比尘埃升华半径更紧凑。对于HD 98922，我们的定量分析表明，线发射区是紧凑的，足以符合磁层吸积的情况。对于HD 163296，HD 104237，MWC 297和V921 Sco，我们确定恒星风或盘风作为最有可能的线发射机制。我们寻找一般的趋势，并发现BrG发射区的大小似乎并不取决于基本的恒星参数，但与H-α线轮廓形状。我们发现至少有两种不同的BrG线形成机制的证据。具有P-Cygni H-α线轮廓和高质量吸积率的恒星似乎显示出特别紧凑的BrG发射区（R_BrG/R_∞ <0.2），而具有双峰或单峰H-α线轮廓的恒星显示出明显更扩展的BrG发射区（0.6<R_BrG/R_∞ <1.4），可能追踪恒星…
2008-07-07 astro-ph
Direct constraint on the distance of y2 Velorum from AMBER/VLTI observations
在这项工作中，我们提出的第一个琥珀观测，沃尔夫-拉叶和O（WR+O）星双星系统y2 Velorum。AMBER仪器与UT 2、UT 3和UT 4望远镜一起使用，基线范围从46米到85米。它提供了光谱分散的维生素，以及差分和封闭阶段，在光谱带1.95-2.17微米的分辨率R = 1500。我们解释这些数据的背景下，一个未解决的组件的二进制系统，忽略在第一近似的风-风碰撞区通量的贡献。我们表明，AMBER观测结果主要来自WR+O二元系统的各个组成部分的贡献。我们讨论了几种解释的残差，并推测检测到一个额外的连续分量，源于与风-风碰撞区（WWCZ）的自由-自由发射，并有助于最多的K波段观测通量在5%的水平。在观测时的预期绝对分离和位置角分别为5.1 ± 0.9mas和66 ± 15。然而，我们推断分离度为3.62+0.11-0.30 mas，位置角为73+9-11。因此，我们的分析表明，该双星系统的距离为368+38-13 pc，与最近的分光光度估计一致，但明显大于依巴谷值258+41-31 pc。
2006-10-31 astro-ph
First radius measurements of very low mass stars with the VLTI
e表示用VLTI使用2.2微米VINCI测试仪器测量的4颗极低质量恒星半径。观测是在104米基线试运行期间用两台8米望远镜进行的。我们测量的角直径为0.7-1.5质量，精度为0.04-0.11质量，光谱类型范围从M0 V到M5.5V。我们确定一个经验的质量半径关系的基础上，所有可用的半径测量M矮星。在目前的精度水平上，观测到的关系与理论模型吻合得很好，可能存在0.5-0.8 Msolar左右的差异，需要加以确认。在不久的将来，几十个M矮星的半径将以0.1-1%的精度测量，VLTI，这要归功于近红外仪器AMBER的改进。这将对大气和内部物理学带来强有力的观测约束。
2002-11-29 astro-ph
"Advanced" data reduction for the AMBER instrument
amdlib AMBER数据简化软件旨在从原始数据文件中生成AMBER数据产品，这些原始数据文件将发送给不同提案的PI或可以在ESO数据存档中找到。ESO定义的校准数据的方法是用一个校准数据文件校准一个科学数据文件，尽可能及时地观察。因此，在目前的AMBER数据处理软件amdlib中，该方案没有考虑仪器漂移、大气变化或可探测性损失校正。在这篇文章中，我们提出了我们的方法来补充这个默认的校准方案，执行数据简化的最后步骤，并产生完全校准的AMBER数据产品。这些附加步骤包括：对数据结构和数据质量的夜间观察，从夜间观测的校准星产生夜间传递函数，校正标准AMBER数据简化软件中未考虑的附加效应，如所谓的“抖动”效应和可见度光谱相干损失，最后，产生完全校准的数据产品。所有这些新功能都在模块化管道脚本amdlibPipeline中实现，该脚本是为补充amdlib软件而编写的。
2008-07-02 astro-ph
Post-processing the VLTI fringe-tracking data: First measurements of stars
在甚大望远镜干涉仪中，条纹跟踪器FINITO的目的是稳定光束之间的光程差，从而延长在科学仪器AMBER和EMBA上的积分时间。我们的目标是证明FINITO的潜力，提供H-波段干涉仪vibrium，同时，除了其正常的条纹跟踪的作用。我们使用的反射记忆网络记录器在帕拉纳尔天文台调试过程中获得的数据。这一装置首次记录了进行适当数据整理所需的所有相关实时数据。我们表明，后处理的FINITO数据可以测量有价值的科学活力。经过几个小时的工程实验，本征传递函数稳定在2%的水平。这种稳定性将导致科学恒星的可靠测量，即使在短时间内没有观测到校准星。我们简要讨论了目前的局限性和潜在的改进。
2008-12-12 astro-ph
Computer simulations of interferometric imaging with the VLT interferometer and the AMBER instrument
我们提出了计算机模拟的干涉成像与VLT干涉仪和琥珀仪器。这些模拟包括通过辐射转移计算对恒星物体进行天体物理建模，模拟从物体到探测器的光传播（通过大气层、望远镜和琥珀色仪器），模拟光子噪声和探测器读出噪声，最后对干涉图进行数据处理。结果表明，可见度误差条与下列观测参数有关：在观测目标星和参考星时视宁度不同（Fried参数r_0，目标星= 2.4m，r_0，参考2.5m，不同的剩余倾斜误差（delta_tt，物体=艾里盘直径的2%，delta_tt，参考= 0.1%）和物体亮度（K_object=3.5 mag和11 mag，K_ref.= 3.5 mag）。例如，我们专注于恒星在恒星演化的后期阶段，并研究其关键对象之一，尘埃超巨星IRC+10420，是迅速演变的人类的时间尺度。我们展示了计算机模拟的VLTI干涉IRC+10420与两个AT（宽场模式，即没有纤维光学空间滤波器），并讨论是否能见度的准确性是足够的，以区分不同的理论模型预测。
2000-03-31 astro-ph
Computer simulations of interferometric imaging with the VLT interferometer and its AMBER instrument
我们目前的计算机模拟干涉成像的甚大望远镜干涉仪（VLTI）的欧洲南方天文台（ESO）和天文多波束干涉仪（AMBER）相位闭合仪器。这些模拟包括通过辐射转移计算对恒星物体进行天体物理建模，模拟从物体到探测器的光传播（通过大气层、望远镜和琥珀色仪器），模拟光子噪声和探测器读出噪声，最后对干涉图进行数据处理。结果表明，能见度误差条与下列观测参数有关：物星与参考星观测视宁度差（Fried参数r_0，object和r_0，ref范围在0.9 m和1.2 m之间），不同的剩余倾斜误差（delta_tt，object和delta_tt，ref的范围在艾里盘直径的0.1%和20%之间）和物体亮度（K_object= 0.7 mag至10.2 mag，K_ref= 0.7 mag）。例如，我们专注于恒星在恒星演化的后期阶段，并研究其关键对象之一，尘埃超巨星IRC+10420，是迅速演变的人类的时间尺度。我们展示了IRC+10420的VLT干涉测量（可见度和相位闭合测量）的计算机模拟与两个和三个辅助望远镜（AT;琥珀色宽场模式，即没有纤维光学空间滤波器），并讨论了可见度的精度是否足以区分不同的理论模型预测。
2001-02-02 astro-ph
Calibration Observations of Fomalhaut with the VLTI
欧洲南方天文台的甚大望远镜干涉仪的传递函数的稳定性的调查已经进行了通过观测北落师门在很大范围内的小时角。在天顶角5-70度范围内，没有发现传递函数的显著变化。在观测期间，预计基线在139.7米和49.8米之间变化，作为确定传递函数的一个组成部分，确定了北落师门星新的精确的边缘变暗角直径。这导致了出射通量、有效温度、半径和光度的改善。
2004-10-26 astro-ph
First VLTI infrared spectro-interferometry on GCIRS 7 - Characterizing the prime reference source for Galactic center observations at highest angular resolution
调查银河系中心的大质量黑洞SgrA* 的环境需要最高的角分辨率，以避免源混淆并研究单个物体的物理特性。GCIRS 7已被用作波前和天体测量参考。我们的研究，首次调查，在2&10微米使用VLTI/琥珀和荧光粉的性质。我们的目的是分析IRS 7作为IF相位参考的适用性，为即将到来的双场设施在光学干涉仪。我们用R~30和50 m（proj.）基线，分别导致NIR和MIR的9和45 mas分辨率。第一次对GC星的K波段条纹探测表明，IRS 7可以在2 μ m处勉强分辨，这意味着超巨星的光球层被分子和尘埃包裹。在10 um处，IRS 7被强分辨，具有约0.2的可见度。和平号主要由中等温度（200 K）的扩展尘埃组成，大部分分布在恒星周围约120 AU（15 mas）的半径之外。发现了一个超过通常消光定律的9.8-硅酸盐深吸收，这证实了最近的发现，相对于近红外消光，星际9.8-硅酸盐吸收相对增强，朝向中央角秒的另一颗恒星，这表明该区域有不寻常的尘埃成分。我们的VLTI观测结果表明，干涉近红外相位参考实验与质量分辨率使用IRS 7作为相位参考似乎是可行的，但需要更多的这样的研究，以明确描述该恒星周围的封闭环境。我们证明，干涉测量是需要解决的最内部的环境中的恒星在银河系中心。
2008-05-28 astro-ph
System overview of the VLTI Spectro-Imager
VLTI光谱成像仪项目的目标是以1夜的时间分辨率和1毫角秒的最大角分辨率进行成像，充分利用甚大望远镜干涉仪的能力。为了实现科学目标（见加西亚等。等人），系统要求是：a）组合4至6个光束; b）在J、H和K光谱带工作; c）光谱分辨率从R = 100至12000;以及d）与PRIMA双光束设施相关联时，轴上或离轴的内部条纹跟踪。VSI的概念包括6个子系统：一个共同的路径分配之间的条纹跟踪器和科学仪器的光，条纹跟踪器确保同相的阵列，科学仪器提供的干涉观测和校准工具提供内部对齐和干涉校准源。剩下的两个子系统是控制系统和观测支持软件，专门用于减少干涉测量数据。本文提出了VSI科学路径的总体概念，包括公共路径、科学仪器和校准工具。还描述了使用一组集成光学多路合束器的科学组合，以提供高稳定性的可见度和闭合相位测量。最后，我们将讨论全球VSI仪器的性能预算。条纹跟踪仪和科学摄谱仪将很快描述。
2008-07-22 astro-ph
Data reduction methods for single-mode optical interferometry - Application to the VLTI two-telescopes beam combiner VINCI
我们在本文中描述的干涉数据处理方法使用了一些创新的技术。特别是，小波变换的实施使我们能够获得良好的免疫力的条纹处理的错误检测和大幅度扰动的大气活塞效应，通过仔细的，自动化的选择的干涉图。为了演示数据简化过程，我们描述了VINCI光束组合器的恒星数据样本的处理和校准。从原始数据出发，我们推导出了矮恒星半人马座α A的角直径。虽然这些方法是专门为VINCI开发的，但它们很容易适用于其他单模合束器和光谱色散条纹。
2004-06-28 astro-ph
J, H, K spectro-interferometry of the Mira variable S Orionis
目的：我们提出了J，H，K干涉光谱分辨率为35的Mira变量S Orionis。我们的目标是测量的直径变化作为波长的函数，预期由于分子层位于连续形成光球。研究方法：在相位0.78处，使用VLTI/AMBER仪器，使用条纹跟踪仪FINITO，在1.29和2.32 μ之间的29个光谱通道处获得了S Ori的可见度数据。计算每个光谱通道的表观均匀圆盘（UD）直径。此外，能见度数据直接与最近的自激动力学模型大气的预测进行了比较。结果如下：S Ori显示了可见度值作为光谱通道的函数的显著变化，其只能通过表观角度大小随波长的明显变化来描述。闭合相位值在所有光谱通道处接近于零，指示不存在不对称强度特征。表观UD角直径在约1.3和1.7 μ处最小，并且在约2.0 μ处增加约1.4倍。最小UD角直径为8.1 pm 0.5 mas，对应于~420 R_sun。S Ori能见度数据和明显的UD变化可以合理地解释了一个动态的大气模式，包括分子层。结论：测得的能见度和UD直径随波长的变化类似，并普遍证实了最近的动态模型大气的预测。[删节]
2008-01-03 astro-ph
