First evidence of a magnetic field on Vega. Towards a new class of magnetic A-type stars
我们报告的检测磁场织女星通过分光偏振观测。我们获得了257斯托克斯V，高信噪比和高分辨率阶梯光谱在连续四个晚上与NARVAL分光偏振计在2米望远镜伯纳德Lyot天文台杜Pic杜Midi（法国）。在组合每个光谱的约1200条谱线的贡献并对257个光谱上的信号求和之后，明确地检测到线轮廓中的圆偏振信号。由于极化信号的低幅度，已经进行了各种测试以排除伪极化信号的可能性。它们都指向偏振信号的恒星来源。将此极化解释为塞曼特征，得到表面磁场的圆盘平均视线分量的$-0.6 \pm 0.3$ G值。这是第一个强有力的证据表明，一个磁场在A型恒星，这不是一个Ap化学奇特的恒星。此外，这个纵向磁场比最弱磁性的Ap星的纵向磁场（在最大相位时）小两个数量级。类似于织女星磁场的磁场可能存在，但在许多其他A型恒星中仍未被发现。
2009-05-07 astro-ph.SR
Resolving Vega and the inclination controversy with CHARA/MIRC
光学和红外线干涉仪确定了光度标准织女星（天琴座α）是一颗快速旋转的恒星，几乎是在极点上观察到的。为了解决这一争议，我们使用高角分辨率天文阵列中心的六光束密歇根红外组合器观测织女星。与我们更大的角分辨率和密集的（u，v）覆盖，我们发现织女星是旋转速度较低，并具有较小的重力暗化系数比以前的干涉结果。我们的模型与低光球宏观湍流是兼容的，也与最近报道的基于磁场观测的可能的旋转周期~0.71天一致。我们更新的进化分析明确地纳入了快速旋转，发现织女星的质量为2.15+0.10_-0.15 Msun，年龄为700-75+ 1.5亿年，比以前的估计要大得多，误差主要是挥之不去的金属丰度不确定性（Z=0.006+0.003-0.002）。
2012-11-27 astro-ph.SR
gamma Peg: testing Vega-like magnetic fields in B stars
gam Peg是一个明亮的B振荡器，显示β Cep和SPB类型的p和g模式。它也被一些作者声称是一颗磁星，而另一些作者则没有探测到磁场。我们的目标是检查一个场的存在，如果它存在，则对其进行验证，或者如果没有检测到它，则提供其强度的严格上限。如果伽姆·佩格是磁性的，它将成为一个理想的小行星地震目标来测试各种理论场景。如果它的磁性非常弱，这将是第一次观察到类似织女星的磁场延伸到早期的B星。最后，如果它不是磁性的，我们可以提供一个很低的上限，其未检测到的领域，这将是一个重要的结果，恒星演化模型。我们在TBL获得了高分辨率、高信噪比的Narval光谱偏振数据。我们还收集了现有的dimaPol@DAO和Musicos@TBL光谱偏振数据。我们用LSD技术分析了Narval和Musicos的观测结果，得出了线上的纵向磁场和塞曼特征。纵向场强也从用DAO观察到的Hbeta线中提取。通过蒙特卡罗模拟，我们得出了最大强度的领域可能主办的甘佩。我们发现，没有磁性签名是可见的非常高质量的光谱偏振数据。在Narval数据中测量的平均纵向场为BI =-0.1+/-0.4 G。我们导出了一个严格的偶极场强上限Bpol~40 G.我们的结论是，伽马Peg是没有磁性的：它不托管一个强大的稳定的化石领域中观察到的大质量恒星的一部分，也不是一个非常弱的织女星一样的领域。因此，没有证据表明，织女星一样的领域存在于B星相…
2013-12-12 astro-ph.SR
Mid-IR observations of circumstellar disks -- Part III: A mixed sample of PMS stars and Vega-type objects
我们提出了新的中红外光谱的样本15个目标（1 FU猎户座对象，4赫比格Ae星，5 T金牛星和5织女星型星），获得的TIMMI 2相机在La Silla天文台（ESO）。三个目标是beta Pic移动群的成员（HD 155555，HD 181296和HD 319139）。在金牛座T星HD 34700和赫比格Ae星PDS 144 N附近观测到PAH带。对于HD 34700，谱带分布表明经过处理的多环芳烃。织女星型天体eta Corvi（HD 109085）的光谱，其亚毫米波长的分辨盘是已知的，完全是8- 13微米之间的恒星。类似地，在中红外波段的恒星HD 3003、HD 80951、HD 181296和金牛座T系统HD 155555中也没有发现星周物质的迹象。其余八个来源的硅酸盐排放特征建模与不同粒度和组成的硅酸盐的混合物。未处理的粉尘主要是FU Ori、HD 143006和CD-43 344。HD 190073、HD 319139、KK Oph和PDS 144 S周围的尘埃主要成分是大的无定形颗粒。在织女星HD 123356中发现了小颗粒和结晶尘埃，主要是小的无定形颗粒。我们发现，红外发射的二进制HD 123356是由其晚型二次为主，但光谱学仍然需要确认系统的年龄和光谱类的同伴。对于大多数目标来说，这是它们的第一次中红外光谱观测。我们调查恒星，磁盘和硅酸盐性质之间的趋势，并确认以前的…
2009-04-27 astro-ph.SR
Long-term magnetic field stability of Vega
我们提出了新的光谱偏振观测的正常A型恒星织女星，在2010年夏天获得的NARVAL在望远镜伯纳德Lyot（Pic du Midi天文台）。这个新的时间序列由6个不同夜晚收集的615个光谱组成。我们使用最小二乘去卷积技术从每个光谱计算出信噪比接近20，000的平均线轮廓。在对所有615个偏振观测结果进行平均后，我们检测到一个圆偏振塞曼信号，其形状和振幅与我们先前在2008年和2009年观测到的信号一致。使用塞曼-多普勒成像技术重建的恒星表面磁几何与2008年和2009年获得的地图一致，表明织女星光球场的大多数可识别特征仅受到大规模表面流动（差异旋转或纬向环流）的微弱扭曲。
2011-07-28 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
A decade-long magnetic monitoring of Vega
目的。在织女星表面探测到的非常微弱的磁场暗示了A和B光谱类型的弱磁性恒星的广泛存在。我们在这里作出贡献，收集更多的线索，这种磁性的起源，通过调查的长期稳定性的场的几何形状的这一原型恒星。方法.我们使用作为长期活动的一部分收集的分光偏振数据，在2008年至2018年期间进行了2,000多次观测。使用从整个时间序列中提取的各种子集，我们重建了几个大尺度表面磁场的地图。结果我们确认，偏振信号调制根据$\sim 0.68$ d周期，我们解释为恒星自转周期。表面磁场以复杂的几何形状组织。我们证实了一个非常本地化的，极性的磁点先前报告织女星的存在，径向磁场强度约为-5 G。我们发现，该恒星的表面也被偶极子覆盖，极性强度接近9 G，偶极密度接近$90^\circ$。这两种磁结构在十年内都非常稳定。现有的数据表明，较小规模的磁点可能不仅限于极地地区，尽管它们重建的可靠性很差，无法让我们对它们的时间演化做出坚定的结论。
2022-08-19 astro-ph.SR
The rapid rotation and complex magnetic field geometry of Vega
最近在正常中等质量恒星织女星表面发现的弱磁场，提出了一个问题，即这种磁性的起源是在一类不知道有磁场的恒星中。我们的目标是确认现场检测，并提供额外的观测约束的场特性，通过建模的恒星的磁几何形状，并通过调查重建场的季节性变化。我们分析了2008年和2009年期间使用NARVAL和ESPaDOnS分光偏振仪收集的799个圆偏振光谱。我们采用互相关程序从每个光谱计算平均极化线轮廓，其信噪比约为20，000。利用塞曼-多普勒成像技术确定了织女星的自转周期，并重建了织女星在两个不同时期的大尺度磁几何结构。我们确认检测圆偏振签名的平均线配置文件。当选择更高磁灵敏度的谱线进行分析时，特征的幅度更大，正如对磁源信号所预期的那样。极化信号的短期演化与0.732 \pm 0.008 d的旋转周期一致。重建的磁拓扑揭示了一个磁区域的径向场取向，紧密集中在旋转磁极周围。这种极地特征伴随着低纬度地区的少量磁斑。在一年的时间跨度内没有观察到显着的变化，在现场结构。对织女星上微弱光球磁场的重复观测表明，在中等质量区域存在一种以前未知的磁星。织女星很可能是第一个被证实的成员，一个更大的，尚未探索的弱磁性恒星。
2010-08-23 astro-ph.SR
Abundances in the Herbig Ae star HD 101412: Abundance anomalies; Lambda Boo-Vega characteristics?
背景：最近的注意力已经转向非常年轻的恒星之间的丰度变化。目的：利用Herbig Ae星HD 101412异常尖锐的谱线，对该星的丰度进行详细研究。方法：高分辨率光谱测量准确的波长和等效宽度。Balmer线拟合和电离平衡给出了Teff和log（g）之间的关系。异常异常和不确定的红化排除了使用光谱类型或光度法来固定Teff。激发温度用于打破Teff和log（g）之间的简并性。结果：强线受到异常饱和，不能通过假设一个低的微湍流被删除。通过限制分析弱（<= 20 m[A]）线，我们发现中性和电离物质的一致结果，基于Teff = 8300 K和log（g）=3.8的模型。光球层中的大多数难熔元素都已耗尽，而挥发物则是正常的，或者在氮的情况下，相对于太阳来说过剩。这些异常不同于Ap或Am星的异常。结论：我们认为，强谱线的异常饱和是由于从圆盘下落的物质加热了大气上层。总体丰度模式可能与在Lambda Boo恒星中发现的有关，尽管耐火元素的消耗更温和，更像织女星。然而，中间挥发性锌被耗尽，排除了一个简单的解释的丰富模式的气体颗粒分离。
2010-08-09 astro-ph.SR
An investigation of the close environment of beta Cep with the VEGA/CHARA interferometer
对脉动恒星进行高精度干涉测量有助于确定其近距离环境的特征。在1974年，一个近伴星被发现围绕脉动星β Cep使用散斑干涉测量技术和功能的极限分辨率（20毫弧秒或mas）的仪器提到，可能是由于拱星材料。Cep β有一个磁场，这可能是MHD模型所描述的围绕恒星的球壳或环状结构的原因。利用安装在Mt. CHARA长基线干涉仪上的可见光复合器VEGA。Wilson，我们的目标是确定β Cep的角直径，并以高达1 mas水平的空间分辨率解决其封闭环境。在2008年和2009年期间，VEGA仪器获得了β Cep的中等光谱分辨率（R=6000）观测。这些观测是用阵列的S1 S2（30米）和W1 W2（100米）基线进行的。我们研究了几个模型来重现我们的观察结果。一个大尺度结构的几个质量是清楚地检测到周围的恒星与一个典型的通量相对贡献为0.23 +- 0.02。我们最好的模型是一个共同旋转的几何薄环周围的恒星预测的磁约束风冲击模型。环内径为8.2 ± 0.8质量，宽度为0.6 ± 0.7质量。旋转轴在天空平面上的方向是PA = 60 +- 1 deg，而β Cep的平均角直径的最佳拟合给出UD[V] = 0.22 +- 0.05 mas。我们的数据与预测的β Cep近伴星的位置一致。这些结果带来了额外的限制的基本参数和未来的MHD和asteroseisological模型的明星。
2010-10-11 astro-ph.SR
Web-based telluric correction made in Spain: spectral fitting of Vega-type telluric standards
从地面进行的红外光谱观测必须进行大地污染校正，以便于科学分析。然而，大地校正通常是一个繁琐的过程，需要大量的专业知识才能在合理的时间范围内产生准确的结果。为了解决这些不便之处，我们提出了一种新的大地校正方法，采用大致同时观测的织女星模拟测量大气传输。经过连续谱重构和光谱拟合，从观测到的织女星型光谱中去除恒星特征，从而消除科学光谱中的大地吸收特征。这种方法被实现为TelCorAl（来自阿利坎特的大地校正），这是一个基于Python的Web应用程序，具有用户友好的界面，其测试版将很快发布。
2022-12-28 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.comp-ph
Time, spatial, and spectral resolution of the Halpha line-formation region of Deneb and Rigel with the VEGA/CHARA interferometer
BA型超巨星是最明亮的恒星之一。它们在河外环境中是可以观测到的，因此可能是精确的距离指标。BA超巨星参宿七（B8 Ia）和天津四（A2 Ia）的H α线的发射活动表明存在局部的时间依赖的质量喷射。在这里，我们采用光学干涉法研究在这些恒星环境中的H α线形成区域。在CHARA干涉仪上安装了可见光复合器VEGA，利用S1 S2列阵基线（34 m）获得了H α的高空间分辨率（0.001 arcsec）和高光谱分辨率（R= 30000）观测。在2008年和2009年对天津四进行了六次独立观测，2009年对参宿七进行了两次观测。我们用一维非LTE辐射传输代码CMFGEN分析了这个数据集，并使用Balmer线和连续光子评估了风对可见光和近红外干涉特征的影响。我们观察到参宿七和天津四的H α能见度下降，这表明线形成区域扩大（1.5-1.75 R*）。我们观察到天津四在SiII 6371线的能见度显著下降。我们见证了天津四的微分相位的时间变化，这意味着一个不均匀和不稳定的星周环境，而没有这样的变化是在微分vibrium。天津四的辐射传输模型，考虑到星风质量损失，相当好地解释了观测到的Halalpha能见度的下降。根据观测到的微分衰变率，我们估计天津四的质量损失率变化不到5%。
2010-07-13 astro-ph.SR
VEGA/CHARA interferometric observations of Cepheids. I. A resolved structure around the prototype classical Cepheid delta Cep in the visible spectral range
B-W方法用于确定造父变星的距离，包括结合恒星的角尺寸变化，如从红外表面亮度关系或干涉测量法得出的，以及其线性尺寸变化，如从可见光谱学使用投影因子推导出的。虽然许多造父变星已经被红外光束组合器密集地观察到，但只有少数在可见光中被观察到。本文是一个项目的一部分，观察造父变星在可见光与干涉测量作为对应的红外观测已经在手。在恒星的整个脉动周期内，VEGA/CHARA仪器都对δ Cep本身进行了观测。这些可见光干涉测量数据在一级近似下与由静态星周环境（CSE）包围的脉动准流体静力学模型一致，该静态星周环境的大小为theta_cse=8.9 +/- 3.0 mas，相对通量贡献为f_cse=0.07+/-0.01。可见星云的模型（背景源填充的干涉仪的视场）具有相同的相对通量的贡献也与我们的数据在小的空间频率是一致的。然而，在这两种情况下，我们发现在高空间频率（最大2sigma）的平方vibrations的差异与两个不同的制度在脉动周期的恒星，φ =0.0-0.8和φ =0.8-1.0。我们提供了几个假设来解释这些差异，但更多的观察和理论研究之前，可以得出一个坚定的结论是必要的。这是我们第一次能够在可见光区域检测到δ ~Cep周围的分辨结构。我们还表明，一个简单的模型不能解释的意见，更多的工作将是必要的，在未来，无论是在观测和建模。
2016-09-23 astro-ph.SR
Weak magnetic fields of intermediate-mass stars
我们提出了一个高灵敏度的光谱偏振研究的结果，致力于中等质量的恒星。我们报道了在正常的快速旋转的A型恒星织女星和中等旋转的Am型恒星天狼星A上探测到亚高斯表面磁场的结果。这些磁探测构成了第一个证据，表明不属于Ap/Bp恒星的温和恒星也可以拥有磁化光球，这表明在这个质量范围内的恒星中有很大一部分是磁性的。我们在这里展示了迄今为止收集的观察线索，以进一步了解这种新发现的类似织女星的磁性起源的物理过程。
2011-09-30 astro-ph.SR
Disks and winds around hot stars: new insights from multi-wavelength spectroscopy and interferometry
热星是星际介质电离和重元素富集的主要来源。限制其环境的物理条件对于了解这些恒星如何演化及其对星系演化的影响至关重要。本论文的目的是研究面对多波段光谱或光谱干涉观测和复杂的非LTE辐射转移编码的大质量热星的光球和星周环境的物理特性。我的工作集中在两个主要的研究领域。第一个是辐射线驱动风。利用紫外和可见光谱数据和辐射转移程序CMFGEN，我研究了9颗银河系O星样品上的弱风现象。这项研究首次表明，最初在O型矮星上发现的弱风现象也存在于更演化的O型恒星上，未来的研究必须评估其对大质量恒星演化的影响。我的另一个研究方向是研究经典Be星，它是非退化恒星中旋转速度最快的恒星，被旋转的赤道盘所包围。我使用H $α$（CHARA/VEGA）和Br $γ$（VLTI/AMBER）光谱干涉观测、辐射转移代码HDUST研究了Be星$ο$宝瓶座，并开发了新的自动程序来更好地约束盘的运动学。这个多波段的研究允许绘制最详细的图片，这个对象和它的环境，以测试当前一代的辐射转移模型的限制，并铺平了道路，我未来的工作在一个大样本的Be星观察VEGA，琥珀，和新的VLTI中红外组合器MATISSE。
2021-03-18 astro-ph.SR
Spectrophotometry of Very Bright Stars in the Southern Sky
我们使用Cerro Tololo Inter-American天文台的1.5米望远镜及其光栅摄谱仪RCSPEC获得了南天26颗明亮恒星的光谱，包括天狼星、老人星、参宿四、参宿七、参宿七、参宿二和南河三。使用7.5量级的中性密度滤光片来防止CCD饱和。我们的光谱与天狼星的Kurucz模型有关，T = 9850 K，log g = 4.30，[Fe/H] =+0.4。由于天狼星比使用织女星作为基本校准器的问题要少得多，因此我们恒星的合成测光构成了一个基于天狼星的系统，可以用作恒星和河外测光测量的新锚。
2017-02-19 astro-ph.SR
A search for weak or complex magnetic fields in the the B3V star iota Herculis
利用加拿大-法国-夏威夷望远镜的ESPaDOnS分光偏振计，在2012年连续5个夜晚获得了B3V恒星$ι$~Her的128个高信噪比Stokes $V$光谱，目的是寻找弱和/或复杂磁场的存在。最小二乘反卷积平均分布是从单个光谱计算的，在单个夜晚和整个运行中取平均值。在所有配置文件中都没有检测到塞曼签名。与零分布中的$-0.22 \pm 0.32$ G相比，总平均分布中的纵向磁场被测量为$-0.24 \pm 0.32 $ G。因此，我们的观测没有提供证据证明存在类似于Lignieres等人（2009）在A0V恒星Vega中观察到的塞曼签名。我们从三个方面来解释这些观察结果。首先，我们比较LSD配置文件与合成斯托克斯$V$配置文件对应的组织（偶极）磁场，我们发现一个上限约8 G的极性强度的任何表面偶极子存在。其次，我们将总平均轮廓与Kochukhov & Sudnik（2013）的随机磁点拓扑结构相对应的计算进行比较，推断在我们的数据中应该检测到2度半径、强度为2 - 4 G和填充因子为50%的点（如果存在）。最后，我们将观测结果与织女星表面磁图对应的合成$V$剖面进行了比较（Petit等人，2010年）计算了$ι$ Her的光谱特性。我们得出结论，虽然我们不太可能检测到与Vega相同的磁场，但我们可能检测到峰值强度约为30 G的磁场，也就是说强度大约是织女星的四倍。
2014-07-15 astro-ph.SR
The peculiar fast-rotating star 51 Oph probed by VEGA/CHARA
恒星自转是我们理解中等质量和大质量恒星的质量损失和演化的关键。它可以导致各向异性的质量损失的形式辐射风或排泄盘。我们希望在空间上解决的光球和气体环境的51 Oph，一个特殊的恒星与一个非常高的vsin（i）的267公里秒$^{-1}$和一个进化的状态，仍然没有解决。它被不同的作者分类为Herbig，$β$ Pic或经典Be星。我们使用的VEGA可见光束组合器安装在CHARA阵列，达到亚毫弧秒的分辨率。观察集中在H $α$发射线上。首次导出了51Oph光球的拉伸和压扁。我们发现长轴$θ_{\mathrm{eq}}$ =8.08 $\pm$ 0.70 $R_\odot$和短轴$θ_{\mathrm{pol}}$ =5.66 $\pm$ 0.23 $R_\odot$。如此高的光球层扭曲表明这颗恒星的旋转速度接近临界速度。最后，使用光谱干涉测量的H $ α$线，我们约束的拱星环境的几何形状和运动学，并表明，在5.2 $\pm$ 2R $_{*}$磁盘开普勒旋转的排放。从可见光的角度看，51 Oph具有经典Be星的所有特征：近临界自转和双峰H $α$线，产生于开普勒自转的气体盘中。然而，这并不能解释在中红外和毫米光谱中看到的尘埃的存在，51 Oph的演化状态仍然没有确定。
2017-09-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
AKARI Near- to Mid-Infrared Imaging and Spectroscopic Observations of the Small Magellanic Cloud. I. Bright Point Source List
我们利用AKARI上的红外照相机对小麦哲伦云的斑片状区域进行了近中红外成像和光谱观测。在3.2、4.1、7、11、15和24 μ m处对两个100弧分2的区域进行成像，并且还在2.5至13.4 μ m的波长范围内连续地进行光谱观察。在3.5、6.6和10.6 μ m处的光谱分辨能力（λ/Δ λ）分别约为20、50和50。除了两个100 arcmin 2区域外，还对一些斑片状区域进行成像和/或光谱观察。在本文中，我们概述了观测结果，并列出了近中红外测光结果，其中列出了在观测区域检测到的约12，000个近红外和约1，800个中红外亮点源。在3.2、4.1、7、11、15和24 μ m波段的Vega星等中，10 σ极限分别为16.50、16.12、13.28、11.26、9.62和8.76。
2010-01-12 astro-ph.SR
The compact H$α$ emitting regions of the Herbig Ae/Be stars HD 179218 and HD 141569 from CHARA spectro-interferometry
本文介绍了HD 179218和HD 141569的CHARA/VEGA H $α$光谱干涉测量（R ~ 6000，和$λ$ /2B ~ 1 mas），使目前可用的Herbig Ae/Be（HAeBe）星的样本增加了一倍。观测到的H $α$发射是空间分辨的，表明HD 179218和HD 141529的H $α$发射区域的大小小于~ 0.21和0.12 au（分别为~ 15和16 R*）。这小于先前用相同仪器观察到的另外两个HAeBes。为了解释紧凑的线发射区域，已经探索了两种不同的情况。一个热的，几千K的黑体盘与HD 179218和HD 141569的观测结果一致。磁层吸积（MA）能够再现HD 179218所显示的H $α$发射的大部分，这证实了之前根据MA激波模型所做的估计，即质量吸积速率为10^-8 Msun/年，视线倾角在30到50度之间。HD 141569的H $α$轮廓无法从MA拟合，因为该物体的旋转速度很高。把CHARA样本放在一起，需要各种各样的场景来解释HAeBe星中的H $α$发射-紧凑或扩展，盘，吸积，和风-与以前的Br $γ$光谱干涉观测一致。
2016-09-30 astro-ph.SR
The Gaia grid of spectro-photometric standard stars
我们描述的初步结果的地面观测活动，旨在建立一个网格的约200分光光度标准星（SPSS），内部$\simeq 1$ \%的准确度（和次百分之精度），绑定到CALSPEC织女星和天狼星系统内的$\simeq 1$ \%，绝对流量校准的数据收集的{ \it盖亚}，欧洲航天局（ESA）的天体测量任务。报告提出了选择标准和候选人名单，并说明了调查战略和采用的数据分析方法。还监测了所有候选物的恒定性（大约在$\pm 5$ mmag内）。当前版本的网格包含了最终样本的一半，它已经达到了目标精度，但未来的版本将大大提高精度。它将用于校准{ \it Gaia}（E）DR 3发布的光谱和光度测定。
2020-12-22 astro-ph.IM astro-ph.SR
Detection of a weak surface magnetic field on Sirius A: are all tepid stars magnetic ?
我们的目标是通过扫描没有先前报道的磁性成员的恒星类，在中等质量的主序星中高灵敏度地搜索弱磁场。在正常的快速旋转的A型恒星织女星上探测到微弱的磁场之后，我们在这里集中注意力在明亮的恒星天狼星A上，它被认为是一颗原型的、化学性质奇特的、中等旋转的Am星。我们采用NARVAL和ESPaDOns高分辨率分光偏振仪收集了442个圆偏振光谱，辅以60个线偏振光谱。我们使用一个大约1,100条光球谱线的列表，计算了每个光谱的互相关线轮廓，导致偏振轮廓中的信噪比高达30,000。我们报告的重复检测的圆偏振，高度不对称的签名的线轮廓，解释为塞曼签名的大规模光球磁场，与视线的组成部分等于$0.2 \pm 0.1$ G。这是第一次对Am星表面磁场进行偏振探测。使用粗略估计的天狼星A上层的物理性质，我们建议，发电机操作在浅对流信封不能占这里报道的场强。与织女星的磁场一起，这一结果证实了一类新的磁性物体存在于非Ap/Bp中等质量恒星中，并且可能表明相当大一部分温热恒星是磁性的。
2011-07-20 astro-ph.SR
Accurate effective temperatures of the metal-poor benchmark stars HD 140283, HD 122563 and HD 103095 from CHARA interferometry
对银河系的大型恒星巡天需要参照一组基本性质确定的“基准”恒星进行验证。对于贫金属的基准星，光谱和干涉测量有效温度之间的不一致使温标的可靠性受到质疑。我们提出了新的干涉测量的三个贫金属的基准星，HD 140283，HD 122563，和HD 103095，从中我们确定他们的有效温度。所有恒星的角度大小都是通过CHARA阵列中PAVO光束组合器在可见光波段的观测确定的，另外还通过VEGA仪器对HD 103095进行了观测，也是在CHARA阵列中。与光度学导出的热辐射通量一起，角直径给出了有效温度的直接测量。对于HD 140283，我们发现θ_LD = 0.324+/-0.005 mas，Teff = 5787+/-48 K;对于HD 122563，θ_LD = 0.926+/-0.011 mas，Teff = 4636+/-37 K;对于HD 103095，θ_LD = 0.595+/-0.007 mas，Teff = 5140+/-49 K。我们对HD 140283和HD 103095的温度比以前的干涉测量分别高出253 K和322 K。我们发现我们的温度与最近的光谱和光度估计之间有很好的一致性。我们得出结论，一些以前的干涉测量的影响，系统的不确定性大于其引用的错误。
2018-01-10 astro-ph.SR
Visible and near-infrared spectro-interferometric analysis of the edge-on Be star $ο$ Aquarii
我们提出了一个详细的可见光和近红外光谱干涉分析的Be壳星$ο$宝瓶座准同期CHARA/VEGA和VLTI/琥珀观测。我们测量的宝瓶座$ο$的恒星半径为4.0 $\pm$ 0.3 $\mathrm{R_{\odot}}$。我们约束磁盘的几何形状和运动学使用的运动学模型和MCMC拟合过程。在$\sim$ 10-12 $\mathrm{D_{\star}}$中，发现H $α$和Br $γ$的盘大小相似，这是不常见的，因为大多数Be星的结果显示H $α$比Br $γ$更大的扩展。我们发现，从H $α$推导出的倾斜角$i$（$\sim$ 15度）明显低于从Br $γ$推导出的倾斜角。发现Br $γ$中的盘运动学接近开普勒旋转，而H $α$中的盘运动学不接近开普勒旋转。在使用HDUST模型网格（BeAtlas）分析了我们所有的数据后，我们发现两条线中的磁盘有一个共同的物理描述：$Σ_{0}$ = 0.12 g cm \textsuperscript{-2}和$m$ = 3.0。发现恒星自转速率非常接近临界值（$\sim$ 96\%）。我们对多时期H $α$轮廓和成像旋光测量的分析表明，该圆盘已经稳定了至少20年。与Br $γ$相比，H $α$中的数据显示了一个完全不同的图像，使用当前Be星盘的物理模型无法完全理解。$ο$ Aquarii呈现稳定盘，但测量的$m$低于稳态VDD模型中的标准值。这…
2020-02-21 astro-ph.SR
Enhanced Halpha activity at periastron in the young and massive spectroscopic binary HD200775
年轻的密近双星在其周围的环双星盘中清除了中心空腔，恒星仍然可以从中吸积物质。这一过程发生在最初的天文单位内，并且仍然没有得到很好的限制，因为直到现在，观测证据都是通过光谱学收集的。年轻天体HD 200775（MWC 361）是一个巨大的光谱双星（距离约15.9mas，约5.0天文单位），具有不确定的分类（早期/晚期Be），显示出强烈和可变的H α发射。我们的目标是研究在AU尺度上产生Halpha线的机制。结合径向速度测量和天文测量数据在文献中，我们确定了新的轨道参数。利用CHARA阵列上的VEGA仪器，我们在整个轨道周期（~3.6年）内以低和中等光谱分辨率（R~1600和5000）对HD200775的Halpha发射进行了空间和光谱解析。我们观察到，Halpha等效宽度随轨道相位而变化，并增加接近近星点，从理论模型预测的质量转移从circumbinary磁盘的主磁盘的增加所预期的。此外，使用光谱vibration和微分相位，我们发现边际变化的典型程度的Halpha发射（在1至2西格玛水平）和位置（在1至5西格玛水平）。由高斯FWHM探测的H α发射的空间范围在升交点处最小（0.67 +/-0.20 mas，即，0.22 +/-0.06天文单位），在近星点时超过两倍。此外，高斯光心在与次级相反的方向上略有位移，排除了所有或大部分的H α发射是由于吸积到次级上的情况。这些发现，加上宽的…
2013-06-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Benchmark stars for Gaia: fundamental properties of the Population II star HD140283 from interferometric, spectroscopic and photometric data
我们确定了HD 140283的基本性质，通过获得新的干涉和光谱测量，并将它们与文献中的光度学相结合。使用可见光干涉仪VEGA在CHARA阵列上获得干涉测量，我们确定了0.353 +/- 0.013毫弧秒的1D边缘变暗角直径。使用文献中的光度测定法，我们推导出具有两种溶液的热辐射通量：Fbol = 3.890 +/- 0.066 1 E-8 erg/s/cm 2的零红化溶液和Av = 0.1 mag，Fbol= 4.220 +/- 0.067 1 E-8 erg/s/cm 2的最大值溶液。因此，干涉测量Teff为5534 +/- 103 K或5647 +/- 105 K，并且其半径为R = 2.21 +/- 0.08 Rsol。使用HARPS、NARVAL和UVES获得了HD 140283的光谱测量，并且H-α线翼的1D LTE分析产生Teff（H α）= 5626 +/- 75 K。使用微调的恒星模型，包括元素的扩散，然后我们确定了HD 140283的质量M和年龄t。一旦金属丰度确定，恒星的年龄取决于M、初始氦丰度Yi和混合长度参数α，其中只有两个是独立的。我们需要将α调整到比太阳α低得多的值（~2），以适应观测结果，如果Av = 0.0等，则0.5 <α < 1。我们给出了一个由M，Yi（α）和Av估计t的方程。建立参考α = 1.00并采用Yi = 0.245，我们得出HD 1…
2014-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
