Rediscussion of eclipsing binaries. Paper III. The interferometric, spectroscopic and eclipsing binary V1022 Cassiopeiae
V1022 Cas被认为是一颗光谱双星已经有一个世纪了。根据依巴谷卫星的测光，发现它正在发生日食，最近通过近红外干涉测量法获得了一个天体测量轨道。我们提出了第一个高精度测量的恒星半径的基础上获得的TESS卫星的光变曲线。结合已发表的高分辨率光谱的径向速度，我们测量到恒星的质量为1.626 +/- 0.001 Msun和1.609 +/- 0.001 Msun，半径为2.591 +/- 0.026 Rsun和2.472 +/- 0.027 Rsun。12.16-d轨道是偏心的，恒星的自转是次同步的，所以系统是潮汐未演化的。一个很好的匹配，这些质量和半径，并公布的恒星温度，被发现的几套理论恒星演化模型，太阳金属丰度和年龄约2 Gyr。四个独立的距离测定系统是可用的，并在良好的协议。距离是基于表面亮度校准，理论测热校正，盖亚视差和天体测量轨道的角度大小。对该系统进行详细的光谱分析以测量化学丰度和更精确的温度将是有帮助的。
2020-12-19 astro-ph.SR
A Spectroscopic and Interferometric Study of W Serpentis Stars. I. Circumbinary Outflow in the Interacting Binary W Serpentis
本研究结合可见光光谱与近红外干涉观测，首次测定相互作用双星巨蛇座W的供体星径向速度曲线与质量参数，证实吸积星被不透明盘包裹且存在经L3点的环双星外流。
2025-01-13 astro-ph.SR
4D Data Cubes from Radio-Interferometric Spectroscopic Snapshot Imaging
新一代的低射频干涉仪阵列使得能够以高光谱时间分辨率和灵敏度对日冕成像。在这篇文章中，我们介绍并实现了一种形式主义，以产生通量密度和亮度温度（$T_{\mathrm B}$）从这些图像的地图，使用独立获得的光盘集成太阳通量密度动态光谱。这些图像共同生成4D数据立方体，其中轴跨越角坐标（$θ,ϕ$）、频率（$ν$）和时间（$t$）。该4D数据立方体是可以从干涉无线电数据生成的信息量最大的数据产品。它将允许我们在这四个维度上同时跟踪太阳辐射。我们还介绍了空间解析动力学谱（SPREDS），在类比通常的动力学谱命名。对于图中的任意区域（$θ_i,ϕ_j$），4D数据立方体的这些2D投影对应于从那里产生的发射的动态光谱。我们展示了这些数据产品的例子，从默奇森宽场阵列（MWA）的观察。这也是MWA的第一个校准太阳地图。
2017-10-28 astro-ph.IM astro-ph.SR
Spectroscopic and interferometric signatures of magnetospheric accretion in young stars
方法.我们用MCFOST程序求解了非轴对称吸积磁层中的非线性方程组线形成问题。我们计算了不同磁吸积柱模型的Brγ线轮廓。我们还得到了Brγ线发射区的单色合成图像。这条谱线是对年轻恒星磁层吸积的主要诊断，可以用安装在欧洲南方天文台甚大望远镜干涉仪上的长基线近红外干涉仪重力进行观测。结果我们推导出Brγ线轮廓作为旋转相位的函数，并从合成图像中计算出干涉观测量，vibration和相位。的线轮廓形状调制沿旋转周期，表现出逆P天鹅座轮廓的时候，吸积激波面临的观察者。线的发射区域的大小随着磁性的增加而减小，这反映在较低的线通量中。我们将干涉模型应用于合成的vibrium，以获得线发射区域的大小。我们发现，推导出的干涉尺寸比磁层的实际尺寸更紧凑，范围从截断半径的50%到90%。此外，我们还证明了非轴对称磁层的旋转可以从Brγ到连续谱光心位移的旋转调制中恢复出来，这是由干涉光谱的微分相位测量得到的。
2023-01-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Interferometric Binary Epsilon Cancri in Praesepe: Precise Masses and Age
我们观察Praesepe星团中最明亮的成员Epsilon Cancri，以精确测量这个双星系统中恒星的特征，从而对星团的年龄进行新的测量。我们提出了光谱径向速度测量和天空投影轨道的干涉观测来推导质量，我们发现M_1/M_sun = 2.420 +/- 0.008和M_2/M_sun = 2.226 +/- 0.004。我们放置的颜色星等的位置上的恒星，通过使用光谱和干涉光度比，同时试图重现的光谱能量分布的巨蟹座的限制。我们重新检查集群成员的恒星在明亮端的颜色星等图使用盖亚数据和文献径向速度信息。根据MIST模型等时线，双星数据与637 +/- 19 Myr的年龄一致。恒星的质量和光度似乎选择了最常用的对流核心过冲量的模型。
2022-05-21 astro-ph.SR
Interferometric diameters of five evolved intermediate-mass planet-hosting stars measured with PAVO at the CHARA Array
关于中等质量恒星周围行星出现率的争论取决于对演化恒星质量的准确测定，并且由于缺乏可靠的，直接测量的这些恒星的基本属性而加剧。我们提出了长基线光学干涉测量的五个演变的中等质量（$\sim\,1.5\,\mathrm{M}_\odot$）行星托管恒星使用的PAVO光束组合器在CHARA阵列，我们结合热通量测量和反射来确定它们的半径和有效温度。我们测量了6 Lyncis（$5.12\pm0.16\,\mathrm{R}_\odot$，$4949\pm58\,\mathrm{K}$）、24 Sextantis（$5.49\pm0.18\,\mathrm{R}_\odot$，$4908\pm65\,\mathrm{K}$）、$κ$ Coronae Borealis（$4.77\pm0.07\,\mathrm{R}_\odot$，$4870\pm47\,\mathrm{K}$）、HR 6817（$4.45\pm0.08\,\mathrm{R}_\odot$，$5013\pm59\,\mathrm{K}$）和HR 8641（$4.91\pm0.12\,\mathrm{R}_\odot$，$4950\pm68\,\mathrm{K}$）的半径和有效温度。我们发现通常15%的角直径和$\sim$ 200 K的温度相比，在文献中的干涉测量的分歧，但良好的协议与光谱和光度的温度，得出的结论是，以前的干涉…
2018-04-16 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
A new spectroscopic and interferometric study of the young stellar object V645 Cyg
我们提出的结果，高分辨率的光学光谱，低分辨率的近红外光谱和近红外散斑干涉的大规模年轻恒星候选人V645 Cyg，获得完善其基本参数和性能的拱星包络。在俄罗斯科学院的6米望远镜上获得了$H$和$K$波段的散斑干涉测量和5200 - 6680 nm范围内的光谱，光谱分辨率为$R$ = 60 000。在3.6-mCFHT处获得了$R$ = 79000的4300 - 10500 nm范围内的另一个光谱。Lick天文台的3米Shane望远镜分别用$R \sim$ 800和$\sim$ 700获得了0.46 - 1.4 $μ$ m和1.4 - 2.5 $μ$ m范围内的低分辨率光谱。使用一种新的运动学方法的基础上的非线性建模的中性氢密度分布的方向上的对象，我们提出了一个距离为$D = 4.2\pm$ 0.2千秒差距。我们还提出了一个修正的恒星有效温度的估计，T $_{\rm eff} \sim$ 25 000 K。我们在$H$-和$K$-波段中分辨了该物体。我们的结论是，天鹅座V645是一个年轻的，大质量的，主序星，最近从茧中出现，已经经历了它的原恒星吸积阶段。吸积的存在对于解释（2 - 6）$\times 10^4$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$的高观测光度并不是必需的。一个强大的，大部分是均匀的外流与终端速度$\sim$ 800公里秒$^{-1}$后退的一部分，只是从远离…
2009-04-11 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
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
Investigating the origin and spectroscopic variability of the near-infrared HI lines in the Herbig star VV Ser
年轻恒星天体中近红外HI发射线的起源尚不清楚。为了探索它，我们提出了在Herbig星VVSer中观察到的Pa δ，Pa β和Br γ线的多历元LBT-LUCIFER光谱观测，以及中等分辨率的VLTI-AMBER Br γ光谱干涉观测。我们的光谱观测表明，在所有的HI线的线轮廓的变化。最强的变化是观察到的红移部分的线配置文件。Br γ光谱干涉观测表明，Br γ谱线发射区小于连续谱发射区。为了解释我们的结果，我们采用了辐射转移模型与三种不同的流动配置：磁层吸积，磁离心驱动盘风，和示意性的双极外流。我们的模型表明，在VVSer的HI线发射是由一个扩展的风，也许是一个双极外流的贡献占主导地位。虽然产生这种外流的确切物理过程是未知的，这个模型是能够再现的平均单峰线的HI线的轮廓。此外，当考虑风时，所观察到的vibration，差分和闭合相位最好再现。然而，复杂的谱线轮廓和变异性可以用磁层和风对谱线发射的相对贡献的变化来解释。这可能表明近红外HI线形成于复杂的椎间盘内部区域，其中流入和流出成分可能共存。此外，这些机制中的每一个对线的贡献似乎是随时间变化的，这表明非稳定的吸积/喷射流。
2015-11-10 astro-ph.SR
Interferometric Survey of Stellar Parameters: Limb darkening study with the "Pipeline for Interferometric Measurements of Stars"
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）；Max Plank Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；Space Sciences, Technologies and Astrophysics Research (STAR) Institute, Université de Liège（列日大学，空间科学与技术及天体物理研究（STAR）研究所）；LUPM, Univ Montpellier, CNRS（蒙彼利埃大学，法国国家科学研究中心，宇宙物质与粒子物理联合研究实验室）；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）
提出一种基于干涉测量、恒星大气模型及光谱测光数据的恒星参数估计方法，利用人工神经网络拟合强度轮廓，可精确测定Teff、log g和角直径，精度分别达1%、5%和0.5%，并改善质量与年龄测定。
2026-09-17 astro-ph.SR
An interferometric study of B star multiplicity
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Institute of Astronomy, KU Leuven（鲁汶大学天体物理研究所）；Leuven Gravity Institute, KU Leuven（鲁汶大学引力研究所）；Univ. 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）；Physics Department, Technion - Israel institute of Technology（以色列理工学院物理系）；Anton Pannekoek Institute, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘内科克研究所）；School of Mathematics, Statistics and Physics, Newcastle University（纽卡斯尔大学数学、统计与物理学院）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）；ESO Headquarters（欧洲南方天文台总部）；German Aerospace Center (DLR)（德国航空航天中心）
本文利用干涉仪研究了B型星的多重性，发现72%的B星被分辨为多重系统，通过干涉数据与文献资料结合，得出多重性和伴星分数，揭示了B型星的多重性特征。
2026-06-05 astro-ph.SR
Combining optical spectroscopy and interferometry
现代光谱仪和光学干涉仪突破了光谱和空间范围的极限，为探索宇宙提供了重要的新工具。在这篇文章中，我概述了光谱和干涉观测的互补性，并讨论了组合这些数据的不同策略。最引人注目的是，最新一代的“光谱干涉”仪器将干涉测量法所能达到的毫角秒角分辨率与光谱能力结合起来，能够直接限制原行星盘中气体成分的分布、密度、运动学和电离结构。我将介绍一些从恒星和行星形成和热星研究领域选出的研究，以说明这些从根本上新的观测机会。
2013-12-13 astro-ph.SR
The CHARA Array interferometric program on the multiplicity of classical Be stars: new detections and orbits of stripped subdwarf companions
本项目利用CHARA干涉测量结合视向速度与视差，构建了6颗Be星双星的3D轨道并测得组分绝对动力学质量，同时探测了特殊伴星并排除了部分X射线原型星的特定伴星假设。
2023-12-13 astro-ph.SR
GRAVITY spectro-interferometric study of the massive multiple stellar system HD 93 206 A
描述大质量恒星系统的动力学和相互作用成分的天体物理性质是理解它们形成和演化的先决条件。毫角秒分辨率的光学干涉测量技术是分辨大质量多个紧凑系统的关键观测技术。在这里，我们报告VLTI/重力，麦哲伦/火，和MPG2.2m/FEROS的观测晚O/早B型系统HD 93206 A，这是一个巨大的集群Collinder 228的成员在船底座星云复杂。它的总质量约为90 M太阳，是已知最紧凑的四重星系之一。除了测量外双星Aa-Ac的分离和位置角外，我们还观察到BrG和HeI的变化与两个内双星的轨道运动相一致。从微分相位分析，我们得出结论，BrG发射产生的相互作用区域内的组件的个别双星，这是一致的，与以前的模型的X射线发射系统的基础上风-风相互作用。平均3-西格玛偏差为~15度，我们建立了一个上限为p ~ 0.157 mas（0.35 AU）的BrG线发射区域的大小。未来使用8米UT的重力干涉观测将使我们能够将线发射区域的角大小限制在20 uas（在船底座星云的距离为0.05 AU）。
2017-07-16 astro-ph.SR
VLTI observations of the Orion Belt stars: I. eps Orionis
Charles University（查理大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；University of North Carolina at Chapel Hill（北卡罗来纳大学教堂山分校）
本文利用VLTI观测和光谱数据，对Orion带B0Ia超巨星ε Ori进行了单星模型建模，发现其非球形且接近临界旋转速度，同时存在干涉与光谱数据间的张力。
2025-11-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new interferometric study of four exoplanet host stars : θ Cygni, 14 Andromedae, {\upsilon} Andromedae and 42 Draconis
研究系外行星的宿主恒星对于建立围绕各种类型恒星的系外行星之间的联系以及了解恒星和系外行星各自的演化至关重要。利用干涉测量数据得到的边缘变暗直径（LDD），我们确定了四颗系外行星宿主星的基本参数。我们对F4主序星天鹅座θ星特别感兴趣，开普勒最近揭示了它的类太阳振荡，这是这类恒星所没有预料到的。此外，最近的光度和光谱测量与SOPHIE和OHP（OHP）显示的准周期径向速度\sim 150天的证据。这种径向速度周期性变化的模型预测，要么是一个复杂的行星系统围绕恒星运行，要么是一个新的和未知的恒星脉动模式。我们用VEGA/CHARA（Mount Wilson，California）在几个三望远镜配置中对天鹅座θ、仙女座14、仙女座{ \upsilon }和天龙座42进行了两年的干涉观测。我们测量了精确的肢体变暗的直径，并根据经验定律推导出它们的半径、质量和温度。我们获得了14 And，{ \upsilon } And和42 Dra星的新的精确的基本参数.我们还获得了最小精度为\sim 1.3%的边缘变暗直径，导致14 And b，{ \upsilon And b和42 Dra b的最小行星质量分别为Msini=5.33 \pm 0.57，0.62 \pm 0.09和3.79 \pm 0.29 MJup。θ Cyg的干涉测量显示了至今仍无法解释的显著的直径变化。我们建议，这些差异的干涉数据的…
2012-08-19 astro-ph.SR
Spectroscopic Orbits of Subsystems in Multiple Stars. XI
本文基于视向速度巡天，确定了四个层级系统的光谱轨道，并检验了七个低质量矮星的Gaia轨道（确认五个，否定两个），凸显了Gaia数据的优势与局限及补充观测的必要性。
2025-07-09 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
The Araucaria project: High-precision orbital parallaxes and masses of binary stars. I. VLTI/GRAVITY observations of ten double-lined spectroscopic binaries
本研究结合视向速度与 VLTI/GRAVITY 干涉观测，对十个双线光谱双星系统进行高精度动力学质量和轨道视差测量，精度最高达 0.03%，并证明这些分离双星可作为校准恒星演化模型和检验 Gaia 视差的基准星。
2023-02-25 astro-ph.SR
Interferometric Images of the Starspot Evolution of $ζ$ Andromedae
University of Michigan（密歇根大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie (MPIA)（马克斯·普朗克天文学研究所）；Tennessee State University（田纳西州立大学）；American Association of Variable Star Observers（变星观测者协会）；Lehigh University（理海大学）；NASA Headquarters（美国国家航空航天局总部）；Konkoly Observatory, HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台，匈牙利研究与教育网络地球与天文学研究中心）；Princeton University（普林斯顿大学）；MTA-ELTE Lendület “Momentum” Milky Way Research Group（匈牙利科学院-布达佩斯罗兰大学“动量”银河系研究组）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
通过干涉成像研究ζ 容斥主星星斑演化，发现星斑结构随自转变化，难以确定差分自转，极区星斑随时间增长，未检测到次星，推测可能为白矮星。
2026-03-18 astro-ph.SR
Asteroseismology and interferometry of the F7V spectroscopic binary $χ$ Draconis A in the TESS CVZ
Aarhus University（奥胡斯大学）；University of Sydney（悉尼大学）；Macquarie University（麦考瑞大学）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（ICE，CSIC））；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）
本研究结合光谱、干涉和星震学数据，精确测定了F7V双星$\chi$ Dra A的质量与半径，验证了修正标度关系的可靠性，使其成为特征最完善的主序类太阳振荡器。
2026-09-23 astro-ph.SR
New activity in the large circumstellar disk of the Be-shell star 48 Lib
分析了1995-2011年期间的光谱，偏振和高光谱分辨率干涉测量数据，以记录经典Be壳层恒星48 Lib的星周盘活动过渡到一个新的阶段。长期磁盘的演变使用的V/R比的紫色和红色的H α和Br γ，径向速度和配置文件的He I和光学金属壳线，多波段BVRI偏振，宽带和高分辨率的干涉vibrations和相位。48 Lib中的圆盘不对称性的光谱特征在90年代末消失，但在2004年至2007年之间恢复了一些时间。常规壳线的径向速度和线轮廓的变化与V/R行为相关。它们被狭窄的吸收核所共享，这些吸收核叠加在看起来像光球层的He I线上，这些线可能形成于靠近光球层的内盘的高密度气体中。大的径向速度变化也继续在V/R-安静年。宽H波段的干涉测量给出了盘的直径为（1.72 ± 0.2）mas（相当于15个恒星半径），盘的位置角为（50 ± 9）度，盘的相对扁平度为1.66 ± 0.3。在误差相同的磁盘位置角来自偏振观测和跨Br伽马的光心移位。高分辨率的干涉可见度和相位分布显示出双分量甚至多分量结构。根据Br γ发射区的大小进行的初步估计表明，该盘的直径很大（数十个恒星半径）。
2012-02-21 astro-ph.SR
The subgiant HR 7322 as an asteroseismic benchmark star
我们提出了一个深入的分析明亮的亚巨星HR 7322（KIC 10005473）使用开普勒短节奏测光，光学干涉CHARA，高分辨率光谱SONG，恒星建模使用GARSTEC网格和贝叶斯网格拟合算法BASTA。HR 7322是第二个拥有高质量开普勒星震学的亚巨星，我们也有干涉数据。我们发现边缘变暗的角直径为$0.443 \pm 0.007$ mas，结合使用来自盖亚DR 2的视差和热辐射通量导出的距离，得到线性半径为$2.00 \pm 0.03$ R $_{\odot}$和有效温度为$6350 \pm 90$ K。HR 7322表现出类似太阳的振荡，并使用的asteroseismic标度关系和修订，我们发现asteroseismic和干涉恒星半径之间的良好协议。通过仔细建模达到的精度水平在很大程度上是由于HR 7322的偶极振荡模式图案中存在避免的交叉。我们发现，标准模型预测半径系统小于所观察到的干涉仪和太阳下的混合长度参数是必要的，以实现一个很好的适合个人的振荡频率，干涉温度和光谱金属丰度。
2019-08-08 astro-ph.SR
$ν$ Gem: a hierarchical triple system with an outer Be star
时间序列的光谱，散斑干涉，光学长基线干涉观测证实，$ν$宝石是一个层次的三重系统。它由两颗B型星组成的内层联星和一颗外层的经典Be星组成。几个光球谱线的内部组件被解开，揭示了两颗恒星有非常不同的旋转增宽（$\sim$ 260和$\sim$ 140公里$^{-1}$，分别），而光球线的Be星仍然没有检测到。从结合光谱和天体测量的轨道解决方案，它是不可能明确的交叉识别的光谱成分的内部天体测量的组成部分。在基于解纠缠线轮廓建模的首选解决方案中，内双星由两颗质量几乎相同的恒星组成，质量为3.3 M $_\odot$，旋转速度更快的恒星是较暗的恒星。这两颗恒星在一个接近椭圆的轨道上（$e$ = 0.06），周期为53.8 d。第三颗恒星的质量也是3.3 M $_\odot$，并且遵循一个更偏心的轨道（$e$ = 0.24），周期为19.1年。这两个轨道是同向的，并且分别在内轨道和外轨道的79 $^{\circ}$和76 $^{\circ}$的倾角处，大约共面。没有天体测量学或光谱学的证据可以证明Be星本身是双星。该系统出现动态稳定，不受偏心Lidov-Kozai振荡。在解开之后，内部双星的成分的光谱没有表现出指示过去相互作用的特性。广泛的后续研究的动机建议。
2021-05-27 astro-ph.SR
Spectroscopic orbits of subsystems in multiple stars. V
光谱轨道被确定为九个恒星等级（HIP 2863，4974，8353，28796，35261，92929，115272，115552和117596）的内部子系统。它们的周期从2.5天到312天不等。对每个系统，都给出了质量、轨道倾角和其他参数的估计。
2019-01-11 astro-ph.SR
Binary and multiple magnetic Ap/Bp stars. Proceedings of IAUS 302: Magnetic fields throughout stellar evolution
本文给出了273颗磁星的散斑干涉观测结果，其中大部分是Ap/Bp型磁星。所有观测都是在俄罗斯科学院特别天体物理观测站的6米望远镜上进行的。我们将58颗双星和5颗三星分解为单独的组成部分。这些恒星中几乎有一半是第一次被天体测量解析的。在已确认有磁场的恒星样本中，散斑干涉双星/多次星的比例为23%。我们预计，考虑到光谱短周期系统和广泛的共同自行对，样本中的二进制/多重的总分数可以高出两倍。检测到的散斑分量在ρ分布中具有显著的峰值，其对应于最接近的分辨对。
2013-09-04 astro-ph.SR
Spectroscopic orbits of subsystems in multiple stars. III
光谱轨道计算的内对在六个附近的分层多个系统（HIP 35733，95106/95110，105441，105585/105569，105947和109951）。径向速度和分辨测量，如果有，用于推导出三个系统的外轨道要素的组合。每一个多重系统都单独讨论。此外，HIP 115087是一个简单的7.9天单行二进制。虽然伴星的最小质量是亚恒星（在棕矮星沙漠区），但它似乎是一颗在低倾角轨道上的0.2太阳质量的恒星。
2018-05-31 astro-ph.SR
Spectroscopic orbits of subsystems in multiple stars. IV. Double-lined pairs
计算了9个多重系统（HIP 19639、60845、75663、76816、78163、78416、80448、84789和HD 105080）的内双星和一个简单的HIP 61840双星的光谱轨道。所有子系统都是双线的，周期在2.27 - 30.4天之间。五颗分光双星是质量相等的双胞胎。每个层次系统单独讨论，提供外部周期，质量，轨道倾角和轴向旋转的估计。对于具有三个分辨视觉组件（HIP 60845和80448）的系统，确定了外部和内部视觉轨道，补充了其架构的描述。发现HIP 75663 A、76816 B和78163 B的径向速度具有长周期变化，这意味着它们是2+2的四倍结构。讨论了分光系统的周期偏心率关系。
2018-08-29 astro-ph.SR
Absolute Dimensions of the Interferometric Binary HD 174881: A Test of Stellar Evolution Models for Evolved Stars
本研究通过光谱监测与干涉观测获取双星HD 174881的精确物理参数，检验演化恒星的恒星演化模型，发现其与近太阳成分的MIST、PARSEC模型吻合良好，还探测到红外超信号。
2024-10-29 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
Spectroscopic study of early-type multiple stellar systems II. New binary subsystems
上下文这项工作是对30颗具有早期型成分的多星样本进行长期光谱研究的一部分。在这第二篇论文中，我们提出了六个多系统的结果，其中新的恒星组件已被检测到。目标。主要目的是增加对早期型多恒星系统的恒星性质和动力学结构的认识。方法.使用光谱观测超过5年的时间基线，我们测量的RV的互相关和应用光谱解缠方法双线系统。除了发现具有双线光谱的天体外，还从单线分量的径向速度变化和双线子系统的重心速度变化推断了新的光谱子系统的存在。在可能的情况下计算了轨道要素。结果在六个研究的倍数中发现了七个新的恒星组成部分和两个成员，我们希望通过新的观测来确认。我们提出了两个双线双星的轨道参数和三个单线光谱双星的初步轨道。六个分析系统中有五个是四重的，而其余的有五个组成部分分布在四个层次。这些多重性顺序实际上是下限，因为这些系统缺乏高分辨率的视觉观测，并且在该分离范围内可能存在额外的等级水平。结论.分析的六个系统具有更大的多重度和更复杂的层次结构比以前已知的，这表明高阶多个系统是显着更频繁，它是目前估计。多个系统的长期光谱监测已被证明是有用的检测同伴在中间层次。
2014-05-05 astro-ph.SR
Surveying the Bright Stars by Optical Interferometry III: A Magnitude-Limited Multiplicity Survey of Classical Be-Stars
我们提出了一个规模有限的样本31个经典的Be星与海军精密光学干涉仪和Mark III恒星干涉仪进行多重调查的结果。干涉观测被用来检测同伴在10个以前已知的双星系统。对于其中两个来源（66 Oph和$β$ Cep）新的轨道解，而第三个来源（$\upsilon$ Sgr），我们的观测提供了第一个直接的，直观的检测热sdO伴星的Be主星。结合我们的干涉观测与广泛的文献检索，我们得出结论，另外四个来源（O Cas，15 Mon，$β$ Lyr和$β$ Cep）也包含更广泛的二进制组件的物理伴侣的狭窄的二进制文件，从而形成分层多系统。在之前没有被确认为光谱或视觉双星的来源中，BK Cam在几个夜晚被解析，在另一颗恒星的物理距离内，相对运动可能暗示着一个物理双星。结合我们的干涉观测与广泛的文献检索，我们提供了一个详细的清单，在样本中的每颗恒星周围已知的同伴，并讨论了样本中的多重频率。我们还讨论了未来的长基线光学干涉法的经典Be星的多重性研究的前景。
2021-09-14 astro-ph.SR
Long-Baseline Interferometric Multiplicity Survey of the Sco-Cen OB Association
我们提出了第一个多重专用的长基线光学干涉测量天蝎座半人马座Lupus-Crux协会。我们利用悉尼大学恒星干涉仪对58颗Sco-Cen B型星的新伴星进行了调查，发现了24颗伴星，它们的距离从7- 130 mas不等，其中14颗是新发现的。此外，我们使用贝叶斯分析和文献中的所有可用信息来确定我们样本中58颗恒星的多重数分布，表明伴星频率为F = 1.35，质量比分布最好描述为幂律，指数等于-0.46，与以前的Sco-Cen高质量工作一致，与Tau-Aur中的低质量恒星显著不同。根据我们的分析，我们估计在移动的年轻B型恒星中，高达23%的恒星显然是单星。这对于理解大质量恒星的形成有着重要的意义，因为大质量恒星的形成需要通过某种机制（如形成多个系统）来分散角动量。
2013-09-16 astro-ph.SR
Spectroscopic orbits of subsystems in multiple stars. VIII
等级恒星系统中的周期、偏心率和质量告诉我们这些迷人物体的形成和早期演化。为了补充邻近太阳型恒星的多重性统计，根据几年来收集的高分辨率阶梯光谱，在15个层次（10个三重和5个四重）中确定了19个新的内子系统的光谱轨道。虽然本系列的前几篇论文大多包含短周期轨道，但这里大多数周期都是一年左右。这些层次结构的主要组成部分是HIP 7852、9148、12548、21079、24320、27970、34212、56282、57860、76400、76816、81394、96284、100420和HD 108938。值得注意的系统是HIP 12548和24230（2+2结构的低质量光谱二级结构），HIP 56282（行星型3+1结构）和HIP 27970（周期为15和1049天的紧凑三重结构）。
2022-02-08 astro-ph.SR
Spectroscopic orbits of subsystems in multiple stars. VI
利用1.5米CTIO望远镜上的CHIRON阶梯光谱仪获得的高分辨率光谱，测定了13颗晚型星的光谱轨道。大多数（HIP 14194 B、40523 A、41171 A、51578 A、57572 B、59426 A、62852 B、66438 A、87813 B和101472 A）是由三个或四个组成的多级恒星的内部子系统。周期从2.2天到1131天不等。质量的组件，轨道倾角和预计的旋转速度进行了估计，锂线的存在或不存在的注意。HIP 57021是一个简单的54天双星系统，HIP 111598是一个紧凑的三线系统，周期分别为5.9天和271天。这个天体可能很老，但是，尽管如此，内部对中的次级组件并不与轨道同步旋转。给出了528个已知的内低质量分系统（包括本文系列中的36个）的周期偏心图。内周期的分布是平滑的，在~10 d的潮汐循环周期附近没有任何细节。
2019-10-09 astro-ph.SR
An Interferometric Spectral-line Survey of IRC+10216 in the 345 GHz Band
我们报告的谱线调查的极端碳星IRC+10216之间进行了293.9和354.8 GHz的亚毫米阵列。共检测到442条线路，首次超过200条; 149条未分配。获得每条线的角分辨率为~3”的地图。探测到大量新的窄谱线，其膨胀速度约为4 km/s（即约为终极速度的30%）。其中大部分是由于振动激发态内的旋转跃迁，从高于v=0，J=0基态的能级发射，激发能为1000-3000 K。这些谱线的辐射似乎集中在恒星上，角度范围<1”。我们使用在几个分子中检测到的多个跃迁来推导IRC+10216的内部包络中的物理条件。
2010-12-27 astro-ph.SR
The VLTI / PIONIER near-infrared interferometric survey of southern T Tauri stars. I. First results
内容：利用近红外干涉和高分辨率光谱技术研究了明亮Herbig AeBe星的内盘性质。连续谱和一些分子气体物种已被研究接近中央恒星，但是，灵敏度问题限制了直接信息的内盘较暗的金牛座T星。目的：我们的目标是测量围绕南金牛座T星的磁盘内部区域的一些属性。方法：我们用PIONIER重组仪在H波段对21颗金牛座T星进行了测量。使用的基线从11米到129米不等，对应的最大分辨率为3 mas（150秒差距时为0.45天文单位）。结果如下：13个磁盘解决好，能见度曲线作为基线的函数，在45-130米的范围内，这13个对象是完全采样。一个简单的定性检查的可见性配置文件，使我们能够确定一个快速下降的vibrium在短基线在8个解决磁盘。这表明来自盘的光的扩展贡献的显著贡献。我们证明了该分量与散射光兼容，为Pinte等人（2008）的预测提供了强有力的支持。下降的幅度和尘埃热发射量的变化，从源到源，表明每个磁盘是不同的。调查的一个副产品是识别一个新的毫角秒分离双星：WW Cha。光谱和干涉数据的AK Sco也已拟合的二进制和磁盘模型。结论：在充分考虑热辐射和粉尘散射的情况下，能见度数据重现性较好。测量的内半径与预期的尘埃升华半径一致。对AK Sco的建模表明，圆盘和双星的轨道平面之间可能是共面的
2014-12-06 astro-ph.SR
Separated Fringe Packet Observations with the CHARA Array III. The Very High Eccentricity Binary HR 7345
经过十一年的观测活动，我们给出了以前不起眼的亮星HR 7345（HD 181655、HIP 94981、GJ 754.2）的组合视光谱轨道。使用分离边缘包（SFP）方法和CHARA阵列，我们能够确定一个难以完成的轨道周期为331.609 +/- 0.004天。这11个月的周期使得该系统在干涉仪观测中被隐藏在太阳后面，每次隐藏3年。由于轨道的高偏心率约为一年的90%，在2018年1月之后，近星点阶段将无法再次观测到，直到2021年底。由于其极高的偏心率（0.9322 +/- 0.0001），HR 7345的双线光谱相位可以观测15天。HR 7345如此高的偏心率使其成为可见和光谱轨道目录中最偏心的系统之一。对于这个系统，我们确定几乎相同的组件质量为0.941 +/- 0.076 Msun和0.926 +/- 0.075 Msun以及41.08 +/- 0.77 mas的轨道视差。
2018-08-22 astro-ph.SR
Testing different methods for atmospheric parameters determination. The case study of the Am star HD\,71297
本文对疑似边缘Am星HD 1，71297进行了详细的光谱分析。我们的目标是测试两种不同的方法来确定大气参数有效温度，重力，预计旋转速度和化学丰度的准确性。本文采用的方法有：经典的光谱综合法和{ \it Versatile Wavelength Analysis}（{ \sl VWA}）软件。由于我们的恒星非常明亮，并且离太阳非常近，我们能够直接通过光度测量，干涉测量和视差测量来确定它的有效温度和重力。所发现的值作为参考，我们比较了光谱方法得出的值。我们的分析使我们得出结论，在这项研究中考虑的光谱方法，以获得基本参数给出一致的结果，如果我们考虑所有的实验误差的来源，已经在文本中讨论。此外，我们的研究表明，光谱的结果是相当准确的那些来自直接测量。至于这里分析的特定对象，根据我们的分析，HD 1，71297具有与先前光谱分类不兼容的化学丰度。我们发现碳、钠、镁和铁峰值元素的丰度中等偏低，而氧、铝、硅、硫和重元素（Z $\geq$ 39）的含量则属于太阳能。这一化学模式已通过两种方法进行的计算得到证实。
2013-03-05 astro-ph.SR
A celestial matryoshka: Dynamical and spectroscopic analysis of the Albireo system
我们提出了一个光谱特性和一个新的轨道解的二元系统β Cyg Aa/Ac（MCA 55），著名的宽双星Albireo的主要组成部分（β Cyg A）。通过匹配的演化轨道的所有三个Albireo恒星（β天鹅座Aa，Ac和B）的物理参数，从光谱分析TIGRE和IUE光谱，我们确认，他们很可能是同时代的。我们最终的轨道解决方案是基于径向速度测量超过$120$年的基线，结合相对天体测量从散斑干涉观测和绝对天体测量从依巴谷和盖亚任务。我们最终的轨道解的周期为$121.65^{+3.34}_{-2.90}$年，偏心率为$0.20^{+0.01}_{-0.02}$。由于包含了绝对天体测量，我们发现质量比为$q = 1.25^{+0.19}_{-0.17}$，总质量为$9.47_{-3.24}^{+5.88}$ M $_\odot$，这表明次级星系（Ac）的质量更大。这些结果强烈地暗示了Albireo系统中第四个看不见的成员的存在。根据目前的光度数据，天鹅座β A本身很可能是一个层次结构的三元组。我们还推导出系统的自行，视线速度，和轨道视差的β天鹅座A系统，使我们能够定量评估的假设，Albireo A和B形成一个物理约束和家谱连接的系统。最后，我们发现了与Albireo共同的自行群的四个潜在成员，尽管没有任何地方像Albireo分量A到B那样接近。
2020-12-30 astro-ph.SR
Speckle-interferometric study of close visual binary system Hip 11253 (HD14874) using Gaia (DR2) and (EDR3)
本研究利用Gaia数据对密近双星系统Hip 11253进行了散斑干涉分析，获得了各成分的物理几何参数，通过匹配光谱能量分布确定轨道参数与总质量。
2023-01-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
The case for optical interferometric polarimetry
在过去的10年里，长基线光学干涉测量（LBOI）已经从增加的灵敏度、空间分辨率和光谱分辨率中受益匪浅，例如，测量单颗恒星的直径和不对称性，成像/拟合多颗恒星的轨道，模拟Be星盘，模拟AGN核。同样，偏振测量也产生了极好的天体物理结果，例如，描述红巨星/超巨星的大气层和壳层，模拟AGB星的包层，研究Be星的形态，以及监测活动星系核的短期和长期行为。仪器的下一个合乎逻辑的发展步骤是将LBOI与偏振测量相结合，称为光学干涉偏振测量（OIP）。换句话说，空间相干性的测量与正交偏振状态之间的相干性的测量同时执行。
2008-11-19 astro-ph astro-ph.SR
Spectroscopic Orbits of Subsystems in Multiple Stars. IX
利用CHIRON光谱仪长期监测，测定了14个邻近太阳型聚星层级系统中内部子系统的光谱轨道，并结合干涉和天体测量数据修正了Gaia DR3的轨道参数。
2023-04-04 astro-ph.GA 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
Interferometric Fringe Visibility Null as a Function of Spatial Frequency: a Probe of Stellar Atmospheres
我们介绍了一种观测工具的基础上可见度零点的光谱干涉条纹数据探测恒星大气的结构。在初步演示中，我们使用海军精密光学干涉仪（NPOI）的数据和恒星大气模型，以表明该工具可以用来，例如，调查临边昏暗。在恒星的光学和红外光谱干涉观测中，使用多个链接基线或多个波长的自举法，可以测量条纹可见度实部${\rm Re}(V)$消失的空间频率$u_0$。该空间频率由$u_0 = B_\perp/λ_0$确定，其中$B_\perp$是投影基线长度，$λ_0$是观察到零点的波长。由于$B_\perp$随地球自转而变化，因此$λ_0$也随之变化。如果$u_0$随波长恒定，则$λ_0$与$B_\perp$成正比地变化。任何偏离这个比例的现象都表明，恒星盘上的亮度分布会随着波长的变化而变化，这种变化可能是由于边缘变暗的变化，也可能是由于盘的角度大小的变化，或者两者兼而有之。本文介绍了利用$u_0$与$λ$的变化作为探测恒星大气结构的一种手段。使用等效均匀盘直径$θ_{\rm UD, 0}(λ_0)$，由$θ_{\rm UD, 0} = 1.22/u_0(λ_0)$，作为一个方便和直观的参数化$u_0(λ_0)$，我们证明了这一概念，通过使用模型大气计算的亮度分布$ν$蛇夫座和预测$θ_{\rm UD, 0}(λ_0)$，然后比较的预测相干平均数据从观测与NPOI。
2019-07-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
