Modal Filtering for Nulling Interferometry-First Single-Mode Conductive Waveguides in the Mid-Infrared
本文介绍了第一个单模波导的制造和表征所取得的工作，用于在中红外范围[4-20 μ m]的调零干涉测量的模式滤波器。由于非常高的动态范围是检测类地行星的必要条件，模态滤波是最严格的仪器方面之一。这里介绍的空心金属波导（HMW）是使用微加工技术制造的。在实验室中通过偏振分析技术研究了单模特性，同时通过通量相对比较测量了透射特性。在λ =10.6 μ m时，对尺寸a=10 μ m，b<5.3 μ m的矩形波导的单模行为进行了评估，精度为~ 2.5%。测试表明，在波导中可以保持单偏振态。与多模式HMW的结果进行了比较。对于单模波导，已测量到2.4 dB（~ 58%传输）的额外损耗。特别是，耦合条件的重要性到波导在这里强调。实现了第一个中红外单模HMW的制备和表征目标。这为在上述光谱范围内使用集成光学进行干涉测量开辟了道路。
2005-11-10 astro-ph
Probing the dusty environment of the Seyfert 1 nucleus in NGC 3783 with MIDI/VLTI interferometry
我们提出了中红外光谱干涉测量的塞弗特1型核的NGC 3783。尘埃环核环境的空间分辨和紧凑的发射的波长依赖性进行了讨论。这些观测是用甚大望远镜干涉仪的N-band射电望远镜进行的。光谱和紫外光谱的光谱分辨率为30，波长范围为8至13微米。对于解释，我们开发了一个简单的尘埃盘模型与小和可变的覆盖因子。在65和69米的基线处，测得的维生素范围为0.4至0.7。N带光谱显示出所测量的通量随波长单调增加，在10微米附近没有明显的硅酸盐特征。我们发现，中红外辐射的核心，可以复制一个扩展的尘埃盘或环面的辐射尘埃云的覆盖因子小。我们对NGC 3783的中红外观测结果与一个云状的环核尘埃环境相一致。用低覆盖因子的尘埃环解释支持了活动星系核统一方案的一个clusterian版本。推断的大小和光度与尘埃混响大小和光学和X射线观测的辐射热光度吻合得很好。
2008-06-03 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
Transmission behaviors of single mode hollow metallic waveguides dedicated to mid-infrared nulling interferometry
本文报道了空心金属波导（HMW）的特性，用作单模波前滤波器的零位干涉在6-20微米的范围。这里提出的测量是在10.6微米处使用单模和多模导电波导进行的。我们发现传播损耗约为16 dB/mm，这主要是由于除了波导金属壁的粗糙度之外的理论趋肤效应吸收。我们的样品的输入和输出耦合效率已被提高，通过增加锥度，以尽量减少阻抗失配。传播损耗和耦合损耗之间的一个适当的区别。尽管高分子量物质的传播损耗很高，但在光子技术刚刚兴起的光谱范围内仍表现出出色的空间过滤能力。
2008-01-15 astro-ph
Mid-infrared interferometry on spectral lines: II. Continuum (dust) emission around IRC+10216 and VY CMa
联合C.伯克利红外空间干涉仪测量了碳星IRC+10216和红超巨星VY CMa的中红外光谱。这些源周围的尘埃壳先前已被证明是随时间变化的，这些新数据用于探测十年时间尺度上尘埃壳的演变，补充了其他波长的同期研究。自洽的，球对称模型在最大和最小的光都显示的IRC+10216尘埃壳的内半径要大得多（150质量）比预期的尘埃凝结温度，这意味着尘埃生产已经放缓或停止在最近几年。显然，尘埃并不是每个脉动周期（638天）都形成，这些中红外结果与最近的近红外成像一致，近红外成像表明过去三年很少或没有新的尘埃产生（Tuthill等人，2000年）。球对称模型未能拟合最近的VY CMa数据，这意味着从内部尘埃壳的排放是高度不对称和/或随时间变化的。
2000-07-26 astro-ph
VLTI/MIDI 10 micron interferometry of the forming massive star W33A
本文报道了对大质量年轻恒星W33 A的VLTI/VLBI分辨干涉观测。对于基线为45米、波长范围为8-13微米的波段，射电望远镜的观测提供了光谱色散的射电望远镜，其值在0.03和0.06之间。Vibrations表明，W33 A在8微米处具有约120 AU（0.030“）的FWHM尺寸，其在13微米处增加到240 AU，这在MYSO中是先前未探索的尺度。这一观察到的趋势与温度随距离下降的趋势一致。一维沙尘辐射转移模型同时拟合了可见光谱、强硅酸盐特征和中红外光谱能量分布（SED）形状。对于任何幂律密度分布，我们发现，大小（由vibrium暗示）和恒星的光度是不相容的。W33 A的光度需要减少到以前采用的三分之一，以匹配violet;这样的减少与斯皮策的MIPSGAL调查的新的高分辨率70微米数据一致。我们获得了最佳拟合模型，其中尘埃密度分布较浅，r^（-0.5）和r^（-1.0），以及通过降低石墨与硅酸盐的ISM比并利用奥森科普夫等人（1992）的光学颗粒特性产生的硅酸盐特征中的光学深度增加。
2007-11-03 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
The environment of the fast rotating star Achernar - Thermal infrared interferometry with VLTI/MIDI and SIMECA modeling
背景：与其他几颗Be星一样，Achernar被最近通过近红外干涉测量法检测到的包络所包围。目的：我们寻找的签名，在几个恒星半径从Achernar的距离，在热红外域的拱星发射。方法：利用VLTI仪器，在N波段（8-13 mic）的三条VLTI基线上进行干涉观测。结果如下：从观测到的辐射强度，我们导出了Achernar极向N波段拱星辐射的角延伸和通量贡献。干涉分辨的极包络贡献了N波段光球通量的13.4 +/-2.5%，半峰全宽为9.9 +/- 2.3 mas（~ 6 Rstar）。该通量贡献与通过拟合光谱能量分布测量的10-20%的光度IR过量非常一致。由于我们有限的方位角覆盖范围，我们只能为赤道包络建立5-10%的上限。我们比较观察到的属性的信封与现有的模型，这颗星计算的SIMECA代码。结论：现有的SIMECA模型很好地再现了在热红外中观察到的沿Achernar极向的扩展发射。已经在2.2mic处检测到，这个极包层最有可能是恒星的热极冠喷射出的快速风的观测特征。
2008-12-13 astro-ph
Mid-infrared interferometry of massive young stellar objects
大质量年轻恒星天体（YSO）的内部结构很难追踪。用传统的观测方法，我们发现的结构仍然有几百个天文单位的大小。然而，（原）恒星的生长发生在最里面的区域（<100天文单位），在那里实际的质量转移到正在形成的高质量恒星上。我们目前的结果，从我们的计划对大规模的YSO在VLTI，利用两个元素的干涉仪。到目前为止，我们在8-13微米区域观察到10个知名的大质量YSO，尺度为20 mas（通常对应于我们目标的20 - 40 AU）。我们清楚地解决这些对象，导致低的活力和大小在30-50质量的顺序。对于两个对象，我们展示了我们的建模结果。我们证明，的的数据可以揭示决定性的结构信息，为大规模的YSO。他们往往是关键，以解决模糊性仍然impromising来自单一的SED拟合模型参数。
2008-09-08 astro-ph
The enigma of GCIRS 3 - Constraining the properties of the mid-infrared reference star of the central parsec of the Milky Way with optical long baseline interferometry
GCIRS 3是银河系中央pc中最突出的MIR源。近红外光谱未能解决其性质之谜。中央星团极端个体的性质有助于我们了解靠近超大质量黑洞的恒星和尘埃的形成。我们开始了一个干涉实验，以了解IRS 3和研究它的光谱和干涉参考星在10 μ m的属性。VISIR成像将致密源与周围的漫射辐射分开。VLTI/VLT仪器被用来测量该紧凑的10 μ m源的10质量分辨率下的能级，该能级仍然不能被单个VLT分辨。增加了光度测定数据，以实现简单的SED-和完整的辐射转移-模型的数据。光度和大小估计显示IRS 3可能是一颗被复杂尘埃分布所覆盖的冷碳星。尘埃温度的推导。多个数据集的一致解释证实了在几个空间尺度上的粉尘排放。中频数据解决了尘埃形成的最内部区域。尽管观察到深硅酸盐吸收对IRS 3，我们赞成富碳化学的拱星尘埃壳。硅酸盐的吸收很可能发生在外部的弥漫尘埃，这是大多数被忽略的ESTA测量。这表明当地尘埃的物理和化学条件不同，随着与IRS 3的距离而变化。我们已经证明，在红外波长的光学长基线干涉测量是一个不可或缺的工具，调查在银河系中心的来源。我们的研究结果建议进一步研究星际尘埃的组成和在这个突出的区域的10微米硅酸盐特征的形状。
2008-02-15 astro-ph
Long Baseline Interferometry of Be Stars
我们给出了一个介绍干涉的概念和它们的适用性是明星。本文的第一部分集中在一个简短的历史概述和双光束干涉观测的基本原理。在第二部分中，VLTI/ESTA仪器的介绍和它的第一个结果Be星上，获得的α Ara和δ Cen，概述。
2005-10-24 astro-ph
Direct Detection of Sub-stellar Companions with MIDI
目前的行星伴星探测方法不允许检索它们的光谱信息属性。差分干涉测量法有可能通过比较不同光谱通道中的干涉观测值来补充这些信息。我们概述了这种方法的基本方面，以及它如何很快就可以实现的中红外干涉仪在甚大望远镜干涉仪（VLTI）天文台。在目前确定的行星伴星中，已经选出了一组可能进行这种直接观测的候选行星。差分干涉测量法与其他地面计划将是互补的。该方法也可能是未来天基行星光谱学的替代方法。
2004-08-03 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
10 $μ$m interferometry of disks around young stars
这篇文章回顾了在$\lesssim$ 3 M $_{\odot}$的年轻恒星周围星周盘的干涉观测结果，该观测是在10 $μ$ m光谱区使用的。两个主要议题，磁盘结构上的$\sim$ 1-10 AU尺度和在同一地区的尘埃性质，说明了几个例子的研究，涵盖不同的演化阶段。空间分辨观测在很大程度上证实了仅基于SED的磁盘结构假设，但也揭示了可能发生在这样的SED建模退化。星盘表面尘埃的性质表现出强烈的径向依赖性：靠近中心恒星的尘埃通常具有更大的颗粒尺寸，特别是比更远的星盘区域的尘埃具有更高的结晶度。
2008-10-30 astro-ph
The Potential of Differential Astrometric Interferometry from the High Antarctic Plateau
低红外背景和高大气透明度是南极高原天文学站点的主要优势。然而，与莫纳克亚山或帕拉纳尔山等中纬度地区相比，南极大气层提供的灵敏度改善在很大程度上被抵消了。中纬度地区的视宁度虽然振幅较小，但主要是由10至20公里高度的湍流所控制。在南极高原，冬季几乎没有高空湍流。在很窄的角度范围内，用双光束差分天体测量干涉仪进行天体测量的均方误差与$h^2 C_N^2(h)$的积分成正比。因此，湍流只发生在低海拔的地点，在天体测量精度上有很大的提高。我们表明，一个温和的干涉仪在南极可以实现10 $μ$差分天体测量300倍的速度比一个比较好的中纬度站点，在中等条件下。科学计划将受益于这样的仪器，包括行星探测和轨道确定和天体测量观测恒星微透镜的暗物质候选人。
2002-02-06 astro-ph
The Nature of the Mid-Infrared Background Radiation in the Galactic Bulge from the IRTS Observations
利用空间红外望远镜（IRTS）上的中红外光谱仪（MIRS），我们获得了银河系核球（l = 8.7度，b = 2.9，4.0，4.7和5.7度）中恒星星族和弥散星际介质的4.5 - 11.7微米光谱。在银河系纬度4.0度以下，球核的中红外背景光谱与M巨星和K巨星的光谱相似。UIR发射带（6.2、7.7、8.6和11.3微米）也在这些区域被探测到，并且可能来自盘中的扩散星际介质。在银纬4.0度以上，中红外背景光谱与IRAS探测到的高质量损失率富氧演化恒星的光谱相似。一种可能的解释是，这种背景辐射主要来自那些没有被IRAS探测到的光度非常低的恒星。这种低光度演化恒星的年龄可能是15 Gyr，并且在凸起中存在大量具有高质量损失率的演化恒星对我们理解银河系凸起中的恒星含量有重大影响。
1998-07-28 astro-ph
The Magellanic zoo: Mid-infrared Spitzer spectroscopy of evolved stars and circumstellar dust in the Magellanic Clouds
利用斯皮策空间望远镜的红外光谱仪观测了大麦哲伦云和小麦哲伦云中的演化恒星样本。比较来自SMC、LMC和银河系的样本，发现尘埃产生率取决于富氧恒星的金属丰度，但具有类似脉动特性的碳恒星产生类似数量的尘埃，而不管它们的初始金属丰度如何。富氧恒星的其他性质也取决于金属丰度。随着金属丰度的降低，裸星（即无尘）的比例增加，其中的裸星，从SiO的8 μ m吸收带的强度降低。我们的样本包括LMC中的几颗大质量恒星，它们具有长的脉动周期，产生了大量的尘埃，这可能是因为它们年轻且相对富含金属。在SMC和LMC的拱星壳中可以看到很少的氧化铝尘埃，这与银河系样品不同。三个富氧源也显示了富镁结晶硅酸盐的排放。许多还在14 μ m处显示出发射特征。我们样本中的一颗S星显示了一个新探测到的中心在13.5 μ m的发射特征。在较低的金属丰度下，壳层中具有相似数量的无定形碳的碳星对分子乙炔（C_2H_2）的吸收较强，而对SiC和MgS尘埃的发射较弱。
2008-07-18 astro-ph
Infrared interferometry of circumstellar envelopes
本文回顾了25年来干涉红外观测技术的发展，从第一台二元干涉仪到现在的三元干涉仪。迄今为止，只有红外空间干涉仪（ISI）公布了星周尘埃壳的红外分离元素干涉数据，将讨论其中许多科学成果。散斑干涉测量在过去几十年中也有了显著的发展，因为单像素探测器上的狭缝扫描技术在很大程度上被大格式探测器阵列的快速读出所取代。重要的近红外和中红外的散斑数据的结果也将进行审查。直到最近，关于拱星尘埃分布的二维信息一直非常缺乏，因此尘埃壳不对称性的检测一直是困难和不确定的。使用现代10米级望远镜进行的新散斑观测产生了令人惊讶的结果，证明了准确的闭合相位信息在解释干涉测量数据中的重要性。这些发现有望预示着新一代分离元件干涉阵列的闭合相位成像。
1998-10-17 astro-ph
Observations of Herbig Ae Disks with Nulling Interferometry
我们提出的结果10微米零位干涉观测的13 Herbig Ae星使用麦哲伦I（巴德）和MMT 6.5米望远镜。在MMT中使用自适应中学完成了部分观察。我们已经确定了13颗恒星中的3颗，HD 100546，AB Aur和HD 179218，后两颗最近使用自适应光学结合调零干涉法解决了。对于解决对象，我们发现，10 $μ$ m发射区的直径有一个空间范围为15-30 AU。我们也有一些证据，解决发射周围的另外2颗恒星（V892 Tau和R CrA）。对于我们研究中使用Meeus等人（2001）中红外SED分类的对象，我们发现在我们有限的样本中，I组对象（中红外通量恒定到增加的对象）更有可能被解析。这种趋势是明显的相关性推断磁盘大小与亚毫米SED斜率和磁盘大小与分数红外光度的系统。我们探索的空间分布和方向的解决系统和约束的物理模型是一致的，它们的观测签名的暖尘。
2006-12-15 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
Imaging the disk around the luminous young star LkHalpha 101 with infrared interferometry
赫比格Ae/Be星LkH alpha 101已经用凯克1号望远镜以高角分辨率在近红外（1 - 3微米）的多个波长上成像，也用U.C.伯克利红外空间干涉仪（ISI）。Tuthill等人（2001）报告的具有中心孔或腔的已分辨圆盘得到证实。这与一个被巨大的环星盘所包围的发光的前主序星或早期主序星天体的几乎正面观测（倾角< 35度）是一致的。经过近四年的多历元研究，发现了双星伴星的相对运动，以及中央圆盘/恒星亮度分布变化的证据。ISI中红外干涉测量法对LkH alpha 101盘的分辨率构成了对该波长区域内年轻恒星物体的首次此类测量。发现角尺寸仅从1.6微米缓慢增加到11.15微米，与文献中通常遇到的标准幂律温度分布不一致，而是支持具有热内腔和相对快速过渡到冷或纤细外盘的模型。无尘内腔的半径与尘埃升华与恒星辐射场平衡的模型一致。从干涉测量已与出版的测光相结合，使调查的能量和基本性质的这个原型系统。
2002-06-07 astro-ph
Relation of SiO maser emission to IR radiation in evolved stars based on the MSX observation
根据空间MSX在A（8 $μ$ m）、C（12 $μ$ m）、D（15 $μ$ m）和E（21 $μ$ m）波段的观测，以及Nobeyama 45-m望远镜对演化恒星在v=1和v=2 J=1-0跃迁的SiO脉泽观测，分析了SiO脉泽发射与中红外连续辐射的关系. SiO脉泽发射与MSX A、C、D、E带的红外辐射之间都有明显的相关关系。根据SiO脉泽发射与MSX波段A红外辐射的相关性，可以用辐射泵浦机制解释SiO脉泽发射。
2002-01-06 astro-ph
Resolving the compact dusty discs around binary post-AGB stars using N-band interferometry
我们提出了第一个中红外长基线干涉观测的星周物质周围的二进制后AGB星。在科学演示时间期间，使用VLTI/VLBI仪器观测了两个物体，SX Cen和HD 52961。这两个对象是已知的二进制文件，提出了一个稳定的circumbinary光盘解释SED的特点。我们的N波段光谱证实了这一点，显示两个物体的结晶度分数都超过50%，这表明粉尘处理可以发生在稳定的环境中。令人惊讶的是，围绕SX Cen的尘埃在干涉测量观测中没有得到解决，尘埃发射直径的上限为11 mas（或在该物体的距离为18 AU）。这证实了它的星周环境非常紧凑的性质。HD 52961周围的尘埃排放来自一个非常小但可分辨的区域，估计在8微米处约为35质量，在13微米处约为55质量。这些结果证实了两颗恒星SED的圆盘解释。在HD 52961中，尘埃的化学成分并不均匀：结晶度明显集中在较热的内部区域。这是否是光盘形成过程的结果，还是由于在光盘中长时间储存期间的退火所致尚不清楚。
2006-01-09 astro-ph
Resolving the Effects of Rotation in Altair with Long-Baseline Interferometry
我们报告成功拟合的罗氏模型，表面温度梯度冯Zeipel重力暗化法，观测牛郎星与海军原型光学干涉仪。我们证实了Ohishi，Nordgren和Hutter的说法，即牛郎星由于旋转而显示出不对称的强度分布，这是第一次在孤立的恒星中进行这种检测。由于这颗一等星的高可见光通量，仪器的影响似乎是这个拟合精度的限制因素，但这表明牛郎星的旋转速度是其分裂（角）速度的0.90+/-0.02。我们的结果与van Belle等人发现的表观扁率是一致的，并且表明由于旋转轴与视线成~64度的倾斜，真实的扁率明显更大。特别感兴趣的是，我们得出结论，而不是被大幅发展所示的分类，A7 VI-V，牛郎星只是勉强关闭ZAMS，并代表了一个很好的例子，旋转的困难，可以介绍在解释这部分的HR图。
2005-09-09 astro-ph
A Tale of Two Herbig Ae stars -MWC275 and AB Aurigae: Comprehensive Models for SED and Interferometry
我们提出了全面的赫比格Ae星MWC 275和AB Aur的模型，旨在解释他们的光谱能量分布（从紫外线到毫米）和长基线干涉（从近红外到毫米）的同时。文献中的数据，结合新的中红外（MIR）干涉从凯克段倾斜实验，使用轴对称蒙特卡罗辐射转移代码建模。模型中，大部分的近红外（NIR）发射来自尘埃边缘不适合近红外光谱能量分布（SED）和亚毫角秒近红外CHARA干涉。根据最近的工作，我们包括一个额外的气体排放组件，具有类似的尺寸尺度的尘埃边缘，内的升华半径，以适应近红外SED和长基线近红外干涉MWC 275和AB Aur。在没有气体对恒星光的屏蔽的情况下，我们证明了这些YSO中的气尘过渡区必须包含高度耐火的尘埃，在~ 1850 K升华。尽管MWC 275和AB Aur在热近红外光谱中具有几乎相同的结构，但它们的外盘却有很大的不同。与AB Aur盘相反，MWC 275在盘的大气中缺乏能够产生超过~ 7 AU的显著10- 20微米发射的小颗粒，迫使外部区域进入内部盘的“阴影”。
2008-08-12 astro-ph
Inner disk regions revealed by infrared interferometry
我回顾了在年轻恒星周围的最内层区域的红外波长的长基线干涉测量所获得的结果。这些观测直接探测了尘埃和气体在圆盘中的位置。发现的这些区域的特征尺寸比以前认为的要大。这些结果在一定程度上激发了一类新的内盘结构模型。然而，对这些低维生素的起源的准确理解仍在争论中。中红外观测探测盘发射在更大范围的尺度揭示矿物学梯度的磁盘。最近的光谱分辨观测允许分别研究尘埃和气体。少数结果表明，Brackett伽马辐射可以在风或磁层中找到它的起源，但还没有确定的答案。在某些情况下，非常高的空间分辨率似乎揭示了非常接近的同伴。无论如何，这些结果提供了关于年轻恒星周围盘的结构和物理性质的关键信息，特别是作为行星形成的初始条件。
2007-08-24 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
Extragalactic Astronomy with the VLTI: a new window on the Universe
在光学和近红外线干涉测量到目前为止，在河外天文学中发挥了边缘作用。活动星系核是最明亮和最紧凑的河外源，但只有非常有限的数量可以用散斑干涉测量法研究，没有长基线干涉测量法。VLTI将允许以非常高的空间分辨率研究适度暗淡的河外天体，从而打开一扇了解宇宙的新窗口。在这篇论文中，我们重点介绍了三个科学案例，以展示如何使用AMBER和EMPER来解决河外天文学中的公开问题。
2003-02-25 astro-ph
Number Counts of Bright Extremely Red Objects: Evolved Massive Galaxies at z~1
我们给出了在K<17.5的欧洲大面积ISO巡天（ELAIS）中进行的2850弧分^2近红外巡天中极红天体（ERO）的数量计数结果。ERO的计数被扩展到比以前更亮的水平，在K<16.5时为0.002 +/- 0.001 arcmin^-2，在较暗的星等下与文献值一致。HYPERZ的测光红移以及星系的GRASIL模型SED表明，我们的ERO位于z=0.7-1.5的范围内，大部分人口在z~1。利用现场的ISO数据，我们使用中红外探测来限制尘埃ERO的数量，并讨论了Spitzer空间望远镜探测尘埃ERO的优越能力。中红外数据和彩色光谱的使用都表明，在这个明亮的区域中，至多有10-20%的ERO是尘埃星爆系统。我们的ERO的空间密度，被解释为在z~1附近的本地>2- 3L ^恒星质量星系的对应物，估计约为。2 × 10 ^-5 Mpc^-3，这与局部值一致。此外，在我们的明亮的星等的累积计数是非常好的纯光度演化模型拟合。
2004-04-06 astro-ph
Mid- to Far-IR Emission and Star Formation in Early-Type Galaxies
许多早期类型的星系已经在24至160微米的波长被探测到，但发射通常是由来自活动星系核或来自演化的恒星星族的加热主导的。在这里，我们提出了斯皮策MIPS观测的一个样本的椭圆形和透镜状星系，富含冷分子气体，我们调查是否可能与恒星形成活动的MIR到FIR发射。24微米的图像显示了丰富多样的结构，包括核点源，环，盘和平滑的扩展发射。与匹配分辨率的CO和射电连续图像的比较表明，24微米的大部分发射可以追溯到恒星形成，但有一些明显的例外。富含CO的星系的24微米光度通常比与其演化恒星相关的尘埃所预期的大15倍。此外，远红外线/射电流量密度比与恒星形成是一致的。我们的结论是，恒星形成率在z=0的椭圆形和透镜状星系，由其他作者从紫外和光学数据推断，大致一致的分子气体丰度和分子气体通常是不稳定的恒星形成活动。
2008-11-09 astro-ph
Near-infrared VLT adaptive optics imaging of evolved stars
VLT上的NACO自适应光学系统具有高的角分辨率和动态范围，是研究行星状星云（PNe）形态的极好工具。我们观察到四颗恒星在不同的演化阶段，从AGB的PNE阶段。PN Hen 2 - 113内部的图像显示了一个相对于星云其他结构倾斜的尘埃环，以及靠近热中心恒星的热尘埃。NACO对Roberts 22的观测揭示了一个令人惊讶的复杂的S形星云形态，可以用Icke（2003）的“扭曲盘”方案来解释。结合NACO和VLTI中红外干涉仪对OH 231.8 + 4.2星云的观测，我们能够分辨出一个非常紧凑的（直径为30 - 40 mas，相当于40 - 50 a.u.）星云核心的尘埃结构最后，最近对AGB星V Hydrae的观测表明，这颗恒星的内壳偏离了球形对称，可能正在成为一个不对称的行星状星云。这些观测结果表明，NACO是发现和研究星周包层和PNe中小结构的重要仪器，是干涉仪的一个很好的补充。
2007-08-23 astro-ph
Carriers of the mid-IR emission bands in PNe reanalysed. Evidence of a link between circumstellar and interstellar aromatic dust
它已被证明，芳香族的排放功能的多样性可以合理化到不同类别的对象，其中星周和星际物质之间的差异被强调。我们探测行星状星云（PNE）中观测到的中红外发射器和它们在星际介质中的对应物之间的联系，以探测后者在演化恒星的拱星环境中形成的情况。在光解离区（PDR）研究的基础上，分析了PNe和致密HII区的中红外（6-14 μ m）发射光谱。在我们的例子中，我们考虑了银河系，大麦云云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）的对象。由多环芳烃（PAH）和非常小的颗粒（VSG）的人口组成的一些组件是类似的PDRs中观察到的。其他人都适合在一个进化的情况下，涉及破坏后AGB阶段观察到的脂肪族成分，以及强加工的多环芳烃在极端条件下的PNe，导致人口非常大的电离多环芳烃。这种被称为PAH^x的物质被认为是在7.90 μ m处的特征带的载流子。这个波段可以作为诊断的一部分，在附近的星系中识别PNe，也可以在银河系致密的HII区域观察到。这些结果支持芳香族非常小的尘埃粒子的形成在信封的演化恒星，在银河系中，以及在LMC和SMC，和他们随后的生存在星际介质。
2008-09-09 astro-ph
Recent star formation in the inner Galactic Bulge seen by ISOGAL. I - Classification of bright mid-IR sources in a test field
内容：银河系中心区域的恒星星族知之甚少，因为这个方向的视消光很高，而且源密度很大。目的：利用最近的红外巡天研究该区域的尘埃星体。方法：作为ISOGAL测量的一部分，我们分析了在7和15微米处观察到的以（l，b）=（-0.27，-0.06）为中心的20 × 20弧分^2视场的内容。这些ISO观测结果在灵敏度和空间分辨率方面比IRAS观测结果好一个数量级以上。这些来源与其他目录交叉关联，以识别各种类型的对象。然后，我们得出的标准，以区分年轻的对象后主序星。结果：我们发现，大约50个年轻的恒星物体和超紧凑的HII区域的样本出现，出人口的演化AGB恒星。我们证明了ISOGAL星表中出现的源的颜色和空间范围，可能在21微米处补充MSX测光，可以用来确定在15微米（或[15] < 4.5等）处亮度超过300 mJy的ISOGAL源是年轻天体还是晚期演化恒星。
2006-03-21 astro-ph
The Spitzer c2d Survey of Nearby Dense Cores: II: Discovery of a Low Luminosity Object in the "Evolved Starless Core" L1521F
我们介绍斯皮策太空望远镜对“演化的无星核心”L1521 F的观测，它揭示了一个非常低光度的物体（L < 0.07 Lsun）的存在。L1521 F-IRS的天体在中红外波长（>5微米）下被直接探测到，但只能在较短红外波长的散射光下被探测到，显示出一个东西向的双极星云，可能正在追踪一个外流腔。这个星云强烈地暗示L1521 F-IRS嵌入在L1521 F核心中。因此，L1521 F-IRS与最近发现的L1014-IRS和先前已知的IRAM 04191在亚恒星光度和致密核心环境方面相似。然而，这些天体在核心密度、核心化学和外流性质上有很大的不同，有些可能注定是棕矮星而不是恒星。
2006-08-07 astro-ph
Tracing the development of dust around evolved stars: The case of 47 Tuc
我们观察中红外（7.5-22妈妈）光谱的AGB星的球状星团47 Tuc与斯皮策望远镜，并发现各种类型的显着的尘埃功能。比较尘埃光谱特征与恒星在logP-K图上的位置，表明尘埃矿物学与其在AGB上的位置有关。一个13妈妈的功能被认为是低光度AGB星的光谱。更明亮的AGB星在11.5 μ m处显示出广泛的特征。最明亮的恒星的光谱主要由无定形硅酸盐弯曲振动中心在9.7妈妈。对于47 Tuc AGB星，我们得出结论，早期的AGB尘埃主要由镁，铝和铁的氧化物形成。随着AGB的进一步演化，无定形硅酸盐成为主要物种。
2006-11-13 astro-ph
Dust-grain processing in circumbinary discs around evolved binaries. The RV Tauri spectral twins RU Cen and AC Her
背景：我们研究的结构和演化的拱星盘周围的演化双星及其对中央系统的演化的影响。目的：详细研究RUCen和ACHer的二元性质，以及星周环境的结构和矿物学。方法：我们将多波长观测与二维辐射转移研究相结合。我们的径向速度计划研究中心恒星，而我们的斯皮策光谱和宽带SED用于约束矿物学，粒度和物理结构的拱星环境。结果：我们测定了RUCen的轨道根数，表明它的轨道是一个具有1500天的相当长周期的高偏心轨道。这两个天体的红外光谱非常相似，尘埃的光谱特征主要是富含镁的结晶硅酸盐。小的峰连续比被解释为是由于大晶粒。我们的模型包含两个组成部分，一个冷的大颗粒为主的中部平原，和近红外和中红外，这是由较小的硅酸盐的排放为主。红外过量是很好的建模假设流体静力被动照射光盘。尘埃共振的轮廓拟合表明，尘埃颗粒必须是非常不规则的。结论：这两个原型的RV金牛座彗星与拱星尘埃是双星的尘埃被困在一个稳定的磁盘。矿物学和粒度表明，粉尘是高度加工，无论是在结晶度和粒度。冷晶体表明，无论是径向混合是非常有效的和/或在晶粒形成的热历史已经非常不同的流出。控制这些盘结构的物理过程与在年轻恒星周围的原行星盘中观察到的相似。
2007-09-20 astro-ph
The Mira variable S Ori: Relationships between the photosphere, molecular layer, dust shell, and SiO maser shell at 4 epochs
我们提出了第一个多时代的研究，包括并发的中红外和无线电干涉富氧的米拉星。在2004年12月和2005年12月之间的四个时期，我们获得了中红外干涉测量的S Ori与VLTI/VLTI。我们同时观测到v=1，J=1-0（43.1GHz）和v=2，J=1-0（42.8GHz）SiO脉泽向S Ori方向的辐射。使用包括分子层在内的自激动力学模型大气，辅之以星周尘埃壳层的辐射转移模型，对近地天体数据进行了分析。VLBA数据被简化为脉泽斑的空间结构和运动学。对我们的观测数据进行建模，得到相位相关的连续光球角直径在7.9质量（相位0.55）和9.7质量（相位1.16）之间。尘埃壳可以最好地模拟与Al 2 O3晶粒使用相位相关的内边界半径之间的1.8和2.4光球半径。在最小视区附近，光学厚度越大，尘埃壳越致密;在最大视区之后，光学厚度越小，尘埃壳越伸展。SiO脉泽环半径与光球半径之比约在1.9和2.4之间。脉泽斑点标记的区域的分子大气层刚刚超出了急剧下降的中红外模型的强度分布。其速度结构表明径向气体膨胀。Al_2O_3尘埃颗粒和SiO脉泽斑形成于相对较小的半径，即1.8-2.4个光球半径。我们的研究结果表明，增加的质量损失和尘埃形成接近表面附近的最小视觉阶段，当Al 2 O3尘埃颗粒是共同定位的分子气体和SiO脉泽壳，和一个更扩大的尘埃壳后，视觉最大。硅似乎并没有被束缚在尘埃中，因为我们的数据显示…
2007-05-31 astro-ph
Speckle interferometry and radiative transfer modelling of the Wolf-Rayet star WR 118
WR 118是一颗高度演化的沃尔夫-拉叶星，属于WC 10亚型，被永久性的尘埃壳层所包围，吸收并重新发射出相当大一部分的红外光度。我们首次对WR 118进行了衍射极限的2.13 μ m散斑干涉观测，分辨率为73质量。散斑干涉图是用特殊天体物理观测站的6米望远镜获得的。物体的二维可见度函数没有显示出任何明显的圆对称偏差。可见度曲线向衍射截止频率下降到0.66，并且可以用线性函数近似。辐射转移的计算已经进行了模拟的光谱能量分布，在0.5- 25微米的范围内，我们的2.13微米的能见度函数，假设球对称的尘埃壳。这两个模型都可以用一个包含双尺寸颗粒（"小“和"大”）的模型来拟合，其半径分别为a = 0.05微米和0.38微米，大颗粒的质量分数大于65%。或者，可以用晶粒尺寸分布函数n（a）~a^-3获得良好的匹配，a的范围在0.005微米和0.6微米之间。在模拟的尘埃壳层的内边界（角直径（17 +/- 1）mas），最小颗粒的温度和尘埃壳层的密度分别为1750 K +/-100 K和（1 +/- 0.2）x10^-19 g/cm^3。假设Vwind = 1200 km/s，则尘埃形成速率为（1.3 +/- 0.5）x10^-7 Msol/yr。
2001-10-05 astro-ph
Bispectrum speckle interferometry observations and radiative transfer modelling of the red supergiant NML Cyg: Multiple dust-shell structures evidencing previous superwind phases
NML Cyg是一颗高度演化的OH/IR超巨星，被认为是银河系中最明亮的超巨星之一。我们首次对NML Cyg进行了2.13 μ m衍射极限观测，分辨率为73 mas。用SAO 6 m望远镜获得散斑干涉图，用双谱散斑干涉法进行图像重建。辐射转移计算已经进行了光谱能量分布，我们的2.13微米能见度函数，和中红外能见度函数模型。所观察到的灰尘外壳的属性似乎并不符合单壳模型，但似乎需要多个组件。考虑到以前的增强质量损失时期，各种密度增加的尘埃壳考虑在内。一个广泛的网格模型计算了不同的位置和强度的这种超级风地区的尘埃壳。为了将观测结果从光学区域匹配到亚毫米级区域，需要至少两个嵌入壳中的超风区域。最好的模型包括一个温度为1000 K的尘埃壳层，其内径为6.2R星，一个紧密嵌入的超风壳层，从15.5R星延伸到21.7R星，振幅为10（密度增强因子），以及一个远离186 R星的密度增强，振幅为5。内部尘埃壳边缘的角直径为105 mas。在尘埃壳层的不同部分，1/r^2密度分布可以保持不变，只是振幅A不同。现在的质量损失率被确定为1.2 × 10^-4 Msol/年。内部嵌入的超风壳对应于59年前开始并持续约18年的增强质量损失阶段，外部超风区对应于529年前结束的高质量损失阶段。
2001-02-06 astro-ph
The Circumstellar Environments of Young Stars at AU Scales
我们回顾了最近的进展，我们的理解的最内层地区的拱星环境周围的年轻恒星，可能的技术，在红外波长的长基线干涉。近红外观测直接探测最热尘埃的位置。发现的特征尺寸比以前认为的要大得多，并且与中心年轻恒星的光度密切相关。这种关系在一定程度上激发了一类新的内部磁盘结构模型。第一个中红外观测探测盘发射在一个更大的范围内的规模，光谱分辨干涉首次揭示了矿物学梯度的磁盘。这些新的测量提供了关于年轻的拱星盘的结构和物理特性的关键信息，作为行星形成的初始条件。
2006-03-21 astro-ph
