由光谱干涉观测确定富C流体静力星的恒星参数

利用斑点干涉测光与光谱技术研究 $μ$ Cet 双星系统

Study of the $μ$ Cet Binary with Speckle Interferometric, Photometric and Spectroscopic Techniques

本文结合斑点干涉、测光与光谱技术研究了双星系统 $μ$ Cet，精化了其干涉轨道，并确认其主星为非特殊的主序星且属于 $γ$ Dor 脉动星。

热星大气中准流体静力层的一致处理

On the consistent treatment of the quasi-hydrostatic layers in hot star atmospheres

光谱分析仍然是推导大质量恒星质量的最常用方法，这是最基本的恒星参数。虽然双星轨道和恒星脉动可以对恒星质量提供更精确的约束，但这些方法很少适用于大质量恒星。不幸的是，大质量恒星的光谱质量在很大程度上取决于模型大气的详细物理性质。目的：我们证明了一致的治疗辐射压力推断的重力和光谱质量的大质量恒星的影响。具体来说，我们调查的贡献线和连续过渡的光球辐射压力。我们进一步探讨了模型参数的影响，例如，丰度，在推导的光谱质量。最后，我们比较我们的结果与平面平行TLUSTY代码，通常用于分析大质量恒星的光球光谱。方法：我们计算了一个小的O-星模型的波茨坦沃尔夫-拉叶（PoWR）代码使用不同的方法的准流体静力学的一部分。这些模型使我们能够量化一致的辐射压力的影响。我们进一步使用PoWR模型来显示多普勒宽度的线轮廓和元素的丰度，如铁的影响的辐射压力，并作为一个结果，派生的光谱质量。研究结果：我们的研究意味着，在推断的光谱质量的两个因素的顺序上的错误是可以预期的，当忽略的贡献线和连续过渡的光球中的辐射加速。使用令人难以置信的微观湍流速度，或忽略重要的不透明度来源，如铁，可能会导致约50%的光谱质量的误差。与TLUSTY模型大气的比较表明，在低质量损失率的极限下，与PoWR非常一致。

多星系统HD 193322的干涉光谱分析

An Interferometric and Spectroscopic Analysis of the Multiple Star System HD 193322

HD 193322是一个由大质量恒星组成的多恒星系统，位于星团Collinder 419的中心。在这里，我们报告的新的光谱观测和径向速度的窄线组件Ab1，我们用来确定它的轨道运动围绕一个密切的同伴Ab2（$P = 312$ d）和围绕一个遥远的第三颗恒星Aa（$P = 35$ y）。我们还获得了长基线干涉测量的目标在$K^\prime$波段与CHARA阵列，我们使用在两种方式。首先，我们结合发表的散斑干涉测量CHARA分离条纹包测量，以改善宽Aa，Ab二进制的视觉轨道。其次，我们利用Aa星的条纹包来标定Ab1，Ab2双星的条纹可见度，并通过分析这些条纹可见度来确定该双星的可见轨道。两颗质量最大的恒星Aa和Ab1的质量分别约为21和$23 M_\odot$，它们的谱线变宽表明它们分别代表了快和慢的投影旋转速度的极端。

巨蛇座W型恒星的光谱与干涉测量研究 I. 相互作用双星巨蛇座W中的环双星外流

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。

结合光谱学和干涉测量学

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。

快速旋转的早型星的差异旋转。I.光谱和干涉相结合的研究动机

Differential rotation in rapidly rotating early-type stars. I. Motivations for combined spectroscopic and interferometric studies

由于快速旋转的早型星包层的外部区域对对流不稳定，因此对流和内旋转之间可能存在耦合。我们探索可以学到的光谱和干涉观测的性质，在这些对象的外层的旋转定律。使用简单的熵和特定的旋转量之间的关系，其中一些被发现是有效的占太阳的差异旋转在对流区，我们推导出的解析解，代表可能的差异旋转的信封中的早期型恒星。表面纬向差异自转不仅是内部自转的外部印记，而且还引起恒星几何形状、引力暗化、谱线轮廓的形态和发射光谱能量分布的变化。通过研究非保守旋转定律的恒星表面方程，我们得出结论，物体经历的几何变形是纬度差异旋转的函数，可以通过光谱和干涉测量进行详细检查。将谱线的傅立叶分析与模式大气相结合，可提供对地表纬向差异旋转和倾斜角的独立估计。对不同演化阶段的恒星模型进行了计算，结果表明，罗氏近似可以安全地用于解释引力势。快速旋转体的表面温度梯度会引起表面角速度的加速。一个非零的微分自转参数可能表明恒星表面下的自转既不是刚性的，也不是球状的。

The effect of winds on atmospheric layers of red supergiants I. Modelling for interferometric observations

Red supergiants (RSGs) are evolved massive stars in a stage preceding core-collapse supernova. The physical processes that trigger mass loss in their atmospheres are still not fully understood. Based on observations of $α$ Ori, a new semi-empirical method to add a wind to hydrostatic model atmospheres of RSGs was recently developed. We use this method of adding a wind to a MARCS model atmosphere to compute synthetic observables, comparing the model to spatially resolved interferometric observations. We present a case study to model published data of HD 95687 and V602 Car obtained with VLTI/AMB…

用盖亚观测到的SB2双星的质量。II。用于盖亚验证的从PIONIER干涉观测导出的质量

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。

Rediscussion of eclipsing binaries. Paper III. The interferometric, spectroscopic and eclipsing binary V1022 Cassiopeiae

V1022 Cas has been known as a spectroscopic binary for a century. It was found to be eclipsing based on photometry from the Hipparcos satellite, and an astrometric orbit was recently obtained from near-infrared interferometry. We present the first high-precision measurement of the radii of the stars based on light curves obtained by the TESS satellite. Combined with published radial velocities from high-resolution spectra, we measure the masses of the stars to be 1.626 +/- 0.001 Msun and 1.609 +/- 0.001 Msun, and the radii to be 2.591 +/- 0.026 Rsun and 2.472 +/- 0.027 Rsun. The 12.16-d orbit …

大质量多恒星系统HD 93 - 206 A的GRAVITY光谱干涉研究

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）。

The Interferometric Binary Epsilon Cancri in Praesepe: Precise Masses and Age

We observe the brightest member of the Praesepe cluster, Epsilon Cancri, to precisely measure the characteristics of the stars in this binary system, en route to a new measurement of the cluster's age. We present spectroscopic radial velocity measurements and interferometric observations of the sky-projected orbit to derive the masses, which we find to be M_1/M_sun = 2.420 +/- 0.008 and M_2/M_sun = 2.226 +/- 0.004. We place limits on the color-magnitude positions of the stars by using spectroscopic and interferometric luminosity ratios while trying to reproduce the spectral energy distribution…

Combining magneto-hydrostatic constraints with Stokes profile inversions. II. Application to Hinode/SP observations

Inversion techniques applied to the radiative transfer equation for polarized light are capable of inferring the physical parameters in the solar atmosphere (temperature $T$, magnetic field ${\bf B}$, and line-of-sight velocity $v_{\rm los}$) from observations of the Stokes vector (i.e., spectropolarimetric observations) in spectral lines. Inferences are usually performed in the $(x,y,τ_c)$ domain, where $τ_c$ refers to the optical-depth scale. Generally, their determination in the $(x,y,z)$ volume is not possible due to the lack of a reliable estimation of the gas pressure, particularly in re…

二维含时造父变星模型II的光谱性质。恒星参数和丰度的测定

Spectroscopic properties of a two-dimensional time-dependent Cepheid model II. Determination of stellar parameters and abundances

变星的标准光谱分析是基于流体静力学一维模型大气。这种准静态方法在理论上尚未得到验证。我们的目的是调查的有效性的拟静态近似造父变星。我们专注于光谱测定的有效温度$T_\mathrm{eff}$，表面重力$\log \,g$，微湍流速度$ξ_\mathrm{t}$，和一个通用的金属丰度$\log\,A$ -这里采取的铁。我们计算网格的一维流体静力学平面平行模型覆盖的范围内遇到的有效温度和重力的演化过程中的二维时间依赖的包络模型的造父变星计算与辐射流体动力学代码CO 5 BOLD。我们进行1D光谱合成人工铁线在局部热力学平衡变化的微湍流速度和丰度。我们将由此产生的等效宽度拟合到从我们的动力学模型获得的相应值。对于四参数的情况下，恒星参数通常被低估，表现出的偏见，铁丰度的$\approx-0.2\,\mbox{dex}$。为了避免这种偏差，最好将光谱分析限制在光度相位$ϕ_\mathrm{ph}\approx0.3\ldots 0.65$，使用附加信息来确定有效温度和表面重力。流体静力学一维模型大气可以提供恒星参数和造父变星丰度的无偏估计，其脉动的特定阶段。我们确定对流不均匀性是潜在偏差背后的主要驱动因素。为了获得一个完整的视图上的影响时，确定恒星参数的一维模型，多维造父变星大气模型是必要的变量的时间比这里调查。

Spectroscopic and interferometric signatures of magnetospheric accretion in young stars

Methods. We use the code MCFOST to solve the non-LTE problem of line formation in non-axisymmetric accreting magnetospheres. We compute the Brγ line profile originating from accretion columns for models with different magnetic obliquities. We also derive monochromatic synthetic images of the Brγ line emitting region across the line profile. This spectral line is a prime diagnostics of magnetospheric accretion in young stars and is accessible with the long baseline near-infrared interferometer GRAVITY installed at the ESO Very Large Telescope Interferometer. Results. We derive Brγ line profiles…

在DQ Tau系统中分解的暖尘埃的干涉证据

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。

Be星样品的光谱干涉观测。对稳定Be盘的几何学和运动学设定限制

Spectro-interferometric observations of a sample of Be stars. Setting limits to the geometry and kinematics of stable Be disks

Be星是一种被气体盘包围的快速旋转体，其起源仍在争论中。这个包线是观测到的发射线和大量红外线过剩的原因。为了进一步了解盘形成的物理过程，我们估计了Be星样本的盘参数，并寻找这些参数与恒星性质之间的相关性。我们对Br $γ$线区域的26颗Be星进行了光谱干涉观测，通过多普勒效应研究了它们盘的运动学性质。在帕拉纳尔天文台用VLTI/AMBER干涉仪进行了观测。该仪器提供高光谱和高空间分辨率。我们模拟了Br $γ$线发射的18颗Be星。盘的运动学是由一个准开普勒旋转定律，除了HD 28497，提出了一个单臂密度波结构。使用组合样本，我们得出了速度比V/Vc=0.75的平均值，并发现旋转轴可能是随机分布在天空中。线分量模型中的星盘大小在2-13个恒星半径的范围内，与有效温度或光谱类型无关。然而，我们发现，一个稳定的磁盘的最大尺寸相关的旋转速度在磁盘的内部和恒星质量。我们发现，平均而言，我们的组合样本中的Be星不会以临界速度旋转。然而，恒星的离心力和质量定义了一个稳定的磁盘配置的上限大小。对于给定的旋转，高质量的Be星往往比低质量的Be星有更多的致密盘。跟踪变星星盘大小的演变，以更好地理解其星周星盘的形成和消散过程，将是一件有趣的事情。

在CHARA阵列用PAVO测量的五个演化的中等质量行星宿主星的干涉直径

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…

年轻恒星天体V645 Cyg的新光谱和干涉研究

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…

流体动力学模型大气：它们对晚型恒星光谱学和星震学的影响

Hydrodynamical model atmospheres: Their impact on stellar spectroscopy and asteroseismology of late-type stars

流体动力学，即多维和时间相关的，晚型恒星的模型大气已经达到了很高的现实水平。它们通常应用于恒星丰度的高保真度工作，但也允许研究在标准一维流体静力模型大气中没有建模的过程。在这里，我们讨论了两个观测方面，出现这样的过程，光度颗粒化背景和光谱微湍流。我们使用CO5BOLD流体动力学模型大气来表征FGK星的总颗粒亮度波动和特征时间尺度。重点放在诊断潜力的颗粒背景约束的基本大气参数。我们发现一个明确的金属依赖的颗粒背景。在太阳金属丰度的模型预测和现有的观测约束之间的比较显示出显着的差异，需要进一步澄清。关于微湍流，我们报告的推导CO5BOLD模型的基础上，这表明良好的对应关系的恒星在毕宿星团的测量理论校准。我们强调一个一致的程序时，确定的微湍流的重要性，并指出通常应用的描述流体静力学模型大气中的微湍流的局限性。

模拟富含碳的Mira RU Vir的大气

Modelling the atmosphere of the carbon-rich Mira RU Vir

上下文我们研究了富碳的Mira RU Vir的大气中使用VLTI/VLBI的中红外高空间分辨率干涉观测。目的。这项工作的目的是分析富含碳的Mira RU Vir的大气层，采用最先进的模型，以这种方式加深对富含碳的Miras中工作的动态过程的了解。方法.我们比较分光光度和干涉测量的富碳米拉AGB星，不同种类的建模方法（流体静力学模型大气加上MOD-更多的灰尘，自洽的动态模型大气）的预测。几何模型拟合工具用于干涉测量数据的第一解释。结果结果表明，联合使用不同类型的观测（测光，光谱学，干涉测量）是必不可少的，揭示了富碳的Mira的大气结构。在λ = [2.9，25.0] μm波长范围内，动力学模型大气与ISO光谱拟合良好。然而，在SED（可见）和活力（形状和水平）中存在明显差异。一个可能的解释是动态模型大气和观测中的周期内/周期间变化。在过去的几百年里，伴星和/或盘的存在或质量损失的减少不能被排除，但被认为是不可能的。

造父变星双星和星周包络的干涉观测

An interferometric view on binarity and circumstellar envelopes of Cepheids

光学干涉测量是唯一的技术，使访问毫角秒（mas）的分辨率在红外波长。对于造父变星来说，这是一个强大而独特的工具，可以用来探测轨道伴星和拱星包层（CSE）。CSE很有趣，因为它们可能被用来追踪造父变星的演化历史，更具体地说，它们可能会影响距离尺度。属于双星系统的造父变星提供了一个独特的机会，可以在解决造父变星质量差异方面取得进展。光谱和干涉测量的结合将使我们能够推导出轨道要素，距离和动力学质量。在这里，我们专注于最近的结果，使用2至6望远镜光束组合的造父变星X Sgr，T Mon和V1334 Cyg。

侧边Be星宝瓶座$ο$的可见光和近红外光谱干涉分析

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…

热星盘的干涉观测

An interferometric view of hot star disks

光学长基线干涉测量是近年来发展起来的一种能够在毫弧秒（mas）分辨率水平上分辨恒星及其星周环境的技术。这种高分辨率为天体物理系统的研究打开了一扇全新的窗口，提供了其他技术无法获得的信息。天体物理盘在各种各样的系统中被观察到，从星系到行星环，通常共享类似的物理过程。两个特殊的磁盘系统中的论文进行了研究：（一）B氦丰富的恒星，表现出磁场在公斤级和陷阱的结构称为磁层的风;和（二）Be星，快速旋转的恒星，创造星周粘性盘。本研究利用干涉测量技术来研究这些恒星的光球层和星周环境。目标是将干涉测量与其他观测技术（如光谱学和偏振测量）相结合，对这些系统进行完整和严格的物理描述。这一描述伴随着由HDUST代码执行的辐射转移模型。保留字：星级：个人（Achernar），恒星：基本参数，技术：干涉，星周物质，恒星：发射线，Be，恒星：磁场

用VLTI/MIDI探测的M型AGB星RT室女座的风

The wind of the M-type AGB star RT Virginis probed by VLTI/MIDI

利用ESO-VLTI焦面仪的中红外高空间分辨率观测资料研究了M型AGB星RT Vir的星周环境。本研究的目的是提供理论预测的M型AGB对象的风可以由光子散射位于恒星的近环境（约2至3恒星半径）的无铁硅酸盐颗粒驱动的观测约束。我们解释光谱干涉数据，首先使用波长相关的几何模型。然后，我们使用了一个自洽的动态模型大气包含纯镁橄榄石尘埃颗粒的晶粒生长随时间变化的描述再现RT Vir的光度，光谱和干涉测量。由于流体动力学计算需要恒星参数作为输入，因此首先进行了相当大的努力来确定这些参数。微差相位揭示了恒星附近存在不对称性。几何模拟的结果为我们提供了在近距离环星环境（< ~5恒星半径）中存在铝和硅酸盐尘埃的线索。光谱干涉数据和自洽尘埃驱动风模型之间的比较表明，硅酸盐尘埃必须存在于2至3个恒星半径之间的区域，以重现约9.8微米的59和63米基线能见度测量。这提供了额外的观测证据，支持位于M型恒星附近的无铁硅酸盐颗粒上的光子散射驱动的风。然而，显然缺少其他不透明度来源，无法重现所有基线的10-13微米能见度测量值。这项研究是第一次尝试了解M型AGB星的风机制，通过比较光度，光谱和干涉测量与国家的最先进的，自洽的尘埃驱动的风模型。在8-10微米光谱区，动态模型大气与干涉测量的一致性提供了更多的观测证据，表明M型恒星的风可以由光子散射在无铁硅酸盐颗粒上驱动。最后，仍然需要更大的统计研究和先进的自洽三维…

造父变星的VEGA/CHARA干涉观测。I.在可见光谱范围内围绕原型经典造父变星δ Cep的解析结构

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。

盖亚的基准星：根据干涉、分光和测光数据的II星族星HD140283的基本特性

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…

天蝎座V923的物理参数和$\pm$ 0.2%视差

Physical parameters and $\pm$0.2% parallax of the detached eclipsing binary V923 Scorpii

V923 Sco是一颗明亮的（$V$ = 5.91），邻近（$π$ = 15.46 $\pm$ 0.40 mas）的南食双星。因为两个组件都是慢旋转的，所以组件的最小质量可以从光谱学中以0.2%的精度知道。该系统似乎是非常精确的质量，半径和光度测定的理想选择，由于其接近和长轨道周期（$\sim$ 34.8天），有望通过长基线干涉测量来解决。主要目标是非常精确地测定食双星两个组成部分的绝对恒星参数，以及独立于模型的距离测定。利用MOST卫星获得了V923 Sco两次食的高精度测光结果。该系统的空间分辨与VLTI琥珀，先锋，和重力仪器在九个时代。结合分光轨道的投影大小（单位：km）和目视轨道（单位：mas），导出到系统的距离。同时进行光度，光谱和干涉数据的分析，以获得一个强大的确定的绝对参数。非常精确的绝对参数的组件，尽管参数的相关性。主要成分被发现是过亮的质量。结合光谱和干涉观测，使我们能够以优于0.2%的精度确定到V923 Sco的距离，这提供了对盖亚星系的严格测试。结果表明，结合光谱和干涉观测附近的食双星可以导致非常准确的视差和恒星参数。

用VLTI/AMBER在近红外分子和原子谱线上空间分辨非Mira型AGB星SW Vir的大气

Spatially resolving the atmosphere of the non-Mira-type AGB star SW Vir in near-infrared molecular and atomic lines with VLTI/AMBER

我们提出了一个近红外光谱干涉观测的非米拉型，半规则渐近巨星分支星SW Vir。我们的目标是探测外层大气的物理性质与空间分辨数据在个别分子和原子线。我们观察到SW Vir的光谱窗口之间的2.28和2.31微米的近红外干涉仪琥珀在ESO的甚大望远镜干涉仪（VLTI）。由于AMBER的高空间分辨率和12000的高光谱分辨率，SW Vir的大气不仅在强CO第一泛音谱线上，而且在H2O，CN，HF，Ti，Fe，Mg和Ca的弱分子和原子谱线上都得到了空间分辨。与MARCS光球模型的比较表明，该恒星似乎比流体静力学模型预测的更大，不仅在CO线，甚至在弱分子和原子线。我们发现，这主要是由于H2O线（但也可能是由于HF和Ti线）起源于扩展的外层大气。虽然H2O线在空间分辨光谱中表现得很少，但在光谱干涉数据中可以识别出来自外大气的单个振转H2O线。我们的模拟表明，在延伸到~2 R星的外层大气中，H2O柱密度为10^{19}-10 ^{120} cm^{-2}。我们的研究表明，非光球层外层大气的影响不仅存在于CO的强第一泛音线，而且在弱的分子和原子线的光谱干涉数据。因此，空间未分辨光谱的分析，例如化学成分的分析，即使谱线看起来很弱，也应该小心进行。

Be星的首次光谱干涉测量I。对圆盘几何形状和运动学的观测和约束

First spectro-interferometric survey of Be stars I. Observations and constraints on the disks geometry and kinematics

上下文经典Be星是一种热的非超巨星，被一个气态的星周盘所包围，这是观测到的红外线和发射线的原因。在磁盘形成所涉及的现象仍然是高度争论。目标。为了进一步了解质量喷射的物理过程或过程，并检验它们取决于恒星参数的假设，我们开始了对最亮Be星的星周环境的调查。方法.为了实现这一目标，我们使用了光谱干涉测量法，这是唯一一种结合了高光谱（R=12000）和高空间（$θ_{\rm min}$ = 4，mas）分辨率的技术。在帕拉纳尔天文台用VLTI/AMBER仪器进行了观测。我们集中我们的意见上的Br $γ$发射线，以便能够研究拱星盘内的运动学。我们的样品由8颗明亮的经典Be星组成：$α$ Col，$κ$ CMa，$ω$ Car，p Car，$δ$ Cen，$μ$ Cen，$α$ Ara和\textit{o} Aqr.结果我们设法确定了大多数目标的线和附近连续区的磁盘扩展。我们还限制了磁盘的运动学，表明它是由旋转与旋转定律接近开普勒之一。我们的调查还表明，这些恒星的平均旋转速度为V/V $_{\rm c}$ \，=\，0.82\，$\pm$\，0.08。这对应于旋转速率$Ω/Ω_{\rm c}$ \，=\，0.95\，$\pm$\，0.02结论。我们没有发现恒星参数和星周环境结构之间的任何相关性。此外，似乎一个简单的几何薄开普勒磁盘模型可以解释我们的大部分光谱分辨K波段数据。然而，至少有两个天体…

磁化学奇特星PDKEEPAAA 188041（V1291 Aquilae）、HD 11133（EP Virginis）和HD 204411的基本参数和演化状态。光谱法与干涉法

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。

Investigating the magnetospheric accretion process in the young pre-transitional disk system DoAr 44 (V2062~Oph). A multiwavelength interferometric, spectropolarimetric, and photometric observing campaign

Young stars interact with their accretion disk through their strong magnetosphere. We investigate the magnetospheric accretion process in the young stellar system DoAr 44. We monitored the system over several rotational cycles, combining high-resolution optical and near-IR spectropolarimetry with long-baseline near-IR interferometry and multicolor photometry. DoAr 44 is a young 1.2 solar mass star, moderately accreting from its disk, and seen at a low inclination. We derive a rotational period of 2.96 d from the system's light curve. Several optical and near-IR line profiles probing the accret…

经典新星V458 Vul 2007的光谱干涉观测

Spectro-interferometric observations of classical nova V458 Vul 2007

我们使用帕洛玛试验台干涉仪（PTI）解决2.2 $μ$ m发射的经典新星V458 Vul 2007在几天的过程中，它的发现于2007年8月8.54 UT。我们还获得了爆发初期的K波段光度数据和光谱。我们还使用了来自AAVSO数据库的光度测量。这是一个独特的数据集，提供了3种技术方法：高分辨率成像，光谱学和光度学。我们的分析表明，新星喷出物可以被建模为一个倾斜的磁盘在低倾角，即低椭圆率，这是一致的新星是在火球阶段的流出的气体是光学厚，证实了存在强的P-Cygni巴尔默线的光谱。膨胀速度为$\approx$ 1700 $\rm km\ s^{-1}$，源自H $α$线。通过结合PTI测量的新星的角膨胀率和光谱测量的膨胀率，推断新星的距离为9.9-11.4 kpc。我们还使用K波段通量和导出的发射大小来估计从新星$\approx 4\times 10^{-4} M_{\odot}$喷出的总质量。Vul 2007是一颗从Fe II到He/N的快速转变的新星。

富碳巨星的合成光度学，I。流体静力学无尘模型

Synthetic photometry for carbon rich giants, I. Hydrostatic dust-free models

我们研究碳星的光谱和光度特性。在本系列的第一篇文章中，我们将重点放在可以用流体静力学模型描述的物体上，忽略了脉动和质量损失等动力学现象。因此，由于星周尘埃的变红不包括在内。我们的结果被收集在一个数据库中，它可以用于结合恒星演化和涉及AGB的人口合成计算。我们计算了746个球对称COMARCS大气的网格，覆盖有效温度在2400和4000 K之间，表面重力从log（g）= 0.0到-1.0，金属丰度从太阳值下降到十分之一，C/O比在1.05和5.0之间。随后，我们使用这些模型为大量的滤波器系统创建合成低分辨率光谱和光度数据。包括结果在内的表格以电子方式提供。我们已经选择了一些最常用的颜色，以讨论他们的行为作为恒星参数的函数。与实测数据的比较表明，在2800 K以下，碳星的预测与观测之间的一致性是好的。低于这个限度，合成的颜色就太蓝了。这些问题的明显原因是忽视了由于脉动和质量损失引起的星周红化和结构变化。

造父变星与脉动星的SpectroPhoto-Interferometry的距离（SPIPS）--应用于原型δ Cep和eta Aql

Cepheid distances from the SpectroPhoto-Interferometry of Pulsating Stars (SPIPS) - Application to the prototypes delta Cep and eta Aql

脉动视差及其实现方法，如Baade-Wesselink方法和红外表面亮度技术，是以准几何方式确定脉动恒星距离的一种优雅方法。然而，这些经典的实现一般只使用可用的观测数据的子集。Freedman & Madore（2010）建议采用一种更物理的方法来实现脉动视差，以处理所有可用的数据。我们提出了一个全球性的和基于模型的脉动的方法，使包括任何类型的观测数据在一个一致的模型拟合，光谱干涉建模的脉动星（SPIPS）。我们实现了一个简单的模型，包括一个脉动球与不同的有效温度和大气模型网格的组合，以适应全球径向速度，光谱数据和干涉角直径。我们还参数化（和调整）的红化和近红外测光和干涉测量中的拱星信封的贡献。我们成功地应用该方法的两颗星：三角洲Cep和eta Aql。用单一模型拟合的所有数据的一致性证实了该方法的有效性。派生参数与发布值兼容，但具有更高的置信度。SPIPS算法结合了所有可用的观测数据（径向速度测量，干涉测量和光度测量）来估计恒星的物理参数（比距离/p因子，Teff，红外过剩的存在，颜色过剩等）。由于考虑了大量的数据，统计精度得到了提高（与其他方法相比），通过使用一致的物理建模提高了准确性，并且由于数据中的冗余，所导出的参数的可靠性得到了加强。

南河三的三维干涉、光谱和行星视图

Three-dimensional interferometric, spectrometric, and planetary views of Procyon

利用Stagger程序生成的南河三真实三维辐射-流体动力学模型和Optim3D程序计算的南河三辐射转移合成光谱，重新分析了南河三从光学到红外的干涉和光谱数据。我们计算的强度图在两个光学过滤器中心在500和800 nm（MARK III）和一个红外过滤器中心在2200 nm（VINCI）。我们构建了恒星盘图像占中心到肢体的变化，并用它们来推导出可见度振幅和关闭阶段。我们提供了3D的边缘暗化系数在光学以及在红外。我们发现，可见度曲线和关闭相位显示出明显的偏离圆对称从第三波瓣上。这些偏差是检测与当前的干涉仪使用关闭相位。我们推导出新的角直径在不同的波长与两个独立的方法的基础上的3D模拟。我们发现一个直径_Vinci = 5.390 \pm 0.03 mas，这是证实了一个独立的asteroseismic估计。所得的Teff为6591 K，这与红外通量法测定结果一致。我们还发现了一个值的表面重力日志g = 4.01 \pm 0.03，这是由0.05 dex从文献值大。与观测结果的分光光度比较提供了与光谱能量分布和光度颜色非常好的一致性，使我们能够得出结论，模拟的热梯度与南河三相当匹配。最后，我们表明，颗粒图案的行星托管类南河三恒星有不可忽视的影响，在红外线使用干涉测量关闭阶段的热彗星的检测。因此，必须对主星有全面的了解，才能直接探测和表征热彗星。在这方面，RHD模拟是非常重要的，以达到这一…

CHARA Array关于经典Be星多重性的干涉测量项目：剥离的亚矮星伴星的新探测与轨道

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。

恒星参数干涉测量巡天：使用“恒星干涉测量管线”进行临边昏暗研究

Interferometric Survey of Stellar Parameters: Limb darkening study with the "Pipeline for Interferometric Measurements of Stars"

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。

天鹅座亮蓝变星P的H波段发射区：分光光度学和风的干涉测量

The H-band Emitting Region of the Luminous Blue Variable P Cygni: Spectrophotometry and Interferometry of the Wind

我们提出了第一个高角分辨率的观测在近红外H波段（1.6微米）的亮蓝变星天鹅座P。利用CHARA阵列和MIRC合束器进行了6台望远镜的干涉观测。这表明空间通量分布比预期的恒星光球大。一个两个组件模型的恒星（均匀盘）加晕（二维高斯）产生一个很好的拟合的观测，我们建议，晕对应于从恒星风的基地发出的通量。这个风分量贡献了大约45%的H波段通量，并且具有角半高宽= 0.96质量，而预测的恒星直径为0.41质量。我们展示了几个图像重建的干涉vibrium和关闭阶段，他们表示一个一般的球形几何风。我们还获得了天鹅座P的近红外分光光度法，从中我们推导出的流量过剩相比，一个纯粹的光球光谱能量分布。H-波段通量过剩匹配，从风通量部分来自两个组件适合干涉。我们发现在2006年至2010年期间，显着的近红外通量变化的证据，似乎类似于从风中的H-α发射通量的变化。未来的干涉观测可能能够记录与风结构的时间变化相关的空间变化。

VX Sgr非均匀外层大气的VLTI/AMBER光谱干涉成像

VLTI/AMBER spectro-interferometric imaging of VX Sgr's inhomogenous outer atmosphere

目标。我们的目标是探索光球的非常冷的晚型恒星VX Sgr，特别是分子层以上的连续形成光球的存在和表征。方法.我们用VLTI/AMBER干涉仪在光谱域1.45- 1.50中用条纹跟踪仪FINITO获得了干涉观测结果。我们对不同波长段的干涉数据进行了独立的图像重建，并用几何玩具模型拟合了干涉数据，并将数据与Miras的一维动力学模型进行了比较大气和红超巨星（RSG）和渐近巨星分支（AGB）恒星的三维流体动力学模拟。结果重建的图像和可见光显示出很强的波长依赖性。H波段图像显示两个亮点，其位置由几何玩具模型确认。的不均匀性定性预测的三维模拟。在大约2，00微米和2，35 - 2，50微米的区域中，光球出现扩展，半径大于H带。在这个光谱区域中，几何玩具模型将第三个亮点定位在光球层之外，这可能是分子层的特征。可见度的波长依赖性可以用Mira大气的一维动力学模型定性地解释。最佳拟合的光球模型显示出与观测到的vibrium很好的匹配，给出的光球直径为θ = 8.82 ± 0.50 mas。H2O分子似乎是分子层中的主要吸收剂。结论.我们表明，VX Sgr的大气，而不是RSG模型大气的Mira/AGB星模型大气。特别是，我们看到了Mira星典型的分子（水）层。

作为星周盘灵敏物理诊断的高光谱分辨率微分干涉相位

Differential interferometric phases at high spectral resolution as a sensitive physical diagnostic of circumstellar disks

上下文由许多快速旋转的B星（所谓的Be星）喷出的星周盘提供了在高光谱和角分辨率下研究气体盘结构和动力学的难得机会。目标。本文探讨了一种新发现的光谱干涉相位效应，可用于探测气体边缘盘的内部区域的几个恒星半径的规模。方法.这种效应的起源（被称为中央准发射相位特征，CQE-PS）在于速度依赖的线吸收光球辐射的拱星盘。在高光谱和边缘干涉分辨率，恒星和等速区域之间的开普勒磁盘的感光中心位移揭示自己通过小干涉相移。为了研究这种效应的诊断潜力，本文提出了一系列基于粘性衰减盘中详细辐射转移计算的模型。结果振幅和详细的形状的CQE-PS敏感地依赖于磁盘的密度和大小，并在微分相图中的特征形状的材料的径向分布。此外，即使在系统几乎无法分辨的情况下，也可以推导出中心恒星角大小的有用下限。结论.如果这种诊断工具能够应用于从第一次喷射到最终分散的盘的整个生命周期、盘振荡的整个周期或整个轨道周期的观测，那么它的全部功能是可以预期的。二元系统。

球状星团中静力与爆炸α元素丰度比的均一性：基于高分辨率光学光谱学的研究

Homogeneous abundance ratios of hydrostatic and explosive alpha-elements in globular clusters from high resolution optical spectroscopy

研究通过高分辨率光谱学分析27个球状星团的α元素丰度，发现HEx比在不同形成方式和金属licity下均一，且与当前和初始星团质量呈反相关，提出高金属licity下IMF可能缺乏高质量恒星。

用CHARA干涉测量法获得贫金属基准星HD 140283、HD 122563和HD 103095的精确有效温度

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。

快速旋转恒星的干涉测量

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。

用色散傅里叶变换摄谱仪的恒星天体物理学。II。双线光谱双星的轨道

Stellar Astrophysics with a Dispersed Fourier Transform Spectrograph. II. Orbits of Double-lined Spectroscopic Binaries

我们目前的轨道参数为6个双线分光双星（飞马座iota，天龙座omega，牧夫座12，天鹅座V1143，御夫座β和开阳甲）和两个双线三星系统（飞马座kappa和处女座eta）。轨道拟合是基于用分散傅里叶变换光谱仪（dFTS）进行的高精度径向速度观测，dFTS是一种结合了干涉仪和分散元件的新仪器。对于某些已知倾角的双线双星，我们的RV数据的质量允许我们以小到0.2%的相对误差确定恒星成分的质量M_1和M_2。

B型星Multiplicity的干涉学研究

An interferometric study of B star multiplicity

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。

银河系未分类的B[e]星HD 50138。II。近距离环绕恒星环境的干涉测量限制

The galactic unclassified B[e] star HD 50138. II. Interferometric constraints on the close circumstellar environment

HD 50138是一颗呈现B[e]现象的南恒星，但其演化阶段仍然不为人所知。该天体呈现光谱可变性，这可以通过爆发或壳相来解释，并且分光偏振观测表明存在非球对称的星周环境，这是造成B[e]现象的原因。基于最近VLTI/ESTA和VLTI/AMBER的光学长基线干涉观测，以及Keck段倾斜实验，利用LITpro软件，通过几何分析模型，考虑大量参数，研究了HD 50138星周环境的结构。我们解决和描述其拱星几何的第一次详细。本文导出了星周尘埃盘的存在，它与天球平面成71+-7度角，与文献中的偏振测量垂直。我们还推导出HD 50138是在与视线相关的中间角度56 ± 4度下看到的。此外，还讨论了盘的结构以及气体和尘埃成分的通量贡献。

英仙座48星系盘物理条件的同期Hα光谱和干涉测量

The disk physical conditions of 48 Persei constrained by contemporaneous Hα spectroscopy and interferometry

我们利用一个多步骤的建模过程，以产生合成的干涉和光谱观测值，然后将其与所观察到的对应物进行比较。我们的广泛的一套干涉观测的Be星48每，共291个数据点，获得了海军精密光学干涉仪从2006年11月7日至2006年11月23日。我们的模型通过与在约翰S。2006年11月1日，洛厄尔天文台的霍尔望远镜。通过与Touhami等人（2010）和Vieira等人（2017）在0.4至60微米波长范围内的观测结果进行比较，证实了48 Per的理论光谱能量分布（SED）。我们的最佳拟合组合模型从H $α$光谱，H $α$干涉和SED拟合有一个幂律密度下降，$n$，为2.3和初始密度在恒星表面的$ρ_0 = 1.0 \times 10^{-11} \rm{g\,cm}^{-3}$与H $α$光谱和干涉45 $^{\circ} \pm 5^{\circ}$的倾斜约束。系统的位置角，从东向北测量，是121 $^{\circ}$ $\pm$ 1 $^{\circ}$。我们的最佳拟合模型表明，磁盘发射起源于一个中等大小的磁盘，半径为25 R $_{*}$，这是一致的磁盘质量约为5 $\times$ 10 $^{24}$克或3 $\times$ 10 $^{-10}$ M $_{*}$。最后，我们将我们的结果与Quirrenbach et al.（1997）先前对48~Per的研究进行了比较，结果一致，但发…

研究赫比格星VV Ser近红外HI线的起源和光谱变化

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。

HD 163296的内盘边缘：将辐射流体静力学模型与红外观测干涉法联系起来

The inner disk rim of HD 163296: linking radiative hydrostatic models with infrared interferometry

本研究针对原行星盘HD 163296的内边缘开展辐射流体静力学模拟，探究其对近中红外干涉观测量的贡献，发现冷却效率、升华前沿形状影响辐射特征，且证实内边缘内部存在额外辐射，为理解原行星盘内区结构提供约束。

围绕B[e]星MWC158运动的盘不对称性

A disk asymmetry in motion around the B[e] star MWC158

MWC 158是一颗具有B[e]现象的恒星，它表现出强烈的分光光度变化（在谱线和紫外和可见光连续谱中），这归因于壳层喷射阶段。这颗恒星的演化阶段从未被明确确定。以前的干涉，spectropolarimetric和光谱干涉的研究表明，磁盘形态的环境。我们调查的起源内天文单位的中央恒星使用近红外干涉观测与先锋在VLTI超过两年的时间。我们使用SPARCO方法进行了星周环境的图像重建。我们发现，星周环境的形态可以在几周或几天的时间尺度上变化。我们进行了一个参数拟合的数据与模型组成的一颗星，一个磁盘和一个亮点，代表了一个更明亮的发射盘。我们在恒星周围的第一个天文单位内检测到强烈的形态变化，这种变化发生在几个月的时间尺度上。我们无法用二元模型很好地解释这种变异性。我们的参数模型很好地拟合了数据，并允许我们提取不同时期的不对称位置。这是我们第一次在MWC158的环境中检测到形态变异。这种可变性是由一个磁盘和一个亮点的模型再现。亮点的位置表明它位于圆盘中，但它的精确运动尚未确定。盘的不对称性的起源是复杂的，可能与不对称的壳层喷射有关。

光谱干涉测量和光谱天体测量的新机会

New opportunities with spectro-interferometry and spectro-astrometry

最新一代光谱干涉仪将毫角秒角分辨率与光谱能力结合起来，极大地增加了信息量。在这里，我提出的方法的工作和结果，说明了从根本上新的科学见解提供了非常高的光谱色散或多线过渡（Brackett和Pfund线）的光谱干涉。此外，我还讨论了光谱干涉数据的解释中的一些陷阱。结合我们最近对经典Be星β CMi和β Tau的研究，给出了第一个用光学干涉测量法获得的位置-速度图，并对几颗经典Be星同时观测到的相位反转提供了物理解释。在我们对Herbig B[e]星V921 Sco的研究过程中，我们首次将光谱干涉测量和光谱天体测量结合起来，提供了一种强大而资源有效的方法来限制星周气体的空间分布和运动学，其速度分辨率高达R = λ/Δλ = 100，000。最后，我讨论了我们的相位符号校准程序，这使我们能够校准琥珀差分相位和关闭相位的所有光谱模式，并从获得的经验中得出科学驱动的要求，为未来的仪器项目。

VLTI观测Orion带恒星：I. ε Ori

VLTI observations of the Orion Belt stars: I. eps Orionis

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。

干涉条纹可见度随空间频率的变化：恒星大气探测

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。

在Keck干涉仪上用新的光谱天体测量模式探测Be星的星周盘中的局部密度不均匀性

Probing local density inhomogeneities in the circumstellar disk of a Be star using the new spectro-astrometry mode at the Keck interferometer

本文报道了Keck干涉仪新观测模式的科学验证阶段的成功情况。该模式在K ′波段的谱线扩展函数宽度和采样速率为150 km/s，限流星等为K ′ ~ 7 mag，空间分辨率为lam/2B ~ 2.7 mas，测得的微分相稳定性精度空前（在K= 5等时为3毫拉德，这表示在天空中为3uas或质心精度为10^-3）。这种模式的科学潜力证明了所提出的观测的拱盘的演化Be星48 Lib。除了间接的方法，如多波长光谱和偏振，这里描述的光谱干涉天体测量提供了一个新的工具，直接约束的径向密度结构的磁盘。我们解决了第一次几个Pfund发射线，除了BrGam，在一个单一的干涉光谱，并具有足够的空间和光谱分辨率和精度来分析径向盘结构在48 Lib。这些数据表明，连续和PF发射起源于显着更紧凑的区域内的BrGam发射区。因此，光谱干涉天体测量打开了机会，直接连接不同的观测线配置文件的BrGam和Pfund的总流量和相关的不同磁盘半径。旋转扁平Be星的引力势预计会在星周盘中引起单臂密度扰动。这样一个缓慢旋转的盘振荡已被用来解释众所周知的周期性V/R光谱轮廓的变化，在这些恒星，以及观察到的V/R周期之间的相移不同盘发射线。微分线的性质和线性约束设置我们的数据借给支持存在一个半径依赖磁盘密度扰动。