Status of the VERITAS Stellar Intensity Interferometry (VSII) System
VERITAS成像空气切伦科夫望远镜阵列（IACT）于2019年增加了高速焦平面电子设备，允许使用VERITAS进行恒星强度干涉测量（SII）观测。从那时起，已经实施了几项改进，以提高VERITAS恒星强度干涉仪（VSII）的灵敏度，并提高夜间数据处理的速度。这张海报将描述使用IACT阵列在可见光波段进行超高分辨率（亚毫角秒）天文观测的情况。海报展示将包括VERITAS-SII焦平面、数据采集和数据分析系统的描述。海报最后介绍了VSII仪器未来升级的计划。
2021-08-20 astro-ph.IM 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
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
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
Stellar Intensity Interferometry: Imaging capabilities of air Cherenkov telescope arrays
可见光波段的亚毫角秒成像将为恒星天体物理研究提供新的视角。尽管恒星强度干涉测量在40多年前就被放弃了，但它能够成像，从而完成比以前认为的恒星直径测量更多的事情。各种相位恢复技术可以用来重建实际图像提供了足够的覆盖范围的干涉平面是可用的。计划中的大型切伦科夫望远镜阵列将提供数千个同时可用的基线，范围从几十米到一公里以上，从而使成像成为可能，具有前所未有的角分辨率。在这里，我们调查的阵列，如CTA或AGIS作为恒星强度干涉接收器的成像能力。这项研究利用了模拟数据，因为可以从这些阵列实际获得。基于Cauchy-Riemann的相位恢复允许图像的重建，其可以与针对其模拟数据的原始图像进行比较。这是第一次这样做的均匀盘星具有不同的半径和相应的各种曝光时间，我们发现，在重建半径的不确定性是几个小时的曝光时间后的百分之几。最后，更复杂的图像被认为是，在亚毫弧秒尺度的成像是可能的。
2010-09-28 astro-ph.IM astro-ph.SR
Stellar Multiplicity via Speckle Interferometry with the 3.6 m Devasthal Optical Telescope
本文通过散斑干涉测量利用3.6米德瓦斯塔光学望远镜，展示了高分辨率观测双星系统和精确测量轨道参数的方法。
2025-12-08 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
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
Astrophysical measurements with the VERITAS Stellar Intensity Interferometer
成像大气切伦科夫望远镜长期以来一直被视为潜在的光收集器，用于长基线光学强度干涉测量观测。切伦科夫望远镜的强度干涉测量法非常适合于在短光波长下研究O/B/A型恒星的空间结构。这种观测与目前这一代光学振幅干涉仪的观测相辅相成，后者通常限于较长的波长。自2018年10月以来，已为VERITAS天文台开发了专用的强度干涉测量仪器，并进行了工程测试和观测。在这里，报告了使用两台VERITAS望远镜的第一批结果。该系统已经扩展到另外两台望远镜，使所有四台VERITAS望远镜都能进行SII观测。
2019-08-09 astro-ph.IM astro-ph.SR
Advances in Optical / Infrared Interferometry
经过几十年的实验项目和快节奏的技术进步，光学/红外（O/IR）干涉测量在过去几年发生了革命。VLTI的重力仪器配备了4台8米望远镜，可以观测到比早期干涉仪微弱一千倍的天体，CHARA阵列通常提供高达330米的基线和6台1米望远镜的孔径合成。观测到的天体亮度小于19等，图像分辨率达到亚毫角秒，天体测量精度达到微角秒。我们给出了一个概述的突破性成果，从过去15年的O/IR干涉测量银河系中心，系外行星及其大气层，活动星系核，年轻的恒星物体，恒星物理。在干涉测量学入门之后，我们总结了导致现代干涉仪灵敏度、精度和成像提高的技术和概念进步。单模光束组合器现在将主要干涉仪的所有可用望远镜组合在一起进行成像，专门的图像重建软件比早期的无线电干涉测量技术更先进。结合了大型望远镜、自适应光学、条纹跟踪，特别是双光束干涉测量法，重力仪将灵敏度提高了许多数量级。另一个数量级的改进将来自激光制导星自适应光学的升级。与大分离条纹跟踪相结合，O/IR干涉测量将为银河平面的观测提供完整的天空覆盖，并为河外目标提供大量覆盖。VLTI和CHARA在即将到来的30- 40米超大望远镜（ELT）时代仍然是独一无二的。
2023-03-01 astro-ph.GA 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
Stellar granulation and interferometry
星星并不光滑。它们的光球层被一种与对流传热有关的颗粒状图案所覆盖。对流相关的表面结构有不同的大小，深度和时间变化的恒星类型。相关的活动（除了其他现象，如磁点，旋转，尘埃等）可能导致恒星参数确定、径向速度、化学丰度确定和系外行星过境探测的偏差。在这种天体物理背景下，长基线干涉观测的作用是至关重要的，以表征恒星表面动力学和纠正潜在的偏差。在这一章中，我们提出了如何粒化图案是预期的不同类型的恒星类型，从主序星到极端演化的恒星不同的质量和干涉技术如何帮助研究他们的光球动力学。
2015-07-28 astro-ph.SR
The Space Interferometry Mission Astrometric Grid Giant-Star Survey. III. Basic Stellar Parameters for an Extended Sample
我们目前的高分辨率（~ 55000）光谱观测结果的830光度预选候选红巨星的星等范围V = 9-12。我们开发了一个管道自动测定恒星大气参数从这些光谱和估计T_eff，logg，[Fe/H]，微湍流速度，和投影旋转速度，vsini，为恒星。分析证实，候选人选择程序产生红巨星具有非常高的成功率。结果表明，这些恒星大多数是G巨星和K巨星，金属丰度（[Fe/H] ~-0.3dex）略低于太阳。对样品中Mg丰度的分析表明，[Mg/Fe]与[Fe/H]的变化趋势与已发表的结果一致。
2010-11-02 astro-ph.SR
Augmentation of VERITAS Telescopes for Stellar Intensity Interferometry
2018-2019年，VERITAS VHE伽马射线天文台增加了高速光学仪器和连续数据记录电子设备，以创建一个灵敏的恒星强度干涉测量（SII）天文台VERITAS-SII。VERITAS-SII的主要科学目标是对选定的明亮（m< 6）、炽热（O/B/A）恒星进行可见波段的恒星直径测量和图像分析。VERITAS协作组织已同意在VERITAS不进行甚高能量辐射伽马射线观测的满月前后的几天部署和运行VERITAS-SII。VERITAS-SII增强采用定制的高速/低噪声焦平面仪器，使用高量子效率光电倍增管和电池供电的光纤控制高压电源。为了减少工程时间，VERITAS-SII使用商业上可获得的高速（250 MS/sec）连续流电子设备来记录每个VERITAS望远镜的强度波动的时间依赖性。VERITAS-SII还使用市售的基于白兔的定时解决方案，在望远镜间距离（大于100米）上使用快速（< 100皮秒）数据采集时钟同步。VERITAS-SII现在在美国亚利桑那州阿马多的VERITAS天文台F.L.Whipple天文台全面运行。本文介绍了用于VERITAS-SII增强VERITAS天文台的仪器硬件的设计，最初的VERITAS-SII观测的状态，以及未来改进VERITAS-SII的计划。
2019-08-08 astro-ph.IM astro-ph.SR
Stellar Intensity Interferometry: Prospects for sub-milliarcsecond optical imaging
使用千米阵列的空气切伦科夫望远镜，强度干涉测量法可以提高光学天文学的空间分辨率一个数量级，使快速旋转的恒星的图像与结构在其拱星盘和风，或映射出模式的非径向脉动整个恒星表面。强度干涉测量法（由汉伯里·布朗和特维斯开创）仅通过电子方式将望远镜连接起来，实际上对大气湍流和光学缺陷不敏感，允许在长基线和大气团上进行观测，也可以在短光波长下进行观测。所需的具有非常快的探测器的大型望远镜正在以分布在几平方公里范围内的切伦科夫望远镜阵列的形式出现。数字信号处理使得能够合成非常多的基线，同时利用电子时间延迟跟踪恒星，从而在软件中合成光学干涉仪。模拟观测表明，在m（v）=8附近的极限星等，在紫色中达到约30微弧秒的分辨率。信噪比有利于高温源和发射线结构，并且与光学通带无关，无论是单个谱线还是宽光谱连续区。强度干涉测量提供了源图像的任何空间频率分量的模数（但不是相位）;因此，图像重建需要相位恢复技术，如果干涉测量（u，v）平面的足够覆盖是可行的。实验正在进行中;试验望远镜已经架设，大型切伦科夫望远镜的连接试验也已进行。本文回顾了这种干涉测量方法，鉴于空气切伦科夫望远镜阵列提供的新的可能性，并概述了观测计划，应该成为现实已经在不久的将来。
2012-07-03 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.optics
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 over kilometer baselines: Laboratory simulation of observations with the Cherenkov Telescope Array
长期以来，天文学的一个愿景是实现千米基线以上的衍射限制光学孔径合成。这将使恒星表面及其环境成像，显示它们随时间的演变，并揭示双星系统中恒星风和气体流的相互作用。现在，一个机会正在打开，大型望远镜阵列主要是为了测量伽马射线引起的空气中的切伦科夫光而建立的。利用适当的软件，这种望远镜可以进行电子连接，也可用于强度干涉测量。由于望远镜之间没有光学连接，误差预算由几纳秒的电子时间分辨率决定。相应的光传播距离大约为1米，使得该方法实际上对大气湍流或光学缺陷不敏感，既允许很长的基线，又允许在短光波长下进行观察。理论建模表明，如何恒星表面的图像可以从这样的观测检索，在这里，我们报告的实验模拟。在光学实验室，人造恒星（单星和双星，圆形和椭圆形）由一组望远镜观测。使用高速光子计数固态探测器和实时电子设备，强度波动在望远镜对之间的多达一百个基线之间交叉相关，产生干涉傅里叶变换平面上的二阶空间相干性的地图。这些实验的目的是验证的概念，并优化仪器和观测程序，为未来的观测（特别是）CTA，切伦科夫望远镜阵列，旨在数量级的光学天文学的角分辨率的改进。
2014-07-22 astro-ph.IM astro-ph.SR
Fundamental Stellar Astrophysics Revealed at Very High Angular Resolution
简要回顾了与基本恒星参数有关的长基线光学干涉测量法的最新结果以及未来十年这一领域的可能性。包括讨论准确的恒星质量，星震学和干涉测量学之间的联系，精确的半径和有效温度，临边暗化和对流，恒星旋转和高角分辨率成像。
2009-05-08 astro-ph.SR
Combined spectroscopy and intensity interferometry to determine the distances of the blue supergiants P Cygni and Rigel
本文报道了两颗恒星H $α$谱线内的空间强度干涉测量结果：亮蓝变星超巨星\PCygni \和晚B型超巨星参宿七。实验装置进行了升级，以允许同时测量两个偏振通道，而不是在我们以前的设置，和零基线关联函数对天空，以验证独立的估计从恒星光谱和仪器的光谱吞吐量。结合同步光谱测量和基于用代码CMFGEN计算的辐射转移模型，我们能够拟合我们测量的可见度曲线来提取恒星距离。我们对\PCygni \（1.61 $\pm$ 0.18 kpc）和参宿七（0.26 $\pm$ 0.02 kpc）的距离测定分别与盖亚和依巴谷任务的天体测量提供的值非常一致。参宿七的这个结果是通过采用恒星光度$L_{\star}$ = 123000 $L_{\odot}$得到的，在文献中报道这与依巴谷到参宿七的距离一致。然而，由于缺乏共识的参宿七的光度，我们也探讨了如何在我们的模型中采用恒星光度影响我们的距离测定参宿七。总之，我们支持，在一个独立的方式，到参宿七的距离提供的依巴谷任务，当采取光度123000 $L_{\odot}$在面值。这项研究是第一个成功的一步，扩展应用的风动量光度关系方法的距离校准从LBV超巨星到一个更正常的晚型B超巨星。
2022-06-23 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
An Astrometric Search for a Sub-stellar Companion of the M8.5 Dwarf TVLM 513-46546 Using Very Long Baseline Interferometry
我们进行了多历元VLBI观测，以寻找由M8.5矮星TVLM 513-46546的亚恒星伴星引起的天体测量反射运动。观测结果产生的绝对视差对应于10.762+/-0.027秒差距和78.09+/-0.17 mas/yr的自行。由于没有显著的残余运动，我们对同伴引起的任何反射运动设置了上限，扩展了以前近红外直接成像搜索所覆盖的参数空间。通过涵盖不同的轨道周期，数据排除了伴星质量和轨道周期的相空间，从3.8兆焦耳（轨道半径约0.05天文单位）（轨道周期为16天）到0.3兆焦耳（轨道半径约0.7天文单位）（轨道周期为710天）。
2013-07-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Unlocking the dynamics of Young Stellar Objects: Time-Domain Interferometry with six 4-m class telescopes
Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学，蔚蓝海岸天文台）；Konkoly Observatory, HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台，HUN-REN 天文学与地球科学研究中心）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Université Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学，法国国家科学研究中心，IPAG）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；ESO（欧洲南方天文台）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）；ALMA Observatory（阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列天文台）；Institut für Theoretische Physik und Astrophysik, Christian-Albrechts-Universität zu Kiel（基尔大学理论与天体物理研究所）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学，巴黎西岱大学CEA，法国国家科学研究中心，AIM）；Nicolaus Copernicus Astronomical Centre, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；The CHARA Array of Georgia State University, Mount Wilson Observatory（佐治亚州立大学CHARA阵列，威尔逊山天文台）
利用六台4米望远镜的时间域干涉测量技术，研究年轻恒星体内区动态，连接光学和红外变化与磁层吸积、内盘几何及尘埃气体动力学，实现行星形成区域的完整断层扫描。
2026-02-03 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Multi-Aperture Imaging of Extrasolar Planetary Systems
在本文中，我们回顾了红外恒星干涉仪可以用来执行太阳系外行星系统的直接检测的各种方式。我们首先回顾了基于经典恒星干涉测量的技术，其中（复杂的）vibrations测量，然后描述如何更高的动态范围可以实现与调零干涉。然后讨论了零干涉测量法在黄道光盘和太阳系外行星研究中的应用，并举例说明。
2010-12-02 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Interferometry and the Fundamental Properties of Stars
几十年来，精确测定恒星的基本参数（质量、半径、温度、光度等）主要是食双星系统的领域。随着长基线干涉测量技术的显著改进和功能强大的新仪器的上线，这种情况已开始改变。本文将回顾该领域的现状，特别是如何精确的恒星性质的知识帮助我们了解恒星。迄今为止，与太阳类似的主序星是研究得最好的，但对于其他类型的物体，例如早期型和晚期型恒星，包括褐矮星、演化恒星、贫金属恒星，还有很多工作要做。和前主序星。进展情况说明了几个例子，如何在这些领域中的一些显着的贡献干涉。
2011-07-15 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
Fundamental stellar parameters of benchmark stars from CHARA interferometry -- III. Giant and subgiant stars
对银河系的大型光谱测量需要根据基准恒星的样本进行校准，以确保可靠地确定大气参数。我们提出了新的基本恒星参数的7个巨星和亚巨星，将作为基准。目标是在有效温度下达到1%的精度。这种精度对于精确确定巡天观测到的恒星的全部基本参数和丰度至关重要。我们使用高角分辨率光学干涉仪PAVO/CHARA观察了HD 121370（etaBoo）、HD 161797（muHer）、HD 175955、HD 182736、HD 185351、HD 188512（betaAql）和HD 189349。边缘变暗修正是根据STAGGER网格的三维模式大气确定的。直接从Stefan-Boltzmann关系确定Teff，并采用迭代程序在测热校正表上进行插值。我们通过与达特茅斯恒星演化模型轨道的比较来估计表面重力。光谱观测数据是从ESDIE和FIES光谱仪收集的。我们通过对中性和单电离铁的未混合线进行一维非局域热力学平衡（NLTE）丰度分析来估计金属丰度（[Fe/H]）。对于七颗星中的六颗，我们测量的Teff优于1%。对于一颗恒星HD 189349，Teff的不确定性是2%，这是由于不确定的热通量。我们不建议将此星作为基准，直到该测量方法得到改进。以logg和[Fe/H]}表示的所有恒星的中位不确定度分别为0.034dex和0.07dex。所有的基本恒星参数都是基于一贯相结合的干涉观测，三维边缘暗化建模和光谱分析。本…
2021-10-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Images of unclassified and supergiant B[e] stars disks with interferometry
在天空中，星星是最奇特的物体之一。这种光谱类型的特征是允许和禁止的发射线，以及大量的红外线过量，并不代表一个同质的天体类别，而是在所有演化状态中看到的恒星体的混合。在这些恒星中，可以找到赫比格恒星、行星状星云中心恒星、相互作用双星、超大质量恒星，甚至是“未分类”的B[e]恒星：这些系统共享上述几种性质。干涉测量通过解析这些恒星系统的最内部区域，使我们能够揭示这些特殊B[e]星中这些特殊恒星的真实性质。
2010-11-15 astro-ph.SR
Optical intensity interferometry lab tests in preparation of stellar diameter measurements at IACTs at GHz photon rates
本研究针对IACTs开展光学强度干涉学实验，开发了适配高光子速率的离线关联装置，通过实验室模拟恒星光测量验证了相干时间与噪声水平符合预期，为恒星直径测量奠定基础。
2023-06-13 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Validation of the Exoplanet Kepler-21b using PAVO/CHARA Long-Baseline Interferometry
我们使用CHARA阵列的PAVO光束组合器对Kepler系外行星宿主恒星HD 179070（Kepler-21）进行了长基线干涉测量。可见度数据与单个恒星一致，不包括距离约1-1000 mas（约0.1-113 AU）和对比度< 3.5等的伴星。这一结果支持了Howell等人（2012年）对1.6 R_{earth}系外行星开普勒-21 b的验证，并补充了自适应光学成像、斑点干涉测量和径向速度观测所设置的限制，以排除由于恒星伴星造成的误报。我们的结论是，长基线干涉测量有很强的潜力，以验证凌日系外行星，特别是未来的项目，旨在更明亮的恒星和宿主恒星的径向速度后续是不可用的。
2012-03-09 astro-ph.SR
The Araucaria Project: High-precision orbital parallax and masses of eclipsing binaries from infrared interferometry
上下文恒星质量在$\sim$ 1%时的精确测定为恒星演化模型提供了重要的约束。精确的视差测量也可以作为下一次盖亚数据发布的独立基准。目标。我们的目标是测量的质量和距离的二进制系统的精度水平优于1%，使用一个完全的几何和经验的方法。方法.我们利用VLTI/PIONIER组合器获得了食系AI Phe、AL Dor、KW Hya、NN Del、$ψ$ Cen和V4090 Sgr的第一批干涉观测数据，我们将其与径向速度测量相结合，推导出它们的三维轨道、质量和距离。结果我们确定了所有系统的非常精确的恒星质量，精度范围从0.04%到3.3%。我们将这些测量结果与恒星有效温度和线性半径相结合，以拟合恒星等时线模型，并确定系统的年龄。我们还推导出了系统的距离，精度高达0.4%。结论.与恒星参数的理论模型的比较表明，恒星模型仍然缺乏同时拟合恒星参数（Teff，R和M）与这样的精度水平上的个人质量。这强调了精确测量恒星参数以更好地校准恒星演化模型的重要性。我们的模型无关的轨道松弛的精度从24 $μ$到70 $μ$不等，它们提供了一个独特的机会来检查未来的盖亚测量可能的系统误差。
2019-10-08 astro-ph.SR
The inner disk of RY Tau: evidence of stellar occultation by the disk atmosphere at the sublimation rim from K-band continuum interferometry
我们提出的模型，其目的是解释我们的近红外（$K$ -波段：$2.1\,μ$ m）干涉观测，同时保持一致的光谱能量分布的光学近红外部分的拱星盘的RY头的内部区域。我们的亚毫弧秒分辨率CHARA阵列观测补充较短的基线，档案数据从PTI，KI和VLTI/重力和建模使用轴对称蒙特卡罗辐射转移代码。$K$波段的vibrium很好地拟合模型，包括一个中心恒星照亮一个磁盘与一个内边缘形状的尘埃升华在$0.210\pm0.005\,$ au，假设观察几何形状采用毫米干涉（$65^{\circ}$倾斜与磁盘主轴位置角$23^{\circ}$）。这个升华半径与硅酸盐颗粒的预期一致，硅酸盐颗粒的最大尺寸为$0.36-0.40\,μ$ m，对不透明度有贡献，并且比理论上的磁层截断半径更远离恒星。CHARA探测到的最长基线上的可见光表明，我们缺乏对恒星光球层的清晰视线。相反，我们的分析表明，中心恒星被靠近升华边缘的盘表面层所掩盖。虽然我们没有看到我们的多历元CHARA观测的时间变化的直接证据，我们建议RY~Tau的非周期性光度变化可能与磁盘表面层结构的时间和/或方位角变化有关。
2020-05-14 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
New Astrophysical Opportunities Exploiting Spatio-Temporal Optical Correlations
光子流的时空相关性可以提供有关宇宙的全新信息渠道。今天的天文观测基本上是测量由源产生的某些振幅相干函数。传统上，在迈克尔逊式振幅干涉测量中利用了波场的空间相关性。然而，过去的技术在很大程度上无法实现精细的定时分辨率和记录多个光束。当时间和空间相关性结合起来时，就有可能实现任何其他手段都不可能实现的壮观测量。恒星强度干涉测量的发展已经成熟，是少数几个未开发的机制之一，以获得潜在的革命性的新信息，在天文学。正如我们下面讨论的，现代恒星强度干涉测量可以产生前所未有的恒星直径测量，双星，距离测量，包括造父变星，快速旋转的恒星，脉动恒星，以及以前从未测量过的短时间尺度波动。
2009-02-28 astro-ph.IM astro-ph.SR
Optical Interferometry of early-type stars with PAVO@CHARA. I. Fundamental stellar properties
本文利用CHARA阵列的PAVO合束器对7颗主序星和3颗巨星进行了干涉观测，光谱类型从B2到F6。我们直接测定了这些天体的角直径，平均精度为2.3%。我们还计算了辐射热通量使用现有的测光在可见光和红外波长，以及空间紫外光谱。结合精确的\textit{Hipparcos}方程，我们导出了一组恒星的基本性质，包括线半径、光度和有效温度。拟合后者计算等时线模型，我们推断的质量和年龄的恒星。得到的有效温度是在良好的协议（在3%的水平）与几乎独立的温度估计光谱。他们验证了最近的六阶多项式（B-V）- $T_\mathrm{eff}$经验关系\citep{Boyajian2012a}，但建议更保守的三阶解\citep{vanBelle2009}可以充分描述光谱类型为A0及以后的主序星的（V-K）- $T_\mathrm{eff}$关系。最后，我们已经比较了质量值结合表面重力与推断的恒星半径（\textit{gravity mass}），并作为计算的光度和温度值与恒星演化模型（\textit{isochrone mass}）的比较结果。观测到的恒星之一，$γ$ \，天琴座，等时线和重力质量之间的强烈差异，表明恒星大气参数的测定应加以修订。
2013-06-25 astro-ph.SR
Fundamental properties of red-clump stars from long-baseline H-band interferometry
利用安装在甚大望远镜干涉仪上的PIONIER仪器在H波段对48颗红团星进行了观测。通过将径向强度分布I（r）拟合到方形可见度测量值来测量边缘变暗的角直径。一半的角直径确定的形式误差优于1.2%，而整体精度优于2.7%。平均恒星大气参数（有效温度，金属丰度和表面重力）是根据新的光谱观测和文献数据确定的，并与精确的盖亚引力相结合，得出一套基本的恒星属性。然后将这些内在参数拟合到现有的等时线模型中，以推断恒星的质量和年龄。来自干涉测量的附加值对R-Teff平面施加了更好且独立的约束。我们推导出的值与以前的作品是一致的，虽然有一个很强的分散在不同型号之间的年龄。这表明，大气参数，主要是金属丰度和表面重力，仍然受到不准确的确定，限制输入物理和参数的恒星演化模型的约束。
2018-06-25 astro-ph.SR
Sub 35-ps Single-Photon Stellar Intensity Interferometry of Vega
Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg (FAU)（埃尔朗根-纽伦堡大学）；Photonscore GmbH（Photonscore有限公司）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学、蔚蓝海岸天文台、法国国家科学研究中心、拉格朗日实验室）；Embry-Riddle Aeronautical University（埃默里·里德尔航空航天大学）
本研究利用亚35皮秒单光子探测器在C2PU设施测量Vega的恒星直径，验证了PhotonPix探测器在SII中的有效性，测得直径2.97±0.23毫角秒，与模型预测一致，并展示了高视星等观测的可行性。
2026-10-06 astro-ph.IM astro-ph.SR
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
Fundamental stellar parameters of benchmark stars from CHARA interferometry -- II. Dwarf stars
应用于银河系大型恒星巡天的恒星模型需要根据具有高度可靠的基本恒星参数的恒星样本进行适当的测试。我们已经建立了一个计划，旨在提供这样的样品。我们提出了新的基本恒星参数的九个矮星，将被用作大型恒星调查的基准。其中一颗恒星是太阳双星18 Sco，它是Gaia-ESO基准之一。目标是在Teff中达到1%的精度。这一精度对于精确确定巡天观测到的恒星的全部基本参数和丰度非常重要。利用高角分辨率的光学干涉仪PAVO/CHARA，我们观测了HD 131156（xiBoo），HD 146233（18 Sco），HD 152391，HD 173701，HD 185395（thetaCyg），HD 186408（16 CygA），HD 186427（16 CygB），HD 190360和HD 207978（15 Peg）。我们从3D模型大气中推导出边缘变暗校正，并直接从Stefan-Boltzmann关系确定Teff，并采用迭代程序在测热校正表上进行插值。通过与达特茅斯恒星演化模型轨道的比较，估计了表面重力。我们收集了光谱观测从ESDIE光谱仪和估计金属丰度（[Fe/H]）从一维非局部热力学平衡（NLTE）丰度分析的中性和单离子化铁的未混合线。对于九颗星中的八颗，我们测量的Teff小于1%，对于一颗星，优于2%。我们确定了logg和Fe/H的中值不确定度分别为0.015dex和0.05dex。这项研究提…
2021-10-31 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
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
Fundamental parameters and evolutionary status of the magnetic chemically peculiar stars HD 188041 (V1291 Aquilae), HD 111133 (EP Virginis), and HD 204411. Spectroscopy versus interferometry
确定恒星的基本参数是天体物理学的主要任务之一。对于磁性化学特殊的恒星，这个问题因其大气层的异常化学成分而变得复杂，这需要特殊的分析方法。本文给出了三颗CP星HD 188041、HD 111133和HD 204411的有效温度、表面重力、丰度和半径的测定结果。我们的分析是基于一个自洽的模型拟合的高分辨率光谱和分光光度观测在很宽的波长范围内，考虑到异常的大气化学成分和不均匀的垂直分布的三个化学元素：钙，铬，铁。对于两颗恒星HD 188041和HD 204411，我们还进行了干涉观测，为我们提供了恒星半径的直接估计。收集了另外8颗CP星的参数。通过对7颗CP星的光谱/分光光度观测结果进行分析并与直接用干涉测量法测量的半径进行比较，结果表明，半径在测量误差的范围内一致，这证明间接光谱分析能够可靠地确定较暗的Ap星的基本参数，而这是用现代干涉测量设备无法研究的。
2019-07-11 astro-ph.SR
The spin-orbit alignment of the Fomalhaut planetary system probed by optical long baseline interferometry
我们讨论了北落师门行星系统的自旋轨道取向的中央A4 V星，碎片盘，和最近发现的行星伴侣。我们使用光谱分辨，近红外长基线干涉测量，以获得精确的光谱天文测量的brG吸收线。从AMBER/VLTI仪器获得的3 nu-as的天体测量精度和R=1500的光谱分辨率使我们能够在空间和光谱上分辨旋转光球。我们发现一个位置角PAstar= 65度pm 3度的恒星旋转轴，完全垂直于文献测量的磁盘位置角（PAdisk= 156度pm 0.3度）。这是第一次可以对碎片盘和非食系统进行这样的测试。此外，我们的测量结果表明，星周尘埃颗粒具有意想不到的后向散射特性。我们的观测验证了恒星和行星形成的标准情景，在这种情景中，行星系统的角动量预计与恒星自旋共线。
2009-04-10 astro-ph.SR
Mid-infrared interferometry of the massive young stellar object NGC 2264 IRS 1
光学不可见的红外源NGC 2264 IRS 1被认为是一个巨大的年轻恒星天体（~10 Msun）。虽然强烈的红外线过剩清楚地表明中心物体被大量的拱星物质包围，但直到现在还没有关于这种拱星物质的空间分布的信息。我们使用ESO甚大望远镜干涉仪在中红外波段对NGC 2264 IRS 1进行了长基线干涉观测。我们的观测解决了NGC 2264 IRS 1周围的拱星物质，提供了第一次直接测量中红外发射的角大小，并产生直接约束尘埃的空间分布。我们使用不同的方法（几何模型，温度梯度模型，和辐射转移模型）来共同模拟所观察到的干涉光谱和光谱能量分布。导出的可见度值在~0.02和~0.3之间，表明中红外发射被清楚地分辨。MIR发射区域的特征尺寸约为30-60 AU;该值对于具有相似或稍低光度的其他YSO来说是典型的。两个位置角的大小的比较示出了灰尘分布的显著延长。因此，简单的球面包络模型与数据不一致。我们的数据的辐射转移建模表明，我们观察到一个几何薄，光学厚拱盘的质量约为0.1 Msun。我们的模型表明，NGC 2264 IRS 1被一个平坦的拱星盘所包围，该盘具有类似于通常在低质量年轻恒星周围发现的盘的特性。这一结果支持了大质量年轻恒星天体是通过星周盘吸积形成的假设。
2011-07-05 astro-ph.SR
Refined fundamental parameters of Canopus from combined near-IR interferometry and spectral energy distribution
老人星是太阳系中最明亮、最接近太阳系的黄色超巨星，它为理解大质量恒星演化的物理学提供了一个独特的实验室。准确和精确的PIONIER数据使我们能够使用不同的分析定律同时测量角直径和临边暗化（LD）轮廓。我们发现，幂律LD，也与恒星大气模型的预测一致，再现干涉数据。对于这个模型，我们测量了$7.184 \pm 0.0017 \pm 0.029$ mas的角直径和$0.1438 \pm 0.0015$的LD系数，它们分别是$\gtrsim 5$和$\sim15-25$，比我们之前2008年关于老人星的A\A论文更精确。从一个专门的干涉数据分析，我们还提供了新的限制弱表面不均匀性的假定存在。此外，我们分析了SED在一个创新的方式，同时拟合红化相关的参数和恒星的有效温度和重力。我们发现，基于两个有效温度的模型是更好地再现整个SED，从中我们得出了几个参数，包括一个新的热通量估计。在这项工作中，PIONIER测量的老人星角直径和LD是迄今为止最精确的，对几个相关的基本参数有直接影响。此外，由于我们的联合分析，我们能够确定一组基本参数，同时再现高精度的干涉数据和良好的质量SED，并在同一时间，同意恒星演化模型。
2021-09-15 astro-ph.IM astro-ph.SR
Revised Best Estimates for the Age and Mass of the Methuselah Star HD 140283 using MESA and Interferometry and Implications for 1D Convection
根据最近修订的观测测量的半径和光谱参数的极端古老和贫金属盖亚基准星HD 140283 -也被称为玛士撒拉星，由于先前的建议，它的年龄是在紧张的宇宙年龄-我们提出了新的，最好的估计恒星的质量和年龄从恒星建模。这些都是来自使用1D恒星演化轨道计算MESA和最新的测量CHARA干涉。从不确定性中排除建模方差，我们报告质量为$0.809 \pm 0.001 M_{\odot}$，年龄为$12.01 \pm 0.05$ Gyr（$1 σ$）。当考虑建模不确定性的主要来源时，我们分别报告了$0.81 \pm 0.05 M_{\odot}$和$12 \pm 0.5$ Gyr。这些结果与最近的文献一致，最佳拟合年龄与目前公认的宇宙年龄并不冲突（$13.5$ Gyr; arXiv：1303.5089 [astro-ph.CO]）。
2021-05-20 astro-ph.SR
EXPRES. III. Revealing the Stellar Activity Radial Velocity Signature of $ε$ Eridani with Photometry and Interferometry
冷的主序星表面光球亮度变化引起的吸收线轮廓的扭曲可以模仿或压倒由于系外行星的存在而引起的径向速度（RV）变化。最新一代精密RV摄谱仪旨在探测速度振幅$\lesssim 10$ cm s $^{-1}$，但需要减缓恒星信号。目前正在开发统计技术，以区分开普勒速度扰动和与活动有关的速度扰动。然而，两个重要的挑战是，随着RV模型变得越来越复杂，恒星活动分量的可解释性，以及确保最低振幅的开普勒签名不会无意中在灵活的恒星活动模型中被考虑在内。对于K2 V系外行星的宿主$ε$ Eridani，我们分别使用地基测光来约束高斯过程建模RV和TESS测光与光变曲线反演算法来重建恒星表面。从重建TESS测光，我们产生一个活动模型，它减少了均方根散射的RV与EXPRESS从4.72 m s $^{-1}$到1.98 m s $^{-1}$。我们提出了一个试点研究，使用CHARA阵列和MIRC-X光束组合器直接成像TESS测光中看到的星点。由于相位覆盖范围有限，我们的点探测与当前数据无关，但未来的专门观测活动应允许成像，以及恒星相对于其碎片盘的倾角和方向被明确确定。这项工作表明，恒星表面地图获得高节奏，时间序列光度和干涉数据可以提供准确地减少RV散射所需的约束。
2021-10-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Pulsation of Chi Cygni Imaged by Optical Interferometry; a Novel Technique to Derive Distance and Mass of Mira Stars
我们提出了红外干涉成像的S-型Mira恒星池天鹅座。在2005-2006年期间，使用IOTA光学干涉仪（H波段）在四个不同的时期观测了该物体。图像显示恒星直径的变化高达40%，以及边缘变暗和恒星不均匀性的显着变化。模型拟合给出了精确的恒星直径随时间变化的值，并揭示了温暖的分子层的存在和位移。经临边暗化校正后的恒星半径平均值为12.1质量，振幅脉动为5.1质量。在相位0.94+/-0.01时观察到最小直径。几天后在1.02+/-0.02阶段观察到最高温度。我们还表明，结合CO（Δ v = 3）径向速度测量的分子层的角加速度产生一个5.9+/-1.5 mas视差。在80%的脉动周期中，CO分子的恒定加速度使我们有理由认为这是一个自由落体层。这个加速度与一个由2.1（+1.5/-0.7）太阳质量的恒星产生的引力场是相容的。这最后一个值是在协议与基本模式的衰减器模型。我们预见，包括在径向速度与干涉角测量相结合的技术的发展，最终允许总映射的速度，密度和位置的脉动驱动的大气中的不同物种。
2009-10-20 astro-ph.IM astro-ph.SR
Fundamental Properties of Cool Stars with Interferometry
我们目前的基本天体物理性质的测量附近，低质量，K-和M-矮星从我们的DISCOS调查（直径冷星）。我们研究的主要目标是确定这些恒星的线性半径和有效温度。我们使用CHARA阵列和依巴谷距离从角直径测量计算它们的半径。结合文献测光的辐射热通量测量，我们使用我们的角直径的结果来计算它们的有效表面温度。我们目前的初步结果建立在各种经验关系的恒星有效温度和半径，是基于这些测量。我们详细阐述了理论和观测到的恒星半径之间的差异，以前声称是与恒星活动和/或金属丰度。然而，我们的初步结论是，对流在确定这些晚型恒星的半径方面起着更大的作用。了解半径差异的来源可能会影响低质量恒星的其他研究领域，例如在宜居带中探测和描述太阳系外行星。
2010-12-02 astro-ph.SR
On the CQE Phase Signature Feature in High-Resolution Spectro-Interferometry of Be Stars
我们分析了一个功能，可检测的差分相位的高分辨率光谱干涉的Be星。这个特征（称为CQE-PS，中央准发射相位特征）的起源在于星周盘对光球辐射的差异吸收，这在壳星中被光谱检测为CQE线轮廓。这种现象对Be星盘具有巨大的诊断潜力，揭示了这些星盘在几个恒星半径范围内的性质。
2012-08-07 astro-ph.SR
Measurement of the photosphere oblateness of $γ$ Cassiopeiae via Stellar Intensity Interferometry with the VERITAS Observatory
DePauw University（迪堡大学）；Embry-Riddle Aeronautical University（埃默里·里德航空大学）；University of Delaware（特拉华大学）；University of Utah（犹他大学）；Washington University（华盛顿大学）；University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校）
利用VERITAS的恒星强度干涉测量系统，在416 nm波长下测量快速旋转恒星$γ$ Cassiopeiae的光球大小、扁率和投影方向，首次通过强度干涉测量法获得扁球状光球。
2025-06-18 astro-ph.SR
MIDI interferometry of massive YSOs: Updates on the MPIA programme
关于年轻恒星内部结构的信息对于理解中心形成恒星如何获得质量至关重要。然而，特别是对于（通常更远）的高质量年轻恒星物体的观测，传统的成像在空间分辨率上有局限性。通过中红外干涉测量，我们可以深入观察此类物体中心100 AU的强烈熄灭。在这里，我们报告了我们在VLTI上使用ECO2在我们的计划中获得的新数据。图中显示的是已知外流源AFGL 2136 IRS 1和Mon R2 IRS 3A的初步结果。特别是，我们描述了微分相位等量如何提供额外的几何结构信息。我们演示了如何在不同的波长制度的单望远镜和干涉数据的综合解释，可以导致更完整的图片的性质，这样的MYSO。
2011-11-03 astro-ph.SR physics.optics
Precision Stellar Astrophysics in the Kepler Era
对恒星的基本性质（如温度、半径、质量和年龄）和内部过程（如对流和角动量输运）的研究对天体物理学的各种主题都有影响，从星系的演化到理解系外行星。在这篇文章中，我将回顾两个关键的观测方法的基本原理，约束单场星的基本和内部属性：研究恒星振荡（asteroseismology）和光学长基线干涉测量。我将重点介绍最近在星震学方面的突破性发现，如红巨星核心自转速率的测量和系外行星系统的特征描述。我将进一步评论干涉测量的可靠性，作为一种工具来校准间接方法来估计基本属性，并提出一个新的角直径测量的系外行星的主恒星HD219134，这表明，直径的恒星是相对较好的解决（~> 1质量的K波段）是一致的不同仪器。最后，我将讨论星震学和干涉测量之间的协同作用，以测试星震标度关系，并简要展望K2，TESS和盖亚等天基任务的预期影响。
2016-04-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planet transit and stellar granulation detection with interferometry
目的。我们使用逼真的三维（3D）辐射流体动力学（RHD）模拟从交错网格和合成图像计算的辐射转移代码Optim 3D提供干涉观测提取恒星颗粒和过境行星的签名。方法.我们计算的强度地图，从RHD模拟12干涉仪涵盖从光学到红外波长。恒星表面亮度分布的不对称性主要影响闭合相位。我们比较了系统恒星与凌日行星和单独恒星的闭合阶段，并考虑了构造一个假设的星点图像的磁点的影响。结果所有的模拟显示偏离轴对称的情况下，在所有的波长。我们提出了两个可能的目标（Beta Com和南河三），并发现在第三瓣和更高的瓣上可以检测到高达16度的偏离。特别是，MIRC是最合适的仪器，因为它结合了良好的紫外线覆盖范围和长基线。此外，我们探讨了对流的干涉行星签名的三个原型的行星的影响。通过比较恒星在行星凌日不同阶段的闭合阶段，可以在特定波长（红外或光学）下解开行星的特征。结论.行星的探测和定性必须基于对主星的全面了解;这包括用干涉测量技术对恒星表面对流的详细研究。在这种情况下，RHD模拟对于实现这一目标至关重要。我们强调，干涉观测应推动在高空间频率的积累观测关闭阶段在短基线和长基线。
2014-04-28 astro-ph.EP 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
Determination of stellar parameters of C-rich hydrostatic stars from spectro-interferometric observations
巨星，特别是富碳巨星，对星系的化学富集有重要贡献。确定这些恒星的精确参数是在星系模型中正确实现这一演化阶段的必要先决条件。红外干涉测量为研究巨星的恒星参数开辟了新的视野，并为大气和演化模型提供了新的重要约束条件，本文旨在确定哪些恒星参数可以通过红外干涉测量和光谱学来约束，在C星的情况下，可以达到的精度是多少，限制是什么。为此，我们获得了新的红外光谱，并将它们与未发表的干涉测量五个温和的变化富碳渐近巨星分支星。的意见进行了比较，一个大的网格的流体静力学模型大气和新的等时线，其中包括预测的热脉冲阶段。对于第一次，我们能够再现光谱范围在0.9和4 $μ$ m之间，和$K$宽带干涉与流体静力学模型大气。温度，质量，日志$(g)$，C/O和合理的范围内的距离推导出我们的研究的所有对象。我们所有的目标都至少有一个最佳拟合参数的组合，这些参数位于HR图中预测C星的区域。我们证实，低分辨率光谱是不敏感的质量和log $(g)$测定。对于流体静力学物体，$3\,μ$ m特征对温度变化非常敏感，因此它是精确确定温度的非常有力的工具。干涉测量可以约束质量、半径和log $(g)$，但必须假设距离。富碳恒星距离测量的不确定性仍然是一个主要问题。
2011-05-23 astro-ph.SR
Fundamental stellar parameters of benchmark stars from CHARA interferometry. I. Metal-poor stars
基准恒星是至关重要的验证标准，为当前以及未来的银河系大型恒星调查。然而，目前合适的贫金属基准的数量有限。我们的目标是构建一套新的金属贫基准，可靠的干涉有效温度（$T_\text{eff}$）的测定和均匀分析的基础上所需的精度$1\%$在$T_\text{eff}$。我们观测到10颗晚型贫金属矮星和巨星：HD2665、HD 6755、HD 6833、HD 103095、HD 122563、HD 127243、HD 140283、HD 175305、HD221170和HD224930。十颗恒星中只有三颗（HD 103095，HD 122563和HD 140283）以前被用作基准。对于观测，我们在CHARA阵列上使用了高角分辨率的光学干涉仪PAVO。我们使用3D临边暗化模型对角直径进行建模，并直接从Stefan-Boltzmann关系确定$T_\text{eff}$，并使用迭代程序对测热校正表进行插值。表面重力（$\log(g)$）是通过与达特茅斯恒星演化模型轨道的比较来估计的。我们收集了光谱观测的SDUDIE和FIES摄谱仪和估计金属丰度（$\mathrm{[Fe/H]}$）从一维非LTE丰度分析的中性和单离子化铁的未混合线。我们推断其中五颗恒星（HD 103095、HD 122563、HD 127243、HD 140283和HD 224930）的$T_\text{eff}$优于$1\…
2020-06-09 astro-ph.SR
