Probing the temporal and spatial variations of dust emission in the protoplanetary disk of DG Tau with VLTI/MIDI - Preliminary results
尘埃加工和颗粒生长的特征--与岩石行星的形成有关--很容易在中红外光谱特征中看到。在这方面，一个重要的诊断工具是年轻恒星天体（YSO）光谱中的硅酸盐特征。低质量的YSO，DG Tau在其硅酸盐特征中显示出独特的时间变化。我们用甚大望远镜干涉仪的中红外干涉仪对DG Tau进行了多历元观测，以获得内部和外部盘区域的光谱，以研究先前报道的硅酸盐特征变化的来源。在这里，我们提出了前两个观测时代的初步结果。我们发现，在两个月的时间尺度上，源显示出显着的增亮。同时，中红外发射区域扩大。虽然硅酸盐特征的识别是困难的，我们的研究结果定性地同意的情况下，解释不同的硅酸盐特征与尘埃盘上方举起。
2013-07-12 astro-ph.SR
A mid-IR interferometric survey with MIDI/VLTI: resolving the second-generation protoplanetary disks around post-AGB binaries
我们提出了一个中红外干涉调查的拱星环境的一类特定的后渐近巨分支（后AGB）的二进制文件。对于这个类的存在一个紧凑的尘埃盘已被假定的基础上，各种空间未解决的测量。我们的干涉测量是用VLTI上的ECO 2仪器进行的。在总共19个不同的系统进行了观察，使用可变的基线配置。结合10.7微米的单一波长下的所有活力，我们将两个参数模型拟合到数据中：均匀圆盘（UD）和模拟温度梯度的环形模型。我们比较了我们的观测值的整个样本，从一个网格计算的辐射转移模型的被动照射的磁盘在流体静力学平衡的合成数据。这些模型计算与蒙特卡罗代码已被广泛应用于描述年轻恒星（YSO）周围的原行星盘的结构。空间分辨的观测结果表明，我们的大多数目标集群紧密地在距离无关的尺寸-颜色图，并具有非常紧凑的N带发射区域。N带发射区的典型均匀盘直径约为40 μ m，对应的典型亮温为400-600 K。分辨出的物体在干涉观测量和光谱能量分布上显示出非常相似的特征。因此，目标周围的磁盘的物理属性必须相似。原行星盘模型的网格很好地覆盖了观测到的天体。就像年轻的恒星一样，空间分辨的N波段发射区域由盘的热内缘决定。继续比较后AGB和原行星盘将有助于理解晶粒生长和盘的演化过程，
2016-10-31 astro-ph.SR
The wind of the M-type AGB star RT Virginis probed by VLTI/MIDI
利用ESO-VLTI焦面仪的中红外高空间分辨率观测资料研究了M型AGB星RT Vir的星周环境。本研究的目的是提供理论预测的M型AGB对象的风可以由光子散射位于恒星的近环境（约2至3恒星半径）的无铁硅酸盐颗粒驱动的观测约束。我们解释光谱干涉数据，首先使用波长相关的几何模型。然后，我们使用了一个自洽的动态模型大气包含纯镁橄榄石尘埃颗粒的晶粒生长随时间变化的描述再现RT Vir的光度，光谱和干涉测量。由于流体动力学计算需要恒星参数作为输入，因此首先进行了相当大的努力来确定这些参数。微差相位揭示了恒星附近存在不对称性。几何模拟的结果为我们提供了在近距离环星环境（< ~5恒星半径）中存在铝和硅酸盐尘埃的线索。光谱干涉数据和自洽尘埃驱动风模型之间的比较表明，硅酸盐尘埃必须存在于2至3个恒星半径之间的区域，以重现约9.8微米的59和63米基线能见度测量。这提供了额外的观测证据，支持位于M型恒星附近的无铁硅酸盐颗粒上的光子散射驱动的风。然而，显然缺少其他不透明度来源，无法重现所有基线的10-13微米能见度测量值。这项研究是第一次尝试了解M型AGB星的风机制，通过比较光度，光谱和干涉测量与国家的最先进的，自洽的尘埃驱动的风模型。在8-10微米光谱区，动态模型大气与干涉测量的一致性提供了更多的观测证据，表明M型恒星的风可以由光子散射在无铁硅酸盐颗粒上驱动。最后，仍然需要更大的统计研究和先进的自洽三维…
2013-01-24 astro-ph.SR
The VLTI/MIDI survey of massive young stellar objects - Sounding the inner regions around intermediate- and high-mass young stars using mid-infrared interferometry
我们的目标是描述年轻大质量恒星周围星周物质的分布和组成，并研究这些物体中的物理结构是由长基线中红外干涉观测探测的。我们使用欧洲南方天文台甚大望远镜干涉仪的双望远镜干涉仪，在N波段（8-13微米）观测了24个中等质量和高质量年轻恒星物体的样本。我们有成功的条纹检测20个对象，目前光谱分辨相关通量和能见度水平的预测基线高达128米。我们用几何模型拟合了星周物质的体积，得到了发射区的大小，以及星周物质的取向和伸长。样品中的14个物体在总的和相关的通量光谱中显示出10微米的硅酸盐吸收特征。对于其中的13个天体，我们能够用一个简单的吸收模型拟合相关通量谱，从而限制星周物质的成分和吸收特性。几乎所有观测到的大质量年轻恒星天体在中红外波长下都表现出明显的球对称性偏差。一般来说，中红外辐射既能追踪气盘，也能追踪外流，但在许多情况下，由于目前的长基线干涉仪通常提供的空间频率覆盖范围很小，因此仅凭干涉测量数据可能难以理清这些成分。对于这个样本中的大多数物体，吸收发生在比探测器探测的更大的空间尺度上。最后，这些光源周围的中红外辐射的物理范围与总光度相关，尽管有显著的散射。
2013-08-20 astro-ph.SR
VLTI/MIDI atlas of disks around low- and intermediate-mass young stellar objects
上下文原行星盘在形态和尘埃成分方面表现出很大的多样性。利用中红外线干涉测量技术，可以对尘埃盘的热辐射进行空间分辨，并可以研究尘埃盘内尘埃的分布和性质。目的。我们的目标是进行一个大样本的82盘周围的低和中等质量的年轻恒星的统计分析，基于中红外干涉观测。我们打算研究磁盘大小的分布，可变性和硅酸盐尘埃矿物学。方法.档案中红外干涉测量数据从VLTI上的VLTI仪器的均匀减少和校准。几何盘模型用于拟合观测值以获得关于盘的空间信息。应用自动光谱分解流水线来分析硅酸盐特征的形状。结果我们提出了由此产生的数据产品在一个图集的形式，包含N带相关和总的光谱，vibrium，和微分相位。我们的大部分数据都可以很好地拟合连续磁盘模型，除了少数对象，其中间隙模型提供了更好的匹配。从中红外线的大小-光度关系，我们发现，磁盘周围的金牛座T恒星一般更冷，更延长恒星光度比磁盘周围的赫比格Ae恒星。我们发现，在最里面的部分磁盘（$r \lesssim 1$ ~au）的硅酸盐功能一般是弱于外部，这表明在内部的尘埃是实质上更多的处理。我们分析了恒星的多重性，发现在两个系统（AB Aur和HD 72106）的数据表明，一个新的同伴或不对称的内盘结构。我们预测我们的对象的可观测性与即将到来的MATISSE仪器，支持未来的MATISSE观测金牛座T星的实际准备。
2018-05-08 astro-ph.SR
Mid-infrared interferometry with K band fringe-tracking I. The VLTI MIDI+FSU experiment
内容：湍流大气引起大气活塞变化，导致干涉仪光程差的快速变化，这导致相关通量损失。这导致相关通量测量的灵敏度和准确度降低。目的：为了稳定中红外干涉仪（MID-infrared Interferometric Instrument，NIF）中的N波段干涉信号，我们使用了VLTI的PRIMA（Phase-Referenced Imaging and Micro-arcsecond Astrometry，相位参考成像和微弧秒天体测量）装置中的一个工作在K波段的外部条纹跟踪器FSU-A（fringe sensor unit）。我们目前的测量获得使用新委托和公开提供的FSU +FSU-A模式。的条纹跟踪性能和由此产生的增益在N波段的第一表征。此外，我们证明了使用FSU-A测量在K波段的Vibrations的可能性。研究方法：我们分析了FSU-A条纹跟踪数据的43个单独的观测，涵盖不同的基线和对象K波段的条纹跟踪性能的幅度。N波段群延迟和相位延迟值可以通过计算FSU-A资料中水汽柱密度微分的相对变化来预测。K波段的能见度测量是使用FSU-A的扫描模式进行的。结果如下：使用FSU-A K波段群延迟和相位延迟测量，我们能够以小于1微米的残差高精度预测相应的N波段值。这允许分别对微弱的或分辨的N波段目标的干涉条纹进行相干积分。使用该方法，我们可以使用AT和UT分别将E2的相关通量的检测限降低到0.5 …
2014-06-20 astro-ph.IM astro-ph.SR
The twofold debris disk around HD 113766 A - Warm and cold dust as seen with VLTI/Midi and Herschel/Pacs
温暖的碎片磁盘是一个子样本的大量人口的碎片磁盘，并显示多余的发射中红外线。在太阳型恒星周围，很少有物体显示发射功能中红外光谱观测，这是由于小，温暖的硅酸盐尘埃颗粒。这种温暖尘埃的起源可能是由几个物体之间的碰撞或由外部带的运输来解释的。我们提出并分析了新的远红外赫歇尔/Pacs观测结果，并补充了中红外（VLTI/Midi和VLT/Visir）的地基数据，这些罕见的系统之一：HD 113766 A周围的10- 1600万年前的碎片盘。我们改进了现有的模型来解释这些新的观测结果，并更好地约束尘埃及其成分的空间分布。我们强调SED建模的局限性和空间分辨观测的必要性。我们发现，该系统最好由位于第一个AU内的内盘和位于9-13 AU之间的外盘来描述，内盘受到Midi数据的良好约束。在内部尘埃带，我们以前发现的富铁结晶橄榄石颗粒仍然成立。我们没有观察到的时间变化的排放功能超过至少8年的时间跨度，在一个环境中受到强辐射压力。发射特征的时间稳定性表明，微米级的尘埃颗粒不断从同一个水库补充，亚微米级的颗粒可能耗尽。我们认为，发射功能可能来自多组分聚集体。我们讨论可能的情况下，温暖的尘埃的起源。Midi探测到的最内部区域的致密性以及尘埃成分表明，我们正在目睹部分分化的天体之间（至少）一次碰撞的结果，在一个可能因地球行星形成而变得不稳定的环境中。
2013-01-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
The VLTI/MIDI view on the inner mass loss of evolved stars from the Herschel MESS sample
演化恒星的质量损失过程是我们理解天体物理学许多领域的关键因素，包括恒星演化和通过恒星产额的星际介质的化学富集。一个主要的未解决的问题是质量损失过程的几何形状。利用Herschel质量损失演化恒星（MESS）计划的结果，我们发起了一项协调的努力，以确定在各种空间尺度上演化红巨星质量损失的几何形状。为此，我们使用了中红外干涉仪（MESS）来解决的MESS样品中的14个渐近巨星分支星（AGB）的内部信封。在这篇文章中，我们提出了一个概述的干涉测量数据收集的框架内，我们的大型计划，我们还添加了完整的档案数据。我们通过将观测结果与不同几何模型的预测结果进行比较，研究了内部大气的几何结构。不对称性检测到五个O-丰富和S-型，这表明在N波段的不对称性是更常见的恒星与这种化学。我们推测这一事实与尘埃颗粒的特性有关。除了一颗恒星外，没有检测到干涉测量的变化，也就是说，非米拉星的壳层大小的变化对应于小于10%的可见度变化。所观察到的光谱变异性证实了文献中的先前发现。在我们的样本中检测到的尘埃遵循IRAS颜色图中AGB的位置：在区域II的富氧恒星和区域VII的碳恒星周围检测到更多的尘埃。SiC尘埃特征没有出现在UAnt和SSct的可见光谱中，这是两颗具有分离壳的碳星。这一发现对SiC粉尘形成理论具有启示意义。
2017-01-26 astro-ph.SR
A binary engine fuelling HD87643' s complex circumstellar environment, using AMBER/VLTI
上下文恒星HD 87643表现出“B[e]现象”，是这类天体中最极端的红外线过剩之一。它拥有大量的热和冷尘埃，并被一个扩展的反射星云包围。目标。我们的主要目标之一是研究HD 87643中是否存在伴星。此外，还通过多波长高空间5A分辨率观测组合测试了近距离尘埃物质的存在。方法.我们观察HD 87643与高空间分辨率的技术，使用近红外琥珀色/VLTI干涉仪的基线范围从60米到130米和中红外琥珀色/VLTI干涉仪的基线范围从25米到65米。这些观测得到了K和L波段NACO/VLT自适应光学校正图像，B，V和R波段ESO-2.2m光学宽视场成像仪大尺度图像的补充。我们报告的直接检测的同伴HD 87643的图像合成装置使用的琥珀色/VLTI仪器。伴星的存在被NASA和NACO的数据证实，尽管置信度较低。伴星与伴星之间的距离约为34质量，大致为南北方向。周期一定很大（几十年），因此轨道参数尚未确定。具有高偏心率的双星可能是解释该系统极端特征的关键，即围绕主星的尘埃拱壳，双星系统周围的致密尘埃星云和复杂的扩展星云见证了过去的猛烈喷射。
2009-09-22 astro-ph.SR
Dynamics during outburst: VLTI observations of the young eruptive star V1647 Ori during its 2003-2006 outburst
背景：据推测，低质量的年轻恒星物体在其早期演化过程中经历了爆发阶段。2003年至2006年V1647猎户座的爆发为研究这种吸积事件提供了难得的机会。目的：通过在这次爆发期间的干涉观测活动，并辅以其他观测，我们研究了V1647 Ori内部星周结构的时间演化。我们还研究了消光变化在物体增亮中的作用，并将其与吸积增亮分开。方法：在这次爆发的两个时期，对V1647 Ori进行了VLTI/ETI观测。第一，在缓慢衰落的高原阶段（2005年3月），第二，就在快速衰落的对象（2005年9月），这结束了爆发。我们使用辐射转移程序MC3D来拟合来自爆发的不同阶段的五个不同时期的干涉测量数据和光谱能量分布。这些模型的比较使我们能够跟踪AU尺度上系统的结构变化。我们还考虑了定性替代方法来解释我们的数据。结果如下：我们发现，磁盘和信封是类似的非爆发的年轻恒星和吸积率在爆发期间变化。我们还发现了证据的拱星盘和信封的内半径的增加在爆发的开始。此外，干涉光谱的变化表明星周物质的结构变化。我们测试了一些场景来解释这些数据。我们还推测，这些变化是由中心源的衰落引起的，而中心源的衰落并不立即伴随着外部区域的衰落。然而，如果磁盘衰落的延迟是导致在数据中看到的变化的原因，那么应该通过动力学模型来确认这种影响。
2013-02-06 astro-ph.SR
Infrared interferometry of massive young stellar objects
我们讨论VLTI琥珀色和UBER干涉测量，除了单碟斯巴鲁观测大规模的年轻恒星物体。观测探测了10到1000 AU之间的线性尺寸尺度，以确定我们源的平均距离。
2009-05-05 astro-ph.SR
VLTI observations of the dust geometry around R Coronae Borealis stars
我们正在研究被称为北冕座R（RCB）恒星的缺氢超巨星周围尘埃的形成和演化。我们的目标是确定这些恒星可能的合并过去与它们目前的尘埃生产活动之间的联系。我们进行了高角分辨率的干涉观测的三个RCB星，即RY Sgr，V CrA，和V854岑与中红外干涉仪，VLTI上，使用两个望远镜对。基线从30米到60米不等，使我们能够在非常小的空间尺度（~ 50质量或400恒星半径）上探测尘埃环境。用几何模型和一维辐射转移程序解释了RCB星尘环境的观测结果。从我们的分析中，我们发现，不对称的拱星材料是明显的RY Sgr，也可能存在于V CrA，是可能的V854 Cen。总的来说，我们发现我们的观测结果与RCB恒星周围随机喷射的尘埃团形成一致，因此随着时间的推移，它们会形成一个球对称的尘埃分布。然而，我们的结论是，确定是否有一个优选的尘埃喷射平面必须等到一个时间序列的观察。
2011-02-21 astro-ph.SR
The origin of mid-infrared emission in massive young stellar objects: multi-baseline VLTI observations of W33A
利用VLTI和VLBI仪器对大质量年轻天体W33 A的星周结构进行了100 AU尺度的观测。提出了4个基线上的N波段振动，这与球对称几何不一致。的可见度光谱和SED的同时相比，二维轴对称的灰尘辐射转移模型的几何形状，包括一个旋转扁平的信封和外流腔。我们假设一个O7.5 ZAMS星作为中心源，与观测到的热光度一致。的意见也进行了比较，模型与（尘埃和气体）吸积盘。一个令人满意的模型，它再现了每个（u，v）点的可见度光谱。它拟合了硅酸盐吸收、中红外斜率、远红外峰和SED的（亚）mm。其产生与观察一致的350微米形态。在100 AU尺度上的10微米发射主要是由流出物雕刻的腔体的辐照壁决定的。的vibrillation排除存在的尘埃盘总（气体和尘埃）的质量超过0.01 Msun。然而，在尘埃升华半径内部的光学厚度的吸积盘，可以以与包层质量下降速率相等的速率（高达10^（-3）Msun/yr）吸积，而不会因为W33 A的极大质量包层的消光而对维日数产生实质性影响。
2009-12-15 astro-ph.SR
Stars with the B[e] phenomenon seen by long baseline interferometry
由于长基线干涉测量提供的高空间分辨率，有可能理解具有B[e]现象的恒星周围复杂的星周几何结构。这些恒星由不同演化阶段的天体组成，如高质量和低质量的演化恒星、中等质量的前主序星和共生天体。然而，到目前为止，超过50%的B[e]星没有得到很好的分类，被称为未分类的B[e]星。通过VLTI/AMBER和VLTI/EMBA这样的仪器，我们已经确定了气态和尘埃的星周盘的存在，这为我们提供了与这些物体的性质有关的一些线索。在这里，我们显示了我们的结果与B[e]现象，HD 50138和CPD-529243，基于干涉测量的银河系恒星。
2012-10-15 astro-ph.SR
Revealing the inner circumstellar disk of the T Tauri star S CrA N using the VLTI
目的：我们调查的T金牛星S CrA N的拱星盘的结构和测试的意见是否同意与标准图片提出的赫比格Ae星。方法：用VLTI/AMBER仪器在H、K波段进行低光谱分辨率模式观测。为了解释我们的近红外琥珀色和档案中红外光谱，我们采用了几何和温度梯度模型。结果如下：为了表征盘的大小，我们首先拟合几何模型组成的恒星点源，一个环形盘，和晕结构的vibrium。在H和K带，我们测量的环拟合半径分别为0.73 ± 0.03 mas（对应于0.095 ± 0.018 AU，距离为130 pc）和0.85 ± 0.07 mas（0.111 ± 0.026 AU）。这个K带半径大约是尘埃升华半径的2倍，预计尘埃升华温度为1500 K和灰色尘埃不透明的约0.05 AU，但大约与模型的预测一致，包括回温（即半径约0.12 AU）。推导出的温度梯度模型表明，磁盘是大约面对由两个磁盘组件与恒星和磁盘之间的间隙。内盘部分的温度接近尘埃升华温度，强度分布很窄，径向延伸范围从0.11 AU到0.14 AU。结论：我们的几何模型和温度梯度模型都表明，金牛座T星S CrA N被一个内半径为0.11 AU的拱星盘所包围。内部温度梯度盘分量的狭窄延伸意味着存在热的内部边缘。
2012-07-10 astro-ph.SR
AMBER-NACO aperture-synthesis imaging of the half-obscured central star and the edge-on disk of the red giant L2 Pup
红巨星L2 Pup在1994年开始了一次变暗事件，这被认为是由尘埃云喷射引起的。我们提出了近红外孔径合成成像的L2小狗通过结合VLT/NACO散斑观测和长基线干涉观测的数据与琥珀仪器的甚大望远镜干涉仪（VLTI）。我们还从中红外VLTI仪器中提取了8.7微米的图像。我们的目标是空间解决拱星环境的最内层区域。在2.27微米的衍射极限图像通过双谱散斑干涉法与NACO与57质量的空间分辨率显示了一个细长的组件。孔径合成成像结合了NACO散斑数据和AMBER数据（2.2- 2.29微米），空间分辨率为5.6 × 7.3 mas，不仅进一步解析了这个细长的组件，而且还解析了中心恒星。重建的图像显示，细长的组成部分是一个几乎边缘上的磁盘，大小约为180 × 50质量，位于东西方向，而且，中央恒星的南半球被磁盘的赤道尘埃带严重遮蔽。如果我们假设尘埃云是径向移动的，那么圆盘的角度大小与在变暗事件开始时喷出的尘埃云在我们观测时应该行进的距离一致。这意味着盘的形成可能是导致变暗事件的原因。从2004年（AMBER和NACO观测前七年）拍摄的ECONOMY数据中提取的空间分辨率为220 mas的8.7微米图像显示了一个近似球形的包络，没有磁盘的签名。这表明，在变暗事件之前的质量损失可能是球形的。
2015-07-23 astro-ph.SR
An edge-on translucent dust disk around the nearest AGB star L2 Puppis - VLT/NACO spectro-imaging from 1.04 to 4.05 microns and VLTI interferometry
作为已知距离最近的AGB星（d= 64 pc）和最亮的（mK-2）之一，L2 Pup是一个特别有趣的基准天体，用于监测恒星演化的最后阶段。我们报告新的幸运的成像观测这颗星的VLT/NACO自适应光学系统在12个窄带滤波器，覆盖1.0-4.0微米的波长范围。这些衍射极限图像揭示了恒星前方延伸的星周尘埃带，在J波段表现出高不透明度，在H和K波段变得半透明。在L波段，探测到尘埃的扩展热辐射。我们重现这些意见，使用Monte-Carlo辐射转移模型的尘埃盘与RADMC-3D代码。我们还提出了新的干涉观测与VLTI/VINCI和VINCI仪器。我们在K波段测量的上限为θ_LD = 17.9 +/- 1.6 mas的边缘变暗的角直径，转换为R = 123 +/- 14 Rsun的最大线性半径。考虑到NACO图像中扩展K波段发射的几何形状，这个上限可能接近恒星的实际角直径。L2 Pup在赫茨宾格-罗素图中的位置表明，这颗恒星的质量约为2 Msun，可能正处于渐近巨星分支的早期阶段。在我们的自适应光学和干涉观测中，我们没有发现L2 Pup的任何恒星伴星，我们将依巴谷数据中明显的天体测量摆动归因于其周星材料上的可变照明效应。然而，我们并不排除存在一个双星伴星，因为在我们的L波段图像中，在盘面东北方向延伸到10多个天文单位的大环结构可能是L2 Pup的恒星风和一个隐藏的次级天体之间相互作用的结果。我们…
2014-04-11 astro-ph.SR
V838 Monocerotis: the central star and its environment a decade after outburst
目标。V838 Monocerotis于2002年爆发，在一系列爆发中变亮，最终形成了壮观的光回波。一颗非常红的恒星在爆发后几个月出现。整个事件被解释为合并的结果。方法.我们获得了V838 Mon的近红外和中红外干涉观测与位于甚大望远镜干涉仪（VLTI）阵列的AMBER和MASTER复合器。这些双光束观测是在2011年10月至2012年2月期间用8米单位望远镜获得的。2013年4月，使用紧凑阵列（B $\leq$ m）和2014年5月的长阵列（B $\leq$ 140 m），使用1.8米辅助望远镜获得了AMBER三光束观测。结果一个重要的新结果是在V838 Mon周围检测到一个紧凑的结构，如从ECONOMIC数据中所见。该结构的延伸从8 μm处的25 mas的半高宽增加到13 μm处的70 mas。在D = 6.1 $\pm$ 0.6 kpc的距离下，尘埃分布在V838 Mon附近150 ~ 400 AU之间。的反射镜揭示了一个扁平的结构，其纵横比随波长的增加。主轴大致围绕-10度的位置角定向，这与文献中报道的先前偏振研究一致。这种变平可以解释为2002年爆发的遗迹，或者是受到目前嵌入的B3 V伴星的影响。AMBER数据提供了一个新的假光球直径，表明它的直径在10年内减少了约40%，达到半径R $_*$ = 750 $\pm$ 200 R $_{\odot}$（3.5 $\pm$ …
2014-07-22 astro-ph.SR
The galactic unclassified B[e] star HD 50138. II. Interferometric constraints on the close circumstellar environment
HD 50138是一颗呈现B[e]现象的南恒星，但其演化阶段仍然不为人所知。该天体呈现光谱可变性，这可以通过爆发或壳相来解释，并且分光偏振观测表明存在非球对称的星周环境，这是造成B[e]现象的原因。基于最近VLTI/ESTA和VLTI/AMBER的光学长基线干涉观测，以及Keck段倾斜实验，利用LITpro软件，通过几何分析模型，考虑大量参数，研究了HD 50138星周环境的结构。我们解决和描述其拱星几何的第一次详细。本文导出了星周尘埃盘的存在，它与天球平面成71+-7度角，与文献中的偏振测量垂直。我们还推导出HD 50138是在与视线相关的中间角度56 ± 4度下看到的。此外，还讨论了盘的结构以及气体和尘埃成分的通量贡献。
2011-01-25 astro-ph.SR
Mid-infrared interferometry of the massive young stellar object NGC3603 - IRS 9A
我们目前的观测和模型，这些MYSO候选人之一，NGC 3603 IRS 9A。我们的目标是用红外干涉测量法研究IRS 9A的结构，其尺度小至200 AU，利用一个O和B星簇吹走了大部分模糊的前景尘埃和气体的事实。在N波段的观测是用VLTI上的双光束组合器进行的。在更大尺度上探测IRS 9A结构的额外干涉观测是用安装在双子座南部的T-ReCS仪器上的孔径掩模进行的。光谱能量分布（SED）受Spitzer空间望远镜的数据和Spitzer波段光谱的限制。我们努力模拟IRS 9A的结构和SED，从简单的亮度分布几何模型到一维和二维辐射转移计算。目标由T-ReCS分辨，具有330 mas × 280 mas（2300 AU × 2000 AU）的等效（椭圆）高斯宽度。尽管这一事实，一个温暖的紧凑的未解决的组件被检测到的，这可能是与内部地区的扁平灰尘分布。根据我们的干涉数据，没有迹象表明，多重性被发现的规模约200 AU和700 AU之间的投影分离。一个几何模型，包括一个温暖的（1000 K）环（400 AU直径）和一个冷（140 K）大信封提供了一个很好的适合的数据。没有单一的模型拟合所有的可见度和光度数据可以找到，与磁盘模型比球形模型表现更好。虽然这些数据与球状尘埃分布明显不一致，但它们不足以证明圆盘的存在，而是暗示了一个更复杂的尘埃分布。
2010-09-08 astro-ph.SR
The disk of the eruptive protostar V900 Mon; a MATISSE/VLTI and MUSE/VLT perspective
本研究利用MATISSE/VLTI和MUSE/VLT高分辨率观测，揭示V900 Mon盘内硅酸盐尘埃的径向变化与自屏蔽机制，并发现一个与分子外流共线的发射团块，其可能源于历史喷发。
2023-11-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
VLTI/GRAVITY enables the determination of the first dynamical masses of a classical Be + stripped and bloated pre-subdwarf binary
本研究利用VLTI/GRAVITY干涉观测结合FEROS视向速度，测定HR 6819双星轨道及不依赖模型的动力学质量，揭示Be星与膨胀剥离星的质量和盘性质。
2025-01-07 astro-ph.SR
A gap at 1 au in the disk of DI Cha A revealed by infrared interferometry
狄茶A是一颗K 0型前主序星，是四重恒星系统中最亮的组成部分。在这里，我们报告的详细研究，这颗星的基础上档案VLTI/VLTI/PIONIER红外干涉观测，以及光学-红外光度监测地面和空间仪器。我们确定的拱星盘的结构，同时拟合的干涉光谱和光谱能量分布，使用两个分析模型和辐射转移代码RADMC-3D。模拟结果表明，磁盘的径向密度分布似乎有一个0.21和3.0 AU之间的差距。内环的内部尺寸与升华半径一致，没有亚微米大小的小尘埃颗粒。外盘的内缘有一个膨胀的边缘，这在中等质量恒星中很常见。晶粒生长，虽然进展不大，也发现在外盘。内环在中红外波段的日和年时间尺度上都是可变的，而恒星在光学上保持显著的恒定，指出圆盘中的几何或吸积变化可能是通量变化的解释。
2022-09-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Sculpting the disk around T Cha: an interferometric view
（节略）星周盘被认为是行星的诞生地，并预计在几百万年的时间尺度上消散。负责去除粉尘和气体的过程将强烈改变粉尘的径向分布，从而改变SED。特别是，一个年轻的行星将打开一个缺口，导致内盘主导的近红外辐射和外盘发射主要是在远红外。我们分析了一套完整的数据（包括VLTI/Pionier，VLTI/Midi，和VLT/NaCo/Sam），以约束TCha周围的过渡盘的结构。我们使用的Mcfost辐射转移代码，同时模拟的SED和干涉观测。我们发现，在近红外过量的排放负责的灰尘必须有一个狭窄的温度分布，最大接近硅酸盐升华温度。这意味着一个狭窄的内部尘埃盘（0.07-0.11 AU）。我们发现，外盘开始在约12 AU，部分解决了Pionier，山姆，和Midi仪器。我们表明，山姆封闭阶段，解释为候选同伴的签名，实际上可以跟踪由尘埃颗粒在外盘上层的前向散射产生的不对称性。这些观测有助于限制外盘的倾角和位置角。间隙内物质的存在很难用今天的观测来评估。我们的模型表明，外盘污染的干涉签名的任何潜在的同伴，可能是负责间隙开放，这样的同伴仍然必须明确地检测。我们强调的困难，观察点源在明亮的大规模磁盘，以及随之而来的需要考虑磁盘的不对称性（例如各向异性散射）在模型相关的搜索同伴。
2013-02-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
51 Ophiuchus: A Possible Beta Pictoris Analog Measured with the Keck Interferometer Nuller
本文介绍了用Keck干涉仪在N波段零模下对51个蛇夫座星周盘的观测结果。我们同时使用各种光学薄尘云模型和光学厚盘模型与VLTI-ESTA能见度数据和斯皮策IRS光谱模拟这些数据。我们发现，单组分光学薄盘模型和光学厚盘模型是不足以重现的意见，但光学薄的两个组件磁盘模型可以重现所有的主要光谱和干涉功能。我们的首选磁盘模型由一个扩展到~4 AU的黑体颗粒的内盘和一个扩展到~1200 AU的小硅酸盐颗粒的外盘组成。我们的模型是一致的内部“出生”磁盘不断碰撞的母体产生一个扩展的信封喷出的小颗粒。这张照片类似于织女星、显微天文台和绘景β的圆盘，支持蛇夫座51可能是绘景β类似物的想法。
2009-09-09 astro-ph.SR
The complex structure of the disk around HD100546: the inner few astronomical units
揭示围绕Herbig AeBe恒星的盘的结构对于扩大我们对恒星和行星形成和早期演化的理解非常重要。我们的目标是揭示1000万年前赫比格Be星HD 100546周围的亚AU盘结构，并调查其近红外和中红外过剩的起源。我们使用AMBER/VLTI观测来解决K波段的发射，并限制在最里面的磁盘的热尘埃的位置和成分。结合AMBER观测与光度和VLTI测量从litterature，我们重新访问磁盘的几何形状使用被动磁盘模型的基础上三维辐射转移。我们提出了一个模型，其中包括一个纤细的内部磁盘微米大小的尘埃颗粒，一个差距，和一个巨大的光学厚的外部磁盘，成功地再现了干涉数据和SED。我们定位的K带发射的大部分在~0.26 AU。假设这种发射来自硅酸盐，我们表明，微米大小的颗粒是必要的，使尘埃在这样的距离从恒星生存。因此，超过40%的K波段通量与散射有关，表明直接热发射不足以解释近红外过量。在巨大的外盘中，中平面的大颗粒负责毫米发射，而小颗粒的表面层则允许再现中红外和远红外过量。这种垂直结构可能是沉积作用的证据。观测结果与一个模型相一致，该模型包括一个直到~13 AU的间隙和一个~0.008月球质量的总尘埃质量。这些值以及导出的外盘（r=13 AU）内边缘的标度高度（~2.5 AU）和温度（~220 K）与最近的CO观测结果相一致。
2010-01-14 astro-ph.SR
The inner circumstellar disk of the UX Ori star V1026 Sco
UX Ori类型变量（以其类的原型命名）是中等质量的前主序列对象。它们变化的最可能原因之一是中心恒星被轨道尘埃云遮蔽。我们研究了UX~Ori星V1026 Sco（HD 142666）的星周环境结构，并检验了盘倾角是否足够大以解释UX ~ Ori星的变率。我们观察到的对象在低分辨率模式的近红外干涉VLTI/AMBER仪器和推导的H和K波段的vibration和关闭阶段。我们模拟了我们的琥珀色的观测，公布凯克干涉仪观测，档案ESTA/VLTI的vibrations，和光谱能量分布使用几何和温度梯度模型。采用几何斜环圆盘模型，我们发现H带的环半径为0.15 ± 0.06AU，K带的环半径为0.18 ± 0.06AU。最佳拟合的温度梯度模型由一个恒星和两个同心的环形圆盘组成。内盘的内缘温度为1257^{+133}_{-53} K，从0.19 ± 0.01 AU延伸到0.23 ± 0.02 AU。外盘起始于1.35^{+0.19}-0.20}天文单位，内部温度为334^{+35}-17} K。计算得到的48.6 ± 2.9 - 3.6 °倾角与几何模型计算的K带49 ± 5 °和H带50 ± 11 °倾角基本一致。拟合的几何模型和温度梯度模型的位置角分别为163 ± 9度（K带; 179 ± 17度（H带））和169.3 ± 4.2度（-6.7度）。内部环形模型圆盘的狭窄宽度和圆盘间隙可能表…
2014-03-19 astro-ph.SR
Fast ray-tracing algorithm for circumstellar structures (FRACS) I. Algorithm description and parameter-space study for mid-IR interferometry of B[e] stars
光谱干涉数据的物理解释是强烈的模型依赖性。一方面，涉及复杂的辐射转移求解器的模型通常太耗时，无法执行自动拟合程序并导出天体物理量及其相关误差。另一方面，使用简单的几何模型并不能充分了解物体的物理特性。我们建议站在这两个极端的方法之间，通过使用一个物理的，但仍然是简单的参数化模型的对象正在考虑。基于这一理念，我们开发了一个优化的数值工具中红外（中红外）干涉测量，快速射线跟踪算法的拱星结构（FRACS），它可以用作一个独立的模型，或作为一个更先进的物理描述，甚至制定观测策略的援助。FRACS是基于无散射的射线跟踪技术，但补充使用四叉树网格和轴对称问题的完全对称性，以显着减少必要的计算时间，以获得例如单色图像和vibrations。我们应用FRACS在理论研究的尘埃拱星环境（CSE）的B[e]超巨星（sgB[e]），以确定哪些信息（物理参数）可以从目前的中红外干涉测量（通量和能见度）。从一组选定的尘埃CSE模型典型的sgB[e]星，我们表明，连同几何参数（位置角，倾角，内半径），温度结构（内部尘埃温度和梯度）可以很好地约束的中红外数据。我们的研究结果还表明，确定表征CSE密度结构的参数更具挑战性，但在某些情况下，可以获得表征质量损失的参数的上限以及相关性。只要sgB[e]对总中红外通量的贡献仅高达几个连续辐射，就可以获得对sgB[e]中心连续辐射（中心恒星和内部气体辐射）的良好约束。因此…
2010-09-28 astro-ph.SR
Interferometric study on the temporal variability of the brightness distributions of protoplanetary disks
多历元观测揭示了前主序星和/或其环境的变化。此外，在围绕中央恒星的轨道运动的结构，由行星盘相互作用，预计造成的原行星盘的亮度分布的时间变化。通过近二十年来超大望远镜干涉仪（VLTI）的反复观测，ESO档案已成为一个宝库，其中包含原行星盘中潜在行星形成区域的高分辨率多历元近红外和中红外观测。我们的目标是调查是否现有的多历元观测提供的证据的亮度分布的变化的最里面的几个天文单位的原行星盘和量化检测到的任何变化。我们提出了不同的方法来寻找证据的时间变化的基础上获得的VLTI仪器PIONIER，琥珀色，68主序前恒星和PINESTO的多历元观测。对于我们样本中的九个对象，使用相等基线获得的多历元数据可用，这使我们能够直接检测由于时间可变的亮度分布而导致的亮度变化。用PIONIER和/或AMBER方法对HD 50138、DX Cha、HD 142527、V856 Sco、HD 163296和R CrA的近红外光谱进行了观测，发现它们在不同历元的近红外光谱有显著的变化，通过估算基线的微小变化对光谱平方的影响，我们可以比较另外12颗前主序星的数据。因此，我们发现一个额外的对象，AK斯科的亮度分布的时间变化的证据。除了DX Cha和AK Sco两个双星之外，HD 50138和V856 Sco也显示出亮度分布不对称结构变化引起的变化迹象。
2020-08-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Catching the fish - Constraining stellar parameters for TX Psc using spectro-interferometric observations
恒星参数的确定是一个具有挑战性的任务，在处理银河系巨星。事实证明，不同调查技术的结合是一种很有前途的方法。我们分析档案光谱获得的短波长光谱仪（SWS）板载的ISO，和新的干涉观测从甚大望远镜中红外干涉仪（VLTI/VLBI）的一个非常好的研究富碳巨星：TX Psc。这项工作的目的是确定恒星参数使用光谱学和干涉。观测结果被用来约束模型大气，并最终在碳星序列开始的轨迹映射区域的恒星演化模型。两种不同的方法被用来确定恒星参数：（一）“经典”的干涉测量方法，其中的有效温度是固定的，通过使用在N波段的角直径（从干涉测量）和表观测辐射热星等;（二）参数是通过拟合网格的国家的最先进的流体静力学模型光谱和干涉测量观测。我们发现这两种方法的参数之间有很好的一致性。有效温度和光度清楚地将TX Psc置于H-R图中富含碳的AGB星域中。目前的演化轨迹表明，TX Psc最近才成为一颗C星，这意味着与随后的强风状态相比，这颗恒星仍然处于“安静”阶段。这与C/O比仅略大于1是一致的。
2013-01-03 astro-ph.SR
AMBER high-spectral resolution interferometry of Be stars: More than just stars and disks?
高光谱分辨率的Br-γ VLTI/琥珀观测经典的Be星揭示了复杂的可见度，相位和关闭相位的配置文件，这是没有看到在以前的低分辨率数据。他们提出了新的挑战，是明星的建模，并可能需要额外的成分超过传统的中央星+拱盘范例。
2011-07-26 astro-ph.SR
A multi-wavelength interferometric study of the massive young stellar object IRAS 13481-6124
我们提出了新的中红外干涉观测的大质量的年轻恒星对象IRAS 13481-6124，使用VLTI/VLBI的光谱分辨，长基线测量（预计基线$\sim120$米）和GSO/T-ReCS的孔径掩模干涉测量在五个窄带滤波器（预计基线$\sim1.8-6.4$米）在波长范围内的$7.5-13$ $μ$米。我们结合这些测量与以前发表的干涉观测的$K$和$N$波段，以组装最大的收集大量的YSO红外干涉观测。使用几何和辐射传输模型的组合，我们确认检测在中红外波长的磁盘先前推断从近红外观测。我们表明，流出腔也检测到在近红外和中红外波长，实际上占主导地位的中红外发射的总通量。对于磁盘，我们推导出内半径（$\sim1.8$ mas或$\sim6.5$ AU在3.6千秒差距），温度在内缘（$\sim1760$ K），倾角（$\sim48$度）和位置角（$\sim107$度）。我们确定，磁盘的质量不能被限制没有高分辨率的观察（亚）毫米制度或磁盘运动学的观察，并可能是任何地方从$\sim10^{-3}$ $20$ M $_\odot$。最后，我们讨论了解释深埋大质量YSO的光谱能量分布的前景，并警告不要试图从SED推断磁盘属性。
2015-11-10 astro-ph.SR
Mid - infrared interferometry of massive young stellar objects II Evidence for a circumstellar disk surrounding the Kleinmann - Wright object
大质量恒星的形成方案仍在讨论中。为了进一步限制当前的理论，空间解析物质吸积到大质量年轻恒星天体（MYSO）上的结构至关重要。由于MYSO的角度范围很小，人们需要克服传统热红外成像的局限性，在空间分辨率方面，为了获得对这些物体的内部结构的观测，我们使用ESO /VLTI上的中红外干涉仪来研究Kleinmann-Wright物体，一个巨大的年轻恒星物体，以前被认为是赫比格Be星的前身。在N波段（8 - 13 μm）获得了5条干涉基线的色散能见度曲线.我们证明了中红外发射区的解决。数据的定性分析表明非旋转对称结构，例如倾斜盘的投影。我们采用了广泛的辐射转移模拟光谱能量分布拟合的基础上。由于仅SED拟合通常产生简并结果，我们首先采用由辐射转移模型提供的参数的统计分析。此外，我们还比较了十个最佳拟合的自洽模型与干涉观测值.我们对克莱曼-赖特天体的分析表明，在76 \circ的中间倾角处存在一个0.1 M \odot的星周盘，而额外的尘埃包层对于拟合数据来说是不必要的。此外，我们表明，红外干涉与辐射转移模拟相结合，有可能解决的光谱能量分布单独分析所产生的模糊性。
2010-10-15 astro-ph.SR
A multi-instrument and multi-wavelength high angular resolution study of MWC614: quantum heated particles inside the disk cavity
对年轻星体的高角分辨率观测是研究大部分行星形成的原行星盘内部天文单位所必需的。随着它们的进化，内部盘区域的间隙打开，并且盘在约10百万年内完全分散。MWC 614是一个过渡前的天体，具有约10 au的半径间隙。我们提出了一套高角分辨率观测这个对象，包括SPHERE/ZIMPOL偏振和日冕图像在可见光，KECK/NIRC 2近红外孔径掩蔽观测和VLTI（琥珀色，琥珀色，和PIONIER）和CHARA（CLASSIC和CLIMB）在红外波长的长基线干涉测量。我们发现所有的观测结果都与倾斜圆盘（i ~ 55度，位置角~20- 30度）相容。中红外数据集证实了盘的内缘距离中心恒星12.3+/-0.4 au。我们确定了一个空腔内的同伴的质量上限为0.34兆太阳。在腔内，通常与尘埃升华区域相关的近红外发射异常地延伸（~10 au，比理论升华半径大30倍），并指示高尘埃温度（T~1800 K）。作为同伴诱导尘埃分离的可能结果，量子加热的尘埃颗粒可以解释这种高温下的扩展近红外发射。我们的观察证实了这个物体的特殊状态，内部的圆盘已经被吸积到恒星上，暴露出空腔内的小颗粒直接受到恒星辐射。
2018-03-06 astro-ph.SR
Observing and modeling the dynamic atmosphere of the low mass-loss C-star R Sculptoris at high angular resolution
本文利用欧洲南方天文台VLTI仪器VINCI和ESO-VLTI的近红外和中红外高空间分辨率观测资料，研究了富碳星R Scl的星周环境。这些观测旨在增加我们对AGB星质量损失开始的非常近的拱星环境中的动态过程的了解。使用自洽的动态模型解释数据。在K波段0.17和0.23阶段之间的16 m基线处，以及在N波段0.66和0.97阶段之间的15 m基线和0.90和0.97阶段之间的31 m基线处，干涉测量观测未显示出任何显著的变异效应。我们发现从0.4到25 $μ$ m的动力学模型和分光光度数据之间相当好的协议。该模型与8.5 $μ$ m处的随时间变化的通量数据吻合得很好，而在11.3和12.5 $μ$ m处则太微弱。VINCI的vibrations被很好地再现，这意味着该模型的扩展适用于K波段。在中红外波段，该模型具有适当的扩展，可以揭示位于恒星光球层上方的C2 H2和HCN的分子结构。然而，所使用的无风模式不能再现更广泛和密集的灰尘环境。在对模型和测量结果之间差异的不同解释中，强非平衡尘埃形成过程是最可能的解释之一。气体和尘埃的完全动力学耦合以及动力学计算中颗粒不透明度与小颗粒限制的近似也可能导致模型与数据之间的差异。
2010-10-07 astro-ph.SR
Spatially resolved mid-infrared observations of the triple system T Tauri
为了提高我们的知识的特点和分布的拱星尘埃与年轻的层次三重系统T头的各个组成部分，在N-波段的观测与VLTI进行。我们的研究是基于干涉和分光光度测量，并辅以新的视觉和红外光度。此外，相位进行了研究，以确定在近南双星中占主导地位的中红外光源。这些数据是在一个复杂的物理磁盘模型的帮助下拟合的。该模型利用基于蒙特卡罗方法的辐射转移代码MC 3D。在系统的所有三个组件周围都发现了扩展的中红外发射。同时配合测光和干涉测量数据证实了一个几乎面对拱盘周围的T头N的图片。朝向这颗恒星，在发射中可以看到硅酸盐带。这个发射特征被用来模拟星周盘的尘埃含量。在T Tau S附近，在吸收中可以看到硅酸盐带。这种吸收对红外伴星T Tau Sa非常明显，这可以从两个南部分量的第一个单独的N带光谱中看出。我们的配合支持以前的建议，一个几乎边缘上的光盘是目前围绕T头萨。因此，这个圆盘相对于T Tau N周围的拱星圆盘没有对准。干涉测量数据表明，磁盘T头萨周围是面向南北方向，这有利于这个源作为发射场的东西射流。我们进一步确定从干涉数据的相对位置的组件的南方二进制。
2009-07-02 astro-ph.SR
Multi-wavelength observations of the young binary system Haro 6-10: The case of misaligned discs
上下文我们对年轻的双星系统Haro 6-10（GV Tau，IRAS 04263+2426）进行了多波长，高分辨率的观测调查，该系统是为数不多的已知红外同伴之一。目标。该项目的主要目标是确定Haro 6-10系统中拱星和拱双星物质的物理和几何性质。方法.分析了不同波段的高分辨率光学（HST/WFPC 2）和近红外（VLT/NACO）图像，以研究双星周围物质的大尺度结构，并进行了中红外干涉测量（VLTI/ESTA）和光谱学（3.6米ESO望远镜的TIMMI 2），以确定单个组件周围星周物质的结构和光学厚度。结果多波长观测表明，双星系统Haro 6-10的两个组成部分都嵌入在一个共同的包络中。测得的消光表明，该包层的尘埃成分与星际介质的成分相似。该系统的每个组成部分都有一个典型的年轻恒星的拱星盘状结构。圆盘高度错位：北部的部分几乎是边缘上的，南部的部分几乎是正面上的圆盘。结论.双星系统的两个主要形成方案是在稠密的环境中引力捕获一个经过的物体，以及坍缩的分子云的碎片。考虑到金牛座-御夫座恒星形成区的低密度环境，第一种情况不太可能发生在哈罗6-10。双星系统最有可能是由坍缩的分子云的两个不同部分碎裂，再加上其他与云和/或原恒星有关的动力学过程而形成的。这也可以解释其他有红外伴星的双星系统。
2011-07-27 astro-ph.SR
Evidence of a discontinuous disk structure around the Herbig Ae star HD 139 614
一种新的主序前天体最近被确认为前过渡盘。它们呈现出近红外过量，加上约10微米处的通量不足，以及上升的中红外和远红外光谱。这些特征表明，一个磁盘结构与内部和外部的尘埃成分，分离的尘埃贫化区（或差距）。在这里，我们报告的第一个干涉仪观测的磁盘周围的赫比格Ae星HD 139614。它的红外光谱显示出一个张开的圆盘，并呈现出过渡前的特征，即大量的近红外过量伴随着约6微米的下降和上升的中红外部分。在这个框架下，我们进行了研究的光谱能量分布（SED）和中红外VLTI/VLBI干涉数据，以限制内部尘埃盘区域的空间结构，并评估其可能的多组分结构。我们的工作基于一个包含尘埃不透明度的温度梯度盘模型。虽然我们不能再现的SED和干涉的vibrium与一个组件的磁盘，一个更好的协议，获得了一个两个组件的磁盘模型组成的光学薄的内部磁盘从0.22至2.3 AU，一个间隙，和外部温度梯度盘开始在5.6 AU。因此，我们的建模有利于扩展和光学薄的内部尘埃成分，并在原则上排除了近红外过量仅来自空间受限区域的可能性。此外，外盘的特征在于非常陡峭的温度曲线，并且在其内边缘处的温度高于300 K。这表明存在一个温暖的组成部分，对应的情况下，内边缘的外盘是直接照明的中央恒星。这是存在差距的预期结果，因此表明存在过渡前的结构。
2013-11-21 astro-ph.SR
Imaging the innermost circumstellar environment of the red supergiant WOH G64 in the Large Magellanic Cloud
针对红超巨星阶段质量损失对恒星演化的影响，通过VLTI的GRAVITY仪器对大麦哲伦云WOH G64成像，发现其近红外光谱变化及致密发射，推测恒星附近形成热尘埃，为理解红超巨星演化提供新依据。
2024-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The adventure of carbon stars - Observations and modelling of a set of C-rich AGB stars
模拟恒星大气是现代天文学中一项复杂而有趣的任务。系统地比较模型与多技术观测是约束它们的唯一有效方法。目的：我们进行了一个自洽的模拟大气中的六个富C AGB星：R Lep，R，Y Pav，AQ Sgr，U Hya和X TrA，目的是扩大知识的动态过程中发生的大气。方法.我们使用VLTI/VLBI干涉观测，结合分光光度数据，并将它们与自洽动力学模型大气进行比较。结果：该模型能较好地再现1μm波长范围内的SED数据和8 ~ 10μm波长范围内的干涉观测数据。差异可能是由于数据和模型相关效应的组合。最适合Miras的模型明显延长，具有突出的壳状结构，而最适合非Miras的模型更紧凑，显示出较低的平均质量损失。质量损失是情节或多周期的性质，但导致视觉振幅显着大于所观察到的。从模型拟合中得到恒星参数：T_eff，L_bol，M，C/O，$\dot{\text{M}}$。我们的研究结果与文献值的不确定性。T_eff和L_bol也与由角直径θ_{（V-K）}导出的T和由SED拟合导出的L_bol吻合良好，但AQ Sgr除外。最后，Miras模型的θ_Ross和θ_（V-K）的一致性要比非Miras模型的好，这可能与非Miras模型的情节性质有关。我们还在H-R图中定位了恒星，并将它们与进化轨迹进行了比较。我们发现从模型拟合得到的主要性质与碳星的TP-AGB演化计算（COLIBRI代码）符合得很好。
2017-01-16 astro-ph.SR
On the binarity of the classical Cepheid X Sgr from interferometric observations
光学红外线干涉测量法可以提供造父变星半径的直接几何测量和/或揭示这些恒星的未知双星伴星。这些信息对于正确标定周期-光度关系和确定造父变星的双星比例是非常重要的。我们用VLTI/AMBER观测了造父变星X Sgr，以证实或反驳假设的双星伴星的存在，并直接测量平均恒星半径，可能检测其沿脉动周期的变化。根据MR模式下的AMBER观测结果，我们对闭合相位进行了二元模型拟合，并对可见度进行了边缘变暗模型拟合。我们的分析表明，在10.7质量和5.6 magK的分离比主星微弱，其流量和位置急剧约束的数据的点状同伴的存在。没有检测到半径脉动，而平均边缘变暗的直径结果是1.48+/-0.08质量，对应于53+/-3 R_sun在333.3 pc的距离。
2012-11-20 astro-ph.IM astro-ph.SR
