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
Post-Red Supergiants
黄超巨星位于大质量红超巨星和沃尔夫-拉叶星之间的一个阶段。这篇评论讨论了当前关于大质量恒星演化的问题，集中在过渡后红超巨星阶段。很少有黄超巨星被发现，更少有直接证据表明它们是从红超巨星分支演化而来的。事实上，只有两个这样罕见的物体有明确的证据表明经历了先前的质量损失阶段，IRC +10420和HD 179821。我们将回顾它们的性质，并介绍最近的结果，采用近红外干涉，积分场光谱和偏振。最后讨论了它们的实时演化。
2008-01-15 astro-ph
Atmospheric coherence times in interferometry: definition and measurement
目前和未来的地面干涉仪需要大气时间常数t_0的知识，但这个参数有不同的定义。此外，还必须实施监测t_0的适当技术。本文推导了长基线干涉仪条纹相位（活塞）结构函数的新公式，评述了现有的大气时间常数测量技术及其不足。结果表明，标准的自适应光学大气时间常数是足够的量化活塞相干时间，只有很小的修改。用同一参数计算了快速条纹跟踪仪的剩余误差和有限曝光时间内条纹可见度的损失。提出了一种基于离焦快速变化的新方法。导出了离焦速度与时间常数的关系式。35厘米望远镜的模拟表明，这种新技术的现场测试的可行性。
2006-10-06 astro-ph
Atmospheric Refraction Path Integrals in Ground-Based Interferometry
地球大气折射对望远镜工作的基本影响是真实天顶角减小到视天顶角，这与空气中色散引起的棱镜像差有关。如果人们试图在地面干涉测量中相干叠加恒星图像，人们还对与折射光线相关的光程长度感兴趣。在平坦地球的模型中，这些之间的光程差不受关注，因为设置的平移对称性意味着没有净效应。在这里，我评估这些干涉积分在更现实的安排，两个望远镜位于一个共同的地球球体的表面上，并指向一颗恒星通过大气层，也具有球对称性。一些重点放在制定出系列的扩展在地球半径的基线的小比率，这允许绕过一些数字，否则是由强大的抵消效应，在建设的光程差的挑战。
2004-11-14 astro-ph
On the Dynamic Stability of Cool Supergiant Atmospheres
我们发展了一种新的形式来计算恒星和大气稳定性理论中的热力学系数γ 1。我们将基于热电离和气体与辐射温度平衡假设的第一绝热指数的经典推导推广到一个包含辐射光电离的表达式，该表达式考虑了超巨星扩展大气中重要的非LTE条件。冷超巨星大气的Kurucz网格的应用表明，模型与T_rad =~ T_eff在6500 K和7500 K之间变得最不稳定的动力学扰动，根据Ledoux的稳定性积分<Gamma1>。这是由于伽马1<Gamma1>在整个恒星大气中获得非常低的值，低于4/3，这导致在这些有效温度附近有非常高的气体压缩比。基于详细的NLTE计算，我们讨论了脉动的大质量黄超巨星，如超巨星rho Cas（Ia+），它存在于造父变星不稳定带的延伸，在爱丁顿光度极限附近的大气不稳定性。
2001-06-28 astro-ph
Optical Intensity Interferometry with Atmospheric Cherenkov Telescope Arrays
在20世纪70年代，纳拉布里强度干涉仪被用来测量32颗恒星的直径，其中一些小到0.4毫弧秒（mas）。该干涉仪由一对6.5米望远镜组成，光学相对粗糙，类似于目前使用的大气切伦科夫望远镜（ACT）。我们探讨了在ACT阵列上实现现代强度干涉仪的可能性。快速数字信号处理技术的发展现在使得这样的系统相对容易实现，并提供改进的灵敏度。允许在短波长（<400 nm）下进行测量，具有长基线（> 100 m），这对于迈克耳孙干涉仪来说仍然是具有挑战性的，目前的ACT阵列可以用于探测小至~0.2mas的角结构，并且已经讨论了更小的大阵列项目。这将提供恒星直径、双星系统、星周环境和可能的恒星表面特征的测量。ACT阵列可在明月期间用作强度干涉仪，以很少的费用提供宝贵的科学产出，而且不影响伽马射线观测时间表。
2006-08-17 astro-ph
Reddenings of FGK supergiants and classical Cepheids from spectroscopic data
本文利用高分辨率、高信噪比的阶梯光栅光谱，对74颗FGK定变超巨星的大气参数（Teff，log（g），Vt，[Fe/H]）进行了精确而均匀的计算。采用线深比法，可获得极高的有效温度（10-40 K）。新的数据与164个经典造父变星的大气值相结合，在675个不同的脉动阶段观察到，从我们以前发表的研究。推导出的值与未红化的B-V颜色相关，这些颜色是从研究的恒星的文献中汇编的，以获得以下形式的经验关系：（B-V）o = 57.984 - 10.3587（log Teff）^2 + 1.67572（log Teff）^3 - 3.356（log（g））+ 0.0321（Vt）+ 0.2615[Fe/H] + 0.8833（（log（g））（log Teff））。这个表达式被用来估算单个超巨星和经典造父变星的色余E（B-V），对于超巨星和造父变星，n=1-2光谱的精度为+-0.05 mag.，对于造父变星，n>2光谱的精度达到+-0.025 mag.，与最复杂的测光技术的不确定性相匹配。红化尺度也与造父变星的空间红化系统非常接近。应用范围为光谱类型F0-K 0和光度等级I和II。
2008-07-13 astro-ph
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
Atmospheric Abundances in Post-AGB candidates of Intermediate Temperature
详细的大气丰度已经计算了一个样本的A-G超巨星红外通量和/或高银河系纬度。HD 172481和HD 158616显示了明显的迹象，表明它们是经历了第三次挖掘的后AGB恒星。HD 158616是富碳的，而HD 172481的丰度模式和它的大锂增强支持热底部燃烧的情况，解释了AGB恒星中缺乏富碳恒星。HD 172324很可能是一颗热的后AGB恒星，表现出强烈的碳缺乏。HD 725、HD 218753和HD 331319似乎也是红巨星和AGB之间的演化天体。HD 9167和HD 173638除了少数例外，都反映了太阳的丰度，没有红巨星演化的迹象。它们很可能是年轻的大质量盘状超巨星。对原行星状星云HDE 341617的进一步分析显示，氦谱线显示出速度分层的迹象。自1993年以来，发射谱线已大大减弱。包层相对于恒星以19 km/s的速度$^{-1}$膨胀。大气丰度，演化轨迹和等时线被用来估计样本中所有恒星的质量和年龄。
2001-03-16 astro-ph
Atmospheric Turbulence Compensation with Laser Phase Shifting Interferometry
具有自适应光学的激光引导星允许在没有自然引导星的情况下进行天文图像校正。在地球钠层中产生一颗恒星的单导星系统可用于校正8米级望远镜近红外光谱区的波前。对于未来可能的更大尺寸的望远镜，或在更短的波长进行校正，使用单个引导星最终会受到由引导星有限高度引起的焦点非等晕性的限制。为了克服这一限制，我们建议重叠相干脉冲激光束，这些激光束在望远镜的整个孔径上扩展，沿着来自天文物体的光向下传播的相同路径向上传播。用一个门控在望远镜上方一定高度的照相机对来自所得干涉图样的散射光进行成像，并使用相移干涉术，我们找到了一种检索局部波前梯度的方法。通过从两个不同的高度检测后向散射光，可以完全消除锥效应，否则锥效应会严重阻碍在较短波长或较大望远镜上使用激光引导星。使用两束激光进行多共轭校正是可能的，从而得到更大的校正场。通过选择合适的激光器，波前校正可以扩展到可见光区，并且由于没有锥效应，该方法适用于任何尺寸的望远镜。最后，激光光斑的位置可以从主望远镜的侧面以明亮的背景恒星为背景成像，以检索倾斜信息，这将大大提高系统的天空覆盖范围。
2006-01-21 astro-ph
Evolutionary synthesis modeling of red supergiant features in the near-infrared
我们提出的演化合成模型适用于近红外光谱的年轻麦哲伦星系团和星暴星系的光谱中观察到的功能。本文研究了CO在2.29微米（2-0波段）和1.62微米（6-3波段）的第一和第二泛音以及（U-B）、（B-V）和（J-K）色的时间演化。我们发现，目前的红超巨星阶段的大质量恒星与亚太阳的化学成分的演化轨迹是不可靠的任何合成的时间演化的红外恒星特征。所选的红外特征对冷恒星大气参数的高灵敏度使我们能够对大质量恒星在其核心氦燃烧阶段的温度和在赫兹-罗素图红色部分所花费的时间分数进行限制。通过调整红超巨星的参数，我们得到了一组经验校准的分光光度模型，从而重现了所观察到的模板的属性。
1998-10-01 astro-ph
Statistical properties of a sample of periodically variable B-type supergiants - Evidence for opacity-driven gravity-mode oscillations
我们研究了从HIPPARCOS任务中选出的28颗周期变星和12颗覆盖整个B型光谱范围的比较星。我们的目标是测试它们的可变性是否与不透明度驱动的非径向振荡兼容。我们使用NLTE大气程序FASTWIND通过线廓拟合得到完整样本的大气和风参数。我们应用该方法选择的H，He和Si线的配置文件，测量与高分辨率CES光谱仪连接到ESO CAT望远镜在拉西拉，智利。从恒星在（log Teff，log g）图中的位置，我们认为我们的样本超巨星的变化确实是由于不透明机制产生的重力模式。我们发现比较星中有九颗也是周期性变星，并认为它们是新的天鹅座α变星。我们发现边缘的光度变化和风密度的幅度之间的相关性的证据。我们研究了整个B谱型超巨星范围内的风动量光度关系，发现B谱型超巨星（> B5）完全符合A谱型超巨星的风动量光度关系。此外，我们还提供了一种新的谱型--B超巨星的Teff定标。我们的研究结果意味着有可能通过重力模式的地震调谐探测光谱类型B的大质量恒星的内部结构模型。
2006-11-15 astro-ph
The evolutionary status of Sher25 - implications for blue supergiants and the progenitor of SN1987A
位于大质量星系团NGC 3603中的蓝超巨星Sher 25被一个引人注目的发射线星云所包围。该星云包含一个赤道环和可能的两极外流，在形态、质量和运动学上与SN 1987 A周围可见的结构相似。有人认为这两个星云都是在Sher 25和SN 1987 A的前身处于之前的红超巨星阶段时被喷射出来的。我们提出了光学高分辨率光谱的Sher 25和模型光球和统一的恒星风分析，确定大气参数，质量损失率和光球丰度。我们比较CNO丰度的其他银河系B型超巨星，并发现Sher 25并没有出现极端或异常的光球氮和氦丰度。的C/N和N/O比相比，恒星演化计算预测的表面丰度和不兼容的恒星具有以前的红超巨星阶段。这个星云很可能是在恒星还是蓝超巨星时被喷射出来的。这些结果与恒星位于主序星上或主序星附近时发生的某种程度的旋转诱导混合相一致。我们的分析表明，这颗恒星有一个相对正常的恒星风和质量损失率，并舒适地处于风动量-光度关系中。根据银河系中大质量演化的早期型恒星的证据，我们认为没有任何物体显示出明确的证据表明以前有过红超巨星阶段，因此在HR图中经历了蓝环。[删节]
2002-06-19 astro-ph
FUSE Observations of the Stellar Winds of Two O7 Supergiants in the Magellanic Clouds
比较了大麦哲伦星云O 7 Ib（f）星Sk-67 111和小麦哲伦星云O 7 Iaf+星Sk 80的远紫外光谱特征。最显著的区别是Sk 80具有显著更低的终极速度、更弱的O VI吸收和更强的S IV发射。我们已经使用线覆盖，流体动力学，非LTE大气模型来探索这些差异的起源。远紫外光谱需要系统较低的恒星温度比以前的测定O 7超巨星来自平面平行，流体静力学模型的光球线轮廓。在这些温度下，SK -67 111中的O VI主要是由于风中的冲击。
2000-05-02 astro-ph
Integration of the atmospheric fluctuations in a dual-field optical interferometer: the short exposure regime
重新考虑了双场光学干涉测量中的空间相位参考。我们的分析是基于目标和参考星之间的差分相位的2样本方差。我们表明，随着时间的推移平均的大气效应取决于这2个样本的相位方差（艾伦方差），而不是真正的方差。推导出超出等晕角的条纹涂抹的正确表达式。基于Paranal湍流模型，通过大气效应的模拟，我们展示了如何用“分离角”与“微弱物体的大小”的关系图来评价双场光学干涉仪的性能。在这张图中，发现短曝光的域对干涉测量最有用，在H和K波段具有大约相同的幅度限制。从银河系模型的恒星计数，我们评估的天空覆盖差天体测量和探测系外行星，即在一个明亮的目标附近的微弱的参考星的可能性。随着2mass调查，我们评估天空覆盖的相位参考，即avaibility的一个足够明亮的恒星在任何目标方向附近的主要延迟跟踪。
2003-05-23 astro-ph
Infrared Spectra and Visibilities as Probes of the Outer Atmospheres of Red Supergiant Stars
根据恒星干涉测量的最新结果，我们研究了红超巨星光球层外分子层的性质，迄今为止，这一层的研究主要是利用红外光谱。虽然能见度数据是对外层大气空间结构的更直接的探测，但必须结合宽光谱覆盖范围的光谱数据进行分析。在M2超巨星μ Cephei的情况下，几组光谱和光谱数据都强烈地表明存在一个分子外层，其基本参数估计为：激发温度T_ex = 1600 K，CO和H_2 O的柱密度N_col = 3.0d+20/cm ~ 2，内径R_in = 2.0R ~*。结果表明，与单独基于红外光谱的一个合理的协议，这可能是因为红外光谱已经包含了一些信息的外层大气的空间结构。然而，重要的是，从光谱推断的模型现在完全支持最近的能见度数据。在M2超巨星猎户座α星的红外光谱和光谱图中，与造父变星相比，猎户座α星的分子层更靠近光球层（R_in = 1.3R ~*），气体温度更高（T_ex = 2250 K），气柱密度更低（N_col = 1.0d+20/cm ~ 2）。一些关于猎户座α星中红外数据解释的争议可以得到调和。
2006-03-26 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 superimposed photospheric and stellar wind variability of the O-type supergiant alpha Cam
（摘要）我们提供了经验约束的不同的物理组件，可以采取行动，以产生主要或部分风形成的发光OB星的光学线的时间变化，从而可能影响可靠的基本参数的确定，包括质量损失率通过聚集风。利用时间序列光谱学从历元传播超过$\sim$ 4年，O9.5超巨星$α$凸轮的案例研究。我们证明He I 5876（2 $^3$ P $^0$ -3 $^3$ D）线是这颗恒星光球和风变的重要诊断线。$α$凸轮的光学线轮廓的影响（一）深层次的波动接近，或在光球，（二）大气速度梯度，和（三）大尺度恒星风结构。这项研究提供了新的经验的观点，在大质量发光恒星的恒星风签名的精确线合成建模。使用一个纯的Halalpha线合成代码，我们解释了在$\sim$ 5.1 $\times$ 10 $^{-6}$到6.5 $\times$ 10 $^{-6}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$范围内，$α$ Cam的朝红和峰值发射的最大变化。然而，该模型通常无法再现的形态的蓝（可能吸收）地区的配置文件。
2006-06-29 astro-ph
Multi-wavelength interferometry of evolved stars using VLTI and VLBA
我们报告我们的协调VLTI/VLBA观测的大气和拱星环境的演化恒星的项目。我们说明了一般的干涉测量的潜力，研究恒星的大气和信封，并特别展示了协调的多波长方法，包括近/中红外以及无线电干涉测量的优点。到目前为止，我们已经利用VLTI观测的近红外和中红外恒星的大小和同时VLBA观测的SiO脉泽发射。迄今为止，该项目包括对Mira星S Ori和RR Aql以及超巨星AH Sco的研究。这些源在它们的中红外光谱中都显示出强的硅酸盐发射特征。此外，它们都有较强的SiO脉泽发射。我们的第一个时代的S Ori测量的结果最近已经出版，主要结果在这里进行审查。发现S Ori脉泽环的平均距离约为2个恒星半径，这一结果实际上是没有通常的内在不确定性比较变星的时间和恒星相位广泛分离的观测。我们讨论了我们最近的S Ori，RR Aql和AH Sco观测的状态，并对我们的项目的继续提出了展望。
2005-05-12 astro-ph
Chemical composition of evolved stars of high galactic latitude
为了寻找演化恒星，我们对高银纬超巨星样本进行了丰度分析。我们发现HD 27381的大气参数和丰度模式与后AGB恒星HD 107369非常相似。HD 10285和HD 25291是中度贫金属的，显示了混合的影响，将NeNa循环的产物带到了表面。高银纬B超巨星HD 137569显示了在后AGB恒星中常见的难熔元素的选择性耗尽。我们发现高速B型星HD 172324的Fe族元素丰度中等偏低，但CNO丰度与盘B超巨星非常相似。观测到的径向速度的变化，瞬态出现的氢线轮廓和在7774的O I线加倍的排放组件支持该恒星是一个脉动变星或双星的可能性。
2005-09-02 astro-ph
The VLT-FLAMES survey of massive stars: atmospheric parameters and rotational velocity distributions for B-type stars in the Magellanic Clouds
我们提供了大气参数和旋转速度的大样本（~400）的O-和早期B型恒星，分析均匀和一致的方式，用于约束理论模型。旋转速度与演化轨迹的比较表明，核心氢燃烧的结束比目前预测的要晚。我们还表明，在现场观察到的大量发光的蓝超巨星不太可能直接从主序星大质量O型恒星演化而来，因为它们的低旋转速度或在H-R图上的位置都没有预测到。我们认为蓝圈或质量转移双星系统可能会填充蓝超巨星制度。通过将麦哲伦云恒星的旋转速度分布与类似的银河样本进行比较，我们发现（在3西格玛置信水平下）SMC中的大质量恒星（大于8兆太阳）比太阳附近的恒星旋转得更快。然而，银河系和大麦哲伦星系的自转速度分布之间似乎没有显着差异。我们发现，在SMC和LMC中的vsini分布可以用内禀旋转速度分布来模拟，内禀旋转速度分布在175 km/s（SMC）和100 km/s（LMC）处是高斯峰。我们发现，在SMC的NGC 346中，10- 25 Msun的主序星似乎比它们的更高质量的同行更快地旋转。最近，Yoon等人（2006年）通过模拟快速旋转的大质量恒星祖先来确定伽马射线暴的发生率。我们测得的10- 25 Msun恒星的旋转速度分布在略高于他们假设的速度时达到峰值，这支持了GRB可能来自初始质量低至14 Msun的低金属丰度快速旋转体的想法。（节略）。
2007-11-14 astro-ph
Fourier phase analysis in radio-interferometry
大多数用来描述星际介质复杂结构的统计工具都与功率谱有关，因此也与观测场的傅立叶振幅有关。为了挖掘包含在傅立叶相位中的大量信息，可以考虑相位增量的概率分布函数（PDF）以及相位熵和相位结构量的相关概念。我们在这里使用这些想法的目的是评估无线电干涉仪检测和恢复这些信息的能力。通过比较目前的阵列，如VLA和高原德布尔未来的ALMA仪器，我们表明，后者是绝对需要实现显着的相位结构检测，它会这样做，即使在存在相当数量的大气相位波动。我们还表明，ALMA将能够恢复实际的“非线性”的相位结构在无噪声的情况下，如果使用多个配置。
2006-06-09 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
Pixelization and Dynamic Range in Radio Interferometry
本研究探讨了一些后果，代表天空的一个矩形网格的像素的动态范围的图像来自无线电干涉测量。特别是，图像像素化的效果耦合到天空的CLEAN反卷积表示为一组离散的δ函数可以限制当表示明亮的发射不局限于网格上的像素时获得的动态范围。天空曲率对非共面阵列的影响将限制动态范围，即使强源以“蝇眼”表示中的像素为中心，当这样的像素不位于对应的小平面的切点时。由于电离层、大气层或其他影响，各个天线的响应函数以及实际数据的校准中的不确定性将限制动态范围，即使在使用位于观测视场内的强源的无网格减法（即在可见度域中）时也是如此。一种技术，以减少这些影响的描述和实施中的Obit包的例子。这种技术的应用导致显着优越的结果，而不会显着增加计算时间。
2008-09-08 astro-ph
Optical spectrum of the IR-source IRC+10420 in 1992-1996
为了了解奇特的超巨星IRC+10420的演化阶段，我们已经在6米望远镜上拍摄了几年的光谱。从1992年到1996年IRC+10420的光谱表明温度升高：光谱类别A5而不是以前的F8，正如Humpreys等人所指出的那样，（1973年）。现在它类似于晚型B[e]星的光谱。光谱中包含光球层中形成的反射（主要是离子），相对于恒星的质心而言，它显然是静止的，也包含辐射，这些辐射既可以在膨胀的包层中形成，也可以在其压缩区域中形成。利用我们的光谱和Oudmaijer（1995）获得的光谱数据，我们估算了大气参数Teff=8500 K，logg=1.0，Vt= 12 km/s，并得出结论：IRC+10420的金属丰度是太阳的：平均值[（V，Cr，Fe）/H]=-0.03。结合这些结果，我们可以认为IRC+10420是一颗巨大的超巨星，正在向WR阶段演化。
1997-09-17 astro-ph
Discovery of the first extra-galactic SiO maser
本文报道了在大麦哲伦星系中探测到红超巨星IRAS 04553 - 6825的SiO J=2- 1v =1（86 GHz）脉泽辐射。因此，它成为银河系外第一个已知的SiO脉泽发射源。我们使用了位于拉西拉的欧洲南方天文台的瑞典ESO亚毫米望远镜。在良好的大气条件下，利用新型3 mm SIS接收机的优良性能，以及26小时的观测时间，使噪声水平降低到63 mJ/y rms。这使我们能够探测到0.28~Jy脉泽峰。对脉泽剖面的流量进行积分得到6.9~ $σ$的探测值。SiO脉泽峰位于已知双峰OH脉泽发射中心向红16 km~s $^{-1}$处。我们认为，SiO脉泽峰值速度与恒星速度一致，这是支持的H $α$，我们采取了四个月后的光谱。这意味着IRAS 04553 - 6825周围的拱星物质的外流速度为v $_{\rm exp} \sim 26$ ~km~s $^{-1}$，而不是仅根据OH数据推断的异常低的11~km~s $^{-1}$。SiO脉泽发射的峰值强度与银河系RSG中发现的范围并不矛盾，但总的积分光子通量低于这颗极端红色和明亮的超巨星的预期。
1996-01-10 astro-ph
