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。
2015-10-07 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
Detection of optical flickering from the symbiotic Mira-type binary star EF Aquilae
我们在Johnson B和V波段对共生星天鹰座EF、飞马座AG和Lyncis SU进行了1分钟时间分辨率的测光。我们的观测表明，共生的米拉型恒星EF Aql的随机光变化的存在下，振幅约为0.25级的时间尺度为5分钟。观测结果证实了双星系统中热成分的白矮星性质。它是第11颗共生星（在我们银河系已知的200多颗共生星中），显示光学闪烁。对于SU Lyn，我们在B波段没有检测到幅度高于0.03 mag的闪烁。对于AG Peg，B和V带的变异幅度分别小于0.05 mag和0.04 mag。
2018-11-08 astro-ph.SR
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。
2018-11-14 astro-ph.SR
Dynamical Opacity-Sampling Models of Mira Variables. II: Time-Dependent Atmospheric Structure and Observable Properties of 4 M-Type Model Series
我们提出了4个模型系列的CODEX动态不透明度采样模型的米拉变量与太阳丰度，设计有类似的参数$o$ Cet，R狮子座和R Cas。我们证明，CODEX模型提供了一个明确的物理基础的分子壳的情况下，用来解释米拉变量的干涉观测。我们发现，这些模型通常提供了一个很好的匹配，测光和干涉测量在近红外和无线电之间的波长，并使模型输出公开。这些模型还表明，为了匹配可见光和红外观测，在3个连续半径内形成的贫铁硅酸盐颗粒必须具有小的颗粒半径，因此不能驱动来自富O Mira变量的风。
2011-07-19 astro-ph.SR
Tomography of cool giant and supergiant star atmospheres III. Validation of the method on VLTI/AMBER observations of the Mira star S Ori
AGB星大气层的结构和动力学知识对于更好地理解质量损失至关重要。层析成像方法依赖于光谱掩模的设计，该掩模包含在恒星大气中给定光学深度范围内形成的谱线，是实现这一目的的理想技术。它被应用于高分辨率光谱干涉VLTI/琥珀色观测的Mira型AGB星S猎户座。首先，在对层析掩模有贡献的波长处提取干涉仪的vibrium，并将其拟合到从均匀盘模型计算出的波长处。这允许测量由相应掩模探测的大气层的几何范围。然后，我们将观测到的大气扩展与现有的一维脉动CODEX模型和三维辐射流体动力学CO 5 BOLD模拟测量的大气扩展进行比较。我们发现，虽然S Ori中层析掩模探测的平均光学深度减小，（使用$<\log τ_0> = -0.45$、$-1.45$、和$-2.45$从最内层到中心层和最外层），这些层的角直径增加，从10.59 $\pm$ 0.09 mas至11.84 $\pm$ 0.17 mas，高达14.08 $\pm$ 0.15 mas。类似的行为时，观察到的层析成像方法被应用到1D和3D的动力学模型。因此，这项研究得出，第一次，光学和几何深度尺度之间的定量关系时，适用于Mira星S Ori，或1D和3D动力学模型。在Mira型恒星的背景下，光学和几何深度之间的联系的知识开辟了一条道路，以获得冲击波传播速度，这不能直接观察到这些恒星。
2020-09-08 astro-ph.SR
The dynamic atmospheres of Mira stars: comparing the CODEX models to PTI time series of TU And
我们对AGB上恒星演化的理解仍然面临许多困难。为了改善这一点，量化的了解大振幅的大气层和解释的基本恒星参数是必不可少的。我们希望通过与TU And的时间分辨分光光度和干涉PTI数据集的对抗来评估最近发布的CODEX动力学模型大气在代表M型Mira变量方面的有效性。我们校准的干涉K波段时间序列的高精度。这导致了50个夜晚的观测，涵盖了随后的8个脉动周期。在每个相位处，获得2.2 $μ$ m处的通量，以及K波段上5个通道中的光谱形状和可见度点。我们比较了相关的动态，自激CODEX模型的数据集。在视觉最小相位处，光谱和维生素都一致地再现。在接近最大值时，我们的观测结果表明，目前的模型预测的光球过于紧凑和炎热，我们发现扩展的大气层缺乏H2O不透明度。由于目前模型参数空间的覆盖面很小，需要更多的模型才能就差异的原因得出确切的结论。我们认为，TU和，可以解除的差异，通过采用较低的混合长度参数的值结合恒星质量的增加和/或金属丰度的减少，但这需要释放一个扩展的模型网格。
2012-01-27 astro-ph.SR
Morphology and kinematics of the gas envelope of the Mira binary W Aquilae
分析了Mira变星双星W Aql星周包层12 CO（3-2）辐射的ALMA观测结果。这是第一次提供CSE的空间分辨多普勒速度谱，其角距离可达~ 5”（意味着约2000 AU）。观测的探索性质（在两种不同的配置中每种配置只有五分钟）不允许对CSE的属性进行详细建模，但提供了关于其形态和运动学的重要定性信息。当从中心恒星投射到天空平面上的角距离从0增加到4角秒时，发现沿从东/西到东北/西南移动的轴的发射增强。平行地，多普勒速度分布沿从东/西到西北/东南移动的轴显示不对称性。结果进行了讨论的背景下，早期的观察，特别是尘埃形态。
2016-01-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for localized onset of episodic mass loss in Mira
我们报告多望远镜干涉测量的干涉光学望远镜阵列（IOTA），以提供图像的LPV米拉在H波段。这个波长区域非常适合研究质量损失，因为连续不透明度很低，可以在恒星大气层和包层中的很长路径上观察到发射。所观察到的vibrium是一致的一个简单的核心晕模型来代表中心对象和扩展的分子层，但此外，他们表现出实质性的不对称性。用图像重建软件分析表明，这种不对称性与局部吸收斑一致。观测到的不透明度暂时与小尘埃颗粒有关，这些小尘埃颗粒将在多年的喷射过程中大幅增长。空间信息以及推断的尘埃含量的云，已知的质量损失率，和喷射速度提供证据的脉动泵的扩展分子层。云可以被理解为一个空间上的局部区域的增强尘埃形成，非常接近脉动晕。观测到的质量损失可以由恒星周围的几个这样的活跃区域提供。这一结果为更好地理解AGB星大气中尘埃产生的团块提供了额外的线索。它与脉动和对流的组合在质量损失过程中起关键作用的场景兼容。
2020-08-22 astro-ph.SR
Interferometric imaging diagnostics of X Hya's circumstellar environment
光学干涉测量是研究AGB星近区环境的有力工具。利用几毫角秒的空间分辨率，甚至可以直接对角度大的物体表面成像。这是特别感兴趣的米拉星和红超巨星的尘埃风是从或非常接近光球的脉动和对流之间的相互作用。基于两个历元的米拉星X Hya的干涉观测，我们提出了如何变化的角度大小与波长的挑战脉动模型，以及如何重建图像可以揭示对象的形状和它的不对称结构的演变。
2015-03-04 astro-ph.SR
Detection of an asymmetry in the envelope of the carbon Mira R Fornacis using VLTI/MIDI
目标。我们提出了一个研究的信封形态的碳Mira R为VLTI/VLTI。这个天体是少数几个经历过尘埃遮蔽事件的渐近巨星分支（AGB）恒星之一。这类事件的起因仍在讨论之中。文献中提出了几种对称和非对称的方案。方法.中红外干涉观测间隔两年进行。观测探测大气的不同深度，覆盖不同的脉动阶段。使用GEM-FIND，一种用于在波长相关几何模型的帮助下拟合光谱分散干涉观测的工具，解释了振动和微分相位。结果我们报告的检测发现，通过非对称微分相位的结构。两年后，在相同的基线和位置角处观察到这种不对称性。观测结果最好用一个模型来模拟，该模型包括一个均匀圆盘加上一个高斯包络加上一个点源。该几何模型可以再现振动信号和微分相位信号。结论.我们的观测数据有利于基于非对称几何的R For遮蔽事件的解释。我们清楚地检测到恒星和强分辨尘埃成分之间的光心位移。这可能是由尘埃团或亚恒星伴星造成的。然而，现有的观察结果不允许我们区分这两种选择。这一发现对未来AGB星包络的几何学研究具有重要意义：如果这是一个双星，那么所有显示出遮蔽事件的AGB星都是双星吗？或者，我们是在寻找一个富含碳的米拉内部的不对称质量损失过程（即尘埃团块）？
2012-07-19 astro-ph.SR
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。
2009-11-24 astro-ph.IM astro-ph.SR
Pre-maximum spectro-imaging of the Mira star T Lep with AMBER/VLTI
Mira变星周围的扩散包层是影响星系化学演化的最重要的来源之一。然而，由于其复杂的光谱特征和快速的时间变化，它们是一个观测挑战。我们约束的确切亮度分布的米拉星TLep与模型无关的分析。我们获得了单历元干涉观测数据集连续的光谱域（1.5-2.4mum）和空间域（基线范围从11到96米）。我们使用MIRA软件对每个光谱箱进行了模型独立的图像重建。我们通过使用一个简单的星+层模型对数据进行建模来完成分析，该模型的灵感来自图像。重建的图像证实了一个中心恒星的总体图像，它被周围不透明度不断变化的分子壳部分遮蔽。在1.7 μ m时，壳层变得光学上很薄，相应的辐射呈现为环绕恒星的环。这是第一个直接证据的球形形态的分子壳。模型拟合证实了一个恒定大小的球形层，并在波长上改变不透明度。粗略的建模指出，除了CO和H2O特征之外，壳内还有连续不透明度。因此，似乎不可能在任何光谱箱中单独用光球模拟数据。
2009-02-23 astro-ph.SR
The adventure of carbon stars - Observations and modelling of a set of C-rich AGB stars
模拟恒星大气是现代天文学中一项复杂而有趣的任务。系统地比较模型与多技术观测是约束它们的唯一有效方法。目的：我们进行了一个自洽的模拟大气中的六个富C AGB星：R Lep，R，Y Pav，AQ Sgr，U Hya和X TrA，目的是扩大知识的动态过程中发生的大气。方法.我们使用VLTI/VLBI干涉观测，结合分光光度数据，并将它们与自洽动力学模型大气进行比较。结果：该模型能较好地再现1μm波长范围内的SED数据和8 ~ 10μm波长范围内的干涉观测数据。差异可能是由于数据和模型相关效应的组合。最适合Miras的模型明显延长，具有突出的壳状结构，而最适合非Miras的模型更紧凑，显示出较低的平均质量损失。质量损失是情节或多周期的性质，但导致视觉振幅显着大于所观察到的。从模型拟合中得到恒星参数：T_eff，L_bol，M，C/O，$\dot{\text{M}}$。我们的研究结果与文献值的不确定性。T_eff和L_bol也与由角直径θ_{（V-K）}导出的T和由SED拟合导出的L_bol吻合良好，但AQ Sgr除外。最后，Miras模型的θ_Ross和θ_（V-K）的一致性要比非Miras模型的好，这可能与非Miras模型的情节性质有关。我们还在H-R图中定位了恒星，并将它们与进化轨迹进行了比较。我们发现从模型拟合得到的主要性质与碳星的TP-AGB演化计算（COLIBRI代码）符合得很好。
2017-01-16 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
Theoretical mass estimates for the Mira-type variable R Hydrae
本文通过恒星演化模型模拟长蛇座R近两个世纪的脉动周期缩短现象，将其归因于氦闪后辐射扩散波耗散导致的半径减小，并估计其质量为4.44至4.63倍太阳质量。
2023-05-31 astro-ph.SR
Near-infrared spectro-interferometry of Mira variables and comparisons to 1D dynamic model atmospheres and 3D convection simulations
我们共获得了20个近红外K波段光谱干涉快照观测的米拉变量o Cet，R狮子座，R Aqr，X Hya，W Vel，和R Cnc的光谱分辨率约为1500。我们比较了观测到的通量和可见度光谱与CODEX 1D动态模型大气的预测和基于CO5BOLD 3D动态模型大气（包括对流）的方位平均强度。我们的可见度数据证实了存在的空间扩展的分子大气位于以上的连续半径与大规模的不均匀性或团块，贡献了百分之几的总流量。不均匀性或团块的详细结构在3个月及以上的时间尺度上显示出变异性。这两种建模尝试都对我们的数据提供了令人满意的拟合。特别是，它们都是一致的观察到的可见度功能在水汽和CO的分子带的减少，表明空间扩展的分子大气。观测变异性阶段大多与最佳拟合CODEX模型一致，但接近最大值阶段除外，在接近最小值阶段，数据可以更好地描述。从模型拟合得出的Rosseland角直径在基于1D和3D模型的角直径之间以及与早期观察结果之间大致一致。我们推导出的基本参数，包括绝对半径，有效温度，和我们的源的光度。我们的研究结果提供了第一个观测支持的理论结果，在三维CO5BOLD模型的AGB星的对流和脉动引起的冲击大致球形膨胀和类似的性质，在一维CODEX模型的自激脉动。与红超巨星不同的是，脉动和冲击引起的动力学可以使米拉变星的分子大气悬浮到与观测一致的范围。
2016-01-11 astro-ph.SR
Gravity darkening in rotating stars
解释快速旋转恒星的干涉观测需要一个好的表面有效温度模型。到目前为止，T_eff \propto g_eff^β形式的定律一直被使用，但它们只对缓慢旋转的恒星有效。我们提出了一个简单的模型，可以描述纬度的变化，在任何旋转速率的旋转恒星的流量。该模型假设能流是一个与有效引力反平行的无发散矢量。当质量分布可以用罗氏模型描述时，有效温度的纬向变化只取决于一个参数，即赤道速度与开普勒速度的比值。我们验证这个模型，通过比较其预测的最现实的二维模型的旋转恒星发出的ESTER代码。这与观测到的两颗快速旋转的恒星--α Aql和α Leo--的结果非常吻合。我们建议，只要灰色大气可以接受，来自旋转恒星的干涉观测的流量分布的数据反演使用这样的模型，它只有一个自由参数。
2011-09-14 astro-ph.SR
Inhomogeneities in molecular layers of Mira atmospheres
我们获得了K波段光谱干涉观测Miras R Cnc，X Hya，W Vel和RW Vel的光谱分辨率为1500使用VLTI/琥珀仪器。我们在SAAO的Mk II仪器上获得了JHKL的同步测光结果。我们的源具有波长依赖的可见度值，这与S Ori早期的低分辨率AMBER观测和基于自激脉动模型的动态模型大气系列的预测一致。波长依赖的UD直径在2.25 μ m处的近连续带通附近显示出最小值。它们在2.0 μ m处向H2O带增加高达30%，在CO带头处增加高达70%。动力学模式的大气序列表现出一致的波长依赖性，其参数，如视觉相位，有效温度和距离是一致的独立估计。闭合相位具有显著的波长依赖性非零值，指示偏离点对称。例如，R Cnc闭合相在2.0 μ m H2O带中为110度，对应于例如在约4质量的分离下贡献总通量的3%的附加未分辨斑点。我们的观测结果与最新的基于自激脉动模型的动力学模式大气系列的预测是一致的。波长依赖的半径变化被解释为分子层的效果。依赖于波长的闭合相位值表示在所有波长处偏离点对称，因此扩展大气层存在复杂的非球形分层。特别是，从点对称的显着偏差在H2O带被解释为在水蒸气层的大尺度的不均匀性或团块的签名。观测到的不均匀性可能是由扩展大气中的脉动和激波引起的混沌运动引起的。
2011-07-05 astro-ph.SR
Modelling of mid-infrared interferometric signature of hot exozodiacal dust emission
在最近的观测中，利用H和K波段干涉测量法，在距离小于$1\,\text{au}$的24颗主序星周围探测到了热的外黄尘排放。由于星周尘埃和恒星之间的高对比度和小角距离，直接观察这种尘埃成分是具有挑战性的。中红外干涉测量法提供了另一种探索热外黄道尘埃的方法。我们分析了L，M和N波段的干涉签名，这种排放，以找到更强的约束的属性和起源的热exozodiacal尘埃。考虑到9个碎片光盘系统的参数推导出以前，我们在这些频带中的每一个模型的光盘。我们发现M波段是探测热尘辐射的最佳波段，其次是L波段和N波段。三个系统中的热尘埃- HD 22484（10 Tau），HD 102647（$β$ Leo）和HD 177724（$ζ$ Aql）-在可见度函数中显示出强烈的信号，甚至可以让人们限制尘埃的位置。特别是，中红外线的观测可以帮助确定尘埃是在升华半径处堆积，还是位于$1\,\text{au}$的半径处。此外，我们将探索在甚大望远镜干涉仪（VLTI）即将到来的中红外干涉仪MATISSE的热exozodiacal尘埃的观测。
2017-09-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
The K-band highest-resolution images of the Mira star R Car with GRAVITY-VLTI
研究利用 GRAVITY-VLTI 的 K 波段高分辨率观测和图像重建分析 R Car 内层星周环境，测定恒星与 CO 层尺度，并指出镁复合物最可能启动尘埃驱动风。
2023-02-28 astro-ph.SR
The VLTI/MIDI view on the inner mass loss of evolved stars from the Herschel MESS sample
演化恒星的质量损失过程是我们理解天体物理学许多领域的关键因素，包括恒星演化和通过恒星产额的星际介质的化学富集。一个主要的未解决的问题是质量损失过程的几何形状。利用Herschel质量损失演化恒星（MESS）计划的结果，我们发起了一项协调的努力，以确定在各种空间尺度上演化红巨星质量损失的几何形状。为此，我们使用了中红外干涉仪（MESS）来解决的MESS样品中的14个渐近巨星分支星（AGB）的内部信封。在这篇文章中，我们提出了一个概述的干涉测量数据收集的框架内，我们的大型计划，我们还添加了完整的档案数据。我们通过将观测结果与不同几何模型的预测结果进行比较，研究了内部大气的几何结构。不对称性检测到五个O-丰富和S-型，这表明在N波段的不对称性是更常见的恒星与这种化学。我们推测这一事实与尘埃颗粒的特性有关。除了一颗恒星外，没有检测到干涉测量的变化，也就是说，非米拉星的壳层大小的变化对应于小于10%的可见度变化。所观察到的光谱变异性证实了文献中的先前发现。在我们的样本中检测到的尘埃遵循IRAS颜色图中AGB的位置：在区域II的富氧恒星和区域VII的碳恒星周围检测到更多的尘埃。SiC尘埃特征没有出现在UAnt和SSct的可见光谱中，这是两颗具有分离壳的碳星。这一发现对SiC粉尘形成理论具有启示意义。
2017-01-26 astro-ph.SR
Near-infrared spectro-interferometry of three OH/IR Stars with the VLTI/AMBER instrument
我们调查的OH/IR星的分子和尘埃环境，以表征在tip-AGB超风阶段的质量损失过程。在VLT干涉仪上使用AMBER仪器，我们获得了三颗OH/IR星IRAS 13479-5436、IRAS 14086-6907和IRAS 17020-5254的近红外H-和K-波段光谱干涉观测，光谱分辨率约为35。我们使用一个两个组件的几何模型，由一个均匀的磁盘和高斯磁盘，获得特征角的大小的中央恒星源和他们的尘埃信封，以及这些组件之间的流量比。上述天体的三个中心部分的均匀圆盘角直径值在3.2质量和5.4质量之间。对于它们的尘埃包层，我们发现FWHM值在17.1 mas和25.2 mas之间。根据文献中的距离估计，中心恒星的半径在900 R_sun和1400 R_sun之间，而它们的尘埃包层的半高宽值在9000 R_sun和13000 R_sun之间。所有三个源的可见度函数表现出类似于那些早期VLTI/琥珀观测半定期和Mira可变AGB星的波长变化。这些被解释为大气分子层位于光球层的特征。我们还发现，尘埃信封有一个明显更大的光学深度比那些已知的米拉星。我们将其解释为“超级风”阶段的预期结果，即AGB演化的最后10000至30000年，当质量损失率增加10-100倍时。由于光学厚度的不同，这里研究的三个尘埃壳层可能代表了“超级风”的不同阶段和不同的初始质量。
2011-10-24 astro-ph.SR
Dust formation in the oxygen-rich AGB star IK Tau
我们模拟合成的分子和尘埃的内风的富氧米拉型恒星IK头，通过考虑周期性的冲击引起的恒星脉动的气体的影响，并通过以下的非平衡化学的冲击气体层之间的1和10 Rstar。我们考虑了一套完整的分子和尘埃团，并结合成核阶段的尘埃形成与这些集群的凝聚成尘埃颗粒。我们推导出的分子丰度和尘埃的性质进行比较，最近的观测数据。化学反应用化学动力学网络描述，缩合机理用布朗形式主义描述。的冲击驱动一个活跃的非平衡化学在IK头的尘埃形成区的碰撞破坏的CO在冲击后的气体触发形成的含碳物种，如HCN和CS。大多数模拟的分子丰度同意以及来自赫歇尔数据的最新值。氧化铝簇在2 Rstar内产生，并导致氧化铝颗粒靠近恒星表面。硅酸盐的团簇在较大半径（r > 3Rstar）处形成，其中它们的成核由HSiO和H2SiO的形成触发。它们有效地浓缩并达到其最终的粒度分布在~ 6和8 R星之间，其中主要的中等尺寸颗粒群在~ 0.02微米处达到峰值。这两个尘埃壳配置同意最近的干涉观测。导出的IK Tau的尘埃-气体质量比在1- 6x 10 ^-3之间，与富氧的Mira型恒星的观测值一致。我们的研究结果证实了周期性冲击的重要性，在化学上塑造的内部风的AGB星，并提供气体条件，有利于有效的合成分子和尘埃的非平衡过程。
2015-10-16 astro-ph.SR
Radio and IR interferometry of SiO maser stars
SiO脉泽星的无线电和红外线干涉测量法以可比的空间分辨率提供关于大气和星周环境的补充信息。在这里，我们提出的最新结果的大气结构和尘埃凝聚区的AGB星的基础上，我们最近的红外光谱干涉观测，这代表了环境的SiO脉泽。我们讨论，作为一个例子，新的结果，同时VLTI和VLBA观测的Mira可变AGB星R CNC，包括VLTI近红外和中红外干涉，以及VLBA观测的SiO脉泽发射朝向这个源。我们目前的初步结果，从监测活动的高频率SiO脉泽发射向进化的恒星获得的APEX望远镜，这也是ALMA图像的SiO发射区的前体。我们推测，扩展分子大气中的大尺度长周期混沌运动可能是观测到的大气分子层偏离点对称性以及观测到的高频SiO脉泽辐射不稳定变化的物理原因
2012-04-16 astro-ph.SR
The mid-infrared diameter of W Hydrae
2007年4月至2009年9月期间，WHya的中红外（8-13微米）干涉数据是由ECONOMY/VLTI获得的，覆盖了近三个脉动周期。光谱分散的能见度数据的所有75个观测进行了分析，通过拟合一个圆形的完全limb-darkened磁盘（FDD）模型的所有数据和个人的脉动阶段。用椭圆FDD研究了不对称性。模拟结果表明，W Hya的视在角度FDD直径约为（80 +/- 1.2）mas（7.8 AU），介于8至10微米之间，相当于光球直径的1.9倍。直径逐渐增加至12微米时的（105 +/- 1.2）mas（10.3 AU）。相比之下，FDD相对通量分数从（0.85 +/- 0.02）下降到（0.77 +/- 0.02），反映了来自完全分辨的周围硅酸盐尘埃壳的通量贡献增加。扩展结构的不对称性可以得到证实。椭圆FDD产生（11 +/-20）度的位置角和（0.87 +/-0.07）的轴比。一个弱的脉动依赖性被揭示与直径增加（5.4 +/- 1.8）质量之间的视觉最小值和最大值，而检测到的周期到周期的变化较小。W Hya的直径表现出与Mira星RR Sco和S Ori非常相似的行为，可以用类似的模型来描述。恒定直径部分的结果从一个部分解决恒星盘，包括一个紧密的分子层H2O，而超过10微米的增加，最有可能是由于附近的空间分辨的Al 2 O3尘埃壳的贡献。
2011-04-30 astro-ph.SR
Multi-band infrared imaging reveals dusty spiral arcs around the binary B[e] star 3 Puppis
Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学，蔚蓝海岸观测站，法国国家科学研究中心，拉格朗日实验室）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；ONERA / DEMR, Université de Toulouse（法国航空国防技术研究院/电子与微电子研究部，图卢兹大学）；Department of Physics & Astronomy, University of Southampton（南安普顿大学物理与天文学系）
多波段红外成像揭示3 Puppis双星周围尘埃螺旋结构的复杂形态与动力学机制
2025-10-31 astro-ph.IM astro-ph.SR
Observational calibration of the projection factor of Cepheids. II. Application to nine Cepheids with HST/FGS parallax measurements
脉动恒星的距离通常使用脉动松弛（PoP）方法来估计，该方法结合了光谱径向速度测量和角直径估计来推导恒星的距离。这种方法的一个重要应用是确定造父变星的距离，鉴于其距离尺度的校准。然而，在PoP方法中，径向速度到脉动速度的转换依赖于校准不良的参数，投影因子（p因子）。我们的目标是凭经验测量的P-因子的值的均匀样本的九个银河造父变星的三角函数的测量与哈勃太空望远镜精细制导传感器。我们使用的SPIPS算法，一个强大的实现的PoP方法，结合测光，干涉，径向速度测量的脉动的全球建模。我们获得了新的干涉角直径使用PIONIER仪器在甚大望远镜干涉仪，完成了从文献中的数据。使用已知的距离作为输入，我们推导出的p-因子的值，并研究其与脉动周期的依赖关系。我们发现以下P因子：1.20 $\pm$ 0.12，用于RT Aur，1.48 $\pm$ 0.18（T Vul），1.14 $\pm$ 0.10（FF Aql），1.31 $\pm$ 0.19（Y Sgr），1.39 $\pm$ 0.09（X Sgr），1.35 $\pm$ 0.13（对于W Sgr），1.36 $\pm$ 0.08对于$β$ Dor，1.41 $\pm$ 0.10用于$ζ$ Gem，1.23 $\pm$ 0.12用于$\ell$ Car。这些值始终接近p = 1.324 $\pm$ 0.024。我们观察到这个平均值周围的一些分散，…
2016-01-18 astro-ph.IM astro-ph.SR
A thin shell of ionized gas explaining the IR excess of classical Cepheids
尽管有观测证据，但经典造父变星的红外（IR）过剩很少被研究和了解，但可能会导致用于校准河外距离尺度的周期光度（PL）关系的系统学。本研究的目的是了解5颗造父变星的光谱能量分布（SED）中IR过剩的物理来源：RS Pup（P=41.46d），zeta Gem（P=10.15d），eta Aql（P=7.18d），V Cen（P=5.49d）和SU Cyg（P=3.85d）。沿脉动周期的大气模型的时间序列与数据汇编相吻合，包括光学和近红外测光、斯皮策光谱（在特定阶段得到保证）、干涉角直径、有效温度和径向速度测量。对两个波段的赫歇尔像也作了定性分析。在该拟合过程中，基于SPIPS算法，无论脉动相位如何，对于大于约$1.2μ$ m的波长，在SED中发现残差，其对应于造父变星的如此确定的红外过量。然后从星际介质吸收中校正这种IR过量，以推断是否存在尘埃壳，并最终用于拟合电离气体壳的模型。对于所有的造父变星，我们发现一个连续红外过剩增加到约-0.1等，在30 $μ$ m，这不能解释的热或冷尘埃模型的环恒星环境（CSE）。我们表明，第一次，造父变星的红外过剩可以解释从电离气体的薄壳层的自由-自由发射，厚度约为15%的恒星半径，质量为$10^{-9}-10^{-7}$ Msol和温度范围从3500至4500 K。这一结果必须用在可见光、中红外或无线电领域工作的干涉仪进行测试。这种电离气体的CSE对…
2019-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The extended atmosphere and circumstellar environment of the cool evolved star VX Sagittarii as seen by MATISSE
上下文VX Sgr是一颗冷的、演化的、明亮的红色恒星，其恒星参数难以确定，这影响了它的分类。目的。我们的目标是在空间上解决光球的范围以及拱星环境。方法.我们使用MATISSE仪器在L（3至4 μm）、M（4.5至5 μm）和N（8至13 μm）波段获得的干涉观测结果。我们使用MIRA软件重建单色图像。我们使用三维辐射流体动力学（RHD）模拟进行了CO5BOLD和一个统一的磁盘模型，以估计视直径和解释恒星表面结构。此外，我们采用辐射转移代码Optim3D和Radmc3D计算的光谱能量分布的L，M和N波段，分别。结果MATISSE观测首次揭示了VX Sgr在L、M和N波段的形态。重建的图像显示出复杂的形态，其特征取决于探测的波长的较亮的区域。我们测量了作为波长的函数的角直径，并表明，在L和M波段的光球范围取决于通过大气的不透明度。此外，我们还得出结论，所观察到的光球不均匀性可以解释为对流相关的表面结构。在N波段的比较产生了N波段光谱和简单的尘埃辐射转移模拟之间的定性协议。然而，这是不可能的坚定地得出结论，目前的数据解释，因为在约束模型参数使用我们的绝对通量校准的精度有限的困难。结论. MATISSE观测和衍生的重建图像首次揭示了恒星表面和星周环境在一个非常大的光谱域的外观。
2021-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
