Bispectrum speckle interferometry of the B[e] star MWC 349A
本文介绍了用SAO 6 m望远镜对B[e]星MWC 349 A进行双谱散斑干涉测量的结果。我们的衍射限制的J-，H-和K-波段图像（分辨率43- 74 mas）表明，恒星是由一个拱星盘几乎看到edgeon. The观察到的可见度形状是一致的两个组件椭圆盘模型，可能对应于磁盘的气体和尘埃成分。我们表明，作为一个主序前恒星或年轻的行星状星云的对象的分类是有问题的。通过对基本参数确定中的不确定性分析，我们得出结论：MWC 349 A可能是一颗B[e]超巨星，也可能是一颗双星系统，其中B[e]伴星占主导地位。
2002-09-25 astro-ph
Modern optical astronomy: technology and impact of interferometry
本文评述了高空间分辨率成像干涉测量技术的现状和未来发展方向。该评论首先讨论了恒星光学干涉测量的基本原理、地球大气湍流的起源、性质和光学效应、应用于单个望远镜以克服大气图像退化的被动方法（例如散斑干涉测量）以及各种其他技术。这些主题包括差分散斑干涉术，散斑光谱学和偏振，相位多样性，波前剪切干涉术，相位闭合方法，暗散斑成像，以及由探测器对散斑成像性能的限制。简要介绍了自适应光学技术的创新，以实时补偿这种大气对图像的影响。一个主要的进步涉及到从单孔径到使用多个望远镜的稀孔径干涉测量的过渡。因此，审查涉及地面和空间为基础的光学阵列的最新发展。重点放在延迟线，光束复合，偏振，色散，条纹跟踪，自举，相干和同相，和可见度函数的恢复特定的问题。本文还讨论了AO在增强细胞活力中的作用。介绍了干涉测量在成像、天体测量和零化等方面的应用。各种“后检测”图像处理技术的数学复杂性进行严格审查。最后讨论了干涉测量在天体物理学中的重要性和前景。
2002-02-06 astro-ph
Diffraction-limited Speckle-Masking Interferometry of the Red Supergiant VY CMa
我们提出的第一个衍射极限图像的质量损失包络的红超巨星VY CMa。用双谱散斑干涉法从3.6 m望远镜散斑数据重建了二维光学和近红外图像。在波长约0.8 \mum（RG 780滤光片）、1.28 \mum和2.17 \mum处，实现了46 mas、73 mas和124 mas的衍射极限分辨率。所有的图像都清楚地表明VY CMa的拱星包层是非球形的。RG 780、1.28 \mum和2.17 mum FWHM高斯拟合直径分别为67 mas * 83 mas、80 mas * 116 mas和138 mas * 205 mas，或100 AU * 125 AU、120 AU * 174 AU和207 AU * 308 AU（距离为1500 pc）。我们讨论了几种解释的不对称形态。结合最近关于红超巨星角动量演化及其脉动性质的研究结果，我们认为VY CMa是IRC +10420的直接祖先，IRC +10420是一颗后红超巨星，在转变为沃尔夫-拉叶星的过程中。
1998-11-18 astro-ph
76 mas speckle-masking interferometry of IRC+10216 with the SAO 6m telescope: Evidence for a clumpy shell structure
我们给出了碳星IRC+10216的第一张K '波段图像，分辨率为76 mas。利用散斑掩蔽双谱方法，从6米望远镜散斑数据中重建了衍射极限像。图片显示IRC+10216的灰尘外壳非常clusive。在中心恒星半径210质量范围内的五个单独的云首次被解析。一致的理论模型的基础上，我们认为，这些结构产生的拱星尘埃形成。壳层结构的碎裂很可能是不均匀质量损失过程的直接证据，这可以用大尺度表面对流胞（Schwarzschild 1975）作为红巨星的常见现象来解释。
1998-05-04 astro-ph
Speckle interferometry of the HAeBe star V376 Cas
本文报道了HAeBe星V376 Cas的H波段和K波段散斑干涉观测。我们的观察表明，该物体是部分解决。可见度曲线显示了三个独立的分量：一个仅在H波段可见的大散射包络，一个半径约为100 mas的分量，以及一个高斯半高宽约为8+/-3 mas的分量，相当于600 pc距离处约5 AU，贡献了大部分通量。我们将最小的结构与恒星辐射场中尘埃升华的半径进行比较，发现半径大约是预期的六倍。这可能表明，系统的内部区域实际上被一个在边缘附近看到的燃烧的拱星盘或环面所掩盖。
2003-09-28 astro-ph
Speckle Interferometry of Metal-Poor Stars in the Solar Neighborhood.II
本文报道了用俄罗斯科学院特殊天体物理天文台6米望远镜对115颗距太阳250秒差距以内[m/H]<-1、自行μ <= 0.2”/yr的贫金属星进行散斑干涉观测的结果。观测到12个天体的距离从0.034”到1”的近伴星- G76-21，G59-1，G63-46，G135-16，G168-42，G141-47，G142-44，G190-10，G28-43，G217-8，G130-7，和G89-14 --其中8个是首次通过天体测量分辨的。新发现的星系包括一颗三星-- G190-10。如果结合光谱和视觉数据，我们的结果意味着一个单一的：二：三：四星的比例为147：64：9：1的样本的221个主要组成部分的晕和厚盘星。
2008-09-03 astro-ph
Single-Mode versus multimode interferometry: a performance study
我们比较了地基单模和多模（散斑）干涉仪在大气湍流部分自适应光学校正存在下的性能。它首先示出，对于紧凑的源（即小于单个望远镜的艾里盘的源）不完全由干涉仪解决，与AO校正耦合的单模波导的空间滤波的显着属性显着降低了斑点噪声所产生的残留波前波纹。针对这些光源，并结合VLTI近红外实验装置AMBER实验，证明了单模干涉法比散斑干涉法在可见度方面具有更好的信噪比。这对于亮光源（K < 5）是正确的，并且在任何情况下只要Strehl比达到0.2。最后，光纤估计器是更强大的-由两个数量级-比斑点估计器在校准过程中的Strehl比变化。本文的分析从理论上解释了为什么光纤干涉测量法可以产生精度很高的能见度测量值，精度可达1%或更低
2004-02-13 astro-ph
Bispectrum speckle interferometry of the massive protostellar outflow source IRAS 23151+5912
本文介绍了大质量原恒星天体IRAS 23151+5912在近红外K'波段的双谱散斑干涉测量。重建的图像以前所未有的细节显示了两个点状源东北部的弥漫性星云。我们的近红外图像与mm连续谱和CO分子线图的比较表明，两个点源中较亮的位于mm峰的中心附近，表明它是一个高质量的原恒星。星云与蓝移的分子外流成分相一致。星云中最突出的特征是弓形激波状的弧形。我们假设这个特征与旋进射流有关，旋进射流在后掠材料中产生了一个向内的圆锥。我们提出了数值喷流模拟，重现了这一点以及在云雾散斑图像中观察到的其他几个特征。我们的数据还揭示了一个线性结构连接中心点源的扩展弥漫星云。该特征可能代表了驱动来自IRAS 23151+5912的强分子流出（PA ~80度）的射流的最内部部分。借助于辐射转移计算，我们证明了在一般情况下，所观测到的围绕大质量恒星的星周物质的内部结构强烈地受到双极腔的取向和对称性的影响。
2005-11-07 astro-ph
Bispectrum speckle interferometry of the Orion Trapezium stars: detection of a close (33 mas) companion of Theta1 Ori C
我们目前的双谱散斑干涉观测与SAO 6米望远镜的四个最明亮的恒星在猎户座梯形。在H-和K-波段，分别获得了前所未有的分辨率λ/D为57 mas和76 mas的衍射极限图像。猎户座Theta 1 C（产生主序星的恒星）的H和K图像首次显示，猎户座Theta 1 C是一个距离只有33质量的近距离双星（H波段观测）。证实了Petr等（1998）报道的θ 1 Ori A和θ 1 Ori B的亚弧秒伴星。我们使用同伴的星等和颜色，从HR图中获得有关其恒星性质的信息。此外，我们还简要讨论了四边形恒星的多重性。考虑到这4颗四边形恒星的可见和光谱伴星，至少有7颗伴星，即平均每个主星至少有1.75颗伴星。这个数字明显高于猎户座星云团中低质量恒星的数值，也高于星群中的数值。这表明在致密的梯形星团中形成高质量多重系统的机制与低质量恒星不同。
1999-06-14 astro-ph
The rapidly evolving hypergiant IRC+10420: High-resolution bispectrum speckle-interferometry and dust-shell modelling
超巨星IRC+10420是研究恒星演化的一个独特天体，因为它是唯一一个被认为是从红超巨星阶段快速过渡到沃尔夫-拉叶阶段的天体。仅在20年内，其有效温度就提高了1000- 2000 K。本文首次报道了IRC+10420的散斑观测结果，分辨率为73 mas。用双谱散斑干涉法从6米望远镜散斑数据中重建了衍射极限为2.11微米的像。可见度函数表明，尘埃壳层对总通量的贡献为40%，未分辨中心物体的贡献为60%。进行了辐射转移计算，以模拟光谱能量分布和可见度函数。发现晶粒尺寸a符合标准分布函数n（a）~a（-3.5），其中0.005微米< a < 0.45微米。所观察到的尘埃壳的属性不能由单壳模型拟合，但似乎需要多个组件。在一定距离处，我们考虑了对假设的1/r^x密度分布的增强。最好的模式，SED和能见度被发现的尘埃壳的尘埃温度为1000 K，其内半径为69 R星。在308 R星的距离处，密度增加了40倍，并且其密度指数从x=2变为x=1.7。壳层的强度分布呈环状，其直径等于热壳层的内径（69 mas）。中心恒星的直径为1质量。双组分模型可以解释为大约60到90年前（d= 5 kpc）增强的质量损失阶段的终止。
1999-06-29 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
Emerging trends of optical interferometry in astronomy
本文从理论解释和实验限制两方面评述了光学天文学中高空间分辨率成像干涉术的现状。本文详细介绍了干涉测量技术的基本数学过程及其在天文观测中的应用。大气的随机折射率波动产生的随机像差在望远镜的瞳孔，阐明长曝光和短曝光成像之间的权衡的详细说明。此外，其他方法，即，(i)散斑光谱学，（ii）散斑偏振测量，（iii）相位闭合，（iv）孔径合成，（v）光瞳平面干涉测量，（vi）差分散斑干涉测量等，也描述了使用单个中型或大型望远镜。总结了用于记录短曝光图像的各种探测器的显著特征。傅立叶模和傅立叶相位的数据处理技术的数学复杂性进行了分析;图像恢复技术的各种方案进行了检查，以及重点设置在他们的比较。列举了近年来为实时补偿大气对望远镜图像的有害影响而进行的技术革新。总结了几台工作在可见光波段的长基线干涉仪的实验描述。突出显示了迄今为止获得的天体物理学结果。
1999-10-13 astro-ph
Diffraction-limited speckle interferometry and modeling of the circumstellar envelope of R CrB at maximum and minimum light
我们提出的第一个斑点干涉观测的R CrB，一类奇特的恒星，经历不规则的下降，其可见光曲线的原型。这些观测是在特殊天体物理观测台的6米望远镜上进行的，在最大光照（V=7，1996年10月1日）和最小光照（V=10.61，1999年9月28日）下进行的。在K波段获得了75 mas的空间分辨率。在10周/角秒的空间频率下，R-CrB附近的尘埃壳层被部分分辨，可见度约为0.8。在这两个时期获得的二维功率谱没有显示出任何显着偏离圆对称。在最大光附近获得的可见度函数和光谱能量分布可以同时用由中心恒星和密度与r^-2成正比的光学薄尘埃壳组成的模型来拟合。壳层的内边界为82 R星（19 mas），温度为920 K。然而，这个简单的模型不能同时再现在最小光下获得的可见度和光谱能量分布。我们表明，这种差异可以归因于新形成的尘埃云的热发射。
2002-01-04 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
A multi-wavelength study of the oxygen-rich AGB star CIT 3: Bispectrum speckle interferometry and dust-shell modelling
CIT 3是一颗沿AGB演化的富氧长周期变星，也是最远红外AGB天体之一。我们提出了第一个双谱散斑干涉观测CIT 3在J-，H-和K '-波段（分辨率：48 mas，56 mas和73 mas）。干涉图是用俄罗斯SAO 6米望远镜获得的。虽然CIT 3在H-和K '-带中呈现几乎球对称，但它在J-带中沿着位置角为-28 °的对称轴明显伸长。可以识别出两种结构：一个紧凑的椭圆形核心（偏心率~0.8）和一个较暗的西北扇形结构（全开角~40度）。我们进行了广泛的辐射转移计算，并与光谱能量分布，我们的1.24，1.65和2.12微米可见度函数和11微米ISI干涉法进行了比较。最好的模型是一颗冷的中心恒星（Teff= 2250 K），周围环绕着光学厚度的尘埃壳（τ_V = 30）。中心恒星直径为10.9质量，内部尘埃壳直径为71.9质量。尘埃壳内缘位于r_1= 6.6Rstar处，温度T_1= 900 K。一个包含内部均匀外流壳层区域（rho~1/r^2; r < 20.5 r_1）和外部区域（rho ~ 1/r^1.5）的双分量模型被证明能给出与观测值最佳的总体匹配。在流出速度保持恒定的情况下，外壳中较浅的密度分布表明，在CIT 3过去，质量损失随着时间的推移而减少。采用vexp= 20 km/s，则质量损失减少的终止和均匀流出阶段的开始发生在87年前。现在的质量损失率可以确定为Mdot …
2001-10-04 astro-ph
Outflows from the high-mass protostars NGC 7538 IRS1/2 observed with bispectrum speckle interferometry -- Signatures of flow precession
NGC 7538 IRS 1是一颗大质量恒星。30 M_sun）的原恒星，具有CO外流、相关的UCHII区和线性甲醇脉泽结构，可能追踪开普勒旋转的拱星盘。各个相关轴的方向彼此不对齐。我们调查的近红外源的形态，以澄清各轴之间的关系。K波段双谱散斑干涉测量是在两台6米级望远镜--BTA 6米望远镜和6.5米MMT上进行的。来自斯皮策太空望远镜档案馆的补充IRAC图像被用来将检测到的结构与更大尺度的外流联系起来。高动态范围图像显示扇形外流结构，其中我们检测到18颗恒星和几个斑点的扩散发射。我们解释的背景下，磁盘进动模型，包括分子发射的数值流体动力学模拟的各种流出轴的错位。岁差周期是接近的。280年，它的半开角是40度。一个可能的触发机制是非共面潮汐相互作用的一个（未发现的）密切的伴星与环双星原恒星盘。我们的观测结果将附近的大质量原恒星NGC 7538 IRS 2解析为一个距离为195 mas的近距离双星。我们发现IRS 1和IRS 2的外流活动之间的冲击相互作用的迹象。到目前为止，已经在一些大质量原恒星中发现了外流岁差的迹象，它们都具有20- 45度的大岁差角。这可能解释了低质量恒星和高质量恒星外流宽度的差异，并为共同的准直机制提供了支持。
2006-04-26 astro-ph
Diffraction-limited 76 mas speckle-masking interferometry of the carbon star IRC+10216 and related AGB objects with the SAO 6m telescope
我们提出了碳星IRC+10216的高分辨率J-，H-和K-波段观测。用散斑掩蔽双谱方法从6米望远镜散斑干涉图中重建图像。H图像具有前所未有的70 mas分辨率。H和K图像包括至少五个半径为0.21角秒的主要组成部分和一个较暗的不对称星云。J-、H-和K-波段图像似乎具有X形双极结构。比较我们1995、1996、1997和1998年的图像显示，两个最亮的分量A和B的分离从1995年的193 mas增加到1998年的246 mas。在H和J图像以及0.79微米和1.06微米的HST图像中，组件A的彗星形状表明，A的核心不是中央恒星，而是两极结构的南部（较近）叶。中心恒星的位置可能位于或接近分量B的位置，那里的H-K色值最大，为H-K = 4.2。如果恒星位于B处或附近，则A、C和D分量位于尘埃壳层的内边界附近，距离为150 pc，距离为200质量= 30 AU（投影距离）= 6个恒星半径，与我们的二维辐射转移模型一致。除了IRC+10216，我们还研究了几个相关天体的星盘和尘埃壳。在700 nm处的角分辨率为24 mas，在1.6微米处的角分辨率为57 mas。
1998-11-18 astro-ph
Speckle observations of binary stars with a 0.5 m telescope
本文介绍了用克拉科夫雅盖隆大学的50厘米卡塞格伦望远镜对17个中等间距（0.15 "~0.79 "）的视双星进行的36次观测。散斑干涉技术与适度的光学硬件和标准的光度CCD相机相结合。我们使用宽带V，R，I过滤器没有Risley棱镜，以减少差分颜色折射，所以我们进行模型分析，以调查这种效果对测量结果的影响。对于光谱类型为O-F的双星，它们之间的三个光谱类别的差异应该使它们的相对位置偏差不超过几十毫角秒（mas）。我们的统计分析结果证实了这一结论。采用互谱方法解决了象限模糊问题。我们的分离具有0.012 "的RMS偏差，我们的位置角具有1.8度的RMS偏差。在V，R和I过滤器的相对光度似乎是不太准确的确定参数。我们详细讨论了我们的错误，并将其与其他散斑数据进行比较。这一比较清楚地表明了我们测量的高价值。我们还提出了一个例子，使用散斑干涉技术的角度大小大于大气相干补丁的扩展对象的图像分辨率的增强。
2005-06-08 astro-ph
High-resolution speckle masking interferometry and radiative transfer modeling of the oxygen-rich AGB star AFGL 2290
我们提出了第一个衍射限制斑点掩蔽观测富氧AGB星AFGL 2290。这些数据是由俄罗斯6米SAO望远镜获得的。在2.11 μ m波长处，分辨率达到75 mas。重建图像显示AFGL 2290的CDS略微非球形。2.11 μ m总通量的恒星贡献小于40%。2D高斯可见度拟合产生AFGL 2290在2.11um处的直径为43 mas x 51 mas，对应于42 AU x 50 AU，采用的距离为0.98kpc。我们的研究结果提供了额外的限制CDS的AFGL 2290，这补充了SED的信息。我们对球对称尘埃壳层模型进行了辐射转移计算。当Teff= 2000 K，尘埃内边界温度为800 K，光学厚度τ_V=100，单颗粒半径为0.1 μ m时，可以很好地再现观测到的~0.2相的SED。然而，模型的2.11um可见度与观测结果不符。我们发现，晶粒尺寸是实现所观察到的可见性的拟合的关键参数，同时至少部分地保留SED的匹配。可见度的斜率和曲率都强烈地限制了可能的晶粒半径。另一方面，SED在较长的波长，特别是硅酸盐的功能，决定了灰尘的质量损失率，从而限制了可能的光学深度的模型。在0.16 μ m的较大晶粒尺寸和较高τ_V=150的情况下，可以再现所观察到的可见度，从而保持SED在较长波长处的匹配。
1999-04-16 astro-ph
Bispectrum speckle interferometry of IRC+10216: the dynamic evolution of the innermost circumstellar environment from 1995 to 2001
我们提出了新的近红外（JHK）双谱散斑干涉监测碳星IRC+10216之间获得的1999年和2001年与SAO 6米望远镜。J-、H-和K-波段分辨率分别为50 mas、56 mas和73 mas。K波段观测的总序列涵盖了1995年至2001年的8个时期，显示了内部尘埃壳层的动态演化。目前的观测表明，与1995年至1998年的时期相比，尘埃壳的外观发生了很大变化。在K波段图像中可以识别出0.2”半径内的四个主要分量。最初最亮的两个分量A和B的视间距从1995年的约191 mas增加到2001年的约351 mas。与此同时，B分量在2000年逐渐减弱并几乎消失，而最初微弱的C和D分量变得更亮（相对于峰值强度）。这些变化可能与光学深度的变化有关，例如，质量损失变化或新的灰尘在风中凝结。我们的二维辐射转移模型表明，观测到的A和B的相对运动与已知的终端风速15 km/s不一致。平均速度为19 km/s，最近为27 km/s的视运动似乎是由于光学较厚和较热环境中的尘埃蒸发引起的尘埃密度峰值的位移造成的。我们对三个以上脉动周期的观测表明，结构变化与恒星脉动周期之间并没有简单的联系。这是一致的流体动力学模型的预测，增强灰尘的形成发生在几个脉动周期的时间尺度。B分量衰减的时间尺度可以很好地解释为在星周包层中形成了新的尘埃。
2002-06-18 astro-ph
High-resolution near-infrared speckle interferometry and radiative transfer modeling of the OH/IR star OH 104.9+2.4
介绍了用特殊天体物理天文台（SAO）6 m望远镜在K'波段获得的OH/IR星OH 104.9+2.4的近红外散斑干涉测量。在λ = 2.12微米的波长下，达到74质量的衍射极限分辨率。重建的可见度揭示了一个球对称的，环绕恒星的尘埃壳（CDS）围绕着中央恒星。可见度函数表明，在λ = 2.12微米处，恒星对总通量的贡献小于~ 50%，表明CDS的光学厚度相当大。方位角平均的一维高斯可见度拟合产生47 +/-3mas（FHWM）的直径，其对应于对于D = 2.38 +/-0.24kpc的所采用的距离的112 +/-13AU。为了确定OH 104.9+2.4的CDS的结构和性质，使用DUSTY程序进行辐射转移计算以同时模拟其可见度和光谱能量分布（SED）。我们发现，当中心源有效温度T_eff = 2500 ± 500 K，内壳层边界尘埃温度T_in = 1000 ± 200 K，R_in = 9.1 R_star = 25.4 AU，在2.2微米处的光学深度τ = 6.5 +/-0.3，并且尘埃颗粒半径的范围从a_min = 0.005 +/-0.003微米到a_max = 0.2 +/-0.02微米，具有指数为-3.5的幂律。结果表明，a_max的微小变化对能见度函数的斜率和曲率都有较大影响，而SED的变化很小。我们的详细分析表明，灰尘壳建模的SED和vibrant约束的潜力。
2005-02-15 astro-ph
The nearby M-dwarf system Gliese 866 revisited
我们提出了一个改进的轨道确定的视觉对在M-矮星三重系统Gliese 866是基于新的斑点干涉和HST观测。系统质量为M = 0.34 +- 0.03太阳质量。使用质光关系导出的组分质量与此质量和一致。格利泽866的所有三个组成部分的质量似乎都离氢燃烧的质量极限不远。
1999-10-22 astro-ph
Discovery of a close companion to the young star Haro 6-37
我们报告月球掩星（LO）和斑点干涉观测的哈罗6-37，都在λ =2.2微米。主要的发现是发现了一个新的密切的同伴LO，随后证实了斑点。这两种技术产生的值非常一致，分离角和位置角分别为0.331弧秒和181度。此外，LO数据显示了可能被解释为来自尘埃盘内部的散射光的证据，该尘埃盘在毫米射电观测中已知存在于Haro 6-37周围（Osterloh & Beckwith 1995）。然而，由于在数据采集过程中信号可能受到污染，这一最后结论受到一些不确定性的影响。LO和散斑的结果是在很好的协议，也为新发现的同伴的亮度比的主要组成部分，R=0.10或Δ K=2.5。我们讨论了对哈罗6-37的一般图片的可能影响，特别是对组件和尘埃盘的年龄的关注。
1999-02-08 astro-ph
SIM PlanetQuest: The Most Promising Near-Term Technique to Detect, Find Masses, and Determine Three-Dimensional Orbits of Nearby Habitable Planets
过去两次天文学和天体物理学十年巡天建议完成一项天基干涉测量任务，即今天所称的SIM PlanetQuest，因为它具有探测和确定附近岩石行星特征的独特能力（Bahcall 1991年，McKee & Taylor 2001年），并对天体物理学中的一系列广泛问题作出了贡献。美国国家研究委员会的许多委员会以及NASA路线图也同样强调SIM是一项可以检测和表征附近恒星周围岩石行星的技术，并且在技术上已经准备就绪。迄今为止，SIM仍然是唯一有能力探测和确认附近太阳型恒星宜居带中岩石行星的方案。此外，SIM测量了附近恒星（25 pc以内）周围适居行星的质量和三维轨道;这些恒星是唯一可以用其他技术跟踪的恒星，例如天基光谱学，地基干涉测量，当然还有TPF。
2007-04-06 astro-ph
The radii of the nearby K5V and K7V stars 61 Cyg A & B - CHARA/FLUOR interferometry and CESAM2k modeling
主序星61 Cyg（K5 V + K7 V）是北半球离我们最近的恒星邻居。这种接近性使其特别适合于非常高精度的干涉半径测量系统。目的：我们的目标是限制这颗明亮双星的鲜为人知的进化状态和年龄。方法：利用CHARA/FLUOR仪器在红外K'波段进行高精度干涉观测。然后，我们用CESAM 2k代码计算了61 Cyg A & B的进化模型。作为模型的约束条件，我们使用了从经典的观测方法（测光，光谱），以及我们的新的干涉半径的观测参数的组合。结果如下：对于61 Cyg A和B，测得的边缘暗盘角直径分别为theta_LD（A）= 1.775 +/- 0.013 mas和theta_LD（B）= 1.581 +/- 0.022 mas。考虑到可用的高精度视差，这些值转化为光球半径R（A）= 0.665 +/- 0.005 Rsun和R（B）= 0.595 +/- 0.008 Rsun。新的半径有效地限制了两颗恒星建模所采用的物理参数，使我们能够根据我们最适合的模型预测小行星地震的频率。结论：CESAM 2k进化模型表明年龄约为6 Gyrs，并与混合长度参数的小值兼容。测量天鹅座61 A和B的星震振荡频率将对改进这一重要基准恒星系统的建模，特别是更好地限制质量具有重要价值。
2008-06-25 astro-ph
Cepheid distances from Interferometry
长基线干涉测量法现在能够解决太阳附近大量造父变星角直径的脉动变化。这允许应用新版本的Baade-Wesselink（BW）方法来测量它们的距离，我们不需要估计恒星的温度。利用VLT干涉仪的角直径测量，我们推导出了到附近四颗造父变星的距离。对于另外三颗恒星，我们获得了它们角直径的平均值。基于这些新的测量和现有的数据，我们推导出校准的周期亮度和周期半径的关系。我们还获得了可靠的表面亮度-颜色关系，可以用于BW方法的红外表面亮度版本。
2005-09-14 astro-ph
The angular sizes of dwarf stars and subgiants - Non-linear surface brightness relations in BVRcIc from interferometry
背景：恒星角直径的宽带测光预测在不同的应用中起着重要的作用。特别是，长基线干涉测量，引力微透镜，太阳系外行星凌日，以及许多其他观测技术需要准确的预测恒星的角大小。这些预测是基于表面亮度颜色（SBC）的关系。目的：我们的目标是使用可见光颜色校准通用SBC关系，这是大多数恒星最常用的数据。研究方法：我们编制了现有的长基线干涉观测附近的矮和亚巨星和相应的宽带测光在约翰逊B V和Reinins Rc Ic波段。然后，我们根据这些数据调整了多项式SBC模型。结果如下：由于存在依赖于有效温度的光谱特征，对于可见颜色，SBC关系通常不是线性的。我们提出了多项式拟合，可以采用BVRcIc为基础的颜色来预测边缘变暗的角直径（即光球）的矮星和亚巨星的典型精度为5%。结论：导出的多项式关系提供了一个令人满意的近似观测到的表面亮度附近的矮星和亚巨星。对于遥远的恒星，星际红化应该考虑在内，并且通常会给预测的角直径带来额外的不确定性。
2008-09-10 astro-ph
Spectral Observations of Stars in Late Stages of Stellar Evolution
讨论了在恒星演化的后期阶段对恒星的干涉测量观测以及VLTI观测的影响。特别注意的光谱信息，可以从这些观测和相应的天体物理学解释的数据辐射转移建模。它强调，为健全和明确的尘埃壳模型的建设，它是必不可少的，以考虑到不同的和独立的观测限制。除了匹配光谱能量分布之外，空间分辨信息的使用对于获得可靠的模型也发挥着至关重要的作用。将长基线干涉测量数据与高分辨率单碟数据（短基线）相结合，例如通过双谱散斑干涉测量获得的数据，可提供补充信息，并将改进建模和解释。
2002-07-03 astro-ph
Infrared Observations of the Candidate LBV 1806-20 & Nearby Cluster Stars
我们报告近红外测光，光谱学和斑点成像的热，发光的恒星，我们确定为候选人LBV 1806-20。我们还提供了附近3颗恒星的光度学和光谱学，它们是包含LBV 1806-20和SGR 1806-20的同一星团的成员。光谱学和光度学表明LBV 1806-20在许多方面与发光的“手枪星”相似，尽管有一些重要的差异。他们还提供了LBV 1806-20的有效温度和红化的估计，并确认了距离估计，从而对这颗恒星$> 5 \times 10^6 L_{\odot}$的光度进行了最佳估计。附近星团恒星的光谱类型和推断的绝对星等证实了LBV 1806-20的距离（以及光度）估计。如果我们放弃对距离（$15.1 ^{+1.8}_{-1.3}$ kpc）的运动学测量，我们就有了基于星团恒星的$>9.5$ kpc距离和$>2 \times 10^6 L_{\odot}$光度的下限。如果我们放弃运动学和星团恒星的距离指标，氨吸收特征又为$>5.7$ kpc的距离设定了另一个下限，候选LBV 1806-20的亮度估计为$>7 \times 10^5 L_{\odot}$。此外，基于非常高的角分辨率散斑图像，我们确定LBV 1806-20不是一个星团，而是一个单星或双星系统。基于爱丁顿光度的简单论证得出LBV 1806-20（单星或双星）的总质量估计超过了$190 M_{\odot}$。我们讨论了这些结果中可能存在的…
2004-04-22 astro-ph
The Massive Triple Star System HD 16429 A
HD 16429 A是一个三星系统，由一个单线光谱联星和一个分离很远的第三个组成部分组成，之前通过斑点干涉法识别。在这里，我提出的第一个轨道要素的未混合的光谱二进制以及估计的光谱类型和相对通量的贡献，为每个可见光的组成部分的基础上，多普勒层析重建的光谱。HD 16429 A周围有几颗恒星，包括附近的Be X射线双星和微类星体LS I +61 303，它们都可能属于Cas OB6星协的一个子星团。
2003-05-09 astro-ph
An 11.6 Micron Keck Search For Exozodiacal Dust
我们已经开始了一项观测计划，在附近的恒星中寻找类似于充满太阳系内部的黄道尘埃盘的尘埃盘。我们用凯克望远镜在11.6微米处对附近的六颗主序星进行了成像，校正了大气引起的波前像差，并通过经典散斑分析对点扩散函数进行了去卷积。我们比较我们的数据在我们自己的系统的基础上COBE/DIRBE观测黄道尘的一个简单的模型，并在这些系统中的外黄道尘的密度上限。
2000-02-02 astro-ph
Simultaneous optical speckle masking and NIR adaptive optics imaging of the 126 mas Herbig Ae/Be binary star NX Puppis
对与彗星球状体1相伴的近距离Herbig Ae/Be双星NX Pup进行了光学和近红外高角分辨率同步观测。重建的图像具有衍射极限分辨率，在V中为62质量，在R中为75质量（斑点掩蔽重建），在H中为115质量，在K中为156质量（自适应光学+后处理）。与以前的结果相比，我们能够得到更好的光谱类型和光度的估计，从而更好地约束演化状态NX幼仔A和B的（质量和年龄）：对于光谱类型为F0-F2的NX Pup A，我们估计NX Pup B的光谱类型在F7-G4范围内，质量分别为2 M $_\odot$和1.6- 1.9 M $_\odot$，年龄为3 ~ 500万年。讨论了新的年龄测定对NX Pup与彗星球状体之间物理关系的意义。彗星球状体1的动力学寿命为$\approx$ 10 $^6$ yr，这表明彗星球状体1和附近的彗星球状体2是一个较大分子云的残留物，而这个较大分子云又是NX~Pup A和B的母体云，最后由于光蒸发而消散。NX Pup A的红外过剩可以用一个粘性吸积盘来模拟，它在距离恒星$\approx$ 20 AU处被切断。NX幼仔B的红外过量较小，这表明拱星物质比主星周围的物质少。
1996-06-09 astro-ph
The radius and mass of the subgiant star bet Hyi from interferometry and asteroseismology
我们使用悉尼大学恒星干涉仪（SUSI）来测量β Hydri的角直径。这颗恒星是附近的一颗G2次巨星，其平均密度最近使用星震学进行了高精度测量。我们确定该恒星的半径和有效温度分别为1.814+/-0.017 R_sun（0.9%）和5872+/-44 K（0.7%）。通过结合这个值与平均密度，从星震学估计，我们作出了恒星质量的直接估计。我们发现一个值为1.07+/-0.03 Msun（2.8%），这与基于H-R图拟合的公开估计一致，但具有更高的精度。这些结果提出了有价值的约束理论模型的β Hyi和它的振荡频率。
2007-07-03 astro-ph
The promise of interferometry in the mm range: ALMA
阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）是一个全球性项目（64 × 12米碟形天线，工作频率从84到720 GHz，将于2011年完成），与目前的毫米波/亚毫米波干涉仪相比，它的灵敏度和角分辨率将提高近两个数量级，因此无疑将在天体物理学领域迈出重要的一步。主要目标将是星系、恒星和行星的起源。ALMA将能够探测到红移z > 10的尘埃笼罩的恒星形成星系，无论是在尘埃和谱线（CO和其他物种，包括C+）的排放。它还将详细探索隐藏在尘埃分子云和原行星盘中的恒星和行星形成的物理和化学过程。此外，ALMA将使毫米和亚毫米天文学的所有其他领域，包括附近的星系，活动星系核，天体化学，拱星壳和太阳系，类似的巨大收益。
2003-04-18 astro-ph
Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 parsecs: The Northern Sample I
我们已经开始了一个项目，在邻近恒星（NStars）/空间干涉测量任务准备科学计划的支持下，获得光谱，光谱类型，并在可行的情况下，在太阳40秒差距内的3600颗早于M0的矮星和巨星的基本物理参数。在本文中，我们报告的结果，该项目的前664颗恒星在北半球。这些结果包括精确的，均匀的光谱类型，基本的物理参数（包括有效温度，表面重力和整体金属丰度，[M/H]）和我们的计划恒星的色球活动的措施。本文件中提供的观测数据和推导数据也可在该项目的网站http://stellar.phys.appstate.edu/上查阅。
2003-08-11 astro-ph
The Orbit of the Binary Star Delta Scorpii
虽然天蝎座δ是一颗明亮且被充分研究的恒星，但其多重性的细节仍然不清楚。在这里，我们提出了第一个衍射极限图像的0.12角秒的双星，使用光学干涉测量，并解决了混乱，存在于文献中的多样性。检查公布的散斑测量，连同目前的结果，揭示了10.5年的周期性，并允许计算的轨道参数。该轨道具有高偏心率（e=0.82）和大倾角（i=70度），使其成为下一次近星点期间（2000年）进行径向速度测量的有利目标。
1993-05-22 astro-ph
Visual/infrared interferometry of Orion Trapezium stars: Preliminary dynamical orbit and aperture synthesis imaging of the Theta 1 Orionis C system
猎户座θ 1 C位于猎户座梯形星团，是最年轻和最近的大质量恒星（O 5-O 7）之一，也是一个近距离双星系统。使用新的多历元的视觉和近红外双谱散斑干涉观测在BTA 6米望远镜，IOTA近红外长基线干涉测量，我们跟踪的轨道运动的θ 1 Ori C组件的间隔1997.8至2005.9，覆盖了显着的弧的轨道。除了拟合的相对位置和通量比，我们应用孔径合成技术，我们的IOTA数据重建一个模型无关的图像θ 1 Ori C二进制系统。轨道的解决方案建议一个高偏心率（e约。0.91）和短周期（P约。10.9年）轨道。由于目前的天体测量数据只允许相当弱的总动力学质量的约束，我们提出了两个最佳拟合轨道。从这些轨道解中，我们可以得到一个更好的结果，这意味着系统的质量为48 M太阳，到梯形星团的距离为434 pc。当还考虑到测得的流量比和推导出的HR图中的位置时，我们发现所有观测值都非常一致，假设θ 1 Ori C1（M=34.0 M_sun）的光谱类型为O5.5，C2（M=15.5 M_sun）的光谱类型为O9.5。我们发现有迹象表明伴星C2本身质量很大，这使得它对梯形星团强烈紫外辐射场的贡献可能是不可忽略的。此外，初步轨道解的高偏心率预测了在近星点通过期间的非常小的物理分离（约为100%）。1.5 AU，下一次通过大约2007.5），这表明两颗O型星之间存在强烈的风-风相互作用。
2007-02-18 astro-ph
Temporal Evolution of Coronagraphic Dynamic Range, and Constraints on Companions to Vega
直接探测附近恒星的伴星的主要障碍是主星的亮度太高。目前的仪器结合了自适应光学（AO）和日冕照相术，通常可以探测到距离恒星2 "以内的物体，这些物体比恒星暗10 ^{4 - 5}倍。相关散斑噪声是限制这种高对比度成像的最大障碍之一。我们在位于夏威夷哈雷阿卡拉的3.63米AEOS望远镜上获得了织女星284张8秒、AO校正、日冕遮蔽的H波段图像。该数据集对于研究斑点噪声的时间行为是独特的，并且代表了第一次以定量方式对高度校正的_coronagraphic_AO图像进行这样的研究。我们发现散斑图案在我们的数据中在位置和时间上都是高度稳定的。这是由于AO系统在仪器波前误差占主导地位的水平上校正了对恒星波前的干扰。正因为如此，我们发现，我们的检测限并没有显着改善，只是增加曝光时间。然而，我们能够通过在两个旋转框架中减去静态/准静态散斑来将动态范围提高1.5 - 2个量级：望远镜光瞳框架和可变形反射镜框架。此外，从我们的数据，我们能够限制任何所谓的伴星织女星的质量小于45 M_J在8 AU和小于30 M_J在16 AU，半径没有以前探测到在这些灵敏度。
2006-09-12 astro-ph
Discovery of seven T Tauri stars and a brown dwarf candidate in the nearby TW Hydrae Association
我们报告发现的五个金牛座T恒星系统，其中两个是解决双星，在最近的已知地区最近的恒星形成，TW长蛇座协会附近。新发现的系统显示出与原始五个成员相同的年轻特征（即高X射线通量，大Li丰度和强色球活动）和相同的自行。这些相似之处坚定地确立了该集团作为一个真正的金牛座T协会，独特的是它接近地球，并与任何已知的分子云完全隔离。年龄约为1000万年，距离约为50 pc，星协成员是未来研究星周盘耗散和棕矮星和行星形成的绝佳候选者。事实上，作为一个例子，我们的散斑成像显示了一个微弱的，非常可能的同伴2”以北的CoD-33 7795（TWA 5）。它的颜色和亮度表明其光谱类型为M8.5，年龄约为10^7年，意味着质量约为20 M（木星）。
1998-12-09 astro-ph
The complementary roles of interferometry and asteroseismology in determining the mass of solar-type stars
独立的直径测量对于确定太阳型恒星的恒星参数有多重要？当结合地震观测数据时，我们能确定恒星质量的准确程度如何？如果我们能确定恒星的半径在1%到4%之间，这对理论上的不确定性有什么影响？干涉测量可以提供一个独立的半径测定，它已经建议，我们应该期待至少4%的精度对这样的测量附近的太阳型恒星。这项研究的目的是提供定性和定量的答案，这些问题的恒星，如我们的太阳，地震信息将提供。我们表明，一个独立的半径测量的重要性取决于组合的可观测量和测量误差的大小。它对于确定所有恒星参数，特别是质量非常重要，其中良好的半径测量甚至可以让我们以优于2%的精度确定质量。我们的研究结果还表明，测量小的频率分离显着提高了进化阶段和混合长度参数的确定。
2007-02-09 astro-ph
The dynamical evolution of the dust shell of IRC+10216
我们提出了碳星IRC+10216的高分辨率J-，H-和K-波段观测。用双谱散斑干涉法从6 m望远镜散斑干涉图中重建出图像。H和K图像由几个半径为0.2”的致密成分和一个较暗的不对称星云组成。最亮的四个分量以亮度递减的顺序用A到D表示。我们的图像的比较几乎就像一部五帧的电影一样，洞察了内部星云的动态演化。例如，两个最亮的成分A和B的分离从1995年的191质量增加到1998年的265质量，增加了近40%。与此同时，分量B正在褪色，分量C和D变得更亮。星云的X形双极结构意味着不对称的质量损失，这表明IRC+10216在其AGB演化中非常先进，不久就变成了原行星状星云。A星的彗星形状表明A星的核心不是中央恒星，而是两极结构的南叶。中心星的位置可能在B分量的位置上或附近。
2000-02-25 astro-ph
An infrared imaging search for low-mass companions to members of the young nearby beta Pic and Tucana/Horologium associations
我们提出了深高动态范围红外图像的年轻附近的恒星在杜鹃/时钟和β Pic协会，所有~ 10至35万年年轻，在~10至60秒差距的距离。这样年轻的邻近恒星非常适合直接成像搜索棕矮星甚至行星伴侣，因为年轻的亚恒星物体由于收缩和吸积仍然是自发光的。我们在ESO 3.5m NTT上用普通红外成像探测器SofI和MPE散斑相机Sharp-I进行了观测。在时钟座GSC 8047-0232以北3角秒处，探测到一颗有希望的褐矮星伴星，需要通过自行和/或光谱学来确认。其他几个微弱的伴星候选者已经被第二纪元成像拒绝了。在图卡纳/时钟座观测到的21颗恒星中，在75天文单位（50秒差距时为1.5”）以外只有不超过1到5颗褐矮星伴星;可以肯定的是，只有<5%的图卡纳/霍拉星在75天文单位以外有褐矮星伴星（13到78倍木星质量）。这是我们第一次使用有意义的均匀样本报告大质量行星（~ 10 M_jup）在宽距离（~ 100 AU）的频率上限：在β Pic（1200万年）足够深的地方观察到的11颗恒星中，不超过一颗在~ 100 AU之外有大质量行星，即大距离的大质量行星是罕见的（<9%）。
2003-07-28 astro-ph
