Ten years of speckle interferometry at SOAR
自2007年以来，在4.1米的南方天体物理研究（SOAR）望远镜上通过斑点干涉法观测到了近距离双星和多星。本文简要介绍了近十年来发展和改进的高分辨率相机仪器、观测策略和规划、数据处理和定标方法。数以千计的双星以衍射极限分辨率（在540 nm波长处为29 mas）和达到1 mas的高精度进行了测量;发现了200对新的双星或子系统。到目前为止，HRCam已经进行了超过11000次高效率的观测（每晚高达300颗恒星）。概述了这一工具所取得的主要成果。
2018-01-15 astro-ph.IM
Interferometry of Massive Stars: Multiplicity, Magnetism, and Stellar Winds
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Georgia State University（佐治亚州立大学）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）
本文综述了恒星干涉测量在多普勒效应、磁性及恒星风研究方面的最新进展。
2025-11-29 astro-ph.IM astro-ph.SR
Stellar intensity interferometry in the photon-counting regime
本文综述恒星强度干涉测量的最新进展，并详细分析光子计数探测体制下的信噪比，为该技术的复兴提供理论支撑。
2025-10-24 astro-ph.IM
The place of interferometry in massive star multiplicity sudies
虽然众所周知，大多数大质量恒星被发现是双星或多星系统的一部分，但仍然缺乏对这些多天体统计特性的准确描述。在本演讲中，我们将回顾该领域的现状，强调需要使用互补技术来覆盖大参数空间。我们还将描述我们认为干涉测量在这方面的地位。
2009-06-26 astro-ph.IM astro-ph.SR
Optical Multi-Channel Intensity Interferometry - or: How To Resolve O-Stars in the Magellanic Clouds
基于汉伯里布朗-特维斯效应（英语：Hanbury Brown-Twiss effect）的强度干涉测量法，是一种简单且廉价的微角秒角分辨率的光学干涉测量法;由于灵敏度低，其在天文学中的应用在20世纪70年代被放弃。最近的技术发展的动机，我们认为，大型现代强度干涉仪的灵敏度可以提高到约25,000倍，对应于11个光度星等，相比开拓纳拉布里恒星干涉仪。这是通过以下方式实现的：（i）使用雪崩光电二极管（APD）作为光检测器，（ii）将从光源接收的光分布在多个独立的光谱通道上，以及（iii）使用由多个大型光收集器组成的阵列。我们的方法允许建造大型（基线范围从几公里到洲际距离）光学干涉仪，成本（非常）长基线无线电干涉仪。现实的强度干涉仪的设计能够实现限制R波段的幅度高达14，足够的空间分辨观测的主序O型恒星在麦哲伦星云。多通道强度干涉仪可以处理各种各样的科学案例：㈠恒星的线性半径、有效温度和光度; ㈡致密恒星残余物的质量-半径关系; ㈢恒星旋转; ㈣恒星对流和恒星光球与磁场的相互作用; ㈤多颗恒星的结构和演变; ㈥星际距离的直接测量;（vii）气体在超大质量黑洞上的吸积物理学;（viii）通过提供校准星样本来校准振幅干涉仪。
2014-10-23 astro-ph.IM
Observations of Binary Stars with the 1.3-m Devasthal Fast Optical Telescope Using Speckle Interferometry: An Attempt
Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences（阿亚巴塔观测科学研究所）；School of Applied Sciences, Centurion University of Technology and Management（中央技术与管理大学应用科学学院）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics（跨大学天文学与天体物理学中心）；Physik-Institut, University of Zurich（苏黎世大学物理学院）
利用德瓦斯塔尔快速光学望远镜进行双星观测的可行性研究，通过干涉散斑技术验证了仪器和数据处理方法的可行性。
2026-09-15 astro-ph.IM
Towards optical intensity interferometry for high angular resolution stellar astrophysics
大多数邻近的恒星仍然被检测为点源，并且超出了当前天文台的角分辨率范围。研究了提高我们对高角分辨率恒星认识的方法。空气切伦科夫望远镜（ACT），主要用于伽马射线天文学，使我们能够增加我们对特定系统的星周环境的了解。当用作光强度干涉仪时，未来的ACT阵列将使我们能够探测作为扩展物体的恒星，并以高角分辨率对其表面进行成像。由近100台望远镜组成的ACT阵列的光学恒星强度干涉测量（SII）将提供测量基本恒星参数的手段，并开辟独立于模型成像的可能性。一个数据分析算法的开发，并允许从模拟SII数据的高角分辨率图像的重建。通过蒙特卡罗模拟研究了未来ACT阵列用于高角分辨率成像的能力和局限性。简单的恒星物体以及具有局部热或冷区域的恒星表面都可以精确成像。最后，阐述了测量强度相关性的实验努力。演示了模拟和数字转换器的功能。强度相关性已被测量的模拟恒星发射赝热光，导致角直径测量。StarBase天文台由一对相距23米的3米望远镜组成。
2012-09-06 astro-ph.IM
Advances in understanding young high-mass stars using optical interferometry
最接近的高质量恒星诞生的例子发生在千秒差距的深埋环境中。虽然已经取得了很大的进展，一个观测验证的主要过程，使中央流体静力学对象的质量增长的图片尚未建立。光学干涉测量观测技术通过提供复杂吸积环境的毫角秒红外图像，显示了其在大质量恒星形成领域的潜力。我们提供了一个多孔径望远镜阵列获得的科学成果的概述，并简要讨论了未来的仪器和他们的预期影响，我们的理解大规模的年轻恒星物体。
2012-05-02 astro-ph.IM astro-ph.SR
First Intensity Interferometry Measurements with the H.E.S.S. Telescopes
本研究在H.E.S.S.望远镜阵列上部署带电动校正的强度干涉装置，首次实现南天恒星的角直径测量与多星系统干涉性能验证，拓展了切伦科夫望远镜的高分辨观测能力。
2023-12-13 astro-ph.IM
Validating the Angular Sizes of Red Clump Stars with Intensity Interferometry
Lawrence Berkeley National Laboratory（劳伦斯伯克利国家实验室）；Université Côte d’Azur, CNRS, Institut de Physique de Nice（尼斯大学，法国国家科学研究中心，尼斯物理研究所）
本文探讨利用强度干涉仪测量红团星的角直径，以验证其表面亮度-颜色关系，通过多波段观测和望远镜阵列减少观测时间，提高红团星校准样本的角直径精度。
2026-04-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Searching for hot subdwarf stars from the LAMOST spectra. III. classifying the hot subdwarf stars from LAMOST DR4 using deep learning method
炽热的次矮星是核心燃烧He的恒星，位于水平分支的蓝色末端，也被称为极端水平分支。热亚矮星的性质对于我们理解恒星天体物理、球状星团和星系具有重要意义。热亚矮星的光谱可以提供恒星大气参数（如有效温度、重力和氦丰度）的详细信息，这对于阐明热亚矮星的天体物理和统计性质具有重要意义。这些性质可以为热亚矮星的理论模型提供重要的约束。利用大天区面积多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）获得的光谱数据寻找热亚矮星，可以显著扩大热亚矮星的样本量，有助于更好地研究热亚矮星的性质。本文研究了一种利用卷积神经网络和支持向量机（CNN+SVM）从LAMOST光谱中寻找亚矮星的新方法。对LAMOST DR 4光谱数据的实验表明，CNN+SVM能够准确地对亚矮星进行分类，分类准确率为88.98 $\%$，召回率为94.38 $\%$ .我们的研究为在大型光谱调查中寻找热亚矮星提供了一种新的机器学习工具。
2019-03-05 astro-ph.IM
A six-apertures discrete beam combiners for J-band interferometry
天文学J波段（1.25微米）是长基线红外干涉测量中相对未开发的波段。它允许在相对没有分子带不透明的巨星和超巨星中进入光球层。通过光谱干涉测量，J波段可以潜在地用于成像缓慢旋转的磁活性恒星上1350 nm电离铁线中的斑点。此外，获得1080纳米的He I线可以探测T-Tauri星的外流和漏斗流，并允许研究星盘相互作用。介绍了一种基于离散合束器（DBC）原理的六输入J波段干涉型合束器的研制进展。DBCs是一种周期性的倏逝波耦合波导阵列，可以用来同时从多孔径干涉仪中恢复每个基线的复杂可见度。现有的、计划中的或未来的干涉测量设施同时结合或将结合六个或更多的望远镜，从而增加干涉测量的紫外快照覆盖范围。因此，更好的紫外线覆盖范围将提高图像重建的准确性。我们目前正在开发的组件是在硼硅酸盐玻璃中制造的，使用多通超快激光雕刻（ULI）技术，使用波长为1030 nm的锁模Yb：KYW激光器，脉冲持续时间为300 fs，重复频率为1 MHz。退火后，写入的组件显示出小于0.3 dB/cm的传播损耗和在1310 nm波长处的可忽略的双折射，这使得组件适合于非偏振光操作。测得单模光纤到组件的插入损耗为0.9 dB。目前正在进行工作，以光谱干涉测量模式用白光覆盖J波段光谱来表征部件。
2018-09-04 astro-ph.IM
Phase-referenced Interferometry and Narrow-angle Astrometry with SUSI
悉尼大学恒星干涉仪（SUSI）现在采用了一种新的光束组合器，称为悉尼大学伴侣天体测量仪器（MUSCA），用于明亮双星的高精度差分天体测量。MUSCA在可见光波长范围内运行，可以进行光子计数和后处理条纹跟踪，它将与SUSI的主光束组合器-精密天文可见光观测（PAVO）-配合使用，以记录高空间分辨率条纹，从而测量双星条纹包的分离情况。在目前的发展阶段，双光束组合器配置首次成功地展示了可见光波段的双星相位参考操作。本文介绍了光束组合器的光学和硬件，测量系统网络，用于测量两个光束组合器之间的每一个非公共路径，并报告了最近的窄角天体测量观测的$δ$猎户座A（HR 1852）的项目进入天空测试阶段。
2013-11-29 astro-ph.IM
Towards Image Synthesis with Photon Counting Stellar Intensity Interferometry
本文介绍了基于光子计数恒星强度干涉测量（SII）进行图像合成的项目，核心工作包括优化极高光子率时间序列处理流水线、开发大型时间序列互相关算法及构建专用图像合成流水线。
2024-04-29 astro-ph.IM
Simultaneous Two Colour Intensity Interferometry with H.E.S.S
本文报道了利用升级后的 H.E.S.S. 望远镜装置首次实现同时双波段强度干涉测量，并给出四颗恒星在考虑临边昏暗效应后的角直径结果。
2024-11-25 astro-ph.IM
Intensity interferometry of P Cygni in the H$α$ emission line: towards distance calibration of LBV supergiant stars
我们目前的强度干涉测量的发光的蓝色变量P Cyg在其H $α$发射光进行1\，m级望远镜。我们比较测得的可见度点合成干涉测量数据的基础上CMFGEN物理建模的高分辨率光谱的P Cyg记录几乎同时与我们的干涉测量数据。通过调节天鹅座P的恒星参数和H的$α$线直径，我们估计天鹅座P的距离为$1.56\pm0.25$~kpc，这与最近公布的Gaia DR2星表中的$1.36\pm0.24$~kpc在$1σ$中是一致的。这两个值都明显小于文献中通常采用的规范值$1.80\pm0.10$~kpc。我们用来校准P Cyg距离的方法可以适用于我们星系和邻近星系中非常大质量和明亮的恒星，并且可以改善所谓的风动量光度关系，该关系可能适用于校准本地宇宙中的宇宙学蜡烛。
2020-03-02 astro-ph.IM astro-ph.SR
Analytic Interferometry of Rotating Stellar Surfaces
本文推导任意非均匀旋转恒星干涉可见度的闭式解，提出“恒星自转综合”，并通过 harmonix 与模拟证明联合 TESS 同步光度可显著提升恒星黑子绘图精度。
2025-09-29 astro-ph.IM astro-ph.SR
Astro2020 White Paper State of the Profession: Intensity Interferometry
望远镜设计、光电探测器效率以及高速电子数据记录和同步方面的最新进展创造了观测能力，通过现代的恒星强度干涉测量法（SII），对几千颗明亮（m< 6）和炽热（O/B/A）恒星实现了前所未有的角分辨率。这项技术在未来的大直径光学望远镜阵列上部署后，能够以优于40微弧秒的角分辨率对天体成像。本文介绍了验证测试的SII技术在实验室中使用各种光学传感器和反射器，和SII测量附近的恒星，最近已经完成的技术演示。本文介绍了正在进行的和未来的发展，将推进的影响和仪器分辨率的SII在未来十年。
2019-07-30 astro-ph.IM astro-ph.SR
First results from VLTI near-infrared interferometry on high-mass young stellar objects
由于最近技术的巨大进步，红外干涉测量法现在可以应用于新的物体类别，从而带来令人兴奋的新的科学前景，例如在大质量恒星形成领域。虽然在各种波长下进行了广泛的研究，但对大质量恒星形成的过程仍然知之甚少。例如，有人提出，大质量恒星可能会像低质量恒星一样，通过星周盘/包层的质量吸积形成，或者通过在密集的星团中合并形成。在讨论了这些物体的特殊性质所带来的技术挑战之后，我们提出了第一个近红外干涉观测，我们使用VLTI/AMBER红外长基线干涉术和NTT斑点干涉术在大质量YSO IRAS 13481-6124上获得。从我们广泛的数据集，我们重建了一个独立于模型的孔径合成图像，该图像显示了一个尺寸为13 x19 AU的细长结构，与在45度倾斜下看到的圆盘一致。测得的波长依赖的vibration和封闭阶段，使我们能够推导出径向盘的温度梯度，并检测到一个无尘区域内的9.5 AU的恒星，揭示定性和定量的相似之处，在低质量恒星形成中观察到的磁盘。在互补的中红外斯皮策和亚毫米APEX成像观测，我们检测到两个弓形激波和分子出流的方向垂直于磁盘平面，并表明存在的双极流出从系统的内部区域发出。
2010-07-30 astro-ph.IM astro-ph.SR
The VERITAS-Stellar Intensity Interferometry (VSII) survey of Stellar Diameters
VERITAS成像空气切伦科夫望远镜（IACT）阵列在2019年增加了高速焦平面电子设备，以允许其用于恒星强度干涉测量（SII）观测。自2019年1月以来，VERITAS恒星干涉仪（VSII）在416 nm的有效光波长下对39颗不同的亮星和双星系统（$m_V < 3.74$）进行了超过250小时的月光观测。这些观测结果测量了几颗恒星的直径，分辨率超过5%。本次演讲将描述VSII调查和分析的现状。
2021-08-22 astro-ph.IM astro-ph.SR
Fundamental Stellar Properties from Optical Interferometry
可见光和近红外干涉仪对单星和双星的高分辨率观测为我们对冷星的恒星结构和演化的许多方面的知识奠定了基础，做出了重大贡献。关于这个主题的CS16分裂回顾了迄今为止光学干涉测量的贡献，检查了当前研究的亮点，并确定了在不久的将来具有新的观测限制的贡献领域。
2010-12-06 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
New opportunities with spectro-interferometry and spectro-astrometry
最新一代光谱干涉仪将毫角秒角分辨率与光谱能力结合起来，极大地增加了信息量。在这里，我提出的方法的工作和结果，说明了从根本上新的科学见解提供了非常高的光谱色散或多线过渡（Brackett和Pfund线）的光谱干涉。此外，我还讨论了光谱干涉数据的解释中的一些陷阱。结合我们最近对经典Be星β CMi和β Tau的研究，给出了第一个用光学干涉测量法获得的位置-速度图，并对几颗经典Be星同时观测到的相位反转提供了物理解释。在我们对Herbig B[e]星V921 Sco的研究过程中，我们首次将光谱干涉测量和光谱天体测量结合起来，提供了一种强大而资源有效的方法来限制星周气体的空间分布和运动学，其速度分辨率高达R = λ/Δλ = 100，000。最后，我讨论了我们的相位符号校准程序，这使我们能够校准琥珀差分相位和关闭相位的所有光谱模式，并从获得的经验中得出科学驱动的要求，为未来的仪器项目。
2013-12-15 astro-ph.IM astro-ph.SR
Temporal intensity interferometry: photon bunching on three bright stars
我们报告了自Hanbury Brown和Twiss的历史实验以来第一次用恒星光测量的强度相关性。光子聚束$g^{(2)}(τ, r=0)$，在光子计数制度，测量了3个明亮的恒星，$α$博，$α$ CMi，和$β$宝石。光在1 m光学望远镜的焦平面上被收集，通过多模光纤传输，被分成两个雪崩光电二极管，并进行实时数字相关。对于几个小时的总曝光时间，我们得到了对比度值周围的$2\times10^{-3}$，与预期的混沌源，给定的光学和电子带宽，我们的设置。将我们的结果与Hanbury Brown等人在$α$ CMi上的测量结果进行比较，我们认为及时有机会将我们的实验扩展到测量现有和/或预见的光学望远镜阵列的空间关联函数。这将使$μ$能够作为光学中的长基线干涉测量，特别是在具有10的极限幅度的可见波长中。
2017-08-21 astro-ph.IM physics.optics quant-ph
Speckle Interferometry of Nearby Multiple Stars: 2007-2019 Positional Measurements and Orbits of Eight Objects
给出了8个低质量分量系统（HIP 14524、HIP 16025、HIP 28671、HIP 46199、HIP 47791、HIP 60444、HIP 61100和HIP 73085）的轨道。2007年至2019年，在俄罗斯科学院6米大高度方位特殊天体物理观测站（BTA SAO RAS）获得了散斑干涉数据。新的数据加上文献中已有的措施，使得有可能在六个案例中改进以前的轨道解，并在其余两个案例中首次构建轨道（HIP 14524和HIP 60444）。质量总和获得使用依巴谷和盖亚的aplaxes，并与以前公布的值进行比较。利用Worley & Heintz准则对所构造的轨道进行了分类。
2020-05-28 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Demonstration of stellar intensity interferometry with the four VERITAS telescopes
光学波段的高角分辨率观测为恒星天体物理学提供了有价值的见解，可以直接测量恒星的基本参数，探测恒星大气、星周盘、快速旋转恒星的伸长和造父变星的脉动。大多数恒星的角尺寸在1毫角秒或更小的量级，要在空间上分辨这种尺度的恒星盘和特征，需要使用基线在数百米量级的望远镜阵列的光学干涉仪。我们报告成功实施的恒星强度干涉测量系统的四个VERITAS成像大气切伦科夫望远镜。利用该系统测量了大犬座$β$和猎户座$ε$两颗亚质量恒星的角直径，测量精度优于5%。该系统利用离线的方法，在每个望远镜记录的星光强度波动相关后观察。该技术可以很容易地扩展到数十到数百个望远镜，提供了一种能力，已被证明在技术上具有挑战性的当代光学振幅干涉观测站。这项工作证明了用成像大气切伦科夫望远镜阵列作为强度干涉仪进行天体物理测量的可行性，以及在未来的天文台（如切伦科夫望远镜阵列）中集成强度干涉测量系统的前景。
2020-07-20 astro-ph.IM astro-ph.SR
DISCO: a Spatio-Spectral Recombiner for Pupil Remapping Interferometry
光瞳重映射技术是一种新的高动态范围成像技术，最近在天空中得到了验证。然而，目前的原型存在欺骗性的极限星等，将目前的使用限制在天空中最亮的恒星上。我们建议将光瞳重映射与空间光谱编码相结合，这种技术首先应用于VEGA/CHARA干涉仪。其结果是一个仪器提案，称为“恒星特征和观测分光干涉仪”（DISCO）。这个想法是在使用光谱仪时利用波长多路复用，以便尽可能多地打包可用信息，但如果在现有原型中使用，则提供1.5个量级的潜在提升。我们在本文中详细介绍了这种概念的潜力。
2014-03-17 astro-ph.IM astro-ph.SR
Interferometric Studies of Hot Stars at Sydney University
悉尼大学在光学恒星干涉测量方面有着悠久的历史。第一个项目是在1960年代的Narrabri恒星强度干涉仪，它测量了32颗热恒星的角直径，并建立了光谱类别O - F的温标。该仪器之后是悉尼大学恒星干涉仪（SUSI），目前正在进行第三代升级，以使用多波长PAVO光束组合器。SUSI在可见光而不是红外波长下工作，基线可达160米，因此非常适合研究热星。已经进行了一些研究，并计划在PAVO系统调试完成后进行更多的研究。将该系统转换为远程操作将使更大的科学项目得以开展。
2009-05-12 astro-ph.IM astro-ph.SR
Stellar Interferometry for Gravitational Waves
我们提出了一种新的方法来检测引力波，基于空间相干干涉与恒星光，而不是传统的时间相干干涉与激光源。所提出的方法检测引力波，使用两个相干光束从一个遥远的恒星测量在单独的天基探测器与长基线。该方法既可用于振幅干涉测量，也可用于强度干涉测量。该实验允许在$10^{-6}$至$10^{-4}$ Hz的较低频率范围内搜索引力波。在这项工作中，我们提出了建议恒星干涉仪的探测灵敏度，考虑到探测器的响应和拍摄和加速噪声。此外，本文还讨论了该实验装置在寻找原始黑洞和研究目标中子星大小方面的应用。
2021-11-06 astro-ph.HE astro-ph.IM gr-qc
A Close Companion Search around L Dwarfs using Aperture Masking Interferometry and Palomar Laser Guide Star Adaptive Optics
我们提出了一个密切的同伴搜索周围16个已知的早期L矮星使用孔径掩模干涉术与帕洛玛激光导星自适应光学。孔径掩蔽的使用允许检测密近双星，对应于我们调查的目标的0.6-10.0 AU的投影物理分离。该测量在1.2 - 4 λ/D之间的分离达到了Δ_K ~ 2.3的中值对比度极限，在（2/3）λ/D处达到了Δ_K ~ 1.4的中值对比度极限。我们提出了四个候选二进制检测中到高的信心（90-98%）。两个预测的物理分离小于1.5 AU。这可能表明，紧密分离的双星贡献更显着的二进制部分比目前假设的，符合光谱和光度过光度研究。这次调查的十个目标以前已经被哈勃太空望远镜观测到，作为同伴搜索的一部分。我们使用增加的分辨率孔径掩蔽搜索关闭或昏暗的同伴，将被全孔径成像，找到两个候选双星。这次调查是第一次应用孔径掩模与激光导星自适应光学在帕洛玛。探讨了在低信噪比条件下分析孔径掩模数据的几种新技术。
2010-04-01 astro-ph.IM astro-ph.SR
A quantitative comparison of amplitude versus intensity interferometry for astronomy
天文成像大致可分为两类。第一种是振幅干涉测量法，包括传统的光学望远镜和甚大基线干涉测量法（VLBI）。第二种类型是强度干涉测量法，它依赖于Hanbury Brown和Twiss类型的测量。在光学频率下，直接相位测量是不可能的，振幅干涉法具有有效的数值孔径，其受到光子可以相干干涉的距离的限制。另一方面，强度干涉测量法仅关联光子通量，并且因此可以支持大得多的数值孔径，但是由于热光中每模式的低平均光子数而遭受降低的信号。在现实条件下，哪种方法更优越，至今还不清楚。在这里，我们给出了振幅和强度干涉测量的性能的比较分析，我们将其与在任何物理测量中可以实现的基本分辨率限制。使用确定两个远距离热点源之间的间隔的基准问题，例如，两个相邻的恒星，我们给出了一个简短的教程最佳估计理论，并将其应用到恒星干涉测量。我们发现，对于非常小的角间距的大基线实现强度干涉可以超过补偿降低的信号强度。我们还探讨了甚大基线强度干涉测量（VLBII）的实际实施方案。
2021-06-10 astro-ph.IM quant-ph
Spectro-interferometry of the Be star delta Sco: Near-Infrared Continuum and Gas Emission Region Sizes in 2007
我们提出了近红外H和K波段光谱干涉观测的气体盘周围的主要Be星在三角洲天蝎座双星系统，在2007年获得（近星点通道之间在2000年和2011年）。使用CHARA/MIRC仪器在H波段的观测分辨出一个高斯半高宽为1.18 x 0.91质量的细长圆盘。使用凯克干涉仪，源的K-波段连续发射只有边缘空间分辨，因此，我们估计一个相对不确定的K-波段连续盘FWHM为0.7 +/- 0.3质量。另一方面，线发射，氦1（2.0583微米）和溴γ（2.1657微米），清楚地检测到，与约10%的低比那些连续。当考虑到连续谱/线通量比时，这转化为线发射区域的更大尺寸：He 1和Br γ分别为2.2 +/- 0.4质量和1.9 +/- 0.3质量。我们的KI数据还揭示了一个相对平坦的光谱微分相位响应，排除了显着的偏心发射。我们希望这些新的测量将有助于约束动力学模型正在积极发展，以解释磁盘的形成过程中的三角洲天蝎座系统和一般的恒星。
2010-09-07 astro-ph.IM astro-ph.SR
Investigating the accuracy achievable in reconstructing the angular sizes of stars through stellar intensity interferometry observations
内容：近年来，恒星强度干涉测量法重新引起了天文学界的兴趣，因为它可以有效地应用于切伦科夫望远镜阵列。目的：研究用地面观测的可见度曲线拟合恒星大小的精度。由于预期可利用的天文目标数量众多，一年中的夜晚数量有限，而且可能存在多个基线，因此需要仔细规划观测战略，以最大限度地提高科学产出。研究方法：我们研究了误差的趋势估计的角度大小，考虑均匀盘模型，通过改变几个参数的观测，如测量的总数，积分时间，信噪比，和不同的位置沿基线。结果：我们发现测量零基线相关性的值对于获得最佳结果至关重要。可以直接测量该值或预先知道该值的系统将具有更好的灵敏度。我们还发现，为了使积分时间最小化，在0和对应于可见度函数的第一个零点之间的基线中点处获得第二次测量是足够的。此功能不必在多个位置进行测量。最后，我们得到了一些解析表达式，这些表达式可以在特定条件下用来确定预先重建恒星角尺寸所能达到的精度。这有助于优化观察时间表。
2022-09-13 astro-ph.IM astro-ph.SR
Stellar intensity interferometry of Vega in photon counting mode
恒星强度干涉测量是一种基于测量恒星发出的光的二阶空间相关性的技术。这些测量提供的物理信息是发射源的角尺寸和结构。目前正在全世界范围内努力对由长基线隔开的望远镜和未来的切伦科夫望远镜阵列进行恒星强度干涉测量。我们描述了这种类型的实验，实现在Asiago天文台（意大利），在其中，我们进行了第一次测量的相关计数光子重合在后处理通过一个单光子软件相关器和利用完全的量子特性的光从一颗恒星发出。我们成功地检测到织女星在零基线的时间相关性，并进行了测量的相关性的预测基线$\sim$ 2公里。Vega在零基线处的平均离散相干度为$< g^{(2)} > \, = 1.0034 \pm 0.0008$，提供信噪比为$S/N \gtrsim 4$的检测。在公里基线上没有检测到相关性。测量结果与Vega角直径为3.3 mas的源的空间相干性的预期程度一致。从Asiago实验中获得的经验将有助于今后在切伦科夫望远镜长基线阵列上进行恒星强度干涉测量。
2021-07-12 astro-ph.IM astro-ph.SR
K-band GRAVITY/VLTI interferometry of "extreme" Herbig Be stars. The size-luminosity relation revisited
（摘要：）有人假设赫比格Ae/Be星（HAeBes）的位置在由K波段干涉测量推断的内盘半径（r $_{in}$）和恒星光度（L $_*$）之间的经验关系中，与最内层气体的存在、盘-星吸积机制、由光谱能量分布（SED）推断的尘埃盘性质或这些效应的组合有关。这项工作的目的是测试是否以前提出的假设，事实上，作为一个一般性的解释HAeBes的大小-光度图中的分布。在$\sim $ 2.2 $ μ$ m处获得了代表最内层气体和吸积模存在的两种极端情况的五个HBes的重力/VLTI光谱干涉观测。V590 Mon、PDS 281和HD 94509在光谱的近紫外、巴耳末区显示无过量（$Δ$ D $_B$），表明内部气体和盘到恒星吸积的量可以忽略不计，而DG Cir和HD 141926显示出如此强的$Δ$ D $_B$值，无法从磁层吸积中重现，但可能来自替代的边界层机制。这些和所有通过K波段干涉测量解决的HAeBes的额外数据已从文献中汇编，并使用Gaia EDR 3距离进行更新，几乎是以前用于分析大小-光度关系的样本的两倍。我们没有发现一般的趋势，联系存在的气体内的尘埃破坏半径或吸积机制的大小-光度图中的HAeBes的位置。基本趋势是存在的，在解释大小-光度相关性时必须加以考虑。尽管如此，有人认为，尽管先前的统计警告有关距离的依赖性，大小-光度相关性是最有可能是物理相关的。
2021-06-14 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
