Infrared 2-4 Micron Spectroscopy and Millimeter Interferometric HCN and HCO+ Observations of the Individual Merging Components of Arp299
我们目前的地基红外K-（2-2.5微米）和L-波段（2.8-4.1微米）光谱，以及在3毫米的干涉观测，为单独的合并组件（A，B和C）的发光红外星系Arp 299。我们调查的存在和位置的推定掩埋活动星系核（AGN）推断从以前的X射线观测在E > 10 keV。我们的亚弧秒分辨率的红外光谱清楚地表明，假定的掩埋活动星系核驻留在核B1（B的子组件），基于一个非常低的等效宽度的3.3微米多环芳烃排放，一个弱的2.3微米CO吸收功能，和一个大的时间变化的K-和L-波段连续通量。在组分C中，我们发现在L处有强的3.1微米的冰吸收，在K处有弱的2.3微米的CO吸收，正如在被掩埋的活动星系核中所预期的那样;然而，一个中心集中的年轻超级星团是一种替代的可能性，因为这个组分的红外光度适中，而且是非星系核。红外线最亮的核心A的红外线K-和L-波段光谱是典型的没有明显活动星系核特征的正常星暴。我们的干涉观测同时获得HCN（J=1-0）和HCO+（J=1-0）的发射线与4 arcsec的分辨率，我们发现HCN HCO+的亮度温度比是低的星暴核中发现的所有主要合并组件的Arp 299。即使在活动星系核B中，这个低比率也可能是由于存在大量的高密度分子气体，其化学成分主要是由共存的星暴和/或激波所控制，而不是由中心的强X射线发射活动星系核所控制。
2006-08-15 astro-ph
Adaptive Optics Nulling Interferometric Constraints on the Mid-Infrared Exozodiacal Dust Emission around Vega
我们提出的中红外零位干涉观测的主序星阿尔法天琴座（织女星）使用6.5米MMT与自适应次镜的结果。从在10.6微米的观测，我们发现，有没有解决的排放从拱星环境（在分离大于0.8 AU）以上的2.1%（3西格玛限制）的恒星光球排放的水平。因此，我们能够将内部系统中尘埃密度的上限定为我们太阳系黄道带云的650倍。这个极限大约是2.8倍，优于光度过剩观测，如那些由IRAS确定。与红外天文台的远红外观测结果比较表明，在较大的分离度下，内部系统中暖尘埃（< 30天文单位）的密度明显低于冷尘埃。我们考虑两种情况下的颗粒去除，冰粒的升华和行星质量的存在“清扫。“我们发现，如果冰粒的升华是唯一的去除过程，那么外部系统中的大部分（> 80%）材料都是冰。
2004-06-25 astro-ph
Resolved Mid-Infrared Emission Around AB Aur and V892 Tau with Adaptive Optics Nulling Interferometric Observations
本文给出了两颗Herbig Ae星AB Aur和V892 Tau的自适应光学调零干涉观测结果。我们在10.3微米处的观测显示了来自这两个源的分辨的星周发射。对AB Aur辐射的进一步分析表明，恒星周围有一个倾斜的圆盘。盘的直径被导出为24至30 AU，从正面倾斜45至65度，并且长轴PA为30 +/- 15度（E/N）。在以前的研究中发现，中红外发射和其他波长（近红外和毫米）发射之间的物理特性差异表明AB Aur的拱星环境具有复杂的结构，这可能无法单独用圆盘来解释。AB Aur和另一颗Herbig Ae恒星HD 100546在观测到的解析辐射大小上的相似性可能是巧合，因为它们各自的演化状态和光谱能量分布表明了显着不同的星周环境。
2004-12-14 astro-ph
Near-Infrared Interferometric Measurements of Herbig Ae/Be Stars
我们已经观察了Herbig Ae/Be源AB Aur，VV Ser，V1685 Cyg（BD+40 4124），AS 442和MWC 1080与Palomar测试台干涉仪，获得最长的基线近红外干涉观测这类对象。所有的源都在2.2微米处分辨，角尺寸尺度通常<5 mas，与Millan-Gabet和合作者之前对赫比格Ae/Be星的近红外干涉测量一致。我们确定的角尺寸尺度和方向预测均匀盘，高斯，环，和吸积盘模型。虽然很难区分不同的径向分布，但我们能够对这些模型的倾斜度进行严格的限制，并且我们的测量是第一次显示出明显倾斜形态的证据。此外，在我们的样本中，V1685 Cyg和MWC 1080的早期类型Herbig Be星的角尺寸，与Hillenbrand及其合作者用于解释观测到的光谱能量分布的正面吸积盘模型预测的角尺寸相当吻合。相比之下，我们对后一种源AB Aur、VV Ser和AS 442的数据与这些模型有些不一致，并且可以通过Dullemond和合作者的膨胀内盘模型得到更好的解释。
2003-01-14 astro-ph
A near-infrared interferometric survey of debris disc stars. II. CHARA/FLUOR observations of six early-type dwarfs
利用CHARA阵列上的FLUOR仪器，在近红外K波段对已知藏有冷碎片盘的六颗早型主序星进行了高精度干涉观测。所测得的平方vibrium的恒星光球的理论光球模型的基础上，考虑到旋转失真的预期能见度进行比较，寻找潜在的能见度降低在短基线，由于拱星发射。我们的观测揭示了在5 σ水平上，六颗目标恒星之一（zeta Aql）周围存在着分辨的星周发射。由于我们的干涉测量数据的稀疏空间频率采样，因此不能直接约束发射源的形态。使用互补的自适应光学观测和径向速度测量，我们发现，存在一个低质量的同伴是一个可能的起源过量的排放。这颗潜在的伴星在K波段有四个星等的对比度，最可能的质量约为0.6 Msun，预计轨道距离其主星约5.5 AU至8 AU，假设轨道是纯圆形的。尽管如此，通过调整物理碎片盘模型，以观测到的zeta Aql系统的光谱能量分布，我们还表明，热尘埃的存在在10天文单位从zeta Aql，产生的总热辐射等于1.69 +- 0.31%的光球通量在K波段，是另一个可行的解释所观测到的近红外过量。然而，我们对档案近远红外光度测量的重新解释表明，在斯皮策星上IRS和MIPS仪器的灵敏度极限下，zeta Aql周围不存在冷尘埃，并敦促我们将zeta Aql从真正的碎片盘星类别中删除。
2008-06-30 astro-ph
On the Interferometric Sizes of Young Stellar Objects
长基线光学干涉仪现在可以探测和分辨被认为出现在年轻恒星周围的星周盘内边缘的热尘排放。我们认为，被测量的近红外尺寸是密切相关的半径尘埃升华的恒星辐射场。我们考虑如何现实的尘埃光学特性和气体不透明度显着影响预测的位置，这个尘埃破坏半径，在其他情况下，但到目前为止忽略了近红外尺寸的YSO的分析例行的练习。我们还提出了近红外YSO大小的“大小光度计”的形式积累的文献，并与理论预期进行比较。我们发现的证据表明，大（>~ 1微米）的尘埃颗粒占主导地位的内部磁盘的金牛座T和赫比格Ae/Be星，假设最内部的气体盘是光学薄的可见光波长。
2002-07-13 astro-ph
LIINUS/SERPIL: a design study for interferometric imaging spectroscopy at the LBT
我们提出了两个设计概念和建议的近红外干涉积分场光谱仪的LBT的科学驱动程序。该仪器将通过位于LINC低温恒温器内部的积分场单元（IFU）扩展目前正在建设的干涉相机LINC-NIRVANA的光谱功能。两个仪器的概念已被详细研究：一个微透镜阵列IFU与光谱仪完全内置在LINC（LIINUS方法），和一个小透镜+光纤IFU喂养外部光谱仪（SERPIL方法）。在这两种情况下，该仪器都将成像干涉测量与积分场光谱学结合起来，这是近红外线中对天文物体进行详细研究的理想组合，其角分辨率低于10 mas。科学应用范围从太阳系研究和系外行星光谱学到银河系中心区域和其他邻近星系的恒星和气体动态。
2008-09-29 astro-ph
Millimeter Interferometric Investigations of the Energy Sources of Three Ultraluminous Infrared Galaxies, UGC 5101, Mrk 273, and IRAS 17208-0014, based on HCN to HCO+ Ratios
我们提出了三个超亮红外星系（ULIRGs; UGC 5101，Mrk 273，和IRAS 17208-0014）在3毫米波长范围内的干涉观测，使用Nobeyama毫米阵列。同时观察到HCN（J=1-0）和HCO+（J=1-0）分子谱线。在这些ULIRG的核位置上清楚地检测到HCN发射，在UGC 5101和IRAS 17208-0014的核位置上检测到HCO+发射。HCN到HCO+的亮度温度比对三个ULIRG的核推导和比较与已知的活动星系核（AGN）或星爆占主导地位的低光度星系。在UGC 5101和Mrk 273中，有证据表明以前在其他波长的观测中有被遮蔽的活动星系核，我们发现了高的HCN/HCO+比值（>1.8），这在活动星系核主导的星系中发现。在IRAS 17208-0014中，一个强大的被遮蔽的活动星系核的存在还不清楚，这个比值（1.7）介于星爆主导星系和活动星系核主导星系的观测值之间。UGC 5101和Mrk 273中的高HCN/HCO+亮温比可能是HCN丰度增强的结果，这是从中心X射线发射活动星系核对周围致密分子气体的化学效应中预期的。我们提出的毫米干涉方法的基础上HCN/HCO+的比率可能是一个有效的工具，揭示难以捉摸的掩埋AGN在ULIRG的核心，特别是因为在这些波长的尘埃消光可以忽略不计。
2006-04-14 astro-ph
Near-Infrared Interferometric, Spectroscopic, and Photometric Monitoring of T Tauri Inner Disks
我们目前的高角分辨率观测与凯克干涉仪，高色散光谱观测与凯克/NIRSPEC，和近红外光度观测PAIRITEL的11个太阳型金牛座T星的样本在9个系统。我们使用这些观测来探测这些年轻恒星的1 AU内的拱星物质，测量拱星与恒星的通量比和2.2微米发射的角尺寸尺度。我们的样本跨越了一系列的恒星光度和质量吸积率，允许调查内部磁盘属性和恒星或吸积属性之间的潜在相关性。我们认为，该机制的尘埃内盘被截断可能取决于吸积率的源，在对象与低吸积率，恒星磁层可能会截断磁盘，而升华可能截断尘埃盘周围的源具有较高的吸积率。我们还包括在我们的样本对象，已知是高度可变的（基于以前的光度和光谱观测），并为几个来源，我们获得了多个时期的光谱和干涉数据，辅以近红外光度监测，寻找内部磁盘的变化。虽然在一些源中观测到随时间变化的速度和吸积率，但没有发现内部盘脉动的有力证据。
2007-07-25 astro-ph
Interferometric Detection of Planets/Gaps in Protoplanetary Disks
我们调查的可能性，找到行星在拱星盘的红外和亚毫米波干涉测量的证据。对一颗太阳型恒星周围的星周盘进行了流体动力学模拟，其中嵌入了一颗质量为1木星的行星。在三维辐射转移模拟的基础上，计算了该系统的辐射图像。这些强度图提供了模拟干涉仪VLTI（配备中红外线仪器）和ALMA的基础。虽然ALMA将为直接间隙提供必要的基础，从而间接进行行星探测，但射电望远镜/VLTI将提供一种可能性，即根据能见度测量，区分中央恒星上有无吸积的盘。
2002-08-26 astro-ph
Constraints on Disk Sizes Around Young Intermediate-Mass Stars: Nulling Interferometric Observations of Herbig Ae Objects
围绕前主序星的拱星盘的物理模型目前主要受到系统光谱能量分布（SED）的限制。在这里，我们提出的第一个结果，从附近的赫比格Ae星使用调零干涉测量。我们测量了恒星HD 150193，HD 163296和HD 179218的中红外发射的空间范围。结果表明，Herbig Ae恒星周围的中红外辐射的大小可能比当前模型预测的要小得多。观测结果将约90%的10微米通量限制在大约20 AU直径的区域内，为磁盘模型提供了重要的空间限制。这些结果表明，调零干涉法研究拱星盘具有更好的空间分辨力比标准的中红外成像的科学潜力。
2001-09-27 astro-ph
An Interferometric Search for Bright Companions to 51 Pegasi
我们报告的近红外，长基线干涉搜索发光的同伴恒星51飞马座进行的帕洛玛试验台干涉仪。我们的数据与单星假说完全一致。我们没有发现任何证据表明飞马座51有发光的伴星，并且在光谱测量表明的4.2天轨道周期的99%置信度下，可以排除比K为4.27的$Δ$更亮的伴星。这个$Δ$ K对应于伴星M $_K$的上限7.30，这意味着主序星伴星质量小于0.22 M $_{\sun}$。
1998-04-02 astro-ph
A near-infrared interferometric survey of debris disk stars. I. Probing the hot dust content around epsilon Eridani and tau Ceti with CHARA/FLUOR
我们用CHARA阵列（美国威尔逊山）探测了鲸鱼座τ和波江座Eridani周围的第一个3AU，以测量碎片盘中可能的热尘埃颗粒产生的2微米过量通量，并解决恒星光球。用FLUOR单模光纤仪器和望远镜对在投影长度为22至241米的基线上进行了高精度能见度振幅测量。短基线观测使我们能够从光球辐射中分离出扩展结构的贡献，而长基线则限制了恒星直径。我们已经探测到了τ Cet附近的一个分辨发射，对应于K '波段光球通量的空间积分的分数过剩通量为0.98 +/- 0.21 x 10^{-2}。在eps Eri附近，我们的测量可以排除大于0.6x10^{-2}（3 sigma）的分数超额。我们解释的光度过剩τ Cet周围的内部碎片盘热颗粒的一个可能的签名，并证明了一个微弱的，物理或背景，同伴可以安全地排除。此外，我们以前所未有的精度测量了两颗恒星的角直径：Theta_LD（tau Cet）= 2.015 +/- 0.011 mas和Theta_LD（eps Eri）=2.126 +/- 0.014 mas。
2007-10-09 astro-ph
The inner radius of T Tauri disks estimated from near-infrared interferometry: the importance of scattered light
对于年轻的赫比格Ae/Be恒星，近红外干涉测量揭示了中心天体的光度与盘内缘位置之间的相关性。这种相关性在较冷的金牛座T星上被打破，这一事实通常被解释为具有较大内半径的圆盘。在大多数情况下，观测到的干涉能见度和计算的磁盘内半径之间的转换是用一个粗糙的磁盘发射模型。在这里，我们研究如何使用模型，忽略散射光可能会导致高估的磁盘大小。为了做到这一点，合成磁盘图像（和violet）计算与辐射转移的全面治疗。比较了热辐射和散射光的相对贡献。我们发现对于冷星，后者是不可忽略的。为了进一步比较，还使用与文献中相同的简单圆盘模型将模型可见度转换为内盘半径。我们发现，可靠的内径只能估计Herbig Ae/Be星与这些模型。然而，他们导致系统高估的磁盘大小，由2至3倍，金牛座T星。我们认为，包括散射光的模型是一个简单的（和足够的）解释目前的干涉测量金牛座T星。
2007-11-30 astro-ph
Interferometric observations of the Mira star o Ceti with the VLTI/VINCI instrument in the near-infrared
我们目前的K波段调试观测的Mira星的原型o Cet在欧洲南方天文台甚大望远镜干涉仪（VLTI）与VINCI仪器和两个siderostats。观测时间分别为2001年10月至12月、2002年1月至12月和2003年1月。Rosseland角半径是通过拟合从Mira星模型的中心到边缘强度变化（CLV）获得的理论可见度函数从测量的可见度中导出的（Bessel et al. 1996，Hofmann et al. 1998，Tej et al. 2003）。使用导出的Rosseland角半径和从可用的光度和分光光度数据重建的SED，我们发现有效温度范围从T_eff=3192 +/- 200 K在相位φ =0.13到2918 +/- 183 K在φ =0.26。这些Rosseland半径，有效温度，和形状的观测到的能见度函数与模型预测的比较表明，o Cet是一个基本模式的传播。此外，我们还研究了可见度函数和直径随相位的变化。o Cet的Rosseland角直径从phi=0.13时的28.9 +/- 0.3 mas（对应于距离D=107 +/- 12 pc时的Rosseland半径332 +/- 38 R_sun）增加到phi=0.4时的34.9 +/- 0.4 mas（402 +/- 46 R_sun）。罗斯兰线半径的误差几乎完全由视差的误差引起，因为角直径的误差仅为约1%。
2004-04-13 astro-ph
High-Spatial Resolution SED of NGC 1068 from Near-IR to Radio. Disentangling the thermal and non-thermal contributions
我们调查的想法，一个相当大的一部分的干涉未解决的红外辐射的NGC 1068的核可能来自其他过程比热尘埃排放的环面。我们研究的贡献，自由或同步辐射的中央和近红外秒差距尺度发射区域的NGC 1068。每种机制都受到NGC 1068在10^9 - 10^11 Hz范围内的秒差距尺度无线电数据的限制，并与中红外波段的最高分辨率干涉数据进行比较。结果表明，在干涉观测中（<~ 1 pc），未分辨辐射仍以尘埃辐射为主，而不受同步辐射或自由-自由辐射的贡献。最近的研究表明，干涉观测更倾向于尘埃分布的团簇结构。外推的无线电自由或同步辐射的红外辐射表明，他们的贡献是<20%，即使是未解决的部分干涉通量。可用的无线电数据的斜率与幂律指数α = 0.29 +/- 0.07是一致的，我们在自由-自由发射或准单色电子的同步辐射方面进行了验证。我们应用这两种机制的排放模型，以获得物理参数。（节略）
2008-04-01 astro-ph
Extended envelopes around Galactic Cepheids III. Y Oph and alpha Per from near-infrared interferometry with CHARA/FLUOR
使用干涉Baade Wesselink方法（IBWM）精确测量造父变星的距离需要无偏角直径测量。该技术的精度目前受到1.5%水平的干涉测量的限制。在这个水平上，中心-边缘暗化（CLD）和星周包层（CSE）的存在似乎是两个主要的偏差来源。我们进行的观测旨在提高我们对造父变星的干涉可见度轮廓的认识。特别是，我们评估系统存在的CSE造父变星周围，以确定准确的距离与IBWM免费从CSE偏角直径。我们观察到的造父变星（Y Oph）的脉动是很好地解决和非脉动的黄色超巨星（α Per）使用长基线近红外干涉。我们使用之前开发的简单CSE模型解释了这些数据。我们发现，我们对α Per的观察并没有为CSE提供证据。测量的CLD解释了流体静力光球模型。我们对Y Oph的观测结果与较小的基线测量结果相比，表明它被一个CSE所包围，该CSE具有与以前在其他造父变星周围发现的CSE相似的特征。我们已经确定到Y Oph的距离为d=491+/-18 pc。更多的证据指向这样一个结论，即大多数造父变星都被微弱的CSE所包围，这是通过近红外干涉测量法检测到的：在观察了四颗造父变星后，都显示出CSE的证据。我们的CSE非检测周围的非脉动超巨星的不稳定带，阿尔法每，提供了信心的检测技术，并建议脉动驱动的质量损失机制的造父变星。
2007-04-13 astro-ph
Mid-infrared interferometry on spectral lines: III. Ammonia and Silane around IRC+10216 and VY CMa
利用卧底。利用Berkeley红外空间干涉仪，首次对氨（NH_3）和硅烷（SiH_4）的中红外分子吸收特性进行了高光谱分辨率（R ~ 100000）的干涉观测。在球对称和均匀外流的假设下，这些新的数据允许研究碳星IRC+10216和红超巨星VY CMa周围的分子分层。对于IRC+10216，氨和硅烷都被发现在尘埃流出物中形成，明显超出尘埃形成和气体加速区。具体地，发现氨在硅烷之前在衰减气体湍流的区域（>~ 20 R_star）中形成，而硅烷在远离恒星的相对平稳的气流的区域（>~ 80 R_star）中产生。粉尘形成后不久，气相SiS在晶粒上的耗尽可能会在晶粒表面上引发硅烷生成反应。对于VY CMa，干涉和光谱观测的组合表明，NH_3是在高气体湍流区（~ 40 R_星）的气体加速相的终止附近形成的。
2000-07-27 astro-ph
Interferometric Observations of the T Tauri Stars in the MBM 12 Cloud
我们对MBM 12云中的7个YSO进行了毫米波干涉连续测量。在3- $σ$水平以上2.1 mm处检测到与2个YSO相关的热发射，其中一个还显示出1.3 mm的热发射。另一个对象被边缘检测到在2.1毫米。光谱能量分布的YSO很好地拟合一个简单的幂律盘模型。星周盘的质量估计为$0.05 M_{\sun}$量级。MBM 12星云中的拱星盘与附近恒星形成区的盘具有共同的性质，如盘质量和红外过量等盘参数。
2003-02-24 astro-ph
Optical Physics of Imaging and Interferometric Phased Arrays
微波、亚毫米波和远红外相控阵列对天文学具有相当重要的意义。我们考虑的行为成像相控阵和干涉相控阵从功能的角度来看。它示出的平均功率，场相关性，功率波动，以及在输出端口的成像或干涉相控阵的功率波动之间的相关性可以被发现，一旦合成的接收模式是已知的。接收模式不必是正交的或甚至是线性独立的。结果表明，相控阵列的操作是密切相关的数学理论的框架，框架的理论可以用来确定的程度，任何类的强度或场分布可以重建明确的从复杂的振幅的行波在输出端口。该理论可用于建立一个似然函数，通过Fisher信息，该函数可用于确定相控阵可用于恢复参数化源的参数的程度。例如，有可能探索一个系统（也许是干涉仪系统）同时观测天空中两个相距甚远的区域的方式。
2006-09-12 astro-ph
GRAVITY: The adaptive optics assisted, two object beam combiner for the VLTI
我们介绍了自适应光学辅助的近红外VLTI仪器-重力-精密窄角天体测量和干涉相位参考成像的微弱对象。精密天体测量和相位参考干涉成像将实现最先进的视觉光学/红外干涉测量与VLT。我们最雄心勃勃的科学目标是研究几倍于银河系中心大质量黑洞事件视界大小的运动，并在其强场极限下测试广义相对论。我们定义了重力的科学参考案例，并推导出重力的顶级要求。计划于2012年在VLTI安装该仪器。
2006-07-17 astro-ph
Optical and infrared interferometry
干涉测量技术处于现代天文仪器的最前沿。新一代的仪器要么正在运行，要么接近完成，包括小型望远镜阵列以及“大炮”（VLTI和Keck）。还在规划一些用于探测太阳系外行星的空间干涉仪。我回顾了当前的游戏状态，并描述了该领域的最新发展。
2000-11-29 astro-ph
Near and mid-IR sub-arcsecond structure of the dusty symbiotic star R Aqr
本文报道了一次以共生长周期变星（LPV）R~Aqr为目标的高分辨率干涉测量活动的结果。通过对基线至10米的近红外测量和延伸至32米的中红外数据，我们已经能够测量从LPV光球层及其扩展分子大气层到较冷的星周尘埃壳的区域的特征尺寸。近红外数据是使用孔径掩模干涉测量法在Rank-I望远镜上获得的，并显示R~Aqr在2.2微米的波长下被部分解析，但在3.1微米处有明显的放大，可能是由于分子的不透明性。中红外干涉测量是用U.C.伯克利红外空间干涉仪（ISI）从1992年到1999年在11.15微米处工作。虽然这个数据集是有点异质性的傅立叶平面的不完整覆盖和脉动周期的采样，在中红外亮度分布的明显变化被观察到，无论是作为在天空中的位置角的函数，并作为脉动相位的函数。球对称辐射转移计算的均匀外流尘埃壳模型产生的亮度分布和光谱部分解释的数据，但这种近似的局限性。在中红外和近红外3.08微米处发现了与圆对称性显著偏离的证据，但没有报道明确检测到共生系统中的二元性或非LPV元素。
2000-03-10 astro-ph
The T Tauri star RY Tau as a case study of the inner regions of circumstellar dust disks
我们研究了TTauri星RY Tau周围的星周盘的内部区域。我们的目标是找到一个物理描述，满足现有的干涉数据，在甚大望远镜干涉仪的中红外干涉仪，以及光谱能量分布。我们还将这些发现与类似研究的结果进行了比较，包括中等质量恒星的研究结果。我们的分析是在被动拱星盘的框架内进行的，它可以选择性地补充吸积和附加信封的影响。为了实现更加一致和真实的模型，我们使用了连续传输代码MC3D。此外，我们研究了形状的10微米硅酸盐发射功能的基础尘埃人口，无论是单碟和干涉测量。我们表明，一个适度耀斑吸积盘模型可以解释所观察到的光谱能量分布和中红外红外仪器获得的中红外光谱。我们发现了一个有趣的歧义：一个拱星活动盘模型与一个额外的信封，和一个较低的吸积率比活动盘模型没有信封，可以代表同样的意见。这种带包层的模型应该被认为是未来其他金牛座恒星模型的可行替代方案。还讨论了具有膨胀的内边缘壁的盘的接近和恒星伴星的影响。从硅酸盐发射特征的研究中，我们看到了TTauri恒星中尘埃演化的证据，小的非晶颗粒的比例越来越小，靠近恒星的结晶颗粒的比例越来越大。
2007-12-05 astro-ph
First AU-scale observations of V1647 Ori with VLTI/MIDI
2005年3月2日，甚大望远镜干涉仪（VLTI）的中红外干涉仪观测到了年轻的爆发恒星V1647猎户座。我们提出了第一个光谱分辨干涉可见点，这个对象。结果表明：（1）中红外发射区被扩展，在10 μ m处有约7 AU的大小;（2）没有发现近伴星的特征;（3）8-13 μ m光谱没有明显的光谱特征。与Herbig Ae星的类似观测结果相比，V1647可能拥有一个中等耀斑的圆盘。一个简单的圆盘模型（T ~ r^{-0.53}，τ ~ r^{-1.5}，M_d = 0.05 M_Sun）能同时拟合光谱能量分布和观测的能见度值。
2006-02-15 astro-ph
The Wide-Field Imaging Interferometry Testbed I: Purpose, Testbed Design, Data, and Synthesis Algorithms
宽视场成像干涉测量试验台（WIIT）旨在验证、试验和改进光学/红外干涉仪的宽视场拼接成像技术。在这里，我们提供的动机WIIT，目前的试验台设计，并描述了算法，可用于减少从空间和光谱的迈克耳孙干涉仪的数据。传统的单检测器迈克耳孙干涉仪在中心波长λ处以窄带宽工作，其视场限于单个望远镜孔径的主光束，或~ λ/d弧度，其中d是望远镜直径。这样的场对于许多应用来说太小;人们常常希望对扩展源成像。我们正在开发和测试类似于毫米和射电天文学中使用的镶嵌方法的技术，但适用于光学/IR迈克耳孙干涉仪，其中光束组合在光瞳平面中完成。放置在干涉仪的图像平面中的Npix x Npix阵列检测器用于同时记录来自许多相邻望远镜视场的条纹图案，有效地将视场尺寸乘以Npix/2，其中因子2允许奈奎斯特采样。这种技术对于空间红外干涉望远镜（SPIRIT）和宇宙结构演化亚毫米探测器（SPECS）等干涉空间观测站特别有价值。SPIRIT和SPECS的设计目的是提供灵敏的、高角分辨率的远红外/亚毫米观测，观测直径为几角分的区域，并提供与哈勃太空望远镜、下一代太空望远镜和阿塔卡马大型毫米波阵列所提供的宇宙视图互补的宇宙视图。
2002-09-30 astro-ph
An interferometric CO survey of luminous submm galaxies
在本文中，我们提出的结果从IRAM高原德布尔毫米波干涉仪（PdBI）的调查CO排放对无线电探测的亚毫米星系（SMG）与已知的光学和近红外光谱红移。在红移范围z~1-3.5的五个源被检测到，几乎是在CO中检测到的SMG的数量的两倍。我们总结了所有12个CO检测到的SMG的属性，以及6个源没有检测到CO通过我们的调查，并使用这个样本来探索作为一个整体的SMG人口的散装物理性质。SMG的CO谱线亮度中值为<L_CO>=（3.8 +- 2.0）x 10^10 K km/s pc ^2。使用适合于星暴星系的CO到H_2的转换因子，这对应于分子气体质量<M（H_2）> =（3.0 +-1.6）x 10^10 Msun，其半径约为2kpc，大约是最明亮的局部超亮红外星系（ULIRGs）的四倍，但与最极端的高红移射电星系和类星体相当。中位CO半高宽线宽较宽，<fwhm>= 780 +- 320 km/s，SMG通常具有双峰线轮廓，表明合并或盘。根据它们的天然气储量中值（约3 × 10^10兆太阳能）和恒星形成速率（>700兆太阳能/年），我们估计SMG典型的天然气耗尽时间尺度的下限为> 4000万年。这略低于SMG中星爆的典型预期年龄，并表明负反馈过程可能在延长气体消耗时间尺度方面发挥重要作用。我们发现SMG的远红外和CO光度之间存在显著的相关性，这将局部ULIRG的相关性…
2005-03-02 astro-ph
FU Orionis - The MIDI/VLTI Perspective
我们提出了第一个中红外干涉测量FU Orionis。我们清楚地解决结构，最好的解释与光学厚吸积盘。一个简单的吸积盘模型，符合所观察到的SED和vitament相当不错，并不需要存在任何额外的结构，如尘埃信封。通过多基线干涉观测，可以对圆盘的倾角和位置角进行约束。我们的磁盘模型是在一般协议与大多数已发表的近红外干涉测量。根据8-13微米谱的形状和强度，首次导出了吸积盘的尘埃成分。我们的结论是，大多数尘埃粒子是无定形的，已经远远大于那些通常在ISM中观察到的。虽然高吸积率的系统提供了两个，高温到大半径和有效的运输机制，以分布晶粒，我们没有看到任何证据，结晶硅酸盐无论是在总光谱，也没有在相关的通量光谱从内部磁盘区域。这种不检测的可能原因被提及。所有的结果进行了讨论的背景下，与其他高空间分辨率的观测FU Ori和其他FU Ori对象。我们还解决了一个问题，即FU Ori是否处于比经典TTauri星更年轻的进化阶段。
2006-05-16 astro-ph
Resolving the innermost parsec of Centaurus A at mid-infrared wavelengths
我们报告了在欧洲南方天文台的VLTI望远镜阵列上用中红外干涉仪（WIRE）对半人马座A进行干涉观测的结果。干涉测量在8至13微米的波长范围内进行光谱分辨（R = 30）。它们的空间分辨率在最短波长处达到15 mas。用NACO的自适应光学仪器在近红外波段，用SEST和JCMT在毫米波段进行了补充观测。我们发现半人马座A核心的中红外辐射主要由一个未分辨的点源（<10 mas）所控制。观测的基线方向垂直于射电喷流揭示了一个扩展的组成部分，可以解释为一个几何薄，尘埃盘，其轴与射电喷流对齐。它的直径约为0.6 pc。我们认为，未解决的排放占主导地位的同步辐射源。它的整个频谱的特征是由一个ν^{-0.36}幂律，它在8 × 10 ^{13} Hz处向高频指数截止，在ν< 45 GHz处变得光学厚。基于同步辐射自康普顿（SSC）对γ射线辐射的解释，我们发现磁场强度为26微特斯拉，相对论电子的最大能量为γ c = E c/m e c^2 = 8500。在γ c附近，加速时间尺度为4天，与最快的X射线变化相一致。我们的SSC模型主张体积洛伦兹因子的上限< 2.5，与“错误定向的BL Lac对象”的概念不同。我们估计它的热核光度为1.3x10^{34} W，介于高效吸积活动星系核（如塞弗特星系）和典型FR I射电星系之间。
2007-09-14 astro-ph
Large dust grains in the inner region of circumstellar disks
背景：简单的几何环模型很好地解释了围绕中等质量主序前恒星的尘埃盘的近红外干涉观测。这些模型表明，在这些磁盘中的灰尘分布有一个内孔和鼓起的内边缘与理论预期一致。目标：在本文中，我们重新分析了6个中等质量的前主序星（CQ Tau，VV Ser，MWC 480，MWC 758，V1295 Aql和AB Aur）的干涉观测的框架内的一个更详细的物理模型的尘埃盘的内部区域。我们的目标是验证该模型是否允许我们约束磁盘和尘埃的属性。方法：将文献中观察到的活力与我们模型中的理论活力进行比较。假设硅酸盐是最难处理的尘埃物种，我们的模型计算自洽的形状和排放的尘埃盘的内边缘（因此，它的vibrium为给定的干涉仪congurations）。在我们的模型中，唯一的自由参数是内盘方向和尘埃颗粒的大小。研究结果：在所有的对象，除了AB Aur，我们的自洽模型再现干涉的结果和近红外光谱能量分布。在四种情况下，大于1.2微米的颗粒，可能大得多，要么是所需的或与观察一致。内盘的倾角被发现总是大于30度，并且在至少两个物体中更大。
2006-01-19 astro-ph
On the Near-Infrared Size of Vega
介绍织女星的近红外（2.2 μ m）长基线干涉观测。该恒星的星盘已被解析，数据已与直径为Theta_{LD} = 3.28 +/- 0.01 mas的边缘变暗的星盘拟合。导出的有效温度为T_eff = 9553 +/- 111 K。然而，从恒星盘模型产生的残差似乎是显着的，并显示有组织的结构。仪器文物，恒星表面结构，恒星大气结构，和扩展的排放/散射的碎片盘的残差的可能来源进行了讨论。虽然目前的数据集不能唯一地确定残差的来源，碎片盘被认为是最有可能的来源。一个简单的碎片盘模型，织女星3-6%的通量来自r < 4 AU的盘，可以解释残差。
2001-05-31 astro-ph
Near infrared and the inner regions of protoplanetary disks
我们研究了“膨胀的内盘”模型（Dullemond，Dominik & Natta 2001），提出了解释近红外过量辐射从赫比格Ae/Be星。详细的模型计算表明，所观察到的近红外过量需要更多的热尘埃比所包含的膨胀盘边缘。边缘可以产生观察到的近红外线过剩，只有当它的灰尘有完美的灰色不透明度，但这样的灰尘是在冲突与观察到的10 $μ$ m光谱特征。我们发现，一个紧凑的（$\sim$ 10 AU）纤细（$τ_V \la 0.4$）周围的磁盘内部区域的尘埃晕包含足够的灰尘，很容易解释的意见。此外，该模型还解决了Monnier和Millan-Gabet（2002）所指出的光度与盘的干涉内半径之间令人困惑的关系。
2005-09-12 astro-ph
Interferometric observations of eta Carinae with VINCI/VLTI
背景：明亮的船底座eta星是我们银河系区域中质量最大、最明亮的恒星。虽然它已被广泛研究，使用许多不同的技术，它的物理性质和机制，导致创造的侏儒星云仍然是有争议的。目的：我们的目的是解决中央引擎的船底座η复合体在近红外角尺度为几毫角秒。方法：利用VLTI的VINCI仪器，将两台望远镜的K波段光进行相干重组。结果：我们共报告了142个eta Car的能见度测量值，其中一部分由Van Boekel等人（2003）进行了分析。这些观测是在8至112米长的预定基线上进行的，使用的是两个0.35米的恒铁仪或两个8米的单位望远镜。这些意见涵盖2001年11月至2004年1月期间。结论：结果表明，在K波段，70mas范围内的eta Car通量占1400mas范围内总通量的56%。我们还确认，作为空间频率的函数的eta车的平方能见度曲线密切遵循指数模型。
2006-12-11 astro-ph
Is Arcturus a well-understood K giant? Test of model atmospheres and potential companion detection by near-infrared interferometry
我们提出了近红外干涉测量的K1.5巨型大角星（α牧夫座），在IOTA干涉仪与FLUOR仪器，在四个窄的过滤器，中心波长范围从2.03到2.39微米。这些观测有望使我们能够量化典型K巨星直径的波长依赖性。他们进行了比较，从平面平行和球形模型大气的预测。出乎意料的是，两者都不能解释观察到的活力。我们展示了如何这些数据表明存在的同伴，按照依巴谷数据对这颗星，并讨论这个解决方案相对于大角星的单星状态。
2005-01-31 astro-ph
Clarifying the nature of the brightest submillimetre sources: interferometric imaging of LH850.02
我们提出了高分辨率的干涉成像LH850.02，最亮的850-和1200微米的亚毫米（submm）星系在洛克曼洞。我们的观测是在890微米的亚毫米阵列（SMA）。我们的高分辨率亚毫米成像检测LH 850.02在>6-sigma作为一个单一的紧凑（大小< 1 arcsec或< 8 kpc）点源，并产生其绝对位置~ 0.2 arcsec的精度。LH850.02在SCUBA波束内有两个替代无线电对应物（LH850.02N & S），从统计学角度来看，这两个无线电对应物都不太可能偶然如此接近SCUBA源位置。然而，来自SMA的精确天体测量显示，亚毫米辐射完全来自LH850.02N，而与LH850.02S无关（到目前为止，这两个可供选择的24微米标识中较亮的一个）。与LH850.02 N & S的光学-红外多色光度学的拟合表明，两者都位于z~3.3处，因此很可能是物理关联的。在这些红移下，24微米到亚毫米的通量密度比表明LH850.02N具有Arp 220型恒星暴主导的远红外SED，而LH850.02S更类似于Mrk 231，具有较少的尘埃遮蔽的恒星形成活动，但在24微米（静止框架~5-6微米）处有来自活动核的显着贡献。这种复杂的混合恒星形成和活动星系核活动的多成分来源可能是常见的高红移超亮星系人口，并强调需要精确的天体测量从高分辨率干涉成像更完整的理解。
2008-04-04 astro-ph
Detection of an inner gaseous component in a Herbig Be star accretion disk: Near- and mid-infrared spectro-interferometry and radiative transfer modeling of MWC 147
我们研究的几何形状和物理条件的内部（AU尺度）拱星区域周围的年轻赫比格恒星MWC 147使用长基线光谱干涉测量在近红外（近红外K波段，VLTI/琥珀观测和PTI存档数据）以及中红外（MIR N波段，VLTI/MIDI观测）。MWC 147的发射清晰可见，其特征物理尺寸约为1.5mm。1.3 AU和9 AU分别在2.2微米和11微米（高斯直径）。光谱分散的琥珀色和琥珀色的干涉图都显示出强烈的增加，在特征尺寸向更长的波长，更陡峭的比预测的分析磁盘模型假设幂律径向温度分布。我们模型的干涉数据和MWC 147的光谱能量分布与2-D，频率相关的辐射传输模拟。这个分析表明，球形信封或被动辐射开普勒磁盘（垂直或弯曲的膨胀的内缘）的模型可以很容易地适应SED，但预测比观察到的低得多的vibrations;由这样的模型预测的角度大小是2至4倍大于来自干涉数据的大小，所以这些模型可以清楚地被排除。然而，模型的开普勒光盘光学厚气体排放从一个活跃的气体盘（尘埃升华区内），产生一个很好的拟合的SED，并同时再现的绝对水平和光谱依赖的近红外和中红外光谱。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发射也包含来自外部的贡献，照射尘埃盘。
2007-11-30 astro-ph
