The close circumstellar environment of Betelgeuse - II. Diffraction-limited spectro-imaging from 7.76 to 19.50 microns with VLT/VISIR
背景：红超巨星（RSG）中发生的质量损失是星际介质中尘埃和分子富集的主要原因。然而，这种质量损失的物理机制相对知之甚少。参宿四是最近的RSG，因此是对其表面进行高角分辨率观测（通过干涉测量法）和近距离环星环境的主要天体。目的：我们计划的目标是了解从参宿四喷出的物质是如何从其表面输送到星际介质的，以及在这个过程中它是如何化学演变的。研究方法：我们获得了衍射限制的图像参宿四和PSF校准器（毕宿五）在六个过滤器在N波段（7.76至12.81 MIC）和两个过滤器在Q波段（17.65和19.50 MIC），使用VLT/VISIR仪器。结果：我们的图像显示了明亮，扩展和复杂的拱星信封在所有波长。它在9-10 mic的长度方向上特别突出，指向富O尘埃的存在，如硅酸盐或氧化铝。在距离恒星0.5至1.0”的地方观测到一个部分圆形的壳层，可能对应于尘埃包层的内半径。星云中有几个结和附属结构，其中一个结位于恒星以西0.9”处，特别明亮和紧凑。结论：参宿四周围的星周包层至少延伸到几十个恒星半径。它相对较高的块状度表明了恒星损失的物质的不均匀空间分布。它的扩展对应于一个重要的中间尺度，其中大部分的尘埃可能是形成的，在热和致密的气体信封之前在近红外和星际介质。
2011-06-24 astro-ph.SR
Broadband ESO/VISIR-Spitzer infrared spectroscopy of the obscured supergiant X-ray Binary IGR J16318-4848
高能天文台INTEGRAL最近发现了一类新的X射线双星。它是由内在遮蔽的超巨星大质量X射线双星组成，通过多波长X射线、光学、近红外和中红外观测，特别是使用欧洲南方天文台设施进行的光度和光谱观测，揭示了这一点。然而，关于这些有趣的来源的基本问题，即它们的形成，演化和环境的性质，仍然没有解决。其中，IGR J16318-4848 --一个围绕超巨星B[e]星运行的紧凑物体--似乎是我们银河系最不寻常的天体来源之一。我们在这里提出了新的ESO/VLT VISIR中红外（MIR）光谱观测这个源。首先，线路诊断使我们能够确认存在的吸收材料（灰尘和冷气）包围整个二元系统，并确定这种材料的性质。其次，通过拟合宽带近中红外光谱能量分布-包括ESO NTT/SofI，VLT/VISIR和Spitzer数据-与sgB[e]星的唯象模型，我们表明该恒星被加热到3800-5500 K的辐射边缘所包围，以及内部温度为750 K的粘性盘组件。VISIR数据使我们能够排除尘埃成分的球形几何。这项详细的研究将使我们在未来得到更好的约束，在我们的银河系中，这种罕见的和短寿命的高质量X射线双星系统的形成和演化。
2012-05-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multiplicity of Galactic Cepheids from long-baseline interferometry. II. The Companion of AX Circini revealed with VLTI/PIONIER
目的：我们旨在检测和表征Cepheid AX Cir（$P_\mathrm{orb} \sim $ 18岁）的主序列伴侣。长期目标是估计两个组件的质量和到系统的距离。研究方法：我们在VLT干涉仪上使用了PIONIER组合器，以获得短周期造父座AX Cir及其轨道组件的第一次干涉测量。结果：PIONIER在投影分离$ρ= 29.2 \pm 0.2$质量和投影角度$PA = 167.6 \pm 0.3^{\circ}$下分辨出伴行。我们测量的$H$带流量比的伴侣和造父变星的$0.90 \pm 0.10$ %和$0.75 \pm 0.17$ %，分别在脉动阶段的造父变星$ϕ= 0.24$和0.48。$ϕ= 0.48$的对比度较低是由于Cepheid的亮度高于$ϕ= 0.24$。这给出了一个平均视星等$m\mathrm{_H (comp)} = 9.06 \pm 0.24$ ma。造父变星在两个脉动相位的边缘变暗的角直径被测量为$θ_\mathrm{LD} = 0.839 \pm 0.023$ mas和$θ_\mathrm{LD} = 0.742 \pm 0.020$ mas，分别在$ϕ= 0.24$和0.48。基于我们测量的分离，还推导出了系统总质量的下限，我们发现了$M_\mathrm{T} \geq 9.7 \pm 0.6 M_\odot$。
2013-12-10 astro-ph.SR
Cepheids at high angular resolution: circumstellar envelope and pulsation
2005年，VLTI/VINCI和CHARA/FLUOR的干涉观测揭示了一些造父变星周围存在星周包层（CSE）。这种周围的物质特别有趣，原因有两个：它可能对距离估计产生影响，并可能与过去或正在进行的质量损失有关。使用Baade-Wesselink方法进行独立的距离测定可能会因这些包络的存在而产生明显的偏差。虽然它们的观测是困难的，因为恒星的光球和CSE之间的高对比度，几个观测技术有可能提高我们对它们的物理性质的知识。在这篇论文中，我特别讨论了高角分辨率技术，我应用到几个明亮的银河系造父变星的研究。首先，我使用自适应光学观测与NACO的造父变星RS船尾座，为了推导出CSE和恒星的光球之间的流量比。此外，我可以对斑点噪声进行统计研究，并检查可能的不对称性。其次，我分析了VISIR数据，研究了一个造父变星样本的光谱能量分布。这些衍射极限图像使我能够在N波段进行精确的测光，并检测到与星周成分存在相关的红外过量。另一方面，应用傅立叶分析我表明，一些组件解决。然后我用复合仪器FLUOR探测了一些明亮造父变星的K'带。由于Y Oph的新数据集，我改进了它的拱星包络的研究，使用CSE的环状模型。对于另外两个造父变星，U Vul和S Sge，我应用干涉Baade-Wesselink方法来估计它们的距离。
2011-12-23 astro-ph.IM astro-ph.SR
Extended envelopes around Galactic Cepheids IV. T Monocerotis and X Sagittarii from mid-infrared interferometry with VLTI/MIDI
目标。我们研究了附近造父变星的封闭环境，使用高空间分辨率的观测在中红外线的VLTI/THEX仪器，一个双光束干涉复合器。方法.我们得到了经典造父变星X Sgr和T Mon的光谱和轨道。我们用数值转换程序DUSTY拟合了尘埃壳层参数，并辅以B、V、J、H、K文献测光。我们使用了一个典型的尘埃成分为拱星环境。结果我们检测到一个扩展的尘埃环境中的光谱和两颗星的vitamins，虽然T Mon可能遭受热背景污染。我们将此归因于造父变星周围存在的星周包层（CSE）。对于X Sgr（τ（0.55微米）= 0.008），这是光学上薄的，而对于T Mon（τ（0.55微米）= 0.15），它似乎更厚。它们位于大约15-20个恒星半径处。根据我们以前的工作，我们在VISIR PAH 1过滤器中推导出可能的周期超额关系，f（8.6微米）[%]= 0.81（+/-0.04）P[天]。我们认为CSE对中红外周期光度（PL）关系的影响不可忽略，因为它们可以使造父变星的亮度偏差高达30%。对于K波段P-L关系，CSE贡献似乎较低（<5%），但样本需要放大以确定CSE的影响在该波段中可以忽略不计。
2013-09-03 astro-ph.SR
High-contrast imaging of Galactic Cepheids with VLT/SPHERE
Universidad de Tarapacá（塔拉帕卡大学）；Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，巴黎西岱大学，塞吉-蓬图瓦兹大学，法国国家科学研究中心）；French-Chilean Laboratory for Astronomy, IRL 3386, CNRS and U. de Chile（法智天文学联合实验室，CNRS与智利大学）；Smithsonian Astrophysical Observatory（史密森尼天体物理台）；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研究所）；Universidad de Concepción（康塞普西翁大学）；Centrum Astronomiczne im. Mikołaja Kopernika, PAN（尼古拉·哥白尼天文中心，波兰科学院）；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）
通过高对比度成像研究银河系造父变星的视觉伴星，确定其伴星分布并限制未检测到的伴星，以约束造父多星系统的结构。
2026-04-07 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Spatially extended emission around the Cepheid RS Puppis in near-infrared hydrogen lines. Adaptive optics imaging with VLT/NACO
最近发现造父变星具有星周包层（CSE）。RS Pup是造父变星，呈现出已知的最突出的拱星包络，其起源尚不清楚。我们的目的是在一个角秒尺度（~2000 AU）估计RS Pup周围CSE的通量贡献，并研究其几何形状，特别是关于不对称性，以限制其物理性质。我们在两个中心波长为λ= 1.644和2.180 μm的窄带滤光片中获得了近红外图像（分别为NB 1.64和IB 2.18），这两个窄带滤光片分别包含氢的两条复合线：12-4和7-4（Brackett γ）跃迁。我们使用NACO的立方体模式的观察，以提高角分辨率的移位和添加技术，并定性研究的对称性的空间扩展发射的CSE与散斑噪声的统计研究。我们可能在2σ水平上探测到一个相对通量为38 $\pm$ 17%的扩展发射（与同一滤光片中的恒星相比），在NB 1.64滤光片中为24 $\pm$ 11%，在IB 2.18滤光片中为24。这种发射集中在RS Pup上，不存在任何可检测的不对称性。我们将探测到的辐射归因于恒星周围可能存在的氢包层。
2011-01-04 astro-ph.SR
Spatially resolving polycyclic aromatic hydrocarbons in Herbig Ae disks with VISIR-NEAR at the VLT
本文利用VLT/VISIR-NEAR对八个赫比格Ae盘进行长缝光谱空间分辨观测，首次系统揭示PAH发射的中心集中与环状两种几何形态，并发现PAH与硅酸盐发射、散射光轮廓之间的相关性及径向衰减差异，为盘内尘埃演化和PAH加热机制提供了观测约束。
2023-03-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The long-period Galactic Cepheid RS Puppis - II. 3D structure and mass of the nebula from VLT/FORS polarimetry
长周期造父变星RS Pup被一个巨大的尘埃星云包围，反射来自中央恒星的光线。由于中央光源的亮度不断变化，光的回声传播到星云中。然而，星云的起源和物理性质是不确定的：它可能是通过恒星本身的质量损失产生的，或者它可能是先前存在的星际云的残余物。我们的目标是确定星云的3D结构，并估计其质量。知道星云的几何形状也将使我们能够使用其光回波模型以明确的方式检索RS Pup的距离（在即将进行的工作中）。造父变星光在星周星云中的散射角可以由其线偏振度恢复。我们利用VLT/FORS仪器的偏振成像模式对RS Pup周围的星云进行了观测，得到了线偏振度和位置角的图。从我们的FORS观测中，我们得到了尘埃分布的3D地图，其整体几何形状是一个不规则的薄层。星云并不呈现出明确的对称性。使用一个简单的模型，我们得出的总尘埃质量M（灰尘）= 2.9 +/- 0.9 Msun的尘埃在1.8弧分的造父变星。这转化为M（气体+尘埃）的总质量= 290 +/- 120 Msun，假设尘埃与气体的比例为1.0 +/-0.3%。尘埃星云的高质量排除了它是由恒星的质量损失产生的。然而，薄星云表明造父变星参与了它的形成，例如通过它的辐射压力或恒星风。因此，RS Pup看起来像是一个规则的长周期造父变星，位于异常密集的星际环境中。
2012-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Circumstellar emission of Cepheids across the instability strip: Mid-infrared observations with VLTI/MATISSE
本文利用 VLTI/MATISSE 对八颗不同周期和演化阶段的银河系造父变星进行中红外干涉观测，首次系统刻画其星周包层，发现尘埃发射可忽略或不存在，并给出星周包层流量上限。
2024-12-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Searching for visual companions of close Cepheids. VLT/NACO lucky imaging of Y~Oph, FF~Aql, X~Sgr, W~Sgr and $η$~Aql
目的：在几个光度波段的高分辨率成像可以提供造父变星宽轨道部分的颜色和天体测量信息。这样的测量是了解脉动恒星的年龄和演化所必需的。此外，造父变星双星有可能提供直接和独立于模型的距离和质量。研究方法：我们使用NAOS-CONICA自适应光学仪器（NACO）在近红外波段对经典造父变星Y~Oph、FF~Aql、X~Sgr、W~Sgr和$η$ ~ Aql周围的宽分量进行了深入搜索，搜索范围为$1.7"\times 1.7"$（$η$ ~Aql的$3.4"\times 3.4"$）的视场（FoV）。结果如下：我们能够在$r > 0.2"$半径范围内达到对比度$ΔH = 5$-8\，mag和$ΔK_\mathrm{s} = 4$-7\，mag，这使我们能够限制宽伴体的存在。对于Y~Oph、FF~Aql、X~Sgr、W~Sgr和$η$ ~Aql，我们排除了光谱类型分别早于B7 V、A9 V、A9 V、A1 V和G5 V恒星的伴星的存在。对于$0.1"< r < 0.2"$，没有发现比O 9 V、B 3 V、B 4 V、B 2 V和B 2 V星更早的伴星。在投影间隔$ρ= 654.7 \pm 0.9$ 1，mas和位置角$PA = 92.8 \pm 0.1^\circ$处检测到接近$η$ ~Aql的分量。我们估计它的去红视星等为$m_H^0 = 9.34 \pm 0.04$，并推导出一个光谱类型，范…
2014-06-02 astro-ph.SR
On the binarity of the classical Cepheid X Sgr from interferometric observations
光学红外线干涉测量法可以提供造父变星半径的直接几何测量和/或揭示这些恒星的未知双星伴星。这些信息对于正确标定周期-光度关系和确定造父变星的双星比例是非常重要的。我们用VLTI/AMBER观测了造父变星X Sgr，以证实或反驳假设的双星伴星的存在，并直接测量平均恒星半径，可能检测其沿脉动周期的变化。根据MR模式下的AMBER观测结果，我们对闭合相位进行了二元模型拟合，并对可见度进行了边缘变暗模型拟合。我们的分析表明，在10.7质量和5.6 magK的分离比主星微弱，其流量和位置急剧约束的数据的点状同伴的存在。没有检测到半径脉动，而平均边缘变暗的直径结果是1.48+/-0.08质量，对应于53+/-3 R_sun在333.3 pc的距离。
2012-11-20 astro-ph.IM astro-ph.SR
New ATCA, ALMA and VISIR observations of the candidate LBV SK-67266 (S61): the nebular mass from modelling 3D density distributions
我们提出了新的观测周围的星云麦哲伦候选发光蓝变量S61。其中包括澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）、阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）和甚大望远镜（VLT）的VISIR获得的高分辨率数据。该星云仅在无线电中被发现，高达17 GHz。17 GHz的ATCA地图，0.8角秒的分辨率，允许与H $α$哈勃太空望远镜图像的形态比较。射电星云类似于一个球形壳，就像在光学上一样。光谱指数图表明，射电辐射是由于电离的光学薄气体中的自由-自由跃迁，但也有不均匀性的暗示。我们提出了我们的新的公共代码RHOCUBE模型的三维密度分布，并确定通过贝叶斯推断的星云的几何参数。我们应用该代码来模拟S61星云中的电子密度分布。我们发现，不同的分布拟合的数据，但他们都收敛到相同的电离质量，~0.1 $\rm M\odot$，这是一个数量级小于以前的估计。我们展示了如何使用星云模型来获得具有高时间分辨率的质量损失历史。这个星云可能是通过恒星风而不是喷发形成的。从ALMA和VISIR的非检测，加上派生的消光图，我们推断，空间望远镜观察到的红外辐射必须产生于电离区域内的扩展，扩散的尘埃。
2016-12-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observational calibration of the projection factor of Cepheids I. The Type II Cepheid kappa Pavonis
脉动恒星的距离，特别是造父变星，通常使用脉动视差技术测量。该技术的不同版本结合了线性直径变化（来自光谱学）和角直径变化（来自光度测量或干涉测量）幅度的测量，以准几何方式检索距离。然而，线性直径振幅与投影因子（下文称为p因子）成正比，投影因子用于转换光谱径向速度（即，盘集成）到脉动（即，光球）速度。p因子的值及其对脉动周期的可能依赖性仍然存在广泛的争论。我们的目标是测量II型造父星kappa Pavonis的p因子的观测值，使用HST/FGS测量其视差的准确度为5%。我们使用这种视差作为出发点来推导kappa Pav的p因子，使用SPIPS技术，这是一种采用径向速度，干涉测量和光度测量数据的脉动松弛方法的鲁棒版本。我们将这种技术应用于新的VLTI/PIONIER光学干涉角直径，新的CORALIE和HARPS径向速度，以及多色测光和径向速度的文献相结合。我们获得的kappa Pav的p因子值为p = 1.26 +/- 0.07。这一结果与最近从文献中导出的周期p因子关系以及先前对造父变星的观测结果一致。个别估计的p-因子是根本的校准视差的脉动距离的造父变星。与以前的观测估计一起，我们得到的投影因子指向p因子对周期的弱依赖性。
2015-03-17 astro-ph.IM astro-ph.SR
Physical Properties of OSIRIS-REx Target Asteroid (101955) 1999 RQ36 derived from Herschel, ESO-VISIR and Spitzer observations
2011年9月，赫歇尔空间天文台利用PACS光度计进行了一次观测活动，对小行星（101955）1999 RQ 36进行了远红外观测。Herschel观测数据与ESO VLT-VISIR和Spitzer-IRS数据一起通过热物理模型进行了分析，以得出1999年RQ 36的物理性质。我们发现这颗小行星的有效直径在480米到511米之间，形状略微拉长，半长轴比为a/b = 1.04，几何半径为0.045 + 0.015/-0.012，自转矢量在黄道纬度-70度到-90度之间。波长低于12微米的热辐射-源自太阳下的热区域-表明，1999 RQ 36的赤道区表面粗糙度可能有很大的变化，但需要进一步测量才能最终证明。我们确定该小行星的盘平均热惯量为Gamma = 650 Jm-2s-0.5K-1，3-sigma置信区间为350至950 Jm-2s-0.5K-1，相当于25143 Itokawa的观测结果，并暗示1999 RQ36具有类似的表面纹理，也可能是一个碎石堆。这一低丰度表明，1999 RQ 36很可能含有原始的富含挥发物的物质，与其光谱型一致，是OSIRIS-REx取样返回飞行任务的理想目标。
2012-10-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
X3: a high-mass Young Stellar Object close to the supermassive black hole Sgr~A*
到目前为止，在银河系中心（GC）观测年轻恒星天体（YSO）的计划仍然提出了一个问题，即由于Sgr~A* 的剧烈邻近，这些天体可能在哪里以及如何形成。在这里，我们报告了一个高度动态的YSO接近Sgr~A*，可能是一个成员的IRS 13集群的多波长检测。我们用SINFONI（VLT）、NACO（VLT）、ISAAC（VLT）、VISIR（VLT）、SHARP（NTT）和NIRCAM 2（KECK）在近红外和中红外（NIR/MIR）波段观测了已知的无芯弓形激波源X3。在射电域中，我们使用CO连续谱和H30 $α$ ALMA观测来识别与中心恒星源有关的不同温度和位置的系统成分。这表明，这些无线电/submm观测结合近红外Br $γ$线可以与一个原行星盘的YSO是一致的，与多种VISIR观测，揭示复杂的分子和元素，如PAH，SIV，NeII和ArIII在一个密集和紧凑的区域。基于光度多波长分析，我们推断了$15^{+10}_{-5} M_{\odot}$的质量与几个$10^4$年的相关年龄的YSO。由于这一年龄估计和所需的弛豫时间尺度的高质量恒星，这一发现是一个迹象，正在进行的恒星形成的内秒差距。自行和3d距离暗示了X3和IRS 13的关系。我们认为，IRS 13可能是年轻恒星的诞生地，这些恒星由于星团的蒸发而被喷射出来。
2023-02-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Extended envelopes around Galactic Cepheids. V. Multi-wavelength and time-dependent analysis of IR excess
我们的目标是研究45兆瓦造父变星的红外过剩结合不同的观测约束CSE的存在。我们使用的SPIPS算法，一个强大的实现的脉动的方法，结合测光，角直径，恒星有效温度，和RV测量的脉动在一个全球性的建模。我们获得了新的光度测量中红外与VLT/VISIR补充文献数据。然后，我们比较了从0.5 $μ$ m到70 $μ$ m的平均星等与恒星大气模型，以推断IR过剩，我们归因于CSE的存在。我们报告说，至少有29%的样品检测到IR过量。我们估计K平均过剩0.08mag，N平均过剩0.13mag。其他造父变星可能有红外过剩，但由于与单星模型相比，它们的探测水平较低而被拒绝。我们没有看到任何的IR过剩和脉动周期之间的相关性，如以前怀疑的MW造父变星，但一个相当恒定的趋势。我们也没有发现CO吸收和CSE的存在之间的任何相关性，而是与恒星的有效温度，这证实了以前报道的CO功能主要是光球。没有偏差所造成的CSE的存在下检测到的平均距离估计从SPIPS分析与拟合的颜色过剩。我们也没有发现IR过量的存在和演化阶段之间的相关性。我们报告了一个分数的29%的造父变星与IR过剩可能产生的CSE。较长周期的造父变星并没有表现出比短周期更大的过剩，正如以前从观测和理论尘风模型中所怀疑的那样。其他机制，如自由-自由发射等，可能是其形成的根源。我们还表明，不适合的颜色过剩导致在我们的银河系的距离估计的偏见。
2021-05-25 astro-ph.SR
Mid-infrared circumstellar emission of the long-period Cepheid l Carinae resolved with VLTI/MATISSE
造父变星周围的星周包层（CSE）的性质仍然是一个有争议的问题。它们的红外线（IR）过量的物理来源可能是电离气体的外壳，或尘埃外壳，或两者兼而有之。本研究的目的是约束的几何形状和红外过剩的环境中红外波长的长周期造父$\ell$车（P=35.5天），以了解其物理性质。我们首先使用在各个波段的光度观测和斯皮策空间望远镜光谱来限制$\ell$ Car的IR过剩。然后，我们分析VLTI/MATISSE测量在特定的观测阶段，以确定通量的贡献，大小和形状的环境中的L波段的恒星。最后，我们测试电离气体的外壳的假设，以模拟IR过剩。我们报告的第一次检测在L波段的中心对称的扩展发射约1.7 $R_\star$在半高宽，产生约7.0\%的过量在这个波段。在N波段，VLTI/MATISSE相关通量和斯皮策数据没有明确的证据表明尘埃排放。另一方面，电离气体的模拟壳层意味着更紧凑的CSE（$1.13\pm0.02\,R_\star$）和更暗（在L波段IR超过1%）。我们提供了一个紧凑的CSE的$\ell$车的新证据，我们证明了VLTI/MATISSE的能力，确定共同的属性的CSE。虽然$\ell$ Car的紧凑型CSE可能是气态的，但电离气体壳层的测试模型不能同时再现IR过量和干涉观测。进一步的银河系造父变星观测VLTI/MATISSE是必要的，以确定CSE的属性，这也可能取决于脉动周期和恒星的演化状态。
2021-03-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
New constraints on the HR 8799 planetary system from mid-infrared direct imaging
直接成像是在近红外探测系外行星的一种久经考验的方法，但迄今为止还没有扩展到更长的波长。中红外波长（8-20μm）的新数据可以为行星大气模型提供额外的约束。我们使用VLT上的VISIR仪器对HR 8799周围的四颗行星的8.7μm通量进行了探测或设定了严格的限制，并寻找了更多的伴星。我们使用一种新的循环PSF减法技术来减少恒星信号，并获得仪器限制的背景水平和获得最佳的通量限制。然后用BT SETTL等时线来确定由此产生的质量极限。在优于5 σ的水平上，我们发现不同行星的J8.9通量极限在0.7 - 3.3mJy之间，并导出了40 AU以上天体的新的质量极限为30 MJy。虽然这项工作还没有在HR 8799系统中探测到8.7μm的行星，但它发现一台灵敏度为VISIR的仪器足以探测到至少4颗围绕近距离恒星的已知热行星，包括\b{eta} Piccoln b（1700 K，19 pc），在10小时的中红外观测时间内，确定性超过5 σ。
2019-11-13 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
On the origin of [Ne II] emission in young stars: mid-infrared and optical observations with the Very Large Telescope
（Arxiv的摘要版本）我们提供了直接的约束的起源[Ne II]发射在15个年轻的恒星使用高空间和光谱分辨率的观测与VISIR在VLT，使我们能够研究运动学的发射气体。此外，我们还将[Ne II]线与三颗恒星在UVES下观察到的光学禁戒线进行了比较。在7颗恒星中发现了[Ne II]线，其中第一次确认的是在Herbig Be恒星V892 Tau中发现的[Ne II]。在四种情况下，大的蓝移线表明起源于喷流。在两颗恒星中，小的位移和不对称的轮廓表明起源于光蒸发风。CoKu Tau 1，靠近边缘，显示了一条以恒星静止速度为中心的空间不可分辨的线，尽管交叉色散质心从恒星的一侧移动到另一侧的10 AU范围内，作为波长的函数。谱线轮廓是对称的，机翼延伸到大约+-80 km/s。[Ne II]线的起源可能是由于双极射流或磁盘。对于具有VLT-UVES观测的恒星，在几种情况下，光学禁戒线的轮廓和位移与[Ne II]线的轮廓非常相似，这表明这些线在同一区域发射。与斯皮策获得的通量相比，用VISIR观察到的一般趋势是较低的线通量。我们发现线的半峰全宽和线的峰值速度之间没有相关性。[Ne II]线在大部分样本中仍然未被检测到，这表明斯皮策在这些恒星中检测到的发射可能会延长。
2012-05-23 astro-ph.SR
The Cepheids of NGC1866: A Precise Benchmark for the Extragalactic Distance Scale and Stellar Evolution from Modern UBVI Photometry
本文对大麦云星系团NGC 1866的24颗造父变星的多波段时间序列数据进行了分析。非常精确的BVI VLT测光与档案UBVI数据相结合，覆盖了一个大的时间窗口，以获得精确的平均震级和周期的典型误差为1-2%和1 ppm，分别。这些结果代表了第一个准确和均匀的数据集的大量样本造父变星属于一个集群，因此共享共同的距离，年龄和原始化学成分。比较由此产生的多波段周期亮度和Wesenwestern关系的经验和理论结果的大麦云的介绍和讨论，推导出的集群的距离和约束的造父变星的质量-光度关系。采用的理论方案也进行了测试，通过比较独立校准的造父变星Wesenweg零点的基础上三角函数和Baade-Wesselink技术。我们的分析表明，一个温和的过冲和/或一个中等的质量损失，可以影响中等质量的恒星演化在这个集群，并给出了18.50 +- 0.01马格的距离模数。所获得的V，I色星等图也进行了分析和比较，与合成模型和理论等时线的年龄和金属丰度的范围内，并为不同的核心过冲效率。结果表明，假设Z = 0.008，NGC 1866的年龄约为1.4亿年，与脉动模型的比较表明，NGC 1866的过冲效应较弱。
2016-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
On a new and homogeneous metallicity scale for Galactic classical Cepheids - I. Physical parameters
我们收集了250多个银河系经典造父变星的1130多个高分辨率光谱。用不同的光谱仪收集光谱：VLT的UVES，3.6 m的HARPS，2.2 m MPG/ESO的FEROS和STELLA。为了提高有效温度的估计，我们提出了超过150个新的线深比（LDR）校准，连同类似的校准已经在文献中，使我们能够覆盖广泛的波长范围（5348和8427埃之间）和有效温度（3500和7700 K之间）。这意味着有独特的机会覆盖造父变星脉动周期中最热和最冷的阶段，并将单个测量的固有误差限制在约100 K的水平。由于单个光谱的高信噪比，我们识别并测量了数百条重元素的中性和电离线，并且反过来，有机会跟踪表面重力和微湍流速度沿脉动周期的变化。的物理参数和Fe I（超过一百）和Fe II（超过十）线测量的数量的准确性，使我们能够估计平均铁丰度的精度优于0.1德克斯。在这里，我们专注于14个校准造父变星的电流频谱覆盖整个或一个显着的脉动周期的一部分。目前的估计的物理参数的变化，沿脉动周期和铁丰度同意相当不错，在文献中提供类似的估计。高度鼓励根据不同的方法对物理参数和金属丰度进行独立的同质估计，这些方法可以限制可能的系统分类。
2018-05-02 astro-ph.SR
Using classical Cepheids to study the far side of the Milky Way disk: I. Spectroscopic classification and the metallicity gradient
银河系盘远侧的结构、运动学和化学成分，在凸起之外，仍然有待揭示。经典造父变星（CC）是年轻而明亮的标准烛光。我们的目标是使用这些变星的一个很好的特征样本来研究银河系盘的远侧的当前时间属性。从VVV巡天获得的近红外时间序列测光数据中选取了45颗造父变星候选星。我们使用VLT/X-Shooter获得的高质量近红外光谱对该样品进行了表征，推导出所有样品造父变星的径向速度和铁丰度。这使我们能够将富含金属且运动学与盘旋转一致的CC与II型造父变星（T2 C）分开，II型造父变星（T2 C）金属更少且运动学不同。我们利用VVV测光和周期光度关系估算了个体的距离和距离，报道了位于银盘远端的30个CC的特征，以及主要位于凸起区域的8个T2 Cs，其中10个CC和4个T2 Cs是新发现的。这是我们银河系这个遥远区域中第一个相当大的CC样本，已经被光谱证实。我们使用它们的位置，运动学和金属丰度来确认远盘的一般性质与银河系太阳侧的已被充分研究的盘相似。此外，我们第一次推导出径向金属丰度梯度的磁盘的远侧。考虑到所有具有$R_{\mathrm{GC}} < 17\,\rm{kpc}$的CC，我们测量具有$-0.062 \, \mathrm{dex\, kpc^{-1}}$的斜率和$+0.59 \, \rm{dex}$的截距的梯度，这与基于盘的近侧上的CC的先前确定一致。
2020-07-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the metallicity distribution of classical Cepheids in the Galactic inner disk
我们使用高光谱分辨率（R $\sim$ 40，000）和高信噪比（S/N $\ge$ 100）的光学光谱，在VLT上用UVES收集了近47个银河造父变星的均匀和准确的铁丰度。样品（32）的显著部分位于内盘（RG $le$ 6.9 kpc）中，其中一半我们提供了新的铁丰度。目前的研究结果表明，当接近薄盘的最内部区域时，铁丰度稳步增加。其金属丰度为超太阳级，范围从RG $\sim$ 6.5 kpc的0.2 dex到RG $\sim$ 5.5 kpc的0.4 dex。此外，我们没有发现铁丰度与银河系平面距离之间相关的证据。我们在文献中收集了类似的数据，最终得到了420个造父变星的样本。目前的数据表明，平均金属丰度和金属丰度分散在银河系盘的四个象限达到类似的值。第一-第二象限显示出更长的贫金属尾部，而第三-第四象限显示出更长的富金属尾部，但大部分样品处于太阳铁丰度。最后，我们发现位于靠近内盘边缘的造父变星（[Fe/H] $\sim$ 0.4）和位于银河棒或核凸起的年轻恒星（[Fe/H] $\sim$ 0）之间的铁丰度存在显着差异。这表明，上述地区有不同的化学富集历史。同样的结果也适用于银河系凸起的金属丰度梯度，因为越来越多的经验证据表明，当从外部到内部凸起区域移动时，平均金属丰度会增加。
2013-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Binary energy source of the HH 250 outflow and its circumstellar environment
赫比格-哈罗流动是最近主要的吸积和外流事件的标志。我们的目标是确定鲜为人知的外流源HH 250-IRS的性质和属性，它嵌入在Aquila云中。我们已经获得了自适应光学辅助的L波段图像与NACO仪器的甚大望远镜（VLT），连同N-和Q-波段成像与VISIR也对VLT。使用VLT上的SINFONI仪器，我们进行了HH 250-IRS的H-和K-波段积分场光谱学，并与JHKL波段的SpeX仪器获得的光谱进行了补充。最后，利用亚毫米波阵列（SMA）干涉仪在225和351 GHz波段对HH 250-IRS的星周环境进行了研究，得到了CO（2-1）和CO（3-2）谱图以及0.9 mm和1.3 mm连续谱图像。HH 250-IRS源被分解成一个二进制与0 '' 53分离，对应于120 AU在采用的距离为225 pc。个别成分的光谱显示出强烈的遮蔽，CO吸收微弱，表明晚型恒星。两者都是I类源，但它们在1.5 $μ$ m和19 $μ$ m之间的光谱能量分布明显不同，并表明其中一个组件周围存在大空腔。毫米波干涉观测表明，气体主要跟踪一个环双星的信封或磁盘，而尘埃的排放是占主导地位的一个拱星信封。HH 250-IRS是一个新加入的少数多个系统中的单个恒星组件，拱星盘和拱双星盘可以详细研究，并在这些系统中，赫比格-哈罗流是一个罕见的情况。
2018-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Infrared interferometric imaging of the compact dust disk around the AGB star HR3126 with the bipolar Toby Jug Nebula
渐近巨星分支（AGB）恒星HR 3126，与弧分尺度的双极托比壶星云有关，提供了一个难得的机会来研究AGB阶段结束时双极结构的出现。我们在甚大望远镜干涉仪上用AMBER和GRAVITY（2- 2.45微米）进行了长基线干涉观测，用VLT/NACO（2.24微米）进行了散斑干涉观测，用SPHERE-ZIMPOL（0.55微米）和VISIR（7.9- 19.5微米）进行了成象。在2.1- 2.29微米的连续光谱中，从AMBER+GRAVITY数据中重建的图像显示，中心恒星被一个椭圆环状结构所包围，其半长轴和半短轴分别为5.3和3.5质量。这个环被解释为赤道尘埃盘的内缘，从大约50度的倾角看去，它的轴大约与双极星云对齐。该盘令人惊讶地紧凑，内半径仅为3.5 Rstar（2 au）。我们的2-D辐射转移模型表明，光学厚的耀斑光盘与硅酸盐颗粒大至~4微米，可以重现所观察到的连续图像和光谱能量分布。在CO第一泛音带中获得的图像揭示了中心恒星周围的细长延伸发射，表明恒星大气的扁率或尘埃腔内存在CO气体盘。使用SPHERE-ZIMPOL、NACO和VISIR无法解析该对象。如果这个圆盘是和双极星云一起形成的，那么颗粒从亚微米到几微米的增长应该发生在星云的动力学年龄~3900年。在重建的图像中没有检测到伴星意味着它的2.2微米亮度比红巨星低30倍以上，或者它可能是由于双星相互作用而被撕碎的。
2020-12-01 astro-ph.SR
First spectroscopic investigation of Anomalous Cepheid variables
本文首次通过高分辨率光谱研究银河系反常造父变星的化学组成，发现其普遍存在钠过丰，并推测其最可能源于双星系统中的质量转移或并合演化。
2023-10-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the envelopes of massive young stellar objects with diffraction limited mid-infrared imaging
大质量恒星形成时，它们仍然嵌入在密集的信封。因此，旋转、质量损失和吸积在大质量恒星形成中的作用还没有得到很好的理解。这项研究评估了Q波段的来源，λ =19.5微米，大规模年轻恒星物体（MYSO）的排放。这使我们能够确定旋转和外流活动在塑造1000 AU尺度上的MYSO星周环境的相对重要性。我们获得了衍射限制的中红外图像的样品20 MYSO使用VLT/VISIR和斯巴鲁/COMICS仪器。对于这些8米级望远镜和所选样品，衍射极限约为0.6”，相当于约1000 AU。我们比较的图像和光谱能量分布（SED）观察到的二维，轴对称的尘埃辐射转移模型，再现VLTI/VLBI观测的MYSO W33 A。我们改变倾斜度，质量下降率，和流出开口角度，同时重建的MYSO样品的空间和光谱域的行为。70%的MYSO的中红外发射是空间分辨的。在大多数情况下，其排放的空间范围和它们的SED可以由W33 A模型再现，该模型具有内落的、旋转的带有流出空腔的尘埃包层。有独立的证据表明，大多数的来源，这是不适合的模型与ultracompact HII地区，因此更进化。我们发现，在一般情况下，不同的20微米形态的MYSO可以归因于温暖的灰尘在流出腔壁看到在不同的倾角。这意味着，在外流腔壁的温暖的尘埃占主导地位的Q-带发射的MYSO。反过来，这强调了外流是大质量恒星形成的普遍特征。
2012-02-20 astro-ph.SR
Mid-infrared observations of the circumstellar disks around PDS 66 and CRBR 2422.8-3423
目的：我们目前的中红外观测和测光的拱星盘PDS 66和CRBR 2422.8-3423，获得与VISIR/VLT在N波段，后者也在Q波段。我们的目标是解决这些原行星盘的内部区域，其中携带的中间或后期阶段的磁盘演化和正在进行的行星形成的潜在签名。研究方法：我们确定了我们的目标对象的径向亮度分布和相应的PSF参考，在我们的目标对象之前和之后观察到。背景标准偏差，标准误差，和观察期间的视宁度变化被考虑。采用一个简单的辐射转移模型的基础上采取的参数从以前的研究中，我们推导出的尘埃盘的内盘孔半径的约束。结果：在我们的观测中，我们的科学目标周围的拱星盘都没有空间分辨。然而，我们能够将PDS 66和CRBR 2422.8-3423的内盘孔半径分别限制为<15.0（+0.5，-0.5）AU和<10.5（+0.5，-1.0）AU。我们进行的光度测量得到PDS 66的N带通量密度为599 ± 8 mJy，CRBR 2422.8-3423的N带通量密度为130 ± 14 mJy，CRBR 2422.8-3423的Q带通量密度为858 ± 109 mJy。
2013-03-14 astro-ph.SR
Imaging the innermost circumstellar environment of the red supergiant WOH G64 in the Large Magellanic Cloud
针对红超巨星阶段质量损失对恒星演化的影响，通过VLTI的GRAVITY仪器对大麦哲伦云WOH G64成像，发现其近红外光谱变化及致密发射，推测恒星附近形成热尘埃，为理解红超巨星演化提供新依据。
2024-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Optical/near-infrared observations of the Fried Egg Nebula: Multiple shell ejections on a 100 yr timescale from a massive yellow hypergiant
上下文大质量恒星在其演化的最后阶段的命运高度依赖于其质量损失率/几何形状，因此了解靠近恒星及其周围的星周物质的几何形状是至关重要的。目标。我们的目标是研究质量损失事件的性质（即几何形状，速率）。在这种情况下，黄色超巨星是很好的目标。方法.我们分析了大量的光学/近红外数据，在光谱和光度（X-射手/VLT），分光偏振（ISIS/WHT），和干涉引力琥珀/VLTI）模式，对黄色超巨星IRAS 17163-3907。我们提出了第一个模型独立的重建图像的IRAS 17163-3907在这些波长在毫角秒尺度。最后，采用修正的Gaia距离（DR 2），应用二维辐射转移模型，对已发表的VISIR影像在8.59 μm、11.85 μm和12.81 μm波段的去红测光和径向轮廓进行了拟合。结果2 μm附近的干涉观测值表明，Brγ辐射比Na i辐射和连续辐射具有更大的扩展性和不对称性。除了两个已知的外壳周围的IRAS 17163-3907，我们报告存在的第三个热内壳的最大动力学年龄只有30年。结论.与Brγ相比，解释Na i发射在离恒星更近的距离上的存在是各种研究中的一个挑战。我们认为，伪光球的存在是不需要的，但它是一个光学深度效应。观察到的三个不同的质量损失事件的特点是不同的质量损失率，并可以告知质量损失机制的理论，这是一个仍在争论中的话题。我们讨论这些背景下的光球脉动和风双稳机制。
2020-02-06 astro-ph.SR
A double detached shell around a post-Red Supergiant:IRAS 17163-3907, the Fried Egg nebula
我们进行了中红外成像调查的演变恒星，以研究这些物体周围的星周信封的尘埃分布，并更好地了解负责这些信封的形成质量损失机制。在这次调查中，我们首次解决了IRAS 17163-3907（以下简称IRAS 17163）的星周环境，这是中红外天空中最明亮的物体之一，但令人惊讶的是没有得到很好的研究。我们的目标是确定IRAS 17163的演化状态，并研究其星周环境，以了解其质量损失历史。我们在VLT上使用VISIR获得了IRAS 17163在中红外的衍射极限图像。该物体的光谱使我们能够确定其光谱类型，并通过弥漫的星际带的存在来估计其距离。我们发现IRAS 17163是一颗后红超巨星，可能属于罕见的黄超巨星，并且与研究得很好的IRC +10420非常相似。IRAS 17163的中红外图像是这个明亮的中红外源的第一张直接图像。这些图像清楚地显示了在中央恒星周围存在一个双重尘埃分离壳，这是由于连续的物质喷射，时间尺度为400年，总的星周质量大于4 M $_{\odot}$。这表明在恒星演化的这一阶段中发生了非静态的质量损失。
2011-09-27 astro-ph.SR
Young stars in Epsilon Cha and their disks: disk evolution in sparse associations
附近的年轻恒星协EpperyCha星协估计年龄为3-5百万年，使其成为研究盘耗散过程和提供行星形成时间尺度的经验约束的理想实验室。我们结合现有的文献数据与我们的斯皮策IRS光谱和VLT/VISIR成像数据。极低质量恒星USNO-B120144.7和2 MASS J12005517的光谱能量分布呈现出全球性的耗尽，指向强烈的尘埃沉降。2 MASS J12014343可能有一个具有非常特定倾角的圆盘，其中中心恒星被张开的圆盘的寒冷外部有效地屏蔽，但温暖的内部圆盘的10微米辐射仍然可以到达我们。我们发现在稀疏的恒星协会的磁盘消散速度比那些在密集（集群）的环境。我们在USNO-B120144.7的IRS光谱上检测到C_{2} H_{2}在13.7微米附近的振转带。我们发现强烈的签名的晶粒生长和结晶在所有的EpperyCha成员与10微米的功能检测到他们的IRS光谱。我们结合了在埃帕查样品中得到的灰尘性质与在MBM 12，皇冠集群，埃塔查协会，并在核心到磁盘（c2 d）遗留程序中使用相同或相似的方法发现的那些。我们发现，低质量的年轻恒星周围的磁盘显示出负的径向梯度的质量平均晶粒尺寸和质量分数的结晶硅酸盐。如果吸积速率高于~10^{-9} Msun/yr，则无定形硅酸盐的质量平均粒度与吸积速率之间存在正相关，这可能表明这些盘具有足够的湍流，可以防止几微米大小的颗粒沉入盘内部。
2012-10-21 astro-ph.SR
A mid-infrared imaging catalogue of post-AGB stars
后AGB星是研究中低质量恒星从渐近巨星分支（AGB）到行星状星云阶段演化过程中形态变化的重要对象。越来越多的证据表明，二元相互作用过程可能在许多物体的形成过程中起着决定性的作用，但到目前为止，直接证据仍然很薄弱。我们的目标是系统地研究大样本的后AGB恒星周围的尘埃分布，作为这些系统周围星云对称性破缺的探测器。我们使用中红外成像来研究这些演化恒星的内部，以探测后AGB恒星核心尘埃结构的直接发射，以便更好地了解它们的形成机制。我们使用VISIR/VLT，T-Recs/Gemini South和Michelle/Gemini North拍摄了93个演化恒星和星云的中红外样本。我们发现，我们解析的所有原行星状星云都明显偏离了球形对称。在93个观察到的目标中，有59个似乎未解决。解决的目标可以分为两类。星云有一个致密的中央核心，可以是两极或多极的。没有中央核心的星云呈椭圆形，致密的中央环面可能是双星系统的宿主，它触发了快速的外流，形成了星云。
2011-02-25 astro-ph.SR
Identifying gaps in flaring Herbig Ae/Be disks using spatially resolved mid-infrared imaging. Are all group I disks transitional?
* 背景年轻的大质量原行星盘向行星系统的演化预计包括间隙的形成和尘埃和气体的耗尽。赫比格Ae/Be星周围的一组特殊的耀斑盘没有显示出突出的硅酸盐发射特征。我们把注意力集中在四个关键的赫比格Ae/Be星，以了解负责的硅酸盐特征发射的情况下的结构特性。* 方法我们研究了Subaru/COMICS，Gemini South/T-ReCS和VLT/VISIR拍摄的Q和N波段图像。我们的辐射转移建模解决方案需要通过大间隙将内外盘分离。由此，我们表征的径向密度结构的尘埃和多环芳烃的磁盘。* 结果外盘的内边缘具有高的表面亮度和约100-150 K之间的典型温度，因此在Q带中占主导地位。我们推导出HD 97048、HD 169142、HD 135344 B和Oph IRS 48的外盘内缘半径分别为34、23、30和63 AU。对于HD 97048，这是第一次检测到磁盘间隙。在N波段的连续发射不是由于多环芳烃的翅膀发射。这种连续辐射可能是由于VSG或来自内部盘的热辐射。我们发现，多环芳烃的排放并不总是占主导地位的外盘表面上的多环芳烃。* 结论。硅酸盐发射特征的缺乏是由于在临界温度范围中存在大的间隙。许多，如果不是所有的赫比格磁盘与光谱能量分布（SED）分类“组I”是磁盘与大的差距，可以被描述为（前）过渡。从观察到的第一组源到观察到的第二组源的进化路径似乎不再可能。相反，两者可能来自一个共同的祖先。
2013-05-14 astro-ph.SR
New Mid-Infrared Imaging Constraints on Companions and Protoplanetary Disks around six Young Stars
中红外成像追踪原行星盘中的亚微米和微米大小的尘埃颗粒，它提供了对盘和潜在同伴的几何特性的限制，特别是如果这些同伴有环行星盘。我们使用VISIR仪器及其升级近在VLT采取新的中红外图像的五个（前）过渡盘和一个拱星盘与拟议的行星，并获得最深的解决中红外观测到的日期，以把新的限制盘的发射区域的大小和可能的同伴的存在。我们反旋并堆叠数据以找到磁盘属性。在可用的情况下，我们比较的数据ProDiMo（原行星盘模型）辐射热化学模型，以实现更深入地了解磁盘内的基本物理过程。我们采用循环PSF减法找到可能的同伴和模型同伴与环行星盘通量的上限。我们解决了三个六盘和计算的位置角，倾角和（上限）的大小在磁盘中的发射区，提高上限的两个未解决的磁盘。在所有情况下，大多数中红外辐射来自小的内部磁盘或外部磁盘的热内缘。我们通过增加相对于ISM的PAH丰度，采用晕苯作为代表PAH，并将外腔半径增加到22.3 AU，改进了现有的ProDiMo HD 100546模型SED在中红外的拟合。我们产生通量估计推定的行星质量的同伴和环行星盘，排除了行星质量的同伴与$L > 0.0028 L_{\odot}$的$a > 180$ AU在HD 100546系统的存在。在8 $μ$ m-12 $μ$ m处，不同盘中的潜在伴星的上限为0.5 mJy-30 mJy。
2021-02-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
