A Hot Spot and Mass Transfer of the Algol-type Binary System WZ Crv
本文介绍了利用Tzec Maun天文台的TOA-150遥控望远镜对大陵型双星WZ Crv（12h44m15.19s，-21d25m35.4s）进行双色VR观测的结果。我们确定了各个极小值的时刻，轨道周期及其导数，初始历元，颜色指数V-R和组件的温度估计。我们还注意到，相位曲线是不对称的：第二个最大值高于第一个。它表明在这个系统中的一颗恒星的光球中有一个点。
2011-12-05 astro-ph.SR physics.space-ph
Can the Anomalous Magnetic Braking of Ap/Bp Stars Explain the Orbital Decay of Algol-type Binaries?
本研究利用MESA模拟检验Ap/Bp星反常磁制动能否解释Algol双星轨道衰减，发现该机制虽可诱发长期轨道衰减并再现供体星基本参数，但预测的周期衰减率远低于观测值，需考虑其他机制。
2025-09-07 astro-ph.SR
Photometric and Spectroscopic Observations of the Algol Type Binary V Triangle
通过观测获得了短周期食双星VTri的时间序列、多色测光和高分辨率光谱。给出了该双星系统的全覆盖光速和视向速度曲线。利用光电测光和CCD测光得到的所有光极小时刻，计算了食系统的轨道周期和新的星历。对$O-C$图的分析表明，轨道周期为$0.58520481\ days$，以$dP/dt=-7.80\times10^{-8} d\ yr^{-1} $的速率减小。两个组分之间的质量传递和由于第三体引起的光时间旅行效应可以用来解释周期减小。然而，一个半独立的配置，质量较小的组件填充和主要几乎填充每个洛希瓣是从合成的光和径向速度曲线使用2015年版本的威尔逊-德文尼代码。我们认为周期减小是次级组分向初级组分的非保守质量传递和系统的质量损失，我们认为它是EB型，而我们的研究认为它应该是EA型（半分离Algol型）。主星和次星的质量、半径和光度分别为$1.60\pm0.07 M_\odot$、$1.64\pm0.02 R_\odot$、$14.14\pm0.73 L_\odot$和$0.74\pm0.02 M_\odot$、$1.23\pm0.02 R_\odot$、$1.65\pm0.05 L_\odot$。
2017-04-04 astro-ph.SR
Three-Dimensional Hydrodynamic Simulations of Accretion in Short Period Algols
最近的观测表明，直接撞击的大陵五系统U CrB和RS Vul拥有位于轨道平面之外的气体，包括U CrB中的倾斜吸积盘。对RS Vul中质量供体周围的拱星气体的观测表明，磁效应可能是导致吸积流偏离轨道平面的原因，导致倾斜的圆盘。为了确定是否倾斜的光盘是可能的，由于偏转流，我们使用RS Vul的传质过程的三维流体动力学模拟。通过使流偏离轨道平面45度并将流的速度提高到30马赫，我们模拟了L1附近的磁活动的影响。我们发现，修改后的流参数改变了系统的直接影响的性质。这股气流没有经过恒星的表面，形成了一个轻微扭曲的吸积盘，盘的倾斜度不超过3度。偏转流的流盘相互作用迫使大量材料高于轨道平面，从而急剧增加平面外流动。绘制速度空间中的H-α发射率，使我们能够比较我们的结果与层析观测。与未偏转的情况相比，偏转和提升流将平面外流的每个z速度切片中的发射率增加至少三个和多达八个数量级。我们的结论是，偏转流是一个可行的机制，用于产生强大的平面外流动中看到的断层图像的U CrB和RS Vul。
2012-09-10 astro-ph.SR
Imaging the Algol Triple System in H Band with the CHARA Interferometer
大陵五（Beta Per）是一个被广泛研究的等级三元系统，其内部双星是一个原型半分离双星，质量转移发生在次巨星次级到主序星之间。在这里，我们提出了我们的大陵五观测的结果在2006年和2010年之间在CHARA干涉仪与密歇根红外组合器在H波段。使用四个长基线望远镜使我们能够实现优于0.5质量的分辨率，并明确地解决三颗恒星。内部和外部的轨道要素，以及角的大小和质量比的三个组成部分独立于以前的研究。我们报告了一个显着改善轨道的内部恒星对的主要质量相比，以前的研究有15%的变化的后果。我们还确定了轨道的相互倾斜度比以前建立的更接近椭圆度。国家的最先进的图像重建算法用于成像的完整的三重系统。特别是一个图像序列的55个不同阶段的内对轨道重建，清楚地显示了罗什瓣填充的次要围绕主要的旋转，与几个时代对应的主要和次要的日食。
2012-05-04 astro-ph.SR
Mass loss out of close binaries
在一个自由的进化场景中，在快速质量转移的时代，质量可以从双星中逃逸。我们计算的质量损失的二进制与B型的主要在出生时，质量转移开始期间的氢核心燃烧的捐助者。我们模拟了这些相互作用双星的质量比和轨道周期的分布。在不同的质量比和轨道周期值下，双星显示大陵五特征的时间已经从保守和自由的进化计算中得到了固定。利用这些数据，我们分别用保守模型和自由模型模拟了藻星的质量比和轨道周期的分布。我们比较的质量比和轨道周期的Algols得到保守的演化与我们的自由模型。由于具有晚期B型主星的双星演化几乎是保守的，所以质量比的总体分布只会比保守计算多产生几个具有高质量比的大陵五。虽然模拟的阿尔戈尔斯轨道周期分布与观测结果吻合得很好，但模拟的质量比分布总是产生太少的大值系统。
2009-11-26 astro-ph.SR
Orbital Period Changes and Their Explanations in Two Algol Binaries: WY Per and RW Leo
WY Per和RW Leo是两颗Algol型双星。根据我们新的CCD观测资料和近百年来WY Per和RW Leo的主食时刻的历史记录，对轨道周期变化及其解释进行了详细的分析和讨论。发现WY Per的轨道周期为周期为$P_{3} = 71.5$ yr，半振幅为$A_{3} = 0^{\textrm{d}}.0739$的周期振荡。周期的变化可以解释的光旅行时间效应（LTTE）通过第三个机构的偏心轨道的偏心率为$e_{3} \simeq 0.602$在系统中的存在。对于RW狮子座，其轨道周期显示复杂的变化。两个循环变化（即，$P_{3} = 77.8$ yr和$A_{3} = 0^{\textrm{d}}.033$，以及$P_{4} = 39.1$ yr和$A_{4} = 0^{\textrm{d}}.022$）。$P_{3} = 77.8$ yr和$A_{3} = 0^{\textrm{d}}.033$的周期性变化可归因于LTTE，因为在偏心轨道上存在第三个天体，偏心率为$e_{3} \simeq 0.732$。
2010-06-28 astro-ph.SR
The ROSAT Bright Source 1RXS J201607.0+251645: An Active Algol-type Binary
1 RXS J201607.0251645首次被确认为食双星。本文介绍了0.6米望远镜在V波段三年的初步观测和0.8米望远镜在V和R波段六夜的扩大观测。系统的光变曲线为EB型。测得了5个光极小时刻，并确定了轨道周期为0.388058d（0.00044d）。2003年版的威尔逊-德文尼程序给出的光度解表明该双星是一个半分离系统，光度质量比为0.895（0.006），可能包含一个G5主星和一个超大型K5副星。质量较小的组分已完全填满其洛希瓣，而另一个组分几乎填满其洛希瓣，填充因子为93.4%。从2005年到2007年，该系统在其相位折叠图中显示出变化的O 'Connell效应，并且具有log（LXLbol）3.27的X射线发光。可能的机制来解释这两种现象进行了讨论。最后，我们推测该双星可能处于热弛豫振荡（TRO）理论预测的热振荡状态，也可能演化为接触双星。
2010-02-04 astro-ph.SR
KIC 6220497: A New Algol-type Eclipsing Binary with Multiperiodic Pulsations
我们从{ \it Kepler}观测中给出了KIC 6220497的双星性和脉动。光变曲线合成表明，食系统是一个半脱离的大陵五，其参数为$q$ = 0.243 $\pm$ 0.001，$i$ = 77.3 $\pm$ 0.3 deg，$ΔT$ = 3，372 $\pm$ 58 K，其中脱离的主分量占Roche瓣的$\sim$ 87%.一个多频分析的日食减去光残留揭示了33个频率范围内的0.75 $-$ 20.22 d $^{-1}$与0.27和4.56毫微克之间的振幅。其中，四个是基本（$f_1$、$f_5$）和$p$（$f_2$、$f_7$）模式的脉动频率，六个是轨道频率（$f_8$、$f_{31}$）及其谐波（$f_6$、$f_{11}$、$f_{20}$、$f_{24}$），它们可以归因于潮汐激发模式。对于脉动频率，脉动常数为0.16 $-$ 0.33 d，周期比为$P_{\rm pul}/P_{\rm orb}$ = 0.042 $-$ 0.089，表明主要成分是$δ$ Sct脉动星，因此KIC 6220497是一颗振荡食大陵五（oEA）星。主脉动周期为0.1174051 $\pm$ 0.0000004 d，明显长于将脉动周期与轨道周期联系起来的经验关系所预期的周期。$\log g_1$ = 3.78 $\pm$ 0.03的表面重力明显小于其他轨道周期相似的oEA星。脉动主…
2016-05-29 astro-ph.SR
Interferometric Observations of Rapidly Rotating Stars
光学干涉测量为我们提供了一个独特的机会，以提高我们对恒星结构和演化的理解。通过直接观察旋转扭曲光球在亚毫弧秒尺度，我们现在能够描述恒星半径，温度结构，甚至能量传输的纬度依赖性。这些详细的新的恒星视图正在导致一系列广泛的相关主题的修正思维，如光谱学，恒星演化和系外行星探测。随着新的先进技术和仪器的成熟，天文学中的这一主题将在深度和影响力上大大扩展。
2012-04-11 astro-ph.IM astro-ph.SR
The Algol System SZ Herculis: Physical Nature and Orbital Behavior
在2008年2月至5月期间获得了SZ Her的多波段CCD光度观测。光变曲线被完全覆盖，表明两种组件之间存在显著的温度差异。本文提出的光变曲线综合结果表明，食双星是一个经典的大陵型系统，其参数为$q$ =0.472，$i$ =87，$^\circ$ .57，$Δ$（$T_{1}$ - $T_{2}$）=2,381 K，主成分约占其极限瓣的77%，略大于次级瓣。超过1,100次的最小光跨越一个多世纪被用来研究双星系统的轨道行为。发现SZ Her的轨道周期是两个周期变化的组合，周期长度分别为$P_3$ =85.8 yr和$P_4$ =42.5 yr，半振幅分别为$K_3$ =0.013 d和$K_4$ =0.007 d。对它们最合理的解释是由可能存在的两个M型伴星驱动的一对光时效应（LITE），这两个伴星的最小质量分别为$M_3$ =0.22 M $_\odot$和$M_4$ =0.19 M $_\odot$，它们位于2：1平均运动共振附近。如果存在两个额外的天体，那么这个多元系统的整体动力学可能会为食双星的形成和演化提供重要的线索。
2011-11-15 astro-ph.SR
Radiative hydrodynamics simulations of red supergiant stars: II. simulations of convection on Betelgeuse match interferometric observations
上下文红超巨星参宿四是一颗不规则变星。对流可能在理解这种变化方面发挥重要作用。干涉观测可以用复杂的恒星对流模拟来解释。目标。我们比较的可见度曲线和闭合相位从我们的三维模拟的RSG对流CO5BOLD的参宿四的各种干涉观测从光学H波段，以表征和测量对流模式在这颗星。方法.我们使用3D辐射流体动力学（RHD）模拟计算强度图在不同的过滤器，因此，我们推导出干涉观测使用后处理辐射转移代码OPTIM3D。合成的能见度曲线和关闭阶段进行了比较，观察。结果我们提供了一个强大的检测在光学和H波段上的参宿四表面上的颗粒图案的基础上观察到的可见性点和关闭阶段的优秀拟合。此外，我们确定，参宿四表面在H波段覆盖的小到中等规模（5 - 15质量）对流相关的表面结构和一个大的（30质量）对流细胞。在这个光谱区域，H2O分子是主要的吸收体，并对小结构和可见度曲线的第一个零点（即视恒星半径）的位置有贡献。
2010-03-06 astro-ph.IM astro-ph.SR
Mean angular diameters, distances and pulsation modes of the classical Cepheids FF Aql and T Vul - CHARA/FLUOR near-infrared interferometric observations
我们报告的第一个角直径测量的两个经典造父变星，FF Aql和T Vul，我们已经获得了与FLUOR仪器安装在CHARA干涉阵列。我们获得FF Aql和T Vul的平均肢体变暗角直径分别为θ_LD = 0.878 +/- 0.013 mas和θ_LD = 0.629 +/- 0.013 mas。将这些角直径与HST-FGS三角形半径相结合，分别得到线性半径R = 33.6 +/- 2.2 Rsol和R = 35.6 +/- 4.4 Rsol。与经验和理论的周期半径关系的比较导致的结论是，这些造父变星脉动的基本模式。脉动模式的知识是最重要的校准周期亮度关系与一个统一的基本模式造父变星的样本。
2012-03-29 astro-ph.IM astro-ph.SR
First L-band Interferometric Observations of a Young Stellar Object: Probing the Circumstellar Environment of MWC 419
我们目前的空间分辨K-和L-波段光谱（光谱分辨率R = 230和R = 60，分别）的MWC 419，赫比格Ae/Be星。这些数据是用85米基线凯克干涉仪的新配置同时获得的。我们的观测对MWC 419盘内部区域的径向温度分布很敏感。我们用简单的几何模型和更多的物理磁盘模型来拟合可见性数据。几何模型（均匀圆盘和高斯）表明，在2-4微米波长范围内，表观尺寸随波长线性增加，表明圆盘随温度梯度延伸。一个具有幂律温度梯度与半径的模型同时适合我们的干涉测量和光谱能量分布数据从文献中。幂律的斜率接近于从光学厚盘预期的斜率。我们的光谱分散干涉测量包括Br γ发射线。测量的磁盘大小和周围的溴伽马表明，排放氢气位于内部（或内部区域）的尘埃盘。
2009-07-28 astro-ph.IM astro-ph.SR
Nova Eruptions with Infrared Interferometric Observations
红外干涉观测有很大的潜力来揭示新星爆发的性质。我们建议，技术，已经到位，推导出在光学波长的喷射细节与红外干涉观测得出的参数，如喷出的质量在一个新星爆发。当红外线由自由-自由热过程主导时，这是可以实现的。
2015-12-21 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
Newly Discovered Eclipsing Binary 2MASS J18024395+4003309 (VSX J180243.9+400331):Two-Color Photometry vs Phenomenological Modeling
本文报道了利用美国Mt. 1m望远镜对新发现的变星2MASS J18024395+4003309=VSX J180243.9+400331进行的双色VR CCD观测分析。莱蒙天文台（LOAO）在中间极V1323她的领域。我们在2015JASS发表的这次会议的扩展版本... 32.. 127 A. 2012年OAP报告了变异性。25.. 150A，该物体被监视。双色观测覆盖了所有相间隔。该对象被归类为一个阿尔戈型变量与潮汐扭曲的组件，并显示出不对称的最大值（Osthonnell效应）。对于现象学建模，我们使用了统计最优度的三角多项式近似，以及最近的方法“NAV”（新的Algol变量），使用了日食的局部特定形状。方法方面进行了说明，特别是对于少数颜色观测的情况下。基于唯象参数分析的物理参数的估计，提出。
2015-12-14 astro-ph.SR
Spectro-interferometric observations of interacting massive stars with VEGA/CHARA
利用CHARA干涉仪阵列中的VEGA仪器，我们获得了$β$天琴座和$\upsilon$ Sgr的可见光干涉光谱观测结果。对于$β$ Lyrics，在包含H $α$和HeI 6678线以及H $β$和HeI 4921线的光谱区域中获得了色散条纹和微分相位。而源是未解决的连续，源的发射线被解决和大部分的H $α$发射的光心表现出与轨道相位相关的偏移。对于$\upsilon$ Sgr，连续谱和H $α$源都被分辨，但没有检测到清晰的二进制信号。线上的微分相移揭示了H $α$发射的主体明显地偏离了原色。
2010-01-12 astro-ph.SR
Radio Interferometric Observations of the Sun Using Commercial Dish TV Antennas
印度天体物理学研究所的射电天文学小组一直在班加罗尔以北约100公里的Gauribidanur天文台对日冕低频（${\approx}$ 40- 440 MHz）的无线电发射进行例行观测。由于国际天文学协会一直在利用Kodaikanal太阳观测台的不同光学望远镜对太阳光球层和色球层进行定期观测，因此正在探讨利用低成本仪器获取太阳色球层二维无线电图像的可能性，以补充光学观测。作为这项工作的一部分，该小组最近开发了使用两个商用碟形电视天线对太阳色球层高频（${\approx}$ 11.2千兆赫）无线电发射进行干涉观测的原型仪器。的硬件设置和初步意见。
2021-09-15 astro-ph.SR
First High Resolution Interferometric Observation of a Solar Prominence With ALMA
我们提出的第一个观测日珥在$84-116$ GHz的高分辨率干涉成像的ALMA。Biaenkaw天文台和SDO/AIA对H $α$的同步观测揭示了与ALMA观测相似的日珥形态。3 mm和H $α$发射的贡献函数被示出在气体压力的范围内具有显著的重叠。我们估计的最大毫米连续光学厚度为$τ_\mathrm{3mm}\approx 2$，和亮度温度从观察到的H $α$强度。由ALMA观测到的日珥脊的亮温为$\sim 6000-7000$ K，与8000 K气体温度下的亮温估计值有很好的相关性。
2022-02-25 astro-ph.SR
Interferometric and spectroscopic observations of the BRITE target Delta Cep
我们使用新的HARPS-N谱来修正Delta Cep的投影因子，并直接测量大气中速度梯度的具体贡献。通过引入流体动力学模型，我们还可以通过假设辐射转移在平面平行或sherically对称的几何形状，分别确定气体运动和光学连续谱之间的校正因子的半理论值。
2017-07-06 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
Radiative hydrodynamics simulations of red supergiant stars: I. interpretation of interferometric observations
上下文有人认为红超巨星（RSG）中的对流会产生大尺度的颗粒，导致可观察到的表面不均匀性。这种对流也非常强烈，被怀疑是RSG质量损失的原因之一。因此，必须详细地理解它。虽然有证据表明RSG光球中存在不对称性，但对颗粒化的详细研究还很缺乏。干涉观测为解决这个问题提供了一个令人兴奋的可能性，但它们仍然经常使用平滑对称的边缘变暗强度分布或非常简单的斑点特设模型来解释。目标。我们探索的颗粒化的影响，能见度曲线和关闭阶段使用辐射转移代码OPTIM3D。我们同时评估如何在RSG与CO5BOLD对流的三维模拟可以测试对这些观测。方法.我们使用三维辐射流体动力学（RHD）模拟对流计算强度图在不同的波长和时间，从中我们得到干涉可见度振幅和相位。我们研究了它们随时间、位置角和波长的行为，并将它们与RSG alpha Ori结果的观测结果进行了比较。我们提供了平均边缘暗化系数的RSG。我们详细介绍了RSG颗粒（对比度，大小）的检测和表征的前景。我们证明，我们的RHD模拟提供了一个很好的适合现有的干涉观测的阿尔法奥利，相反，肢体变暗的磁盘。这证实了参宿四表面存在大型对流单体。
2009-07-10 astro-ph.SR
Millimeter interferometric observations of FU Orionis-type objects in Cygnus
猎户座FU型天体（FUors）是低质量的年轻爆发恒星，代表了一个演化阶段，其特征是从盘到恒星的吸积速率增加的阶段性时期。理论预测，一个拱星的信封，连续的质量落入磁盘的来源，是必要的触发这样的吸积爆发。我们研究的空间和速度结构的信封周围FUOR通过分子线观测毫米波长。我们的目标是三个原型FUOR和一个可能处于爆发前状态的物体。我们提出档案PdBI干涉观测J=1-0线的13 CO在110.2 GHz。对于我们的三个目标，这些代表第一毫米干涉观测。利用这些数据，可以以1000天文单位的空间分辨率和0.2公里/秒的速度分辨率研究天体的分子环境。强，窄的13 CO（1-0）线发射检测到所有来源。在所有情况下，发射都是空间分辨的，去卷积的大小为几千AU。对于V1057 Cyg和V1331 Cyg，发射区域相当紧凑，这表明发射的起源是围绕中心恒星的包络。对于天鹅座V1735，13 CO的发射与恒星位置有偏移，表明发射源可能是一个小的前景云，也是中央恒星高度变红的原因。朝向天鹅座V1515的13 CO发射是样本中最长的，与天鹅座V1515的环状光学反射星云相吻合。我们认为，毫米干涉观测是必不可少的一个完整的理解的拱星环境的FUOR。任何理论的FUor现象，解释的几何形状的拱星结构和它的演变，使用单光束测量必须检查和比较干涉观测在未来。
2011-09-16 astro-ph.SR
Four years' interferometric observations of Galactic binary Cepheids
我们给出了2012年开始的银河造父变星长期计划的更新，其目标是测量造父变星同伴的视觉轨道。使用VLTI/PIONIER和CHARA/MIRC仪器，我们现在已经探测到了几个伴星，我们已经对其中几个伴星有了良好的轨道覆盖。通过结合干涉测量和径向速度，我们现在可以推导出系统的所有轨道要素，我们很快就可以估计造父变星的质量。
2017-07-03 astro-ph.SR
Determination of characteristics of newly discovered eclipsing binary 2MASS J18024395 +4003309 = VSX J180243.9+400331
在处理中极1 RXS J180340.0+401214的观测，获得26.05.2012在60厘米望远镜的山。苏霍拉天文台（波兰克拉科夫），2 MASS J18024395+4003309的变异被发现。由于该天体未被列入“变星总表“或“变星索引”，我们将其登记为VSX J180243.9+400331。此外，我们还使用了卡特琳娜巡天（Catalina Sky Survey）7年来的189个独立观测数据。周期图分析得出该天体的周期为0d.3348837{ \pm } 0d.0000002。主极小值和次极小值的深度几乎相同，这对应于接近1的亮度（可能）质量比。三角多项式n=4的统计最优次数。最近的最低值出现在HJD 2456074.4904。从我们的数据的亮度范围是16.56-17.52（V），16.18-17.08（R）。NAV（“新Algol变量”）算法被应用于统计最优的唯象建模和相应参数的确定。
2012-12-30 astro-ph.GA 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
Calibrating the surface brightness - color relation for late-type red giants stars in the visible domain using VEGA/CHARA interferometric observations
表面亮度-颜色关系（SBCR）是测光测定恒星角直径的有力工具。例如，它被用来推导出大麦云（LMC）中食双星的距离，这使得它的距离测定精度达到1%。我们使用在可见光范围内获得的均匀VEGA/CHARA干涉数据校准了2.1 < V-K < 2.5色范围内红巨星的SBCR，并将其与基于红外干涉观测的关系进行了比较，该关系用于推导到LMC的距离。用VEGA/CHARA仪器观测到了八颗G-K巨星。推导出的边缘变暗的角直径相结合的一组均匀的红外星等，以约束SBCR。在我们的样本中，我们获得的边缘变暗的角直径的平均精度为2.4%。对于VEGA/CHARA和PIONIER/VLTI共同观测到的四颗恒星，我们发现角直径的一致性为1 sigma。我们在可见光中获得的SBCR具有0.04星等的色散，并且与在红外中获得的SBCR（0.018星等）一致。红外线和可见光的角直径和SBCR的一致性加强了最近使用食二进制技术在LMC距离上实现的1%精度和准确度的结果。这也表明，它是可能的，在不同的波长组合干涉观测时，SBCR校准。
2020-06-30 astro-ph.SR
Interferometric Observations of the Quiet Sun at 20 and 25 MHz in May 2014
介绍了UTR-2（\textit{Ukrainian T-shaped Radio telescope of the second modification}）射电望远镜在2014年5月27日至6月2日干涉测量期间在20和25 MHz进行太阳观测的结果。在这种情况下，使用了UTR-2射电望远镜东西臂和南北臂部分之间的不同基线225、450和675米。2014年5月29日，观测到了由III型、II型和IV型爆发组成的强零星射电辐射。在其他日子里，在十月范围内没有太阳射电活动。我们讨论了这样的安静的太阳的观测结果。测量了太阳在东西和南北方向上的通量和大小。在20和25 MHz时，平均通量分别为1050- 1100 Jy和1480- 1570 Jy。平静太阳在赤道和极地方向的角大小在20 MHz时为55'和49'，在25 MHz时为50'和42'。射电辐射的亮温分别为Tb = 5.1 × 10^5 K和Tb = 5.7 × 10^5 K（20和25 MHz）。
2018-06-22 astro-ph.SR
Interferometric Evidence for Resolved Warm Dust in the DQ Tau System
本文报道了双线主序前双星系统DQ Tau的近红外干涉观测。我们用\citet{Mathieu1997}的光谱轨道和分析支持的DQ Tau的视觉轨道来模拟这些数据。此外，DQ Tau表现出显着的近红外过量;建模我们的数据需要包括近红外光从一个“过量”的来源。值得注意的是，在我们的数据中解决了多余的源，类似于双星本身的规模（$\sim$ 0.2 AU在apastron），而不是更大的环双星盘（$\sim$ 0.4 AU半径）。我们的观测结果支持了\citet{Mathieu1997}和\citet{Carr2001}关于DQ Tau双星附近存在显著暖物质的推论。
2009-03-14 astro-ph.SR
Masses of the components of SB2 binaries observed with Gaia. II. Masses derived from PIONIER interferometric observations for Gaia validation
为了迎接盖亚天体测量任务，自2010年以来，在上普罗旺斯天文台用索菲摄谱仪观测了一个光谱双星样本。我们的目标是推导出双线光谱双星（SB 2）的轨道根数，其精度足以最终获得组件的质量，当与盖亚天体测量相结合时，相对误差小至1%。为了验证来自盖亚的质量，干涉观测获得了我们的样品中的三个SB 2的F-K分量：HIP 14157，HIP 20601和HIP 117186。导出了六个恒星分量的质量。由于HIP 14157是侧对的，它可能是一颗食双星。我们注意到，几乎所有导出的质量都比标准光谱型质量校准和质量-光度关系的预期值大百分之几。我们的计算也导致了准确的双星系统，并证实了依巴谷双星系统。
2015-10-26 astro-ph.SR
Interferometric and single-dish observations of 44, 84 and 95 GHz Class I methanol masers
我们目前的观测大质量恒星形成区域选择的IRAS点源目录。这些观测是用甚大天线阵和大毫米望远镜进行的，目的是寻找I类甲醇脉泽。我们在44 GHz的甲醇脉泽过渡的125个大规模的恒星形成区域的干涉观测; 53的125场显示发射。这些数据使我们能够证明协会，在角秒精度，I类脉泽排放与流出，HII地区和冲击跟踪4.5 $μ$米排放。我们对53个区域中的38个进行了单碟观测，检测到44 GHz脉泽，以寻找84.5，95.1，96.7，107.0和108.8 GHz的甲醇跃迁。我们发现检测率分别为74，55，100，3和45%。我们使用了一个宽波段接收器，它显示了许多其他的谱线，这些谱线在恒星形成区很常见。
2017-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effect of winds on atmospheric layers of red supergiants I. Modelling for interferometric observations
红超巨星（RSG）是在核心坍缩超新星之前演化的大质量恒星。触发大气层质量损失的物理过程仍然没有完全了解。基于$α$ Ori的观测资料，最近发展了一种新的半经验方法，在RSG的静力模式大气中加入风。我们使用这种方法添加风的MARCS模型大气计算合成观测值，比较空间分辨干涉观测模型。我们提出了一个案例研究模型发表的数据HD 95687和V602汽车获得VLTI/琥珀。我们使用辐射转移程序Turbospectrum计算了不同质量损失率下的模型强度、光谱和辐射度。对模型进行卷积以匹配VLTI仪器的不同光谱分辨率，研究对应于重力和MATISSE数据的$K$、$L$和$M$波段的$1.8-5\,\mathrm{μm}$波长范围。我们比较了模型的光谱和vibrations与公布的VLTI/AMBER数据。合成的vibrium再现观察到的下降，在CO，SiO和水层中没有显示在vibrium的基础上单独的MARCS模型。对于案例研究，我们发现，加入风的MARCS简单的辐射平衡显着改善协议的vitrium和光谱。我们的研究结果再现了观测到的扩展到几个恒星半径的大气。本文显示了我们的模型来描述扩展大气中的RSG的潜力：它可以重现的光谱和vibrium的形状更好的精度比以前的模型在CO和水线。该方法可以扩展到其他波段的光谱和干涉数据。我们提供的温度和密度分层，首次成功地再现所观察到的RSG大气的干涉特性。
2022-10-26 astro-ph.SR
The Age of the Directly-Imaged Planet Host Star $κ$ Andromedae Determined From Interferometric Observations
仙女座$κ$是一颗早期类型的恒星，拥有一颗直接成像的低质量伴星，由于其快速的旋转速度，预计它将是扁圆的（$v\sin i$ = $\sim$ 162 $\mathrm{km~s^{-1}}$）。我们用CHARA阵列的光束组合器PAVO观察了这颗恒星，测量了它在多个方向上的大小，并确定了它的扁率。干涉测量，结合测光和这个$v\sin i$值被用来约束扁圆星模型，产生的基本属性的明星，并发现一个旋转速度是$\sim$ 85\%的临界速率和低倾角的$\sim$ 30 $^\circ$。三个建模的属性（平均半径，热光度，赤道速度）进行比较，MESA演化模型，以确定年龄和质量的恒星。在这样做时，我们确定系统的年龄为47 $^{+27}_{-40}$百万年。根据这个年龄和先前对伴星温度的测量，BHAC15演化模型暗示伴星的质量为22 $^{+8}_{-9}$ M $_\mathrm{J}$。
2016-04-07 astro-ph.SR
CARMA interferometric observations of 2MASS J044427+2512: the first spatially resolved observations of thermal emission of a brown dwarf disk
我们目前的CARMA 1.3毫米连续数据的磁盘周围的年轻棕矮星2 MASS J 044427 +2512的金牛座分子云。CARMA观测的高角分辨率（0.16角秒）使我们能够首次在空间上分辨棕矮星周围尘埃的热辐射。我们分析了干涉仪的振动特性，并采用具有幂律表面密度径向分布的圆盘模型来约束圆盘的外半径。在幂律指数等于或小于1的情况下，我们得到的磁盘半径范围约为15 - 30 AU，而较大的磁盘推断为陡峭的径向配置文件。通过结合这些信息的磁盘空间范围与亚毫米光谱指数的这个来源，我们发现确凿的证据毫米大小的颗粒，或更大，在这个棕矮星磁盘。我们讨论了我们的研究结果的尘埃演化模型在原行星盘和褐矮星形成的影响。
2013-01-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiwavelength interferometric observations and modeling of circumstellar disks
我们研究了前主序星HD 142666、AS 205 N和AS 205 S周围的三个拱星盘最内层区域的结构。我们确定的尘埃盘的内半径，特别是，寻找过渡对象的尘埃已耗尽和内部磁盘间隙已形成在半径的十分之几AU到几个AU。我们用IOTA、AMBER和ECO 2在红外波长1.6-2.5um和8- 13 um范围内进行了干涉观测，投影基线长度在25米和102米之间。数据分析的基础上的辐射转移模拟的年轻恒星物体（YSO）的三维模型，以再现光谱能量分布和干涉光谱的同时。在建模方法中可以考虑吸积效应和盘间隙。以前的研究结果限制了参数空间。本研究的对象是空间解决在红外波长范围内使用干涉仪。基于这些观测，可以找到源HD 142666的盘隙，将其归类为过渡天体。在HD 142666的星盘中存在一个半径为R_in=0.30AU的盘孔和一个半径为0.35 ~ 0.80AU的无尘环。AS 205是一个经典的金牛座T星系统，这一分类可以用正则模型方法来证实。例如，在我们的观测中没有发现盘隙的迹象。
2013-05-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Feasibility of interferometric observations and characterization of planet-induced structures at sub au to au scales in protoplanetary disks
本研究通过3D流体动力学和辐射传输模拟，评估了VLTI干涉观测原行星盘中小尺度行星诱导结构的可行性，发现300地球质量行星产生的亚结构可在多历元观测中检测到，其轨道运动导致的可见度变化具有独特的时间和幅度特征。
2025-06-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Characteristics of the Solar Coronal Line Profiles from Fabry-Perot Interferometric Observations
本文报道了一组法布里-珀罗干涉图的分析，研究探测内日冕的物理参数。这些观测是在2001年6月21日发生在赞比亚卢萨卡的日全食期间，在日冕绿线Fe XIV 5302.86日冕上进行的。这项研究是在1.1-1.5 Ro的径向范围内进行的，并检查了多普勒速度，半宽度，质心和不对称性及其相互之间的相关性在电晕的各个点。发现59%的谱线轮廓发生蓝移，34%的谱线轮廓为单分量谱线，只有7%的谱线轮廓发生红移。半宽和多普勒速度相对于冠状高度的变化有很大的分散性，没有表现出显着的变化。结果表明，半宽度随多普勒速度或质心的变化呈抛物线趋势，相关性较弱，而半宽度与非对称性的关系尚不明确。这些结果将为日冕动力学研究提供更多的信息，并有助于理解日冕物理问题。
2019-01-31 astro-ph.SR
The Ages of A-Stars I: Interferometric Observations and Age Estimates for Stars in the Ursa Major Moving Group
利用CHARA阵列上的经典、CLIMB和PAVO光束合成器，我们观测并空间分辨了附近大熊座移动群中的一组7颗A型星。其中至少有四颗恒星具有较大的旋转速度（$v \sin i$ $\gtrsim$ 170 $\mathrm{km~s^{-1}}$），并且预计是扁圆的。这些干涉测量、恒星观测到的光度能量分布和$v \sin i$值被用来计算构造扁圆星模型，从这些模型中可以计算恒星的性质（倾角、自转速度、半径和有效温度作为纬度的函数等）。决心已定将结果与MESA恒星演化模型（Paxton et al. 2011，2013）进行比较，以确定质量和年龄。这项新技术的价值在于，它能够估计快速旋转恒星的基本特性，而无需对恒星进行全面成像。因此，它可以适用于恒星的大小相当于干涉分辨率的限制，而不是那些是几倍大于限制。在共演化的假设下，年龄的分布可以用来检验这里提出的处方和快速旋转恒星的MESA进化代码。我们验证的技术，我们结合这些年龄估计，并确定年龄的移动组为414 $\pm$ 23百万年，这是一致的，但比以前的估计更精确。
2015-09-30 astro-ph.SR
The Envelope and Embedded Disk around the Class 0 Protostar L1157-mm: Dual-wavelength Interferometric Observations and Modeling
我们目前的双波长观测和建模的近边缘0类年轻恒星对象L1157毫米。使用毫米波天文学研究的组合阵列，一个近球形的结构被认为是从拱星信封在10^2至10^3 AU的大小规模在1毫米和3毫米的尘埃排放。进行辐射转移建模以将数据与理论包络模型（包括幂律包络模型和Terebey-Shu-Cassen模型）进行比较。参数估计采用贝叶斯推断，模型选择采用信息准则。结果表明，幂律包络模型优于Terebey-Shu-Cassen模型。特别是，幂律包络模型，一个陡峭的密度分布与指数~2推断。此外，尘埃不透明度光谱指数（β）估计为~0.9，这意味着颗粒生长已经开始在L1157毫米。此外，未解决的磁盘组件被限制为< 40 AU的半径和< 4-25兆焦耳的质量。然而，嵌入式磁盘组件的估计依赖于假设的包络模型。
2012-07-16 astro-ph.SR
AB Aur, a Rosetta stone for studies of planet formation (IV): C/O estimates from CS and SO interferometric observations
Observatorio Astronómico Nacional (OAN,IGN)（国家天文台）；Centro de Astrobiología (CAB), INTA-CSIC（天体生物学中心）；Institut de Radioastronomie Millimétrique（毫米波射电天文学研究所）；Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble (IPAG), Université Grenoble Alpes, CNRS（格勒诺布尔行星学与天体物理学研究所）；Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA)（马克斯·普朗克天文学研究所）；Ludwig-Maximilians-Universität（路德维希-马克西米利安大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）
利用CS和SO干涉观测数据，研究AB Aur盘中硫丰度和C/O比值，揭示原行星盘中硫的强耗竭特征。
2026-02-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
The close circumstellar environment of Betelgeuse. IV. VLTI/PIONIER interferometric monitoring of the photosphere
上下文冷的大质量演化恒星的质量损失机制知之甚少。参宿四的接近使它成为一个吸引人的目标，研究它的大气层，绘制它的信封形状，并遵循它的风的结构，从光球到星际介质。目标。参宿四的强烈对流运动与其质量损失之间存在联系。我们的目标是约束光球对流模式的空间结构和时间演变，并寻找这种联系的证据。方法.我们报告新的干涉观测在红外H波段使用VLTI/PIONIER仪器。我们在2012年1月至2014年11月期间监测了参宿四的光球层，以寻找可能引发外流的演变。结果我们在低空间频率的干涉观测与光球上存在的热点是兼容的，该热点具有一个恒星半径的特征宽度。它似乎是叠加在较小尺度的对流型。在更高的空间频率域中，我们观察到的观测和预测的三维流体动力学模拟之间的显着差异。结论.我们为红超巨星光球层中存在对流模式提供了新的证据。推测的热点可能是一个巨大对流单体的顶部，尽管仅凭这些干涉测量观测无法排除恒星的非对称延伸。所观察到的表面特征的属性显示出更强的对比度和不均匀性预测的三维辐射流体动力学模拟。我们建议，大的观察功能修改的对流模式在恒星表面的方式，模拟无法再现签名。
2016-03-30 astro-ph.SR
Directly Determined Properties of HD 97658 from Interferometric Observations
我们对过境的超级地球宿主HD 97658的CHARA阵列进行了干涉观测，并测量了其边缘变暗的角直径为$θ_{\text{LD}}=0.314\pm0.004$ mas。角直径与具有零点校正的Gaia EDR 3视差值（$π=46.412\pm0.022$ mas，$d=21.546\pm0.011$ pc）的组合产生$R_\star=0.728\pm0.008$ $R_\odot$的物理半径。我们还测量了恒星的热辐射通量为$F_\text{bol}=2.42\pm 0.05\times 10^{-8}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$，它与角尺寸一起允许测量有效温度$T_{\text{eff}}=5212\pm43$ K。我们直接测定的恒星物理性质与以前从光谱学得到的估计值吻合得很好。我们将我们的测量结果与恒星演化模型和HD 97658 b凌日的性质相结合，以确定HD 97658的质量和年龄，并限制行星的性质。我们的研究结果和我们对行星（TOI-1821）的TESS光变曲线的分析证实了以前对这个系统的研究具有更严格的不确定性。
2021-08-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Interferometric molecular line observations toward the 21 μm protoplanetary nebula IRAS 06530-0213
School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University（中山大学物理学院）；School of physics and astronomy, Yunnan University（云南大学物理与天文学院）；CSST Science Center for the Guangdong-Hongkong-Macau Greater Bay Area, Sun Yat-Sen University（中山大学粤港澳大湾区空间科学中心）
研究21微米原行星状星云IRAS 06530-0213，通过北方扩展毫米波阵列高分辨率干涉观测，检测并分辨多种分子跃迁，分析谱线发现HC₃N等主要集中在内侧低纬度赤道区，揭示内侧赤道区域利于碳链化学。
2026-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interferometric Upper Limits on Millimeter Polarization of the Disks around DG Tau, GM Aur, and MWC 480
毫米波偏振测量为探测星周盘中磁场的几何形状提供了一种很有前途的方法。单碟观测和理论工作已经暗示磁场几何形状可能主要是环形的，并且圆盘应该表现出2- 3%的毫米极化分数。虽然随后的工作没有证实这些高偏振分数，但观测波长或目标源与原始观测不同。在这里，我们提出了新的偏振观测三个附近的拱星盘在2”的分辨率与亚毫米阵列（SMA）和毫米天文学研究组合阵列（CARMA）。我们重新观察GM Aur和DG Tau，在这些系统中，毫米波偏振探测已经被要求。尽管在类似于先前观测的波长下具有更高的分辨率和灵敏度，但新的观测结果并没有显示出显着的偏振。我们还增加了一个新的HAeBe系统，MWC 480的意见。这些观测结果表明，在大尺度（>100天文单位）的明亮星周盘中，极低（<0.5%）的极化率可能很常见。我们认为，高分辨率的观测可能是值得的探测磁场结构的线性距离小于磁盘规模的高度，以及在区域更接近恒星，可能有较大的MRI感应磁场强度。
2013-02-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Interferometric Observations of Cyanopolyynes toward the G28.28-0.36 High-Mass Star-Forming Region
我们利用卡尔G. Jansky甚大阵列（VLA）Ka波段接收机。得到了HC $_{3}$ N和HC $_{5}$ N的空间分布。HC的$_{5}$ N发射与450 $μ$ m的尘埃连续谱发射相一致，该直径为$\sim 0.2$ pc的团簇由$\sim 0.15$ pc定位在6.7 GHz甲醇脉泽的东侧。HC $_{7}$ N在凝集块中被初步检测到。HC $_{3}$ N：HC $_{5}$ N：在HC $_{7}$ N峰位置，HC $_{7}$ N色谱柱密度比估计为1.0：$\sim 0.3$：$\sim 0.2$。我们讨论了可能的性质的450 $μ$ m连续丛与氰基多炔。450 $μ$ m的连续块似乎包含深埋的低或中等质量的原恒星的核心，和最可能的氰基多炔的形成机制是温暖的碳链化学（WCCC）机制。此外，在4.5 $μ$ m辐射的边缘还检测到HC $_{3}$ N和致密HC $_{5}$ N辐射，这可能意味着这种辐射是激波的起源。
2018-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating Anomalous Photochemistry in the Inner Wind of IRC+10216 Through Interferometric Observations of HC$_3$N
近年来，许多关于演化恒星富碳风中光化学产物化学性质的问题出现了。为了解决这些问题，必须通过高角分辨率的干涉观测，覆盖多个旋转过渡约束这些物种的分布。我们利用ALMA的观测档案，绘制了碳星IRC +10216的内包络（半径<8 "/1000 AU）中含有高能级氰基乙炔（HC $_3$ N）的旋转线。所观测到的谱线包括HC $_3$ N基态的J = 28 - 27、J = 30 - 29和J = 38 - 37跃迁。与先前对AGB星的线性碳链的观测相反，它在15 "-20"半径处显示出延伸的中空发射。（例如C $_4$ H、C $_6$ H、HC $_5$ N），这里HC $_3$ N线的图显示了包括各种弧和密度增强的紧凑形态，在距离中心AGB星约3 "（350天文单位）的角距离处，有大量气体团的辐射。我们比较了可见度采样的非LTE辐射传输模型与观测到的亮度分布，并推导出一个分数丰度相对于H $_2$的$10^{-8}$ HC $_3$ N在半径探测这些线。这些结果是一致的增强光化学发生在温暖的（~200 K）地区的拱星信封。IRC +10216的一个专门的化学模型的应用程序后，我们发现的证据表明，增强HC $_3$ N丰度的内风最有可能是由于太阳型的双同伴在该地区启动光化学。
2022-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
