Angular Diameters and Effective Temperatures of Twenty-five K Giant Stars from the CHARA Array
使用佐治亚州立大学的CHARA阵列干涉仪，我们测量了25颗巨星的角直径，其中6颗拥有系外行星。这些测量和依巴谷曲率的组合产生样品的物理线性半径。除了两个异常值，我们的值匹配的角直径和物理半径估计使用光度方法内的相关误差的优势，我们的不确定性显着降低。我们还利用新测量的直径计算了恒星的有效温度。我们的值也不匹配那些来自光谱观测的值，也许是由于所使用的方法的固有特性，或者是因为恒星模型中缺少会影响光谱温度的消光源。
2009-12-30 astro-ph.SR
The Angular Diameter and Effective Temperature of the Lithium-Rich K Giant HD 148293 from the CHARA Array
我们使用佐治亚州立大学高角分辨率天文学中心（CHARA）阵列干涉仪测量了富锂K巨星HD 148293的角直径。我们用我们的测量来计算恒星的有效温度，这使我们能够将它放在H-R图上，与其他富锂巨星进行比较。它的位置支持了Charbonnel和Balachandran提出的证据，即它正在经历一个短暂的进化阶段，在那里Li正在被创造。
2011-03-14 astro-ph.SR
Fundamental parameters of 16 late-type stars derived from their angular diameter measured with VLTI/AMBER
由于红巨星和超巨星的角尺寸和亮度很大，它们是光学长基线干涉仪的优先目标。在两年的时间里，VLTI/AMBER设施在K波段以中等光谱分辨率（R=1500）观测到了16颗红巨星和超巨星。根据恒星大气模型对可见度和三重积数据的拟合，得到了边缘变暗的角直径。角直径没有显示出任何显著的时间变化，除了一个目标：TX Psc，其使用可见度数据显示出4%的变化。对于先前通过长基线干涉术（LBI）在相同光谱范围内测量的八个目标，我们的直径与文献值之间的差异小于5%，除了TX Psc，其显示出11%的差异。对于其他8个目标，目前的角直径是首次从LBI测量。角直径，然后用来确定几个基本的恒星参数，并找到这些目标的赫兹-罗素图（HRD）。除了神秘的贫Tc低质量碳星W Ori，富Tc恒星在HRD中的位置与恒星演化模型预测的热脉动AGB非常匹配。对于周期的脉动恒星，我们计算脉动常数，并沿着周期-光度图中的各种序列定位恒星。我们确认增加质量沿脉动序列，预测的理论，除了W Ori，尽管质量较低，似乎有一个较长的周期比T Cet沿第一泛音序列。
2013-06-14 astro-ph.SR
Predicting Stellar Angular Diameters from $V$, $I_C$, $H$, $K$ Photometry
确定微透镜事件的物理性质取决于源星的精确角尺寸。使用长基线光学干涉测量法，我们能够测量附近恒星的角度大小与不确定性$\leq 2\%$。我们提出了经验推导的角直径的关系，校准使用的样本的矮星/亚巨星和巨星的样本。这些关系是在可见光和近红外的五个颜色指数的函数，并且根据所使用的颜色具有1.8-6.5%的不确定性。我们发现，合并样本的主序星和演化恒星的A-K光谱类型是很好的适合由一个单一的关系，每种颜色考虑。我们发现，在所考虑的颜色，金属丰度不发挥统计上显着的作用，在预测恒星的大小，导致预测观察到的大小的恒星从颜色单独的一种手段。
2017-09-12 astro-ph.SR
Precision angular diameters for 16 southern stars with VLTI/PIONIER
在当前的盖亚时代和大，高信噪比恒星光谱调查，有一个未满足的需要，从根本上校准恒星有效温度的基础上准确的恒星直径的可靠库。在这里，我们提出了一套精确的直径和温度的6个矮星，5个亚巨星，和5个巨星的样本观察与先锋光束组合器在VLTI。科学目标至少在两个序列中进行观测，每个序列有五颗独特的校准星，以进行准确的能见度校准，并减少不良校准器的影响。我们使用标准的PIONIER数据简化管道，但自举干涉图，除了采用蒙特卡罗方法来考虑相关误差采样恒星参数，临边暗化系数，通量，以及预测的校准器角直径。然后将所得的直径与从宽带依巴谷-第谷测光和MARCS模型热辐射修正中得出的热辐射通量以及来自盖亚的视差相结合，以产生所观察到的每颗恒星的有效温度、物理半径和光度。我们的恒星的平均角直径和温度的不确定性分别为0.8%和0.9%，我们的样本包括10颗恒星的直径，没有预先存在的干涉测量。其余的恒星与以前的测量结果是一致的，除了一个单一的恒星，我们在这里观察与先锋在更高的分辨率和更高的灵敏度比在早期的工作中实现。
2020-04-05 astro-ph.SR
Spherically-symmetric model stellar atmospheres and limb darkening I: limb-darkening laws, gravity-darkening coefficients and angular diameter corrections for red giant stars
模型恒星大气是理解恒星干涉测量、微透镜、食双星和行星凌日观测的基本工具。然而，计算还包括假设，例如模型的几何形状。我们使用的强度分布计算的平面平行和球对称模型的大气，以确定拟合系数在BVRIHK，CoRot和开普勒波段的临边昏暗使用几种不同的拟合法律，重力暗化和干涉角直径校正。比较每种几何结构的预测变量，我们发现球对称模型几何结构导致对表面重力log g < 3的不同预测。特别是，最常用的临边暗化法律产生的球对称模型大气，这表明需要更复杂的法律的强度分布拟合差。球对称模型的角直径校正范围为0.67至1，而平面平行模型的范围为0.95至1。
2013-05-06 astro-ph.SR
Empirical Bolometric Fluxes and Angular Diameters of 1.6 Million Tycho-2 Stars and Radii of 350,000 Stars with \emph{Gaia} DR1 Parallaxes
我们目前的热通量和角直径超过160万颗恒星的{ \it第谷-2}目录，确定使用先前确定的经验色温和色通量关系。我们审查这些关系，通过完全适合的基准恒星的一个子集的全宽带光谱能量分布，并执行质量检查对大的恒星光谱确定的参数可从LAMOST，RAVE，和/或APOGEE。然后，我们估计样本中355，502颗{ \it Tycho-2}恒星的半径，这些恒星的\emph{Gaia} DR 1视差精确到$\lesssim$ 10\%。对于64，960颗具有外部光谱信息的恒星，我们分别获得了$1.0\%$、$1.4\%$、$2.4\%$和$7.5\%$的有效温度、热辐射通量、角直径和半径的中值不确定度。对于剩下的290,542颗恒星，我们分别获得了$0.9\%$、$1.3\%$、$2.2\%$和$7.5\%$的中值不确定度。这些恒星参数对于$T_{\rm eff}\lesssim$ 7000~K的恒星是可靠的。这里提供的超过50万的热辐射通量和角直径将作为{ \it Gaia\/}第二次数据发布的经验恒星半径的直接宝库，在这一点上，有效温度的不确定性将主导半径的不确定性。在我们纯经验的光度-有效温度（理论）赫兹-罗素图中，已经可以很容易地识别出矮、次巨星和巨星。
2017-08-16 astro-ph.SR
The Surface Brightness--Color Relations Based on Eclipsing Binary Stars: Toward Precision Better than 1% in Angular Diameter Predictions
在这项研究中，我们调查的校准表面亮度-颜色（SBC）的关系，完全基于食双星。我们选择了35个来自盖亚DR 1或依巴谷的具有三角形椭圆的分离食双星的样本，其绝对尺寸已知精度优于3%，距离太阳在0.3 kpc以内。为了这项研究的目的，我们主要使用基于Tycho-2和2 MASS目录的均匀光学和近红外测光。我们推导出的几何角直径的所有恒星在我们的样本中的精度优于10%，其中11个精度优于2%。目前，食双星各个角直径的精度受到几何距离精度的限制（$\sim$平均为5%）。然而，通过使用一个子样本的系统与最好的协议之间的几何和光度的距离，我们推导出精确的SBC关系，仅基于食双星。这些关系具有与基于干涉角直径的最佳可用SBC关系相当的精度，并且它们与它们完全一致。在不久的将来，随着非常精确的盖亚望远镜变得可用，精度优于1%的角直径将是丰富的。在这一点上，SBC关系的总误差预算中的主要不确定性将来自不同测光系统之间的转换，分量星等的解纠缠，对于热OB星，主要不确定性将来自星际消光测定。我们认为，所有这些问题都可以通过现代高质量的数据来克服，并得出结论，精度高于1%是完全可行的。
2017-02-20 astro-ph.SR
Spherically symmetric model stellar atmospheres and limb darkening II: limb-darkening laws, gravity-darkening coefficients and angular diameter corrections for FGK dwarf stars
临边昏暗是解释行星凌日、食双星、光学/红外干涉测量和微透镜事件观测的基本成分。然而，这种建模传统上表示由一个简单的法律，有一个或两个系数，已来自平面平行模型恒星大气，这已经做了许多研究人员的临边暗化。最近，研究人员已经超越了平面平行模型，并考虑了其他几何形状。我们以前研究了冷巨星和超巨星的球对称和平面平行模型恒星大气的边缘变暗系数，在这次调查中，我们将同样的技术应用于FGK矮星。我们提出了边缘暗化系数，重力暗化系数和干涉角直径校正从阿特拉斯和SAtlas模型恒星大气。我们发现，球度是很重要的，即使是矮模型大气，导致显着差异的预测系数。
2013-06-27 astro-ph.SR
A Catalog of Calibrator Stars for Next-Generation Optical Interferometers
具有已知角直径的基准星是校准干涉测量观测的关键。随着光学干涉测量的出现，需要在大部分天空中找到适当明亮、经过严格审查的校准星。我们提出了一个目录的统一计算的角直径的1523颗恒星在北半球亮于V = 6和赤纬$-15^\circ < δ< 82^\circ$。恒星的平均角直径为0.527质量。该列表已被仔细清除了所有已知的双星系统和多恒星系统。我们推导出每个恒星的角直径拟合光谱模板观测到的光谱能量分布（SED）从文献通量。我们比较这些派生的角直径对75颗恒星的光学干涉测量，以及从以前的校准器目录的176直径估计，发现在一般良好的协议。最终目录包括我们的拟合优度指标以及我们的SED拟合的在线地图集。这里介绍的目录允许选择最好的校准星为当前和未来的可见光干涉观测。
2017-06-18 astro-ph.SR
Angular Sizes and Effective Temperatures of O-type Stars from Optical Interferometry with the CHARA Array
我们提出了六个O-型星的干涉观测与精密天文可见光观测（PAVO）光束组合在中心高角分辨率天文（CHARA）阵列。观测包括三个目标的多个括号，$λ$ ~Ori~A，$ζ$ ~Oph和10~Lac，但只有其他三颗恒星的初步单一观测，$ξ$ ~Per，$α$ ~Cam和$ζ$ ~Ori~A。恒星的角直径从$ζ$ ~Ori~A的0.55毫角秒到10~Lac的0.11质量不等，10~Lac是CHARA阵列所能分辨的最小的恒星。首次直接测量了快速旋转恒星$ζ$ Oph的旋转扁率。我们收集了这些恒星的紫外线到红外线通量测量，然后使用模型大气和有效温度设定的公布结果从分析线光谱得出的角直径和红化估计。基于模型的角直径与观察到的角直径吻合良好。我们还提出了这些恒星的有效温度的估计，通过设置干涉角的大小和拟合分光光度。
2018-12-13 astro-ph.SR
Vintage NPOI: New and Updated Angular Diameters for 145 Stars
本文利用NPOI档案数据更新了145颗恒星的角直径、半径和有效温度，识别出宜居世界天文台候选目标和星震学目标，并表明75%的NPOI样本角直径不确定度不超过2%。
2025-06-03 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
Measured Diameters of 2 F-stars in the Beta Pic Moving Group
我们报告了HIP 560和21547的角直径，这两个F光谱型的前主序成员的β Pic移动群。我们使用了CHARA阵列的东西314米长的基线。HIP 560和21547的测得的边缘变暗的角直径分别为0.492 ± 0.032和0.518 ± 0.009 mas。HIP 560和HIP 21547对应的恒星半径分别为2.1和1.6 Rsun。这些数值表明恒星确实很年轻。使用Siess、Dufour和Forestini计算的进化轨迹和Yonsei-Yale小组的轨迹进行分析，得到了一致的结果。分析角直径与颜色图上的测量结果，我们发现这两颗恒星的年龄是无法区分的;它们的平均值是13+-2 MY。HIP 560和21547的质量分别为1.65 ± 0.02和1.75 ± 0.05 Msun。然而，在赫兹-罗素图上分析恒星参数得出的年龄至少要早5百万年。这两颗恒星都是快速旋转的。两种分析之间的差异在引力变暗中有一个自然的解释。
2011-09-15 astro-ph.SR
The Hot, Continuum-compact State of the Yellow Hypergiant V509 Cassiopeiae: CHARA Diameters, CO-band Angular-extension Constraints, and Companion Limits
The CHARA Array of Georgia State University（佐治亚州立大学CHARA阵列）；University of Tartu（塔尔图大学）；University of Michigan（密歇根大学）；University of Exeter（埃克塞特大学）
本研究利用CHARA阵列观测，测得黄特超巨星仙后座V509的高温致密态，未发现显著CO波段延展及近红外亮伴星，其角直径17-21年无显著长期变化，未排除紫外光谱提出的B1 V型伴星。
2026-09-01 astro-ph.SR
Stellar atmospheres, atmospheric extension and fundamental parameters: weighing stars using the stellar mass index
理解恒星的最大挑战之一是测量它们的质量。测量恒星质量的最好方法包括双星相互作用、星震学和恒星演化模型，但这些方法对红巨星和超巨星并不理想。在这项工作中，我们提出了一种新的方法来推断恒星质量的演化红巨星和超巨星使用干涉和分光光度观测相结合的球形模型恒星大气测量我们所谓的恒星质量指数，定义为恒星半径和质量之间的比率。该方法是基于角直径的不同测量值之间的相关性，用作大气扩展的代理，和基本的恒星参数。对于一个给定的恒星，分光光度法测量罗斯兰角直径，而干涉测量通常探测更大的边缘变暗的角直径。这两个角直径的比率与恒星大气的相对延伸成正比，而恒星大气的相对延伸与恒星的有效温度、半径和质量密切相关。我们表明，这些相关性很强，可以导致恒星质量的精确测量。
2016-08-08 astro-ph.SR
The convective surface of the red supergiant Antares. VLTI/PIONIER interferometry in the near infrared
上下文对流是解释红超巨星质量损失触发机制的候选者。由于光球层上的对流单体体积很小，人们对它们的特性知之甚少。目标。利用近红外干涉测量，我们打算解决光球的红超巨星，并带来新的限制，他们的建模。方法.我们使用4望远镜仪器VLTI/PIONIER观测了附近的红超巨星仙女座。我们收集了H波段1.8米望远镜三种可用配置的数据。结果我们获得了前所未有的角分辨率的磁盘上的恒星（6%的恒星角直径），限制了对流细胞的平均大小，带来了新的约束数值模拟。使用一个分析模型与亮点的分布，我们确定其对能见度信号的影响。结论我们确定，在Anglesia上的干涉信号与具有从45%到5%的角直径的各种尺寸的对流细胞兼容。我们还得出结论，对流单体可以强烈影响角直径和边缘变暗的测量。特别地，表观角直径变得取决于采样的位置角。
2017-09-14 astro-ph.SR
Stellar Diameters and Temperatures III. Main Sequence A, F, G, & K Stars: Additional high-precision measurements and empirical relations
基于CHARA阵列的测量，我们给出了23颗附近的主序星的角直径，光谱类型从A7到K 0，其中5颗是系外行星的宿主星。我们推导出线性半径，有效温度，绝对光度的恒星使用HIPPARCOS的光通量和测量的热通量。新的数据与以前公布的值相结合，以创建测量的主序恒星（光度等级V和IV）角直径的角直径选集。这个汇编包括125颗直径不确定度小于5%的恒星，光谱类型从A到M不等。大量的经验数据被用来推导色温关系的颜色指数在约翰逊（BVRIJHK）的分类，Reinins（RI），Kron（RI），斯隆（griz），和WISE（W3 W 4）光度系统。这些关系式的平均标准偏差约为3%，对光谱类型为A0至M4的恒星有效。为了得到更精确的类太阳恒星的温度关系，我们还确定了这些温度关系，忽略了早期型恒星（Teff > 6750 K），这些恒星可能因为快速旋转而有偏差的光度估计;对于这个子集，色散只有~ 2.5%。我们发现有效的温度在一对夫妇的百分比内的干涉仪表征的样本相比，通过红外线通量的方法和光谱分析得出的主序星协议。
2013-06-12 astro-ph.SR
Pseudomagnitudes and Differential Surface Brightness: Application to the apparent diameter of stars
恒星的直径是检验恒星结构理论有效性的一个主要观测量。这也是一个很难观察到的，主要是通过间接方法获得的，因为恒星是如此遥远。今天，只有约600颗恒星的视直径是通过直接的方法测量的：光学干涉测量法和月球掩星。在新的系外行星研究领域，现在需要精确的恒星直径，因为它们在凌日观测中决定了行星的大小，最近的出版物表明人们对这一主题的兴趣明显恢复。我们的分析是基于测量的角直径和光度之间的关系建模。它使用了两个新的无红化概念：一个是称为伪震级的距离指标，另一个是与距离无关的、针对每颗恒星的准实验观测值，称为差分表面亮度（DSB）。使用迄今为止收集到的所有已发表的视直径测量值，以及对DSB的仔细建模，使我们能够估计恒星直径，统计误差中位数为1%，知道它们的光谱类型，在这种情况下，VJHKs光度计。我们介绍两个目录，JMMC测量直径目录（JMDC），包含测量的恒星直径，和第二版的JMMC恒星直径目录（JSDC），增加到约453000恒星直径。最后，我们提供了简单的公式和系数表，以快速估计恒星的角直径和相关的误差（V，Ks）的星等和光谱类型。
2016-04-26 astro-ph.SR
The diameter of the CoRoT target HD 49933. Combining the 3D limb darkening, asteroseismology, and interferometry
上下文恒星脉动的内部结构的解释依赖于基本恒星参数的知识。长基线干涉仪使我们能够确定非常精确的恒星半径，这是恒星模型的独立约束，有助于我们在HR图中定位恒星。目的：使用直接干涉测定的角直径和先进的三维（3D）建模，我们推导出的半径的CoRoT目标HD 49933和减少全球恒星参数空间与地震数据兼容。方法：采用VEGA/CHARA光谱干涉仪测量恒星的角直径。一个三维辐射流体动力学模拟的表面进行计算的临边昏暗，并从能见度曲线推导出一个可靠的直径。其他基本的恒星参数（质量，年龄和Teff）的发现，通过拟合的大，小p-模式的频率分离使用恒星演化模型，包括微观扩散。结果：我们得到了一个肢体变暗的角直径θLD = 0.445 \pm 0.012 mas。利用依巴谷视差，我们得到半径R = 1.42 \pm 0.04 Rsun。相应的恒星演化模型，适合大的和小的频率分离的质量为1.20 \pm 0.08 Msun和年龄为2.7 Gy。大气参数为Teff = 6640 \pm 100 K，log g = 4.21 \pm 0.14，[Fe/H] =-0.38。
2011-10-05 astro-ph.SR
Determination of Planetary Nebulae angular diameters from radio continuum Spectral Energy Distribution modeling
新的高分辨率、高灵敏度、多频率、宽场无线电测量正在出现，如澳大利亚平方公里阵列探路者（ASKAP）宇宙演化图（EMU）。它们将提供新的机会，对各种扩展的天体物理现象的有用参数进行新的确定。在这里，我们认为具体的应用程序的行星状星云（PNe）的角尺寸测定通过一个新的无线电连续谱能量分布（SED）拟合技术。我们表明，可以获得强大的角大小的测定，最好的光学和无线电观测，但在整个人口的一致应用的潜力。这包括在光学中极其微弱或甚至不可检测的未分辨和/或严重模糊的PNe。
2021-03-05 astro-ph.GA astro-ph.IM 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
The CHARA Array Angular Diameter of HR 8799 Favors Planetary Masses for Its Imaged Companions
HR 8799是一颗hF 0 mA5的剑鱼座γ星，牧夫座λ星，织女星型恒星，以拥有四颗直接成像的候选行星伴星而闻名。使用CHARA阵列干涉仪，我们测量HR 8799的边缘变暗的角直径为0.342 +/- 0.008 mas;这是迄今为止最小的干涉测量恒星直径，误差仅为2%。通过结合我们的测量与恒星的视差和测光从文献中，我们大大改善了以前的估计，其基本参数，包括恒星半径（1.44 +/- 0.06 R_Sun），有效温度（7193 +/- 87 K，与F0一致），光度（5.05 +/- 0.29 L_Sun），以及宜居带的范围（1.62 AU至3.32 AU）。这些改进的恒星性质允许与恒星演化模型进行更精确的比较，一旦知道恒星的金属丰度，就可以确定质量和年龄。考虑到其他牧夫座λ恒星的观测特性和HR 8799年轻的间接证据，我们认为内部丰度，以及我们所说的有效丰度，最有可能是近太阳的。最后，我们使用Yonsei-Yale演化模型和统一尺度的类太阳丰度，估计HR 8799的质量和年龄，考虑两种可能性：1.516 +0.038/-0.024 M_Sun和33 +7/-13 Myr，如果恒星向零年龄主序星收缩，或1.513 +0.023/-0.024 M_Sun和90 +381/-这一改进的HR 8799年龄估计值在现实不确定性的情况下提供了迄今为止对其轨道伴侣质量的最佳限制，并强烈表明它们…
2012-10-03 astro-ph.SR
An Angular Diameter Measurement of $β$ UMa via Stellar Intensity Interferometry with the VERITAS Observatory
本研究利用 VERITAS 望远镜阵列通过恒星强度干涉测量，首次在可见光波段测得 $β$ UMa 的临边昏暗角直径，并结合恒星大气模型与 MIST 推导出其有效温度与年龄，结果与红外干涉测量高度一致。
2024-01-03 astro-ph.IM astro-ph.SR
Towards stellar effective temperatures and diameters at one per cent accuracy for future surveys
恒星的表观大小是恒星基本性质的重要基准，如有效温度，半径和表面重力。虽然恒星角直径的干涉测量是最直接的测量方法，但它们仍然局限于相对较近和明亮的恒星，在大多数现代光度测量中已经饱和。这种二分法使我们无法安全地将校准良好的关系扩展到大型光谱和光度测量中的暗星。在这里，我们通过对55颗恒星进行SAAO近红外JHK观测来缓解这一障碍：其中16颗具有干涉角直径，其余的与2MASS（不饱和）数据集相同，使我们能够将通过红外通量方法获得的有效温度和角直径与干涉尺度联系起来。我们扩展测试到最近的干涉测量的不饱和2MASS恒星，包括巨人，和贫金属基准目标HD122563。通过对所涉及的系统学进行严格的评估，我们得出结论，基本恒星参数的1%精度通常是可以达到的。然而，在通过颜色关系间接测试温标时，以及在评估干涉测量的可靠性时，特别是在毫弧秒以下的水平上，必须谨慎。因此，相当不同的有效温标可以与干涉测量数据的给定子集兼容。我们强调了一些注意事项，要知道在这样一个追求，并提出了一个简单的方法来检查对系统的基本测量。本文还提出了一种新的地震半径与天体测量距离的诊断组合。
2014-02-04 astro-ph.SR
Progress on the calibration of surface brightness-color relations for early- and late-type stars
表面亮度-颜色关系（SBCR）用于估计角直径和推导恒星性质。他们是至关重要的，以获得早期型和晚期型食双星的河外距离，或潜在的，为晚型恒星的行星参数提取托管行星。到目前为止，已经实施了各种SBCR，但文献中仍然存在精确度和准确度方面的强烈差异。我们的目标是开发一个精确的SBCR早期类型的B和A星使用选择标准，根据恒星的特性，并结合均匀的干涉角直径测量。我们还改善SBCR晚型恒星，特别是在盖亚光度带。我们用安装在CHARA阵列上的VEGA干涉仪观测了18颗早型星。然后，我们在光度测量上应用了额外的标准，以及恒星特征诊断，以建立SBCR。我们校准了亚巨星和矮早型星的SBCR。该关系的RMS为$σ_{F_{V_{0}}} = 0.0051\,$等，导致角直径估计的平均精度为2.3%，其中$V-K < -0.2\,$等为3.1%，$V-K > -0.2\,$等为1.8%。我们发现，Johnson- $K$和2 MASS- $K_s$光度之间的转换是早期型恒星的关键问题。根据这一结果，我们重新审视了我们以前的晚型星SBCR，用转换后的Johnson- $K$或2 MASS- $K_s$光度计对它们进行了校准。我们还改进了基于Gaia测光的SBCR的定标。使用我们的SBCR对晚型恒星的角直径的预期精度范围从1.0%到2.7%。通过对早型恒星角直径的估计，精度达到2.3%，利用早型食双星确定河外距…
2021-06-17 astro-ph.SR
Diameters and Temperatures VII: High-angular resolution measurements of Solar-type stars with the CHARA Array
Louisiana State University（路易斯安那州立大学）；Lowell Observatory（洛厄尔天文台）；Georgia State University（佐治亚州立大学）；University of Sydney（悉尼大学）；University of Hawaii（夏威夷大学）；Australian National University（澳大利亚国立大学）；University of Rochester（罗切斯特大学）
研究利用CHARA阵列的PAVO组合器测量27颗类太阳恒星的角直径，结合多数据得出恒星参数，为相关研究提供经验基准。
2026-10-15 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Possible spatial asymmetry in semi-regular variable UZ Arietis
半规则变星（英语：Semi-regular variable，SRVs）虽然与Mira变星关系密切，但却是AGB星中研究较少的一类。虽然许多米拉变星的亮度分布不对称是众所周知的，但它只在少数几个SRV中被检测到。在几毫角秒（mas）的亮度分布的不对称性的水平可以检测到高角分辨率的技术，如月球掩星（LO），长基线干涉，孔径掩模干涉。多历元LO观测有可能探测到亮度轮廓偏离球对称。每个LO事件提供了一个统一的磁盘（UD）的角直径沿掩星的位置角。多历元LO观测的UD角直径值的任何显著差异都表示亮度不对称。本文首次报道了在2.2 $μm$上利用LO技术观测到的一个SRV UZ白羊座的三历元UD角直径值。本文还报道了我们最近观测到的光源的光学线偏振。UZ阿里建议的一个小的差异拟合UD值的三个时期的亮度分布的不对称，讨论的背景下所表现出的光源和偏振轴的方向在天空的平面中的光学偏振。
2014-06-30 astro-ph.SR
Fundamental Parameters of 87 Stars from the Navy Precision Optical Interferometer
我们提出了87颗恒星的角直径测量的基础上，从海军精密光学干涉仪，其中36个以前没有使用干涉测量的基本属性。我们的样本由5颗矮星、3颗次巨星、69颗巨星、3颗亮巨星和7颗超巨星组成，并且涵盖了从B到M的广泛光谱类别。我们结合我们的角直径与光度和距离信息从文献中确定每个恒星的物理半径，有效温度，热通量，光度，质量和年龄。
2017-12-21 astro-ph.SR
Lunar Occultations of Eighteen Stellar Sources from the 2.4-m Thai National Telescope
我们报告了2014年在2.4米泰国国家望远镜（TNT）开始的月球掩星（LO）观测计划的进一步结果。我们已经记录了18个恒星源的LO事件，导致四个角直径和两个双星的检测。除了两个例外，这些都是首次确定。我们可以分辨小到2毫角秒（mas）的角直径和小到4 mas的投影间隔。我们讨论的个别结果，在以前的观察时可用的背景下。o Psc、HR 6196和75 Leo的首次角直径与预期值吻合较好，而Pi Leo的首次角直径与先前测定的平均值吻合，但精度较高。我们发现一个新的次级在o Psc，如先前怀疑从依巴谷的数据。我们还获得了31 Ari中的伴侣的精确测量，揭示了目前可用的轨道参数的不一致性。TNT配备了快速ULTRASPEC成像仪，是东南亚领先的高时间分辨率观测设施。该望远镜的LO技术达到了高达10等的灵敏度，每年有可能探测到数百个LO事件。
2015-12-21 astro-ph.SR
Direct measurement of stellar angular diameters by the VERITAS Cherenkov Telescopes
恒星的角大小是决定其基本性质的关键因素。直接测量恒星角直径是困难的：在星际距离上，恒星通常太小，无法通过任何单独的成像望远镜来分辨。这一基本限制可以通过研究小行星遮蔽恒星时投射的阴影中的衍射图案来克服，但只有当光度不确定性小于大气闪烁增加的噪声时。用于粒子天体物理学观测的大气切伦科夫望远镜由于镜面的光学质量一般不被用于光学天文学。然而，它们的大镜面面积使它们非常适合这种高时间分辨率的精密测光测量。在这里，我们报告了两个掩星所观察到的VERITAS切伦科夫望远镜与毫秒采样，从中我们能够提供一个直接测量的掩星的角直径在$\leq0.1$毫角秒尺度。这是以前光学测量从未达到过的分辨率，比等效的月球掩星方法提高了一个数量级。我们将由此产生的恒星半径与根据温度和亮度测量得出的经验估计值进行比较，确认后者可能会偏向于恒星分类模糊的恒星。
2019-04-12 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
A CHARA Array Survey of Circumstellar Disks around Nearby Be-type Stars
本文报道了对24颗北天Be星的拱星盘进行的高角分辨率观测。使用CHARA阵列长基线干涉仪（基线为30至331米）进行了K波段连续测量。在Be星是已知的双星或多星系统的成员的情况下，对恒星伴星的通量贡献进行了校正。对于那些目标具有良好的紫外线覆盖，我们使用了一个四参数高斯椭圆盘模型，以适应的vibrium和确定的轴比，位置角，K波段光球通量的贡献，和角直径的磁盘主轴。对于其他目标与相对有限的紫外线覆盖范围，我们约束的轴比，倾角，和/或磁盘的位置角在必要时，以解决可能的模型解决方案之间的简并。我们还对紫外和红外光谱能量分布进行了拟合，以估计每个目标的恒星角直径和红外通量过剩。在我们可靠地分辨出盘发射的14种情况中，盘直径（在K波段发射中测量）与恒星直径（来自SED建模）的平均比率为4.4，该值通常低于在更高不透明度的Halpha发射线中测量的盘尺寸比率。通过对12颗恒星的投影自转速度和盘倾角的计算，我们估计了它们的赤道自转速度，其中大部分恒星的自转速度接近或处于临界自转速度。
2013-02-25 astro-ph.SR
Stellar Diameters and Temperatures I. Main Sequence A, F, & G Stars
我们用CHARA阵列对附近的主序星A、F和G型星进行了巡天，成功地测量了44颗恒星的角直径，平均精度为1.5%。我们提出了新的措施的热通量，这反过来又导致了经验确定的有效温度的恒星观察。此外，这些CHARA确定的温度，半径和光度适合Yonsei-Yale模型等时线，以限制恒星的质量和年龄。这些结果进行了比较，间接估计这些数量收集测光的恒星，并将其应用到模型大气和演化等时线。我们发现，在大多数情况下，与我们直接测量的值相比，模型高估了有效温度约1.5- 4%。在这些工作中，过高的温度和过低的半径似乎会导致恒星表面重力测量的额外偏移，从而产生更高的质量和更年轻的年龄，特别是对于质量大于~1.3 Msun的恒星。此外，我们将我们的测量结果与一个大样本的食双星进行比较，在两个数据集内都可以看到非常好的一致性。最后，我们提出的温度关系（B-V）和（V-K）的颜色以及光谱类型表明，有效温度的校准误差~ 1%，现在可以从干涉角直径的恒星。
2011-12-14 astro-ph.SR
The fundamental parameters of the roAp star 10 Aql
由于快速振荡的Ap星存在强磁场和相关的异常表面层，在确定其有效温度时可能存在系统误差，这可能会影响对这些振荡星的星震研究。使用长基线干涉测量，我们的目标是确定准确的角直径的一些roAp目标，提供这些恒星的温度校准。我们用可见光谱仪VEGA在CHARA阵列上获得了10 Aql的干涉观测。我们确定了边缘变暗的角直径为0.275+/-0.009 mas，并推导出线性半径为2.32+/-0.09 R_sun。我们估计了恒星的热通量，并将其与视差和角直径结合起来，以确定恒星的光度和有效温度。对于两组测热通量数据，我们导出了有效温度为7800+/-170K和18+/-1L_sun或8000+/-210K和19+/-2L_sun。我们使用这些基本参数与大的频率分离，以限制质量和年龄的10 Aql，使用CESAM恒星演化代码。假设太阳化学成分，忽略元素的各种扩散和沉降，根据所考虑的辐射热通量，我们得到了1.92 M_sun和780 Gy的年龄或1.95 M_sun和740 Gy的年龄。这是第一次，我们设法确定一个准确的角直径小于0.3质量的恒星，并推导出其基本参数。特别是，通过仅结合我们的干涉测量数据和测辐射热通量，我们得出了一个有效的温度，可以比较那些来自大气模型。这样的基本参数可以帮助测试机制，负责在磁脉动星中观察到的振荡的激发。
2013-09-17 astro-ph.SR
A catalogue of stellar diameters and fluxes for mid-infrared interferometry
我们提出了中红外恒星直径和通量汇编目录（MDFC）致力于在中红外波长（3-13妈妈）的长基线干涉。它收集了50万颗恒星的数据，也就是说，几乎所有的依巴谷-第谷星表中的恒星，其光谱类型都在SIMBAD数据库中报告。我们交叉匹配26个数据库，以提供基本信息，二元元素，角直径，近红外和中红外的量级和通量，以及使我们能够识别潜在校准品的标志。该目录涵盖了整个天空的465857颗恒星，主要是从B到M光谱类型的矮星和巨星，接近18 kpc。最小的报告值达到0.16 μ Jy的L和0.1 μ Jy的N的通量，和2微弧秒的角直径。我们建立了4个列表的校准候选人的L-和N-波段适合与甚大望远镜干涉仪（VLTI）的子和主阵列使用MATISSE仪器。我们确定了1 621个候选人的L和44个候选人的N与辅助望远镜（AT），375个候选人的AT和259个候选人的两个波段的单位望远镜（UT）。主要是冷巨人，这些来源是小而明亮，足以属于校准候选人的主要名单。在不久的将来，我们计划以1%的精度测量它们的角直径。
2019-10-01 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Precise calibration of the dependence of surface brightness-colour relations on colour and class for late-type stars
表面亮度-颜色关系（SBCR）被用来从光度观测中推导恒星的角直径。它们在天体物理学上有各种应用，例如确定食双星的距离或确定系外行星的参数。然而，强烈的SBCR之间的差异仍然存在于文献中，特别是对于早期和晚期型恒星。我们的目标是校准新的SBCR的光谱类型和恒星的光度类的函数。我们的目标也是应用均匀的标准选择的参考星，并在编辑一个详尽的和最新的清单干涉晚型目标。我们在JMMC测量直径目录（JMDC）中实施了选择测量的标准。然后，我们对用于构建SBCR的光度测量应用了额外的标准，以及恒星特征诊断。我们为F5/K7-II/III、F5/K7-IV/V、M-II/III和M-V星建立了SBCR，其RMS分别为$σ_{F_{V}} = 0.0022$、$σ_{F_{V}} = 0.0044$、$σ_{F_{V}} = 0.0046$和$σ_{F_{V}} = 0.0038$，角直径的精度分别为1.0\%、2.0\%、2.1\%和1.7\%。这些关系涵盖了一个大的$V-K$颜色范围的幅度，从1到7.5。我们的工作表明，SBCR显着依赖于光谱类型和光度类的恒星。通过一组新的干涉测量，我们证明了SBCR校准的选择标准的至关重要性。最后，对我们的样品进行Gaia测光，得到了角直径精度在1.1%~ 2.4%之间的（G-K）SBCR。
2020-07-03 astro-ph.SR
Accurate parameters for HD 209458 and its planet from HST spectrophotometry
我们提出了恒星HD 209458及其过境巨行星的更新参数。恒星角直径$θ$ =0.2254 $\pm$ 0.0017 mas是由哈勃太空望远镜观测到的绝对通量与最佳拟合的库鲁茨模型大气的绝对通量之间的平均比值得到的。与现有的干涉测量相比，该角直径代表了超过四倍的精度改进。恒星半径$R_\star$ =1.20 $\pm$ 0.05 R $_{\odot}$是通过将角直径与依巴谷三角视差相结合来确定的，这是其不确定性的主要贡献者，因此盖亚的测量应该显着提高半径精度。系外行星的半径$R_\text{p}$ =1.41 $\pm$ 0.06 $R_\text{J}$是根据光变曲线中相应的凌日深度和我们的恒星半径得出的。从模型拟合中，我们精确地确定了有效温度，$T_\text{eff}$ =6071 $\pm$ 20 K，这与根据角直径和积分光谱能量分布计算的6070 $\pm$ 24 K的值完全一致。我们还从最近的帕多瓦等时线中找到了精确的值，如$R_\star$ =1.20 $\pm$ 0.06 R $_{\odot}$和$T_\text{eff}$ =6099 $\pm$ 41 K.我们从这些方法中得到了一致的结果，并将结果与文献中的结果进行了比较。
2017-03-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
NPOI Measurements of Ten Stellar Oscillators
使用海军精密光学干涉仪，我们测量了10颗先前测量过类似太阳振荡的恒星的角直径。我们的样本涵盖了一系列的演化阶段，但重点是演化的亚巨星和巨星。我们将我们的角直径与依巴谷天体半径相结合，以确定恒星的物理半径，并使用文献中的测光来计算它们的热通量，光度和有效温度。然后，我们用我们的结果来测试的标度关系所使用的asteroseismology组计算半径，发现这里测量的半径和恒星振荡研究预测的半径之间的良好协议。对于巨恒星，关系式的精确度并不像对于进化程度较低的恒星那样受到很好的限制。
2014-01-14 astro-ph.SR
Stellar Diameters and Temperatures VI. High angular resolution measurements of the transiting exoplanet host stars HD 189733 and HD 209458 and implications for models of cool dwarfs
我们提出了著名的凌日系外行星的主恒星HD 189733和HD 209458使用CHARA阵列干涉仪的直接半径测量。我们发现HD 189733和HD 209458的边缘变暗的角直径分别为theta_LD = 0.3848 +/- 0.0055和0.2254 +/- 0.0072毫角秒。HD 189733和HD 209458是目前仅有的两个凌日系外行星系统，其中通过高分辨率光谱检测各自行星伴侣的轨道运动，揭示了恒星和行星的绝对质量。我们使用我们的新的测量与径向速度和光度时间序列数据的轨道信息，依巴谷距离，和新测量的热通量，以确定恒星的有效温度（T_eff = 4875 +/- 43，6093 +/- 103 K），恒星线半径（R_* = 0.805 +/- 0.016，1.203 +/- 0.061 R_sun），平均恒星密度（rho_* = 1.62 +/- 0.11，0.58 +/- 0.14 rho_sun），行星半径（R_p = 1.216 +/- 0.024，1.451 +/- 0.074 R_Jup）和HD 189733 b和HD 209458 b的平均行星密度（rho_p = 0.605 +/- 0.029，0.196 +/- 0.033 rho_Jup）。HD 209458是一颗F9矮星，其恒星参数与光谱和演化模型的间接估计一致。然而，我们发现模型无法重现K2矮星HD …
2014-11-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
AMBER/VLTI observations of 5 giant stars
虽然在比太阳质量更大的主序星周围寻找系外行星发现的此类天体相对较少，但在巨恒星周围进行的调查导致发现了30多颗新的系外行星。研究巨恒星所在行星的兴趣在于研究质量比太阳大的恒星周围行星形成的可能性。到目前为止，孤立巨星的质量只能从演化轨迹中估计，这导致了不同的结果取决于所考虑的物理学。因此，为了校准理论，重要的是要尽可能独立于物理模型来测量大量的巨星直径和质量。我们的目标是确定5颗巨星的直径和有效温度，其中一颗已知拥有一颗行星。用ATs对5颗巨星进行了低分辨率AMBER/VLTI观测。为了测量高精度的定标平方视标度，进行了定标器-星-定标器观测序列。我们测量了4颗巨星的均匀盘和边缘变暗的角直径。有效温度也是通过结合测辐射热光度和干涉直径推导出来的。较低的有效温度相比，光谱测量。巨星HD 12438被发现有一颗未知的伴星，角距约为12质量。文献中的径向速度测量结果证实存在一个轨道周期很长的伴星（P ~ 11.4年）。
2011-12-21 astro-ph.SR
Noise reduction methods in analysis of near infrared lunar occultation light curves for high angular resolution measurements
近红外的月掩星（LO）技术即使使用地面的1米级望远镜，也能在掩星源上提供低至毫角秒的角分辨率。LO观测仅限于较亮的物体，因为它们需要高的信噪比（S/N ~ 40）才能正确提取角直径值。因此，在这项研究中，通过使用傅立叶变换和小波变换降低噪声来提高S/N比的方法进行了探索。本文用阿布山天文台红外照相机观测到的54条近红外LO光变曲线作为样本。可以看出，与原始数据相比，傅立叶和小波方法都显示出S/N的改善。然而，小波变换的应用导致条纹的轻微平滑，从而导致更高的角直径值。傅立叶变换减少离散噪声频率不使条纹失真。傅里叶变换方法似乎是有效的S/N的改善，以及改善模型拟合，特别是在我们的样品较暗的制度。在某些情况下，它们还为较亮的光源提供了更好的模型拟合，尽管可能没有显着的S/N改善。
2013-06-25 astro-ph.IM astro-ph.SR
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
Improving the surface brightness-color relation for early-type stars using optical interferometry
本工作的目的是改善SBC关系的早期型星在$-1 \leq V-K \leq 0$颜色域，使用光学干涉。VEGA/CHARA仪器在可见光下观测了8颗B型和A型恒星。导出的均匀盘角直径被转换成边缘变暗的角直径，并包括在一个更大的样本的24颗恒星，已经观察到的干涉，以获得一个修订的经验关系的O，B，A光谱型星的V-K色指数范围从-1到0。我们还借此机会使用100个额外的测量来检查SBC关系到$V-K \simeq 4$的一致性。我们测定了以下八颗恒星的均匀盘角直径：$γ$ Ori，$ζ$ Per，$8$ Cyg，$ι$ Her，$λ$ Aql，$ζ$ Peg，$γ$ Lyr和$δ$ Cyg，V-K色范围从-0.70到0.02，典型精度约为$1.5\%$。利用我们的132颗恒星的样本，其$V-K$颜色指数从大约$-1$到$4$，我们提供了一个修正的SBC关系。对于晚型恒星（$0 \leq V-K \leq 4$），结果与以前的研究一致。对于早期型恒星（$-1 \leq V-K \leq 0$），我们新的VEGA/CHARA测量结合了对恒星的仔细选择（拒绝具有环境或具有强可变性的恒星），使我们能够达到约0.16等或$\simeq 7\%$角直径的前所未有的精度。
2014-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fundamental properties of the Population II fiducial stars HD 122563 and Gmb 1830 from CHARA interferometric observations
利用CHARA和Palomar实验台干涉仪的观测数据，我们测定了两颗贫金属星HD 122563和Gmb 1830的角直径。对于巨星HD 122563，我们利用三维对流模拟的边缘变暗得到角直径θ_3D = 0.940 +- 0.011毫角秒（mas），对于矮星Gmb 1830（HD 103095），我们得到一维边缘变暗的角直径θ_1D = 0.679 +- 0.007 mas。将角直径与光度测量相结合，得到的有效温度精度优于55 K（巨星和矮星的Teff分别为4598 +- 41 K和4818 +- 54 K）。包括它们的距离，得到了非常精确的光度和半径（分别为L = 230 +- 6 L_sun，R = 23.9 +- 1.9 R_sun和L = 0.213 +- 0.002 L_sun，R = 0.664 +- 0.015 R_sun）。我们使用CESAM 2k恒星结构和演化代码，以产生适合观测数据的模型。我们发现混合长度参数α（描述一维对流）的值取决于恒星的质量。从模型中确定的质量的精度<3%，并与良好的测量半径的表面重力得到极好的约束（log g = 1.60 +- 0.04，4.59 +- 0.02，分别）。log g和Teff的非常小的误差为光谱分析提供了严格的限制，因为丰度对这两个值都很敏感。对这两颗恒星的Teff的精确测定使人们对贫金属恒星的光度标度产生了疑问。
2012-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Predicting Stellar Angular Sizes
我们对长基线红外线和光学干涉测量的调查正在产生相当数量的直接确定的恒星角尺寸。我们使用我们的124个高精度（5\%）角恒星直径值的样本，并将它们与恒星星等值从文献中产生的经验关系，观测到的视星等，恒星颜色和角大小（表面亮度关系）的主序星。我们发现一个显着的依赖恒星金属丰度（$B-V$）的颜色。在计算的关系中的分散性很小（$\sim$ 5\%），这使得它们成为基于测光的主序星角尺寸预测的鲁棒工具。我们将这些关系应用于计算多行星宿主恒星GJ 667C的半径。
2013-11-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Investigating Cepheid $\ell$ Carinae's Cycle-to-cycle Variations via Contemporaneous Velocimetry and Interferometry
Baade-Wesselink型（BW）技术能够测量银河系和麦哲伦星云中造父变星的几何距离。主要的不确定性涉及到将观测到的径向速度（RV）转化为脉动速度所需的投影因子以及最近发现的调制变率。我们进行了前所未有的观测活动，涉及长基线干涉测量（VLTI/PIONIER）和光谱学（欧拉/科拉利），以寻找调制的变化，在长周期（P $\sim$ 35.5 d）的造父船底座。我们确定高度精确的角直径平方vibrium和调查两个连续的最大直径，$Δ_{\rm{max}} Θ$之间可能存在的差异。我们使用360个高精度RV来表征沿视线的调制可变性。在这里，我们报告调制的角度变化的初步证据，并确认周期到周期的差异$\ell$隆凸的RV变异。两个连续最大值产生$Δ_{\rm{max}} Θ$ = 13.1 $\pm$ 0.7（统计）均匀圆盘模型的μas和22.5 $\pm$ 1.4（统计）μas（总角度变化的4%），适用于肢体变暗模型。通过比较新的房车与2014年房车，我们显示调制不同的强度。除非证实，我们的研究结果表明，光学连续（跟踪干涉）是不同的影响调制比气体运动（跟踪光谱）。这意味着一个以前未知的投影因子的时间依赖性，它可以在连续的膨胀和收缩周期之间变化5%。需要额外的干涉测量数据来确认调制的角直径变化。通过了解调制变率的起源并监测其长期行为，我们的目标是提高BW距离的准确性，并进一步了解恒星脉…
2015-11-23 astro-ph.IM astro-ph.SR
Simultaneous Six-way Observations from the Navy Precision Optical Interferometer
研究首次使用NPOI的6单元观测模式测量了六颗恒星的角直径，发现测量离散度较大，并计划用VISION光束合成器解决通量不平衡与串扰问题。
2025-06-02 astro-ph.IM astro-ph.SR
