Polarization of SN 1987A Revisited
超新星偏振起源的传统图像是基于汤姆逊模型或光子穿过非球面超新星大气的共振散射模型。SN 1987 A的内禀极化被认为是超新星大气层不对称的证据。我们在这里展示了一个不同的观点，基于超新星光被尘埃拱星物质（CSM）散射，或“光回波”效应。在爆炸后的特定时期，观测到的光子包括直接从超新星传播的光子和被CSM中的尘埃粒子散射的光子。如果尘埃粒子的分布是非球面的，则可以产生偏振光。该模型可以再现SN 1987A宽带偏振的时间演化和偏振谱的主要特征。它还成功地为早期红外线曲线提供了一个自然模型，特别是与测辐射热光曲线的最大值相比，观察到的IR最大值的30天延迟。
1996-02-29 astro-ph
Infrared Observations During the Secondary Eclipse of HD 209458b: I. 3.6-Micron Occultation Spectroscopy Using the VLT
我们寻找凌日系外行星HD 209458 b在次食期间的红外特征。我们的方法，我们称之为“掩星光谱学”，搜索由于系外行星在恒星后面经过并随后重新出现而导致的微弱光谱特征的消失和再现。我们认为，在最长的红外波长，这种技术变得更可取的传统的“过境光谱”。我们观察到的系统在机翼上的强大的nu-3波段的甲烷近3.6微米在两次日食，使用VLT/ISAAC光谱仪在光谱分辨率为3300。我们的分析，它利用了模型模板光谱，达到足够的精度，预计检测的光谱结构预测的辐射，低不透明度（无云），低CO2，热化学平衡模型的系外行星大气。然而，我们的观测没有证据表明系外行星存在这种光谱，未检测到的统计意义取决于二次日食的时间，这取决于轨道偏心率的假设值。我们的研究结果拒绝某些特定的模型的大气HD 209458 b不符合我们的观察在3西格玛水平，给定的恒星和行星参数的假设。
2002-10-29 astro-ph
Temporal variations of the outer atmosphere and the dust shell of the carbon-rich Mira variable V Oph probed with VLTI/MIDI
我们提出了第一个多历元的N波段光谱干涉观测的富碳米拉变量V Oph使用的ESO的甚大望远镜干涉仪。我们在0.18、0.49和0.65三个不同的相位进行了连续观测，使用三种不同的基线配置（UT 2-UT 4、UT 1-UT 4和UT 2-UT 3），预计基线长度为42-124 m。在所有历元获得的均匀盘直径的波长依赖性的特征在于在8和10微米之间的大致恒定的区域，具有以~9.5微米为中心的轻微下降和向10微米的逐渐增加。这些N波段的角尺寸明显大于V Oph的估计光球尺寸。在不同时期观察到的角大小显示，该物体在相位0.49（最小光）时看起来更小，均匀盘直径约为5-12质量，而不是在相位0.18（约12-20质量）和0.65（约9-15质量）。我们解释这些结果与模型组成的光学厚C2 H2层和光学薄尘埃壳。我们的模型表明，V Oph周围的C2 H2层在相位0.18和0.65比相位0.49（~1.4 Rstar）更扩展（~1.7-1.8 Rstar），并且C2 H2柱密度似乎在相位0.49时最小。我们还发现，尘埃壳层由无定形碳和SiC组成，其内径为~2.5 Rstar，并且在相位0.18和0.65处的总光学深度大于相位0.49处的总光学深度。我们的观测和建模表明，富碳的Miras也有扩展层的多原子分子，如先前在富氧的Miras中证实的那样。
2007-02-08 astro-ph
The limb darkening of alpha Cen B: Matching 3D hydrodynamical models with interferometric measurements
对于附近的矮恒星α-Cen B（K1 V），我们提出了临边昏暗的预测从三维流体动力学辐射转移模型的大气。我们首先比较这个模型的结果，一个标准的库鲁茨的气氛。然后，我们使用这两个预测，以适应新的干涉仪的VINCI仪器的VLT干涉仪获得的α Cen B的能见度测量。这些新的可见度测量的一部分是在可见度函数的第二瓣，这是敏感的恒星临边暗化。最好的协议被发现为三维大气临边变暗模型和临边变暗的角直径θ 3D = 6.000+-0.021 mas，对应的线性半径为0.863+-0.003 Ro（假设pi = 747.1+-1.2 mas）。我们的新的线性半径与Thevenin等人（2002）预测的星震值非常一致。鉴于未来的观测与VLTI/AMBER仪器，我们还提出了临边昏暗的J，H和K波段的预测。
2005-09-07 astro-ph
The unusual A-star VW Ari: chemical composition revisited
利用7个高分辨率、高信噪比的CCD光谱，计算了VW Ari A（T_eff=7200，log g=3.7）大气中的元素丰度。在分析中应用的合成光谱技术允许揭示以下功能：这颗恒星的大气中严重缺乏某些金属，而轻元素则具有类似太阳的丰度。考虑到这些结果，我们可以认为VW Ari A是一颗Lambda Boo-type恒星。支持这一假设的另一个论据如下：在图（b-y）-c_1，（b-y）-m_1和（b-y）-beta（Paunzen et al. 1997）上，VW Ari A正好落在λ Boo星所占据的区域内。还要注意的是，先前的分析（Andrievsky等人，1995年）表明，大众Ari的次要成分具有正常的金属丰度。两种成分的化学成分差异似乎是由于主要大众Ari A的特定演变。
1998-05-14 astro-ph
Joint VLTI/VLBA observations of Mira stars
我们目前的初步结果，最近开始的项目进行协调的观测米拉星使用近红外和无线电长基线干涉测量。我们集中在最近的观察Mira星S猎户座。使用ESO甚大望远镜干涉仪（VLTI）进行观测，以测量恒星表面的近红外直径。同时VLBA观测SiO脉泽发射对这Mira星进行探测的结构和动力学的星周大气。我们的近红外测量表明，直径的变化与光度周期一致。SiO脉泽发射似乎是在$\sim$ 2恒星半径的距离（$Θ_{\rm UD} \sim$ 10.7 mas，$Θ_{\rm SiO} \sim$ 20 mas，都在恒星相位$\sim$ 0.7），并显示出一个环状结构内的星团分布。
2003-09-15 astro-ph
HD 75289Ab revisited - Searching for starlight reflected from a hot Jupiter
目标。我们试图探测从热木星反射的星光，围绕主序星HD 75289 Ab运行。我们报告了另一个研究小组以前提出的这个行星系统的观测结果的修订分析。方法.我们分析高精度，高分辨率的光谱，收集了四个晚上使用UVES在VLT/UT 2，通过数据合成。我们试图解释我们的数据使用不同的大气模型热彗星。结果我们没有发现任何反射光的证据，因此，在99.9%的显著性水平上建立了行星-恒星通量比的修订上限。在高轨道倾角下，获得最佳灵敏度，我们可以将相对反射辐射限制在e = 6.7 x 10-5（假设为灰色椭圆函数）和e = 8.3 x 10-5（假设为IV类函数）以下。这意味着，在行星半径为1.2 RJup的情况下，灰色的椭圆形和IV类椭圆形的几何椭圆形分别小于p = 0.46和p = 0.57。
2008-04-29 astro-ph
The VLT-FLAMES Survey of Massive Stars
大质量恒星甚大望远镜火焰巡天是欧洲南方天文台的一个大型方案，目的是了解不同金属丰度环境中的旋转混合和恒星质量损失，以便更好地限制大质量恒星的演化。我们收集了银河系和麦哲伦星云中800多颗恒星的高质量光谱。这种大小的样本是前所未有的，这是由第一台8米望远镜上的高分辨率，宽视场，多目标光谱仪实现的。我们开发了光谱分析技术，结合非LTE，线覆盖的模型大气，用于定量分析每颗恒星。大样本，结合理论的发展，产生了令人兴奋的新的见解，最大质量的恒星的演化。
2008-03-19 astro-ph
VLTI observations of AGB stars
我们报告了最近的观测AGB星获得的VLT干涉仪（VLTI）。我们说明在一般的干涉测量研究恒星大气和拱星信封的潜力，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势。我们报告的非Mira和Mira变星巨星的大气结构的研究。我们已经使用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。到目前为止，该项目包括对Mira星S Ori和RR Aql以及超巨星AH Sco的研究。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不确定性的内在比较观测的变星广泛分离的时间和恒星相位。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
6^Li in the atmosphere of GJ 117
本文介绍了活动K矮星GJ 117的高分辨率VLT UVES观测结果。6^Li的增强已经在高能太阳事件、一个色球活跃双星和几个矮晕星中得到证实。我们的分析揭示了在该源上检测到6^Li，其中6^Li/7^Li = 0.030+/-0.010。我们没有发现显着的贡献，从其他线路，包括钛I，在Li的配置文件GJ 117和模板星相似的光谱类型和金属丰度。我们讨论了6^Li产生的可能性，发现它是一致的活动水平的对象。
2005-09-09 astro-ph
Found: The missing blue opacity in atmosphere models of cool hydrogen white dwarfs
我们研究了氢的莱曼$ α$线的远红翼在纯氢组成的冷白矮星大气中的重要性。我们发现，这种吸收过程中占主导地位的所有重要来源的不透明度的蓝色部分的光谱的这些恒星。我们对冷DA/DC白矮星光谱的成功拟合表明，$\rm Ly α$线的远红翼是模型中缺失的不透明度的来源。我们新的纯氢大气模型很好地再现了在色-色图中观察到的冷白矮星序列，这表明必须重新审视最冷DC白矮星的大气组成。
2006-09-26 astro-ph
The lithium isotope ratio in the metal-poor halo star G271-162 from VLT/UVES observations
在VLT/Kueyen紫外可见光谱仪的调试中，获得了贫金属关闭星G271-162的高分辨率（R = 110.000）、甚高信噪比（>600）的光谱。使用1D流体静力学和3D流体动力学模型大气，锂同位素比已估计从LiI 670.8 nm线通过光谱合成。从未混合的KI、CaI和FeI谱线确定了必要的恒星谱线展宽（1D：宏观湍流+旋转，3D：旋转）。3D线轮廓与观察到的轮廓非常吻合，包括特征线不对称性。1D和3D分析都揭示了在G271-162中可能检测到6Li，6Li/7 Li = 0.02 +-0.01（一个西格玛）。讨论了G271-162中的6Li含量比类似晕星HD 84937中的6Li含量少是否可能是由于恒星质量和/或金属丰度的差异，或者它是否反映了ISM中Li同位素比在给定金属丰度下的内在散射。
2000-04-18 astro-ph
Ca isotopic anomaly in the atmospheres of Ap stars
我们目前的Ca分层分析的结果在21个磁性化学奇特（Ap）星的大气。这一分析是根据与8米VLT望远镜相连的UVES摄谱仪进行的光谱观测结果进行的。钙被发现是强烈的分层在所有的恒星具有不同的有效温度和磁场强度。该元素在logtau_5000~-1以下过量1-1.5 dex，在logtau_5000=-1.5以上强烈贫化。基于整体Ca丰度分布，我们模拟了IR-三重态Ca II 8498线的轮廓。它显示了重同位素46 Ca和48 Ca的重要贡献，它们占太阳Ca同位素混合物的不到1%。在表面磁场相对较小（<= 4-5 kG）的Ap星中，轻的40 Ca同位素集中在光球层附近，而重的同位素则被推向外层。同位素分离在磁场超过6-7 kG的恒星大气中消失。所观察到的整体钙分层和同位素异常可以解释由辐射驱动的扩散和光致漂移的联合作用。
2007-03-13 astro-ph
The cool atmospheres of the binary brown dwarf eps Indi B
我们已经拍摄了$ε$ Indi B，已知的最近的褐矮星双星，在VLT的三个窄带中红外带通位于8.6 $μ$ m，10.5 $μ$ m和11.3 $μ$ m。我们能够在空间上解决这两个组件，并确定准确的中红外测光两个组件独立。特别是，我们的VISIR观测探测NH $_3$功能在较冷和较热的棕矮星的大气。这是第一次，我们可以解开这两个组件的贡献，并发现我们的$ε$ IndiBb的光度测量与最近的"无云“大气模型具有良好的一致性$T_\mathrm{eff}=800$ K的有效温度。对于$ε$ Indi系统，假设年龄为1 Gyr，组分Ba与$T_\mathrm{eff} \approx 1100$ K而不是$T_\mathrm{eff}=1200$ K更一致，如由组合的$ε$ Indi B系统的SPITZER光谱观测所表明的（Roellig等人，2004年）。甚至更高的有效温度似乎与我们的绝对测光不一致，因为它们意味着棕矮星$ε$ IndiBa的非物理小尺寸。
2005-05-02 astro-ph
Geometry reconstruction of fluorescence detectors revisited
荧光观测实验技术用于目前和计划中的旨在了解超高能宇宙射线起源的空气簇射实验。在荧光技术中，簇射的几何形状是根据望远镜探测到的信号的视角和到达时间之间的相关性来重建的。将信号与不同淋浴器几何形状的预期信号进行比较，并确定最佳拟合几何形状。预期信号的计算通常基于由基本几何考虑激发的相对简单的函数。该函数基于光发射和通过大气传播过程的某些假设。例如，假设荧光以真空光速传播。我们调查这些假设的有效性，并提供可用于几何重建的校正。研究了其对重建参数的影响。这些结果也与混合观测有关，其中簇射同时由荧光和表面探测器记录。
2007-08-29 astro-ph
Fluorine in AGB Carbon Stars Revisited
利用分子HF（1-0）R9谱线2.3358 $μ$ m对银河系AGB三颗碳星（TX Psc，AQ Sgr和R Scl）的氟丰度进行了再分析。高分辨率（R $\sim 50000$）和高信噪比光谱获得的CRIRES摄谱仪和VLT望远镜或从NOAO档案（TX Psc）已被使用。我们的丰度分析使用了最新一代的MARCS模型大气冷富碳恒星。利用LTE中的光谱合成，我们得出了这些恒星的氟丰度，相对于Jorissen、Smith和Lambert（1992）以前的唯一估计值，它们平均系统地低了$\sim 0.8$ dex。这种差异的可能原因进行了探讨。我们得出结论，这种差异可能依赖于与C-轴承分子（CN和C $_2$）的混合，这在以前的研究中没有得到适当的考虑。新的F丰度与低质量AGB星的全网络恒星模型的预测更一致。这些模型还再现了采样恒星中的$s$过程元素分布。这一结果，如果证实在一个更大的样本AGB星，可能会减轻目前的困难，以解释最大的[F/O]比发现Jorissen等人。特别是，它可能没有必要寻找替代核链影响生产的F在AGB星。
2008-12-16 astro-ph
Atomic diffusion and mixing in old stars II. Observations of stars in the globular cluster NGC 6397 with VLT/FLAMES-GIRAFFE
最近在球状星团NGC 6397（[Fe/H]=-2）中发现了表面重元素丰度的演化趋势，表明这些恒星中存在原子扩散作用。这种趋势构成了重要的限制，在何种程度上扩散修改的内部结构和表面的太阳型，贫金属恒星的丰度。我们执行一个独立的检查的现实和大小的丰度变化，在这个贫金属球状星团。观测数据覆盖一个大的恒星样本，位于集群的关闭点和红巨星分支的基础之间，均匀分析。光谱数据由VLT-UT 2上的中高分辨率光谱仪FLAMES/GIRAFFE获得。我们从巴耳末线的轮廓拟合和应用色温校准Strömgren紫外和宽带BVI光度法获得独立的有效温度尺度。一个自动化的光谱分析代码一起使用网格的MARCS模型大气，以获得恒星表面的镁，钙，钛和铁的丰度。我们系统地确定了更高的铁丰度的演化恒星。与我们样本中最冷、最进化的恒星相比，关闭点恒星表面铁的丰度低0.13dex。有一个强有力的迹象表明，在镁类似的趋势，而钙和钛的丰度更均匀。在合理的误差范围内，所获得的丰度趋势与恒星结构模型的预测，包括扩散过程（沉降，悬浮），如果额外的湍流混合下面的外对流区包括在内。
2008-09-01 astro-ph
The VLT-FLAMES survey of massive stars: Evolution of surface N abundances and effective temperature scales in the Galaxy and Magellanic Clouds
我们提出了一个高分辨率的VLT火焰光谱的61个B型恒星的光谱相对窄线位于4个领域集中在银河系星团：NGC 3293和NGC 4755和大，小麦哲伦星系团：NGC 2004和NGC 330。对每个物体都使用非LTE模式大气代码TLUSTY进行了定量分析，从而确定了其大气参数和主要金属种类（C、N、O、Mg、Si、Fe）的光球丰度。讨论的结果与我们以前的工作有关的3个年轻的星系团在这些星系中; NGC 6611，N11和NGC 346特别注意的氮丰度，这是一个重要的探针的作用，旋转的恒星的演化。这项工作与年轻的星团一起提供了三个星系中超过100颗B型恒星的丰度和大气参数的一致数据集。我们提供了有效的温度尺度的B型矮星在所有三个星系和巨人和超巨星的SMC和LMC。在每一个星系的依赖光度之间的三个类与未进化的矮天体具有显着更高的有效温度。SMC和银河系矮天体之间存在金属丰度依赖关系，虽然LMC恒星仅比SMC恒星稍冷，但它们比银河系的对应恒星热得多。
2007-06-12 astro-ph
First Stellar Abundances in NGC 6822 from VLT-UVES and Keck-HIRES Spectroscopy
我们首次获得了矮不规则星系NGC 6822中单个恒星的高分辨光谱。这两颗A型超巨星的光谱是分别在VLT和凯克天文台使用UVES和HIRES获得的。详细的模型大气分析已被用来确定其大气参数和元素丰度。这两颗恒星的平均铁丰度为$<$ [Fe/H] $>=-$ 0.49 $\pm$ 0.22（{ \it $\pm$ 0.21}），而Cr的丰度也同样不足，$<$ [Cr/H] $>=-$ 0.50 $\pm$ 0.20（{ \it $\pm$ 0.16}）。这证实了NGC 6822的金属丰度略高于SMC，也是首次测定NGC 6822中现今的铁族丰度。恒星氧的平均丰度为12+log（O/H）=8.36 $\pm$ 0.19（{ \it $\pm$ 0.21}），与星云氧的结果符合得很好。氧的丰度与铁相同，$<$ [O/Fe] $>$ =+0.02 $\pm$ 0.20（{ \it $\pm$ 0.21}）。这个O/Fe比与麦哲伦星云中的非常相似，这支持了在这些质量较低的星系中化学演化发生得更慢的观点，尽管O/Fe比也与在银河系盘中相对贫金属的恒星中观察到的一致。结合所有可用的NGC 6822丰度观测结果显示，丰度与银河系中心距离没有趋势。然而，最高质量数据的一个子集与径向丰度梯度一致。
2000-09-13 astro-ph
The eclipsing bursting X-ray binary EXO 0748-676 revisited by XMM-Newton
XMM-Newton在最初的校准和性能验证（CAL/PV）阶段对低质量X射线双星EXO 0748-676进行了多次观测。我们在这里提出的EPIC相机的观测结果。除了几个I型X射线爆发，源显示出高度的可变性与软耀斑的存在。XMM-牛顿的宽能量覆盖范围和高灵敏度允许第一次详细描述的光谱变化。该源被发现是中心（~2 × 10^8 cm）康普顿化发射的叠加，最有可能是围绕着吸积盘内边缘的日冕，与更广泛的（~3 × 10^10 cm）热晕相关，典型温度为~0.6 keV，表明存在非太阳丰度。源的大部分变化可以通过仅影响中心康普顿化组分的可变吸收来解释，吸收可达NH ~1.3 10^23 cm^{-2}。周围的晕的特性被发现兼容的吸积盘，由于系统的高倾角的中心发射拦截照射的气氛。
2000-11-09 astro-ph
NLTE Analysis of the Ultra-short Period White-dwarf Binary RX J0806.3+1527
RX J0806.3+1527被怀疑是一颗双简并的白矮星。我们目前的第一个结果，我们的NLTE分析其光谱。VLT/FORS 1的数据显示了一个复合光谱组成的蓝色连续谱和叠加的发射线的HeII皮克林系列，并可能，H巴耳末系。我们的模型是基于热的白矮星大气层，并包括照明效果的二级恒星。物理参数和化学丰度的比较所观察到的光谱与网格的模型大气提供了限制的真实性质，这个神秘的二进制和迄今提出的模型。
2005-01-13 astro-ph
A comparison of chemistry and dust cloud formation in ultracool dwarf model atmospheres
亚恒星物体的大气层包含氧化物、铁、硅酸盐和其他难熔凝聚物的云。在最冷的物体中预计会有水云。这些“尘埃”云的不透明度强烈影响大气温度-压力分布和出射通量。因此，任何试图模拟这些大气光谱的尝试都必须结合云模型。然而，大气模拟中云模型的多样性很大，并且并不总是清楚各种模型的底层物理如何比较。同样，不同建模方法的观测结果可能被其他模型差异所掩盖，这使得客观比较具有挑战性。为了阐明建模方法的现状，本文在两组测试中比较了五种不同的云模型。测试用例1测试尘埃云模型为一个规定的L，L-T，和T-矮大气（温度T，压力p，对流速度vconv）结构。测试用例2比较了给定（有效温度Teff，表面重力log g）的完整模型大气结果。所有模型都同意全球云结构，但在不透明度相关的细节上有所不同，如颗粒大小，尘埃量，尘埃和气相成分。合成光度通量的比较转化为我们的L-矮星（T-矮星）测试案例的视星等的建模不确定性为0.25 < Δm < 0.875（0.1 < Δm M 1.375），考虑到2 MASS，UKIRT WFCAM，Spitzer IRAC和VLT VISIR滤波器，UKIRT WFCAM是模型中最具挑战性的。（abr.）
2008-09-24 astro-ph
Ciao? Adios!
在“球状星团天文学新视野”会议上（帕多瓦，2002年6月），VLT球状星团小组的两名成员对星族II恒星中重元素沉积的重要性提出了不同的观点：“由于缺乏球状星团亚巨星大气中Fe和Li耗尽的证据，一些人怀疑，由于未知的原因，星族II恒星不受这种机制的影响。（Castellani，2003年）和“应该有某种防止沉积的机制。（Gratton 2003）。在这篇评论中，我认为这两种说法背后的怀疑是有道理的。最近，我们使用更高质量的VLT/FLAMES-UVES数据（Korn et al. 2006，2007）重新审视了Gratton et al.（2001）提出的NGC 6397恒星的沉积结果。元素特定的丰度趋势，同意原子扩散的预测，如果对流信封下面的湍流混合是占在一个参数化的方式。因此，我们是否检测到了老恒星中原子扩散（ADIOS）的特征？或者这些趋势仅仅是天文观测中的阴谋不准确（CIAO）的人工制品？
2007-11-05 astro-ph
The VLT-FLAMES Survey of Massive Stars: Stellar parameters and rotational velocities in NGC3293, NGC4755 and NGC6611
本文分析了三个星系团NGC 3293、NGC 4755和NGC 6611的VLT火焰光谱。非LTE模式大气计算已被用于估计有效温度（从氦光谱或硅电离平衡）和重力（从氢光谱）。投影旋转速度已经从氦光谱（对于快速和中等旋转体）或金属线光谱（对于慢速旋转体）推导出来。观测到的赫兹-罗素图与理论预测进行了比较，并讨论了一些差异，包括主序星光度的差异。星系团年龄已经被推断出来，所有三个星系团都有非同时代恒星形成的证据。在较老的星系团，NGC 3293和NGC 4755，预计旋转速度的目标，已被发现系统大于那些领域，确认最近的结果，在其他类似的年龄集群。投影旋转速度的分布与固有旋转速度的高斯分布一致。对于较老的星团NGC 3293和NGC 4755中相对未演化的目标，速度分布的峰值将为250 km/s，半高宽约为180 km/s。对于NGC 6611，样本量相对较小，但意味着平均旋转速度较低。这可能是由于角动量损失通过恒星风的自旋下降效应的证据，虽然我们的结果是一致的非常年轻的高质量恒星。对于这三个星团，我们推导出了伽马值在-1.5到-1.8范围内的现代质量函数，这与银河系中其他年轻的星团相似。
2006-06-16 astro-ph
The VLT-FLAMES survey of massive stars: rotation and nitrogen enrichment as the key to understanding massive star evolution
旋转已经成为大质量恒星演化模型中的一个重要元素，特别是通过预测旋转混合。在这里，我们研究了一个样本的恒星，包括快速旋转，以约束这样的模型，并使用氮富集作为探针的混合过程。利用非LTE TLUSTY模式大气网格，估算了大麦云云中135颗自转速度高达~ 300 km/s的早期B型星的化学成分（C、N、O、Mg和Si）。演化模型，包括旋转混合，已产生试图重现这些意见，通过调整过冲和旋转混合参数，并产生合理的协议与我们的核心氢燃烧样品的60%。我们发现（不包括已知的双星）一个显着的人口的高度富氮的本征慢旋转vsini小于50公里/秒与我们的模型不兼容（约20%的样本）。此外，虽然我们发现与模型一致的富集的快速旋转体，但相对未富集（进一步~20%的样品）的进化（log g小于3.7dex）快速旋转体的观察挑战了旋转混合的概念。我们还发现，70%的蓝超巨星样本不能直接从氢燃烧的主序星演化而来。留给我们的是一幅图景，在那里，为了理解一群大质量主序星的表面特性，需要调用双星性，也许还需要化石磁场。
2008-02-18 astro-ph
Tests of stellar model atmospheres by optical interferometry IV: VINCI interferometry and UVES spectroscopy of Menkar
我们目前的K波段干涉和光学光谱观测Menkar获得的仪器VINCI和UVES在Paranal天文台。通过与我们的干涉和光谱数据的比较，球对称的PHOENIX恒星模型大气被约束，并且获得了高精度的Menkar基本参数。我们在可见度函数的第一和第二瓣中的高精度VLTI/VINCI观测直接探测了K波段和恒星角直径中的临边暗化效应的模型预测强度。UVES的高光谱分辨率使我们能够面对观察到的和模型预测的原子线和分子谱带的轮廓。我们表明，我们推导的PHOENIX模型的Menkar大气是一致的，在近红外K波段的边缘暗化的测量强度和选定的原子线和TiO带头周围的光谱带的配置文件。然而，在我们的高光谱分辨率的详细水平上，观测光谱和合成光谱之间存在明显的差异。我们得到的Rosseland角直径Theta_Ross=12.20 mas pm 0.04 mas。与依巴谷视差一起，它对应于R_Ross=89 pm 5 R_sun，并与热辐射通量一起T_eff=3795 K pm 70 K.我们的方法说明了结合干涉测量和高分辨率光谱学来约束和校准恒星模型大气的能力。同时协议的模型大气与我们的干涉和光谱数据增加了信心，在这个明星的建模的可靠性，而差异的详细水平的高分辨率光谱可以用来进一步改善基础模型。
2006-10-05 astro-ph
