Phase Closure Image Reconstruction for Future VLTI Instrumentation
传统上，光学和近红外干涉测量依赖于闭合相位技术来产生图像。这些技术使我们能够实现适度的动态范围。为了测试下一代光学干涉仪的VLTI光谱成像仪（VSI）的背景下的可行性，我们已经开始了图像重建和分析的研究。我们的主要目的是测试望远镜的数量，观测夜晚和可见点的分布对重建图像质量的影响。我们的研究结果表明，在一个完整的夜晚使用六个辅助望远镜（AT）进行观测通常会产生最好的结果，并且在大多数科学案例中至关重要;望远镜的数量是图像重建结果的决定因素。在成像能力方面，一个光学，六望远镜VLTI型配置和~200米基线将实现4 mas的空间分辨率，这是与ALMA相当，几乎50倍于JWST将实现2.2微米。我们的研究结果表明，这样的仪器将能够成像，前所未有的细节，过多的来源，从复杂的恒星表面微透镜事件。
2008-10-02 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
Interferometric data reduction with AMBER/VLTI.Principle,estimators and illustration
本文提出了一种新的单模干涉测量数据处理方法。它是专门为AMBER仪器，即甚大望远镜干涉仪的三光束组合器而开发的，但也可以用于任何单模干涉仪。该算法是基于在检测器平面中的条纹的直接建模。因此，需要对仪器进行初步校准，以便获得校准矩阵，该校准矩阵建立干涉图和干涉可观测值（即复可见度）之间的线性关系。一旦校准程序已经执行，信号处理似乎是一个经典的线性逆问题的最小二乘确定。从复能见度的估计，我们推导出平方能见度，关闭相位和光谱微分相位。数据简化过程被收集到所谓的amdlib软件中，该软件现在可供社区使用，并在本文中介绍。此外，这个原始算法的每一个步骤都说明和讨论了各种天空观测与VLTI进行，重点是数据质量的控制和有效执行的数据简化程序。我们指出，目前有限的性能的仪器，由于VLTI仪器的振动，难以校准。
2006-03-02 astro-ph
First direct detection of a Keplerian rotating disk around the Be star $α$ Arae using the VLTI/AMBER instrument
目标。我们的目标是研究的几何形状和运动学的磁盘周围的Be星$α$ Arae作为波长的函数，特别是跨Br $γ$发射线。本文的主要目的是回答关于Be星周围盘旋转的性质的问题。方法.我们使用的VLTI/AMBER仪器在K波段工作，提供了一个增益的空间分辨率的一个因素5相比，以前的VLTI/EMPER观测。而且，将AMBER提供的高角分辨率与（中等）光谱分辨率相结合，可以研究盘内部的运动学，并推断其旋转规律。结果我们获得的第一次直接证据表明，磁盘是在开普勒旋转，回答了一个问题，因为第一个被发现的恒星$γ$ Cas的父亲塞基在1866年。我们还提出了全球的磁盘的几何形状表明，它是兼容的薄磁盘+极地增强风建模的SIMECA代码。我们发现，磁盘周围的$α$ Arae与密集的赤道物质局限在中心区域，而极地风是沿着中心恒星的旋转轴的贡献是兼容的。在这两个区域之间，密度必须足够低，以再现四个VLTI基线中的两个基线获得的大可见度模数（小扩展）。此外，我们得到$α$ Arae旋转非常接近它的临界旋转。这种情况也与以前的测量兼容。
2006-06-16 astro-ph
VITRUV - Imaging close environments of stars and galaxies with the VLTI at milli-arcsec resolution
VITRUV项目的目标是向社会提供年轻恒星、活动星系和演化恒星等致密源环境的毫角秒光谱图像。这种基于集成光学技术的VLTI第二代仪器能够将来自VLT望远镜的4至8个光束组合在一起。它主要工作在近红外波段，将提供中高光谱分辨率，并最终提供偏振分析。本文总结了OPTICON计划的联合研究活动先进仪器的概念研究的结果。
2005-07-10 astro-ph
GRAVITY: The AO-Assisted, Two-Object Beam-Combiner Instrument
我们提出了红外自适应光学（AO）辅助，两个目标，高通量，多光束组合器的VLTI的重力的建议。该仪器将优化用于对暗淡的红色物体进行相位参考干涉成像和窄角天体测量。根据科学驱动因素，我们分析了VLTI基础设施，并随后得出了最佳仪器的要求和概念。分析可以概括为需要最高的灵敏度，相位参考成像和天体测量的VLTI光束中的两个对象，和红外波前传感。因此，我们提出的仪器允许微弱的，红色的对象与其内部红外波前传感器的观测，推动通过限制在低和中等光谱分辨率的K波段观测的光通量，并完全封闭在低温恒温器中，以获得最佳的背景抑制和稳定性。因此，我们的仪器将大大提高VLTI的灵敏度，超过目前的能力。由于每个望远镜光束有两个光纤，重力不仅可以同时观测两个物体，而且还将UT的天体测量精度提高到10微弧秒，并为多达六个基线提供同步天体测量。
2005-08-29 astro-ph
First radius measurements of very low mass stars with the VLTI
e表示用VLTI使用2.2微米VINCI测试仪器测量的4颗极低质量恒星半径。观测是在104米基线试运行期间用两台8米望远镜进行的。我们测量的角直径为0.7-1.5质量，精度为0.04-0.11质量，光谱类型范围从M0 V到M5.5V。我们确定一个经验的质量半径关系的基础上，所有可用的半径测量M矮星。在目前的精度水平上，观测到的关系与理论模型吻合得很好，可能存在0.5-0.8 Msolar左右的差异，需要加以确认。在不久的将来，几十个M矮星的半径将以0.1-1%的精度测量，VLTI，这要归功于近红外仪器AMBER的改进。这将对大气和内部物理学带来强有力的观测约束。
2002-11-29 astro-ph
Measuring starspots on magnetically active stars with the VLTI
我们目前的可行性研究，直接图像恒星表面的功能，这是由磁活动，与甚大望远镜干涉仪（VLTI）。我们专注于晚型磁活动星，其表面上的星点分布已推断从光度和光谱成像分析。在连续的旋转周期中，对表面斑点演变的研究将允许首次直接测量（除了太阳之外）作为磁发电机过程核心成分的差异旋转。VLTI将提供高达200米的基线，以及两台用于近红外和中红外波长干涉测量研究的科学仪器。成像能力将通过闭合相技术实现。我们的结论是，一个现实的模拟冷表面斑点可以检测到恒星的角直径超过2质量使用VLTI与第一代仪器琥珀。然后可以以合理的精度导出光斑参数。我们讨论的知识缺乏所需的角大小的磁活性恒星，特别是在南半球，是目前的限制VLTI观测这些表面特征。
2002-06-06 astro-ph
First astrophysical results from AMBER/VLTI
安装在甚大望远镜（VLT）上的琥珀仪器将来自许多望远镜的三束光束结合在一起，在近红外线中产生毫角秒角尺度的光谱分散条纹。安装两年后，由于VLTI的一些限制，在科学演示时间和保证时间内进行了首次科学观测，主要是对亮源进行观测。在本文中，我们回顾了这些第一个天体物理学的结果，我们展示了哪些类型的全新的信息是由琥珀。第一个天体物理学的结果主要集中在恒星风的结构，运动学，以及它与尘埃的相互作用通常集中在一个磁盘。由于AMBER大大增加了每个基线的测量数量，尽管每个对象的（u，v）覆盖率相对较低，但该仪器对形态和模型带来了很强的约束。
2006-06-20 astro-ph
Near-IR Spectrograph for VSI (VLTI Spectro Imager): dispersing the light from an integrated optics beam-combiner
介绍了第二代近红外（J、H、K波段）VLTI干涉仪VSI（VLTI Spectro-Imager）光谱仪的光学和低温力学解决方案。该摄谱仪的特点是集成光学（IO）光束组合器，这是一个位于低温恒温器内部的小型精密组件，使VSI能够相干组合4，6甚至8个望远镜。光学器件经过专门设计，可使IO合束器输出与IR探测器相匹配，同时保留所需的空间和光谱采样以及所需的条纹间距。一个紧凑的设备，使我们能够互换光谱分辨率（从R=200到R=12000），也提出。
2008-07-10 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
Calibrating the Cepheid Period-Luminosity relation with the VLTI
VLTI是用Baade-Wesselink方法测量附近造父变星距离的理想仪器，可以精确地重新校准造父变星的周期-亮度关系。然而，这种测量所要求的高精度，只有考虑到临边暗化的影响，以及它对造父变星脉动的依赖性，才能达到。在这里，我们提出了我们的新方法来计算相位和波长相关的临边暗化配置文件，基于流体动力学模拟的经典造父变星大气。
2002-04-09 astro-ph
High angular resolution N-band observation of the silicate carbon star IRAS08002-3803 with the VLTI/MIDI instrument
利用欧洲南方天文台（ESO）甚大望远镜干涉仪（VLTI）的中红外干涉仪对硅酸盐碳星IRAS 08002 -3803进行了N波段光谱干涉观测。观测是使用两台单位望远镜（UT 2和UT 3）进行的，预计基线长度为39至47米。我们对IRAS 08002 -3803的观测首次在空间上解析了硅酸盐碳星的尘埃环境，并揭示了N波段角尺寸的意外波长依赖性：均匀盘直径被发现是恒定的，约为36质量（72 Rstar），而在13微米处，它向10微米的纵向急剧增加，达到~53 mas（106 Rstar）。模型计算与我们的Monte Carlo辐射转移代码表明，无论是球壳模型或轴对称盘模型组成的硅酸盐颗粒单独可以同时解释所观察到的波长依赖性的可见度和光谱能量分布（SED）。我们建议，IRAS 08002 -3803的拱星环境可能包括两种颗粒物种共存的磁盘：硅酸盐和第二种颗粒物种，我们认为无定形碳，大硅酸盐颗粒，金属铁颗粒。与我们的模型所观察到的vibration和SED的比较表明，这样的磁盘模型可以相当-虽然不完全令人满意-重现所观察到的SED和N带vibration。我们的红外观测和辐射转移计算支持这样一种观点，即IRAS 08002 -3803周围的富氧物质储存在围绕富碳主星及其假定的低光度伴星的环联盘中。
2005-09-26 astro-ph
Near-Infrared interferometry of Eta Carinae with high spatial and spectral resolution using the VLTI and the AMBER instrument
我们提出了第一个近红外光谱干涉法的LBV Eta船底座。K波段的观测是用ESO甚大望远镜干涉仪的AMBER仪器进行的，该仪器使用三台8.2米单位望远镜，基线从42米到89米。这项工作的目的是研究埃塔车的光学厚风区的波长依赖性与高空间分辨率为5质量（11 AU）和高光谱分辨率。中等光谱分辨率观测（R= 1，500）是在HeI 2.059微米和Br γ 2.166微米发射线附近的波长范围内进行的，高光谱分辨率观测（R= 12，000）仅在Br γ线区域内进行。在K波段连续谱中，埃塔车光学厚风区的直径为4.0 +/-0.2质量（高斯半高宽，拟合范围28- 89米）。如果我们将Hillier等人（2001）的模型粒子数与观测到的琥珀粒子数拟合，我们在2.17微米连续谱、HeI和Br γ发射线中分别得到4.2、6.5和9.6质量的50%包围能量直径。在Br伽马线附近的连续区中，发现了沿120+/-15度位置角的伸长，这与van Boekel等人（2003年）先前的VLTI/VINCI测量结果一致。我们比较了测量到的粒子数与Hillier等人（2001）的辐射转移模型的预测，发现两者吻合得很好。此外，我们还讨论了假设的热联星伴星的可探测性。对于非零的微分和关闭相位内测量的Br伽马线的解释，我们提出了一个简单的几何模型的倾斜，纬度相关的风区。我们的观测结果支持各向异性风的理论模型，从快速旋转，明…
2006-09-26 astro-ph
System overview of the VLTI Spectro-Imager
VLTI光谱成像仪项目的目标是以1夜的时间分辨率和1毫角秒的最大角分辨率进行成像，充分利用甚大望远镜干涉仪的能力。为了实现科学目标（见加西亚等。等人），系统要求是：a）组合4至6个光束; b）在J、H和K光谱带工作; c）光谱分辨率从R = 100至12000;以及d）与PRIMA双光束设施相关联时，轴上或离轴的内部条纹跟踪。VSI的概念包括6个子系统：一个共同的路径分配之间的条纹跟踪器和科学仪器的光，条纹跟踪器确保同相的阵列，科学仪器提供的干涉观测和校准工具提供内部对齐和干涉校准源。剩下的两个子系统是控制系统和观测支持软件，专门用于减少干涉测量数据。本文提出了VSI科学路径的总体概念，包括公共路径、科学仪器和校准工具。还描述了使用一组集成光学多路合束器的科学组合，以提供高稳定性的可见度和闭合相位测量。最后，我们将讨论全球VSI仪器的性能预算。条纹跟踪仪和科学摄谱仪将很快描述。
2008-07-22 astro-ph
Fringe Tracker for the VLTI Spectro-Imager
在超大望远镜干涉仪（VLTI）上同时组合几个望远镜（从4到8个）将使新一代干涉仪仪器以前所未有的分辨率和效率实现干涉图像合成。VLTI光谱成像仪（VSI）是拟议中的第二代用于甚大望远镜干涉仪的近红外多光束仪器，具有三个波段操作（J、H和K）、高角分辨率（低至1.1毫角秒）和高光谱分辨率。VSI将配备自己的内部条纹跟踪器（FT），该跟踪器将测量和补偿大气扰动对相对光束相位的影响，从而为科学组合器提供稳定和长期的观测条件，最低可达K=13。在其基线配置中，VSI FT旨在从一开始就在六个基线上的六个望远镜的最近邻方案中实现最小冗余组合，从而提供更好的选择，以抑制每个光束上的大强度或相位波动。FT光束组合器的平面几何解决方案被设计为可以容易地扩展到四个或八个望远镜，根据VSI考虑的三个阶段的发展。提出的设计，最小冗余组合和散装光学解决方案的基础上，描述了光机械的概念，性能和关键操作方面。
2008-07-10 astro-ph
Modeling of Alpha Cen and Procyon using VLTI observations
我们提出了一种新的方法来模拟附近的恒星Alpha Cen A & B和南河三A使用asteroseismic和干涉约束。使用安装在VLT干涉仪（VLTI）上的VINCI仪器，测量了半人马座α系统的角直径，相对精度分别为0.2%和0.6%。从这些值，我们推导出线性半径R[A] = 1.224 +/- 0.003 R_sun和R[B] = 0.863 +/- 0.005 R_sun。这些半径与Thevenin等人（2002年）的模型非常一致，该模型使用星震频率作为约束条件（Bouchy & Carrier 2001; Bouchy & Carrier 2002）。用同样的仪器，我们还测量了南河三A的角直径。使用依巴谷视差，我们获得2.048 +/- 0.025 R_sun的线性半径。我们使用这一结果与光谱和光度的限制，这颗星的CESAM代码模型。我们还计算了南河三A模型的绝热振荡谱，给出了平均大频率间隔Δ nu_0 = 54.8 uHz，与Martic等人（2001）的地震观测结果一致。我们的模型倾向于南河三A的质量在1.4M_sun左右。
2003-12-11 astro-ph
Integrated optics for astronomical interferometry - VI. Coupling the light of the VLTI in K band
我们的目标是证明集成光学（IO）不仅是一个很好的概念，天文干涉测量，而且是一个高性能的工作技术。我们使用了专用的K波段集成光学双望远镜合束器获得的调试数据，该合束器现在取代了VLTI/VINCI仪器中的光纤耦合器MONA。我们的行为特征的IO设备，并比较其性能与其他单模光束组合器，如以前使用的MONA光纤耦合器。IO合路器提供高光吞吐量，对比度为89%，夜间稳定性为百分之几。即使存在色散相位，我们表明，它不偏测傅立叶可见度估计。线偏振态之间的串扰的上限为0.005已被测量。本文利用内禀对比度稳定性的优点，通过同时拟合仪器对比度和视恒星直径，检验了一种新的标定简单恒星直径的天文方法。这种方法达到了精度与以前的顺序的直径误差，但不需要一个已知的校准器。这些结果是集成光学的重要一步，并为即将到来的成像干涉仪项目铺平了道路。
2005-12-21 astro-ph
Data reduction methods for single-mode optical interferometry - Application to the VLTI two-telescopes beam combiner VINCI
我们在本文中描述的干涉数据处理方法使用了一些创新的技术。特别是，小波变换的实施使我们能够获得良好的免疫力的条纹处理的错误检测和大幅度扰动的大气活塞效应，通过仔细的，自动化的选择的干涉图。为了演示数据简化过程，我们描述了VINCI光束组合器的恒星数据样本的处理和校准。从原始数据出发，我们推导出了矮恒星半人马座α A的角直径。虽然这些方法是专门为VINCI开发的，但它们很容易适用于其他单模合束器和光谱色散条纹。
2004-06-28 astro-ph
First results from the ESO VLTI Calibrators Program
欧洲南方天文台的甚大望远镜干涉仪（VLTI）是最先进的干涉测量设备之一。它配备了几个8.2米和1.8米望远镜，大量的基线高达200米，并有几个子系统，旨在实现高质量的测量，并大大提高目前可用于长基线干涉测量的灵敏度极限。只有在有一套一致的高质量校准品的情况下，才能充分利用VLTI的科学潜力。为此，在VLTI的调试阶段，已经获得了大量潜在校准器的观测结果。这些数据是公开的。我们简要地描述了干涉仪，VINCI仪器用于观测，从采集到处理结果的数据流，我们提出并评论收集和仔细检查的观测量。结果是191个校准器候选者的列表，其中总共12066个观测结果可以被认为具有令人满意的质量。我们提出了一个一般的统计分析这个样本，作为一个起点，以前在文献中提供的角直径，我们得到的VLTI传递函数的一般特性，其趋势与时间在2001年至2004年中期。第二篇论文将致力于一个选定的样品的详细调查，旨在建立一个基于VLTI的校准品的均匀系统。
2005-01-25 astro-ph
First AMBER/VLTI observations of hot massive stars
AMBER是VLTI的第一台近红外焦平面仪器。它结合了三个望远镜，并产生光谱分辨干涉测量。本文讨论了在中等（1500）和高（12000）光谱分辨率下用三台单位望远镜对琥珀进行首次科学观测的一些初步结果。我们得出的第一组约束的结构上的拱星材料周围的沃尔夫Rayet Gamma2 Velorum和LBV Eta船底座。
2005-09-08 astro-ph
VLTI/VINCI observations of the nucleus of NGC 1068 using the adaptive optics system MACAO
利用超大望远镜干涉仪（VLTI）和两台8.2m单位望远镜UT 2和UT 3首次对原型Seyfert 2星系NGC 1068进行了近红外K波段长基线干涉测量，测量分辨率为λ/B10 mas。采用自适应光学系统MACAO将波前校正光束传输到K波段调试仪器VINCI。NGC 1068在天空投影基线长度为45.8米，方位角为44.9度时测量到的平方可见度幅度为16.3 +/-4.3%。如果K带强度分布由单个高斯分量组成，则该值对应于在NGC 1068的距离处5.0 +/- 0.5 mas（0.4 +/- 0.04 pc）的K带强度分布的FWHM。考虑到K波段散斑干涉测量观测（Wittkowski et al. 1998; Weinberger et al. 1999; Weigelt et al. 2004），我们倾向于强度分布的多分量模型，其中一部分通量来自明显小于约5 mas（<0.4 pc）的尺度，另一部分通量来自更大的尺度。小尺度（< 5质量）的K带辐射可能来自尘埃核环的亚结构，或者直接来自仅通过中等消光观察的中心吸积流。
2004-03-20 astro-ph
VLTI/MIDI Observations of the Massive Protostellar Candidate NGC 3603 IRS 9A
我们使用VLTI的中红外干涉仪观测了位于NGC 3603星团外围约7 kpc距离处的大质量原恒星候选者IRS 9A。我们正在进行的分析表明，在所有观测到的基线上，望远镜几乎完全解析了该天体，但在9 $μ$ m以下，我们检测到能见度急剧上升。这一功能被建模为一个紧凑的热组件和解决温暖的信封，降低了在较长波长的相关通量的组合。扩展的包络线已经可以在两个望远镜的采集图像和双子座南望远镜的孔径掩蔽观测的补充数据中看到。它的形状是不对称的，这可能表明一个拱星盘倾斜的视线。紧凑的组成部分可能与这个（吸积）盘的内边缘。不相关的中红外光谱看起来没有什么特征，可能是由光学厚发射造成的，而没有来自盘大气的显著贡献。
2007-11-29 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
VSI: the VLTI spectro-imager
VLTI光谱成像仪（VSI）被提议作为甚大望远镜干涉仪的第二代仪器，为ESO社区提供光谱分辨的近红外图像，角分辨率低至1.1毫角秒，光谱分辨率高达R=12000。像K=13这样微弱的目标将被成像，而不需要更亮的附近参考物体。高角分辨率和高光谱分辨率的高动态范围成像的独特结合使一个科学方案能够为广大用户服务，同时为天文学的许多领域取得突破提供了机会，包括：探测年轻恒星AU尺度环境中行星形成的初始条件;对恒星表面的对流细胞和其他现象成像;绘制演化恒星、恒星残骸和恒星风的化学和物理环境;解开活动星系核和超大质量黑洞的中心区域。VSI将使用过去经过广泛测试的技术提供这些新功能，并且VSI在VLTI上几乎不需要新的基础设施。与此同时，VSI将能够最大限度地利用新的基础设施，例如，通过合并4，6和最终8个望远镜，通过在几分钟内测量每个波长通道中多达28个vibrium来实现快速成像。目前的研究集中在4望远镜版本上，升级到6望远镜版本。该仪器包含自己的条纹跟踪器和倾斜控制，以减少对VLTI基础设施的限制并最大化科学回报。
2008-07-07 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
Direct diameter measurement of a star filling its Roche Lobe: The semi-detached binary SS Leporis spatially resolved with VINCI/VLTI
在密近双星系统中，当一个组分充满零速表面或罗氏瓣时，从一个恒星到另一个恒星的质量转移强烈地影响着恒星演化。SS Lep是一颗距离相当近的近距离双星，显示出大陵五佯谬和壳层光谱，两者都表明（过去）的质量转移。为了研究传质过程及其演变的后果，我们的目标是在一个直接表征的空间尺寸的SS Lep的不同组成部分的红外干涉。利用VINCI/VLTI的K波段干涉观测和紫外到远红外的测光观测，用简单的几何模型解释了VINCI的光谱，并将光谱能量分布（SED）分解为A星、M星和尘埃壳/盘三个主要分量。从SED中我们发现K波段的主要辐射源是M星和星周环境。这两颗恒星都用VINCI观测进行了空间分辨，显示出多余的是环双星，并显示M星的大小等于它的洛希叶。我们的结论是，我们第一次直接解决了一个恒星填充其罗氏叶。由此产生的质量转移可能是（1）环双星尘埃盘的原因，我们在我们的观测中看到了热的内部区域的空间分辨率，（2）A星异常高的光度和（3）在紫外和光学光谱中看到的壳光谱。
2007-05-30 astro-ph
