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
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
Speckle Interferometry of Nearby Multiple Stars. IV. Measurements in 2004 and New Orbits
介绍了2004年10月在北京天文台6米望远镜上对104颗双星和6颗三星进行的散斑干涉观测结果。该计划主要观测附近的低质量恒星，其中59颗是最近由依巴谷天体测量卫星发现的新双星。与衍射极限位置测量同时，我们获得了154个可见光谱不同波段的双星和多星组件的亮度比测量。新的，第一次分辨的双星是共生星CH Cyg和一对红矮星GJ 913 = HIP 118212。此外，我们还计算了两个干涉系统的轨道参数：CN-巨星对HD 210211 = HIP 109281（P=10.7 yr）和G2 V-K2 V双星GJ 9830 = HIP 116259（P=15.7 yr）。
2007-12-17 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
Diffraction-limited 76 mas Speckle Masking Observations of the Core of NGC 1068 with the SAO 6m Telescope
我们首次对NGC 1068进行了K波段双谱散斑干涉测量，其角分辨率为76 mas（~5.5pc）。这种角分辨率使我们能够将测量到的通量仅归因于在无线电波长处看到的核源之一。观测到的可见度下降函数表明，占主导地位的中心核心可能不是一个未解决的点源，但稍微解决了一个半高宽直径约30 mas ~ 2 pc的假设高斯强度分布。这个质量为30质量的天体可能是核环和/或散射晕。我们讨论了不同的贡献所观察到的K带通量。在5 GHz和K波段之间，该分量的频谱接近nu^（1/3）比例。除了围绕NGC 1068核的热尘埃环的标准解释外，我们不能排除相当大一部分核通量通过散射晕到达我们的可能性。这将使我们能够确定核源的物理参数。
1997-11-21 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
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
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
New observational techniques and analysis tools for wide field CCD surveys and high resolution astrometry
本文的第一部分介绍了一种将图像反卷积应用于宽视场CCD图像的一般方法。结果表明，小波反褶积可以在不降低天体测量精度的前提下，将极限星等提高到0.6等，极限分辨率提高1个象元。第二部分提出了一种基于CCD快速漂移扫描的月掩星和散斑干涉观测新技术。这使得所有类型的专业和高端业余天文台都可以进行此类观测。对于LO，用CCD和红外子阵技术探测到了16个新的距离为2mas的双星，并获得了7mas范围内的恒星直径测量结果。实现了一种新的基于小波变换的LO抑制流水线。对于散斑，用CCD快速漂移扫描技术对四个定轨双星系统的观测数据进行了验证。分离度、位置角和星等差的计算结果与已发表的测量结果一致。本文介绍了一种由二元功率谱标定散斑传递函数的新方法。它不需要点源观测，从而更有效地利用观测时间。
2006-04-06 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
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
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
Prospects for the Determination of Star Orbits Near the Galactic Center
我们模拟了非常接近银河系中心的恒星自行的观测。我们表明，用凯克II望远镜做的散斑干涉测量是足够准确的，以获得轨道参数的恒星与周期P约10年在10个季节的天体测量观测一年一次。确定单个轨道将给出中心质量估计值，而现有的质量确定方法基于速度弥散测量，具有典型的不确定性。几年后，当凯克干涉仪投入运行时，将测量更高精度的轨道，并且在更靠近Sgr A* 的地方发现更暗的恒星。仅天体测量就可以精确地确定这个比值：M/D ^3，其中M是黑洞的质量，D是到银河系中心的距离。如果恒星的光谱轨道也被测量，那么M和D都将被精确地确定。
1999-03-23 astro-ph
