Resolving the dusty circumstellar environment of the A[e] supergiant HD 62623 with the VLTI/MIDI
B[e]星是被星周气体和尘埃包围的热恒星，这是它们光谱中存在发射线和红外过剩的原因。尘埃如何在这种高度照明和稀释的环境中形成仍然是一个悬而未决的问题。HD 62623是少数几颗具有B[e]现象的A型超巨星之一。我们获得了9个校准的能见度测量使用VLTI/VLBI仪器在SCI-PHOT模式和PRISM光谱色散模式与投影基线范围从13到71米，并与各种位置的角度。我们使用几何模型和物理模型与辐射转移代码来分析这些数据。HD 62623的尘埃拱星环境部分地被VLTI/VLBI解决了，即使是最短的基线。环境是平坦的，可以分为两个部分：一个紧凑的，其延伸范围从8微米的17质量增长到9.6微米的30质量，并保持几乎恒定到13微米，以及一个更广泛的，即使在最短的基线上也是过分辨的。利用辐射转移程序MC 3D，我们成功地将HD 62623的星周环境模拟为一个尘埃盘，其内径为3.85+-0.6 AU，倾角为60+-10度，质量为2 × 10 ^-7 Mo。这是第一次，一个超巨星的尘埃盘内缘表现出B[e]现象显着的限制。内部的气体信封可能会贡献高达20%的总N带通量，就像一个后处理盘。最后，由于双稳态机制对这颗恒星似乎并不有效，因此伴星引力效应导致恒星风减速的假设仍然是最有可能的情况。
2009-12-10 astro-ph.SR
Probing the temporal and spatial variations of dust emission in the protoplanetary disk of DG Tau with VLTI/MIDI - Preliminary results
尘埃加工和颗粒生长的特征--与岩石行星的形成有关--很容易在中红外光谱特征中看到。在这方面，一个重要的诊断工具是年轻恒星天体（YSO）光谱中的硅酸盐特征。低质量的YSO，DG Tau在其硅酸盐特征中显示出独特的时间变化。我们用甚大望远镜干涉仪的中红外干涉仪对DG Tau进行了多历元观测，以获得内部和外部盘区域的光谱，以研究先前报道的硅酸盐特征变化的来源。在这里，我们提出了前两个观测时代的初步结果。我们发现，在两个月的时间尺度上，源显示出显着的增亮。同时，中红外发射区域扩大。虽然硅酸盐特征的识别是困难的，我们的研究结果定性地同意的情况下，解释不同的硅酸盐特征与尘埃盘上方举起。
2013-07-12 astro-ph.SR
Mid-infrared interferometry with K band fringe-tracking I. The VLTI MIDI+FSU experiment
内容：湍流大气引起大气活塞变化，导致干涉仪光程差的快速变化，这导致相关通量损失。这导致相关通量测量的灵敏度和准确度降低。目的：为了稳定中红外干涉仪（MID-infrared Interferometric Instrument，NIF）中的N波段干涉信号，我们使用了VLTI的PRIMA（Phase-Referenced Imaging and Micro-arcsecond Astrometry，相位参考成像和微弧秒天体测量）装置中的一个工作在K波段的外部条纹跟踪器FSU-A（fringe sensor unit）。我们目前的测量获得使用新委托和公开提供的FSU +FSU-A模式。的条纹跟踪性能和由此产生的增益在N波段的第一表征。此外，我们证明了使用FSU-A测量在K波段的Vibrations的可能性。研究方法：我们分析了FSU-A条纹跟踪数据的43个单独的观测，涵盖不同的基线和对象K波段的条纹跟踪性能的幅度。N波段群延迟和相位延迟值可以通过计算FSU-A资料中水汽柱密度微分的相对变化来预测。K波段的能见度测量是使用FSU-A的扫描模式进行的。结果如下：使用FSU-A K波段群延迟和相位延迟测量，我们能够以小于1微米的残差高精度预测相应的N波段值。这允许分别对微弱的或分辨的N波段目标的干涉条纹进行相干积分。使用该方法，我们可以使用AT和UT分别将E2的相关通量的检测限降低到0.5 …
2014-06-20 astro-ph.IM astro-ph.SR
A mid-IR interferometric survey with MIDI/VLTI: resolving the second-generation protoplanetary disks around post-AGB binaries
我们提出了一个中红外干涉调查的拱星环境的一类特定的后渐近巨分支（后AGB）的二进制文件。对于这个类的存在一个紧凑的尘埃盘已被假定的基础上，各种空间未解决的测量。我们的干涉测量是用VLTI上的ECO 2仪器进行的。在总共19个不同的系统进行了观察，使用可变的基线配置。结合10.7微米的单一波长下的所有活力，我们将两个参数模型拟合到数据中：均匀圆盘（UD）和模拟温度梯度的环形模型。我们比较了我们的观测值的整个样本，从一个网格计算的辐射转移模型的被动照射的磁盘在流体静力学平衡的合成数据。这些模型计算与蒙特卡罗代码已被广泛应用于描述年轻恒星（YSO）周围的原行星盘的结构。空间分辨的观测结果表明，我们的大多数目标集群紧密地在距离无关的尺寸-颜色图，并具有非常紧凑的N带发射区域。N带发射区的典型均匀盘直径约为40 μ m，对应的典型亮温为400-600 K。分辨出的物体在干涉观测量和光谱能量分布上显示出非常相似的特征。因此，目标周围的磁盘的物理属性必须相似。原行星盘模型的网格很好地覆盖了观测到的天体。就像年轻的恒星一样，空间分辨的N波段发射区域由盘的热内缘决定。继续比较后AGB和原行星盘将有助于理解晶粒生长和盘的演化过程，
2016-10-31 astro-ph.SR
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…
2013-01-24 astro-ph.SR
The VLTI/MIDI survey of massive young stellar objects - Sounding the inner regions around intermediate- and high-mass young stars using mid-infrared interferometry
我们的目标是描述年轻大质量恒星周围星周物质的分布和组成，并研究这些物体中的物理结构是由长基线中红外干涉观测探测的。我们使用欧洲南方天文台甚大望远镜干涉仪的双望远镜干涉仪，在N波段（8-13微米）观测了24个中等质量和高质量年轻恒星物体的样本。我们有成功的条纹检测20个对象，目前光谱分辨相关通量和能见度水平的预测基线高达128米。我们用几何模型拟合了星周物质的体积，得到了发射区的大小，以及星周物质的取向和伸长。样品中的14个物体在总的和相关的通量光谱中显示出10微米的硅酸盐吸收特征。对于其中的13个天体，我们能够用一个简单的吸收模型拟合相关通量谱，从而限制星周物质的成分和吸收特性。几乎所有观测到的大质量年轻恒星天体在中红外波长下都表现出明显的球对称性偏差。一般来说，中红外辐射既能追踪气盘，也能追踪外流，但在许多情况下，由于目前的长基线干涉仪通常提供的空间频率覆盖范围很小，因此仅凭干涉测量数据可能难以理清这些成分。对于这个样本中的大多数物体，吸收发生在比探测器探测的更大的空间尺度上。最后，这些光源周围的中红外辐射的物理范围与总光度相关，尽管有显著的散射。
2013-08-20 astro-ph.SR
VLTI/MIDI atlas of disks around low- and intermediate-mass young stellar objects
上下文原行星盘在形态和尘埃成分方面表现出很大的多样性。利用中红外线干涉测量技术，可以对尘埃盘的热辐射进行空间分辨，并可以研究尘埃盘内尘埃的分布和性质。目的。我们的目标是进行一个大样本的82盘周围的低和中等质量的年轻恒星的统计分析，基于中红外干涉观测。我们打算研究磁盘大小的分布，可变性和硅酸盐尘埃矿物学。方法.档案中红外干涉测量数据从VLTI上的VLTI仪器的均匀减少和校准。几何盘模型用于拟合观测值以获得关于盘的空间信息。应用自动光谱分解流水线来分析硅酸盐特征的形状。结果我们提出了由此产生的数据产品在一个图集的形式，包含N带相关和总的光谱，vibrium，和微分相位。我们的大部分数据都可以很好地拟合连续磁盘模型，除了少数对象，其中间隙模型提供了更好的匹配。从中红外线的大小-光度关系，我们发现，磁盘周围的金牛座T恒星一般更冷，更延长恒星光度比磁盘周围的赫比格Ae恒星。我们发现，在最里面的部分磁盘（$r \lesssim 1$ ~au）的硅酸盐功能一般是弱于外部，这表明在内部的尘埃是实质上更多的处理。我们分析了恒星的多重性，发现在两个系统（AB Aur和HD 72106）的数据表明，一个新的同伴或不对称的内盘结构。我们预测我们的对象的可观测性与即将到来的MATISSE仪器，支持未来的MATISSE观测金牛座T星的实际准备。
2018-05-08 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
A binary engine fuelling HD87643' s complex circumstellar environment, using AMBER/VLTI
上下文恒星HD 87643表现出“B[e]现象”，是这类天体中最极端的红外线过剩之一。它拥有大量的热和冷尘埃，并被一个扩展的反射星云包围。目标。我们的主要目标之一是研究HD 87643中是否存在伴星。此外，还通过多波长高空间5A分辨率观测组合测试了近距离尘埃物质的存在。方法.我们观察HD 87643与高空间分辨率的技术，使用近红外琥珀色/VLTI干涉仪的基线范围从60米到130米和中红外琥珀色/VLTI干涉仪的基线范围从25米到65米。这些观测得到了K和L波段NACO/VLT自适应光学校正图像，B，V和R波段ESO-2.2m光学宽视场成像仪大尺度图像的补充。我们报告的直接检测的同伴HD 87643的图像合成装置使用的琥珀色/VLTI仪器。伴星的存在被NASA和NACO的数据证实，尽管置信度较低。伴星与伴星之间的距离约为34质量，大致为南北方向。周期一定很大（几十年），因此轨道参数尚未确定。具有高偏心率的双星可能是解释该系统极端特征的关键，即围绕主星的尘埃拱壳，双星系统周围的致密尘埃星云和复杂的扩展星云见证了过去的猛烈喷射。
2009-09-22 astro-ph.SR
Dynamics during outburst: VLTI observations of the young eruptive star V1647 Ori during its 2003-2006 outburst
背景：据推测，低质量的年轻恒星物体在其早期演化过程中经历了爆发阶段。2003年至2006年V1647猎户座的爆发为研究这种吸积事件提供了难得的机会。目的：通过在这次爆发期间的干涉观测活动，并辅以其他观测，我们研究了V1647 Ori内部星周结构的时间演化。我们还研究了消光变化在物体增亮中的作用，并将其与吸积增亮分开。方法：在这次爆发的两个时期，对V1647 Ori进行了VLTI/ETI观测。第一，在缓慢衰落的高原阶段（2005年3月），第二，就在快速衰落的对象（2005年9月），这结束了爆发。我们使用辐射转移程序MC3D来拟合来自爆发的不同阶段的五个不同时期的干涉测量数据和光谱能量分布。这些模型的比较使我们能够跟踪AU尺度上系统的结构变化。我们还考虑了定性替代方法来解释我们的数据。结果如下：我们发现，磁盘和信封是类似的非爆发的年轻恒星和吸积率在爆发期间变化。我们还发现了证据的拱星盘和信封的内半径的增加在爆发的开始。此外，干涉光谱的变化表明星周物质的结构变化。我们测试了一些场景来解释这些数据。我们还推测，这些变化是由中心源的衰落引起的，而中心源的衰落并不立即伴随着外部区域的衰落。然而，如果磁盘衰落的延迟是导致在数据中看到的变化的原因，那么应该通过动力学模型来确认这种影响。
2013-02-06 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
VLTI observations of the dust geometry around R Coronae Borealis stars
我们正在研究被称为北冕座R（RCB）恒星的缺氢超巨星周围尘埃的形成和演化。我们的目标是确定这些恒星可能的合并过去与它们目前的尘埃生产活动之间的联系。我们进行了高角分辨率的干涉观测的三个RCB星，即RY Sgr，V CrA，和V854岑与中红外干涉仪，VLTI上，使用两个望远镜对。基线从30米到60米不等，使我们能够在非常小的空间尺度（~ 50质量或400恒星半径）上探测尘埃环境。用几何模型和一维辐射转移程序解释了RCB星尘环境的观测结果。从我们的分析中，我们发现，不对称的拱星材料是明显的RY Sgr，也可能存在于V CrA，是可能的V854 Cen。总的来说，我们发现我们的观测结果与RCB恒星周围随机喷射的尘埃团形成一致，因此随着时间的推移，它们会形成一个球对称的尘埃分布。然而，我们的结论是，确定是否有一个优选的尘埃喷射平面必须等到一个时间序列的观察。
2011-02-21 astro-ph.SR
The origin of mid-infrared emission in massive young stellar objects: multi-baseline VLTI observations of W33A
利用VLTI和VLBI仪器对大质量年轻天体W33 A的星周结构进行了100 AU尺度的观测。提出了4个基线上的N波段振动，这与球对称几何不一致。的可见度光谱和SED的同时相比，二维轴对称的灰尘辐射转移模型的几何形状，包括一个旋转扁平的信封和外流腔。我们假设一个O7.5 ZAMS星作为中心源，与观测到的热光度一致。的意见也进行了比较，模型与（尘埃和气体）吸积盘。一个令人满意的模型，它再现了每个（u，v）点的可见度光谱。它拟合了硅酸盐吸收、中红外斜率、远红外峰和SED的（亚）mm。其产生与观察一致的350微米形态。在100 AU尺度上的10微米发射主要是由流出物雕刻的腔体的辐照壁决定的。的vibrillation排除存在的尘埃盘总（气体和尘埃）的质量超过0.01 Msun。然而，在尘埃升华半径内部的光学厚度的吸积盘，可以以与包层质量下降速率相等的速率（高达10^（-3）Msun/yr）吸积，而不会因为W33 A的极大质量包层的消光而对维日数产生实质性影响。
2009-12-15 astro-ph.SR
A gap at 1 au in the disk of DI Cha A revealed by infrared interferometry
狄茶A是一颗K 0型前主序星，是四重恒星系统中最亮的组成部分。在这里，我们报告的详细研究，这颗星的基础上档案VLTI/VLTI/PIONIER红外干涉观测，以及光学-红外光度监测地面和空间仪器。我们确定的拱星盘的结构，同时拟合的干涉光谱和光谱能量分布，使用两个分析模型和辐射转移代码RADMC-3D。模拟结果表明，磁盘的径向密度分布似乎有一个0.21和3.0 AU之间的差距。内环的内部尺寸与升华半径一致，没有亚微米大小的小尘埃颗粒。外盘的内缘有一个膨胀的边缘，这在中等质量恒星中很常见。晶粒生长，虽然进展不大，也发现在外盘。内环在中红外波段的日和年时间尺度上都是可变的，而恒星在光学上保持显著的恒定，指出圆盘中的几何或吸积变化可能是通量变化的解释。
2022-09-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
The disk of the eruptive protostar V900 Mon; a MATISSE/VLTI and MUSE/VLT perspective
本研究利用MATISSE/VLTI和MUSE/VLT高分辨率观测，揭示V900 Mon盘内硅酸盐尘埃的径向变化与自屏蔽机制，并发现一个与分子外流共线的发射团块，其可能源于历史喷发。
2023-11-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Sculpting the disk around T Cha: an interferometric view
（节略）星周盘被认为是行星的诞生地，并预计在几百万年的时间尺度上消散。负责去除粉尘和气体的过程将强烈改变粉尘的径向分布，从而改变SED。特别是，一个年轻的行星将打开一个缺口，导致内盘主导的近红外辐射和外盘发射主要是在远红外。我们分析了一套完整的数据（包括VLTI/Pionier，VLTI/Midi，和VLT/NaCo/Sam），以约束TCha周围的过渡盘的结构。我们使用的Mcfost辐射转移代码，同时模拟的SED和干涉观测。我们发现，在近红外过量的排放负责的灰尘必须有一个狭窄的温度分布，最大接近硅酸盐升华温度。这意味着一个狭窄的内部尘埃盘（0.07-0.11 AU）。我们发现，外盘开始在约12 AU，部分解决了Pionier，山姆，和Midi仪器。我们表明，山姆封闭阶段，解释为候选同伴的签名，实际上可以跟踪由尘埃颗粒在外盘上层的前向散射产生的不对称性。这些观测有助于限制外盘的倾角和位置角。间隙内物质的存在很难用今天的观测来评估。我们的模型表明，外盘污染的干涉签名的任何潜在的同伴，可能是负责间隙开放，这样的同伴仍然必须明确地检测。我们强调的困难，观察点源在明亮的大规模磁盘，以及随之而来的需要考虑磁盘的不对称性（例如各向异性散射）在模型相关的搜索同伴。
2013-02-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Revealing the inner circumstellar disk of the T Tauri star S CrA N using the VLTI
目的：我们调查的T金牛星S CrA N的拱星盘的结构和测试的意见是否同意与标准图片提出的赫比格Ae星。方法：用VLTI/AMBER仪器在H、K波段进行低光谱分辨率模式观测。为了解释我们的近红外琥珀色和档案中红外光谱，我们采用了几何和温度梯度模型。结果如下：为了表征盘的大小，我们首先拟合几何模型组成的恒星点源，一个环形盘，和晕结构的vibrium。在H和K带，我们测量的环拟合半径分别为0.73 ± 0.03 mas（对应于0.095 ± 0.018 AU，距离为130 pc）和0.85 ± 0.07 mas（0.111 ± 0.026 AU）。这个K带半径大约是尘埃升华半径的2倍，预计尘埃升华温度为1500 K和灰色尘埃不透明的约0.05 AU，但大约与模型的预测一致，包括回温（即半径约0.12 AU）。推导出的温度梯度模型表明，磁盘是大约面对由两个磁盘组件与恒星和磁盘之间的间隙。内盘部分的温度接近尘埃升华温度，强度分布很窄，径向延伸范围从0.11 AU到0.14 AU。结论：我们的几何模型和温度梯度模型都表明，金牛座T星S CrA N被一个内半径为0.11 AU的拱星盘所包围。内部温度梯度盘分量的狭窄延伸意味着存在热的内部边缘。
2012-07-10 astro-ph.SR
Transition disc nature of post-AGB binary systems confirmed by mid-infrared interferometry
本研究利用VLTI/MATISSE和MIDI中红外干涉观测，证实6个后AGB双星系统存在过渡盘，其内边缘半径较理论升华半径大2.5-7.5倍，物理尺度为3-25 au。
2023-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Large-scale environments of binary AGB stars probed by Herschel. II: Two companions interacting with the wind of pi1 Gruis
上下文在赫歇尔空间天文台上用PACS观测到的演化恒星质量损失（MESS）样本显示，几颗渐近巨星分支（AGB）恒星被不对称的星周包层（CSE）所包围，其形态很可能是由与恒星伴星的相互作用引起的。AGB星在双星系统中的演化在理解行星状星云（PNe）中不对称性的形成方面起着至关重要的作用，但目前，只有少数情况下已知的伴星与恒星AGB风的相互作用被观察到。目的。我们探测的环境非常演化的AGB星$π^1$天鹤座在大尺度和小尺度上，以确定所观察到的不对称性的触发器。方法. Herschel/PACS在70 $μ$ m和160 $μ$ m的观测描绘了$π^1$ Gru的大尺度环境。该恒星的周围环境由VLTI/AMBER档案中的干涉观测探测。对依巴谷和第谷-2自行数据的分析以及依巴谷中间天体测量数据有助于确定所观察到的不对称性的可能原因。结果$π^1$ Gru的Herschel/PACS图像显示出椭圆形的CSE，其性质与文献中发表的CO图所得出的性质一致。此外，在主星以东距离$38^{\prime\prime}$处还可以看到一条弧。这条弧很可能是阿基米德螺旋的一部分，它是由一个已知的G 0 V伴星引起的，该伴星在距离主星460天文单位的轨道上运行，周期超过6200年。然而，椭圆CSE的存在，自行变化，以及VLTI/AMBER观测的几何模型指向系统中的第三个组成部分，轨道周期短于10年，轨道比G 0…
2014-08-25 astro-ph.SR
AMBER-NACO aperture-synthesis imaging of the half-obscured central star and the edge-on disk of the red giant L2 Pup
红巨星L2 Pup在1994年开始了一次变暗事件，这被认为是由尘埃云喷射引起的。我们提出了近红外孔径合成成像的L2小狗通过结合VLT/NACO散斑观测和长基线干涉观测的数据与琥珀仪器的甚大望远镜干涉仪（VLTI）。我们还从中红外VLTI仪器中提取了8.7微米的图像。我们的目标是空间解决拱星环境的最内层区域。在2.27微米的衍射极限图像通过双谱散斑干涉法与NACO与57质量的空间分辨率显示了一个细长的组件。孔径合成成像结合了NACO散斑数据和AMBER数据（2.2- 2.29微米），空间分辨率为5.6 × 7.3 mas，不仅进一步解析了这个细长的组件，而且还解析了中心恒星。重建的图像显示，细长的组成部分是一个几乎边缘上的磁盘，大小约为180 × 50质量，位于东西方向，而且，中央恒星的南半球被磁盘的赤道尘埃带严重遮蔽。如果我们假设尘埃云是径向移动的，那么圆盘的角度大小与在变暗事件开始时喷出的尘埃云在我们观测时应该行进的距离一致。这意味着盘的形成可能是导致变暗事件的原因。从2004年（AMBER和NACO观测前七年）拍摄的ECONOMY数据中提取的空间分辨率为220 mas的8.7微米图像显示了一个近似球形的包络，没有磁盘的签名。这表明，在变暗事件之前的质量损失可能是球形的。
2015-07-23 astro-ph.SR
An edge-on translucent dust disk around the nearest AGB star L2 Puppis - VLT/NACO spectro-imaging from 1.04 to 4.05 microns and VLTI interferometry
作为已知距离最近的AGB星（d= 64 pc）和最亮的（mK-2）之一，L2 Pup是一个特别有趣的基准天体，用于监测恒星演化的最后阶段。我们报告新的幸运的成像观测这颗星的VLT/NACO自适应光学系统在12个窄带滤波器，覆盖1.0-4.0微米的波长范围。这些衍射极限图像揭示了恒星前方延伸的星周尘埃带，在J波段表现出高不透明度，在H和K波段变得半透明。在L波段，探测到尘埃的扩展热辐射。我们重现这些意见，使用Monte-Carlo辐射转移模型的尘埃盘与RADMC-3D代码。我们还提出了新的干涉观测与VLTI/VINCI和VINCI仪器。我们在K波段测量的上限为θ_LD = 17.9 +/- 1.6 mas的边缘变暗的角直径，转换为R = 123 +/- 14 Rsun的最大线性半径。考虑到NACO图像中扩展K波段发射的几何形状，这个上限可能接近恒星的实际角直径。L2 Pup在赫茨宾格-罗素图中的位置表明，这颗恒星的质量约为2 Msun，可能正处于渐近巨星分支的早期阶段。在我们的自适应光学和干涉观测中，我们没有发现L2 Pup的任何恒星伴星，我们将依巴谷数据中明显的天体测量摆动归因于其周星材料上的可变照明效应。然而，我们并不排除存在一个双星伴星，因为在我们的L波段图像中，在盘面东北方向延伸到10多个天文单位的大环结构可能是L2 Pup的恒星风和一个隐藏的次级天体之间相互作用的结果。我们…
2014-04-11 astro-ph.SR
Interferometric study on the temporal variability of the brightness distributions of protoplanetary disks
多历元观测揭示了前主序星和/或其环境的变化。此外，在围绕中央恒星的轨道运动的结构，由行星盘相互作用，预计造成的原行星盘的亮度分布的时间变化。通过近二十年来超大望远镜干涉仪（VLTI）的反复观测，ESO档案已成为一个宝库，其中包含原行星盘中潜在行星形成区域的高分辨率多历元近红外和中红外观测。我们的目标是调查是否现有的多历元观测提供的证据的亮度分布的变化的最里面的几个天文单位的原行星盘和量化检测到的任何变化。我们提出了不同的方法来寻找证据的时间变化的基础上获得的VLTI仪器PIONIER，琥珀色，68主序前恒星和PINESTO的多历元观测。对于我们样本中的九个对象，使用相等基线获得的多历元数据可用，这使我们能够直接检测由于时间可变的亮度分布而导致的亮度变化。用PIONIER和/或AMBER方法对HD 50138、DX Cha、HD 142527、V856 Sco、HD 163296和R CrA的近红外光谱进行了观测，发现它们在不同历元的近红外光谱有显著的变化，通过估算基线的微小变化对光谱平方的影响，我们可以比较另外12颗前主序星的数据。因此，我们发现一个额外的对象，AK斯科的亮度分布的时间变化的证据。除了DX Cha和AK Sco两个双星之外，HD 50138和V856 Sco也显示出亮度分布不对称结构变化引起的变化迹象。
2020-08-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
V838 Monocerotis: the central star and its environment a decade after outburst
目标。V838 Monocerotis于2002年爆发，在一系列爆发中变亮，最终形成了壮观的光回波。一颗非常红的恒星在爆发后几个月出现。整个事件被解释为合并的结果。方法.我们获得了V838 Mon的近红外和中红外干涉观测与位于甚大望远镜干涉仪（VLTI）阵列的AMBER和MASTER复合器。这些双光束观测是在2011年10月至2012年2月期间用8米单位望远镜获得的。2013年4月，使用紧凑阵列（B $\leq$ m）和2014年5月的长阵列（B $\leq$ 140 m），使用1.8米辅助望远镜获得了AMBER三光束观测。结果一个重要的新结果是在V838 Mon周围检测到一个紧凑的结构，如从ECONOMIC数据中所见。该结构的延伸从8 μm处的25 mas的半高宽增加到13 μm处的70 mas。在D = 6.1 $\pm$ 0.6 kpc的距离下，尘埃分布在V838 Mon附近150 ~ 400 AU之间。的反射镜揭示了一个扁平的结构，其纵横比随波长的增加。主轴大致围绕-10度的位置角定向，这与文献中报道的先前偏振研究一致。这种变平可以解释为2002年爆发的遗迹，或者是受到目前嵌入的B3 V伴星的影响。AMBER数据提供了一个新的假光球直径，表明它的直径在10年内减少了约40%，达到半径R $_*$ = 750 $\pm$ 200 R $_{\odot}$（3.5 $\pm$ …
2014-07-22 astro-ph.SR
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。
2011-01-25 astro-ph.SR
A possible solution to the mass-loss problem in M-type AGB stars
质量损失是AGB星的一个基本的，观测上已经确定的特征，但这个过程的许多方面仍然有待了解。到目前为止，自洽动力学模型的尘埃驱动的风再现所观察到的质量损失率似乎只有可能的M型恒星，如果在密切的拱星环境中的颗粒生长到比以前假设的更大的尺寸。为了研究质量损失开始时的粒度分布，高空间分辨率的干涉测量观测是必要的。我们已经观测到两个M型星使用VLTI/VLBI仪器，以限制尘埃颗粒的大小，通过模拟的10微米的硅酸盐功能。计划进行补充观测，我们将提出初步结果。
2010-11-09 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
The evolved circumbinary disk of AC Her: a radiative transfer, interferometric and mineralogical study
我们的目标是约束后AGB的二进制和RV金牛座criterator AC赫尔周围的拱星材料的结构。我们要约束的非晶以及结晶尘埃的空间分布。我们提出了非常高质量的中红外干涉测量数据，获得了与ESTA/VLTI。我们利用MCMax辐射转移程序分析了ACHer环双星盘的结构模型，并对观测数据和全谱电子衍射数据进行了分析。我们包括一个粒度分布和中平面沉降的灰尘自洽。利用中红外光谱特征、69~ $μ$ m波段和11.3~ $μ$ m波段的干涉数据，研究了结晶镁橄榄石在盘状物中的空间分布。所有的数据都拟合得很好。在i=50 ± 8和PA=305 ± 10时，盘的倾角和位置角被很好地确定。我们坚定地建立，内盘半径是大约一个数量级大于尘埃升华半径。发生了显著的晶粒生长，mm尺寸的晶粒沉降到盘的中平面。一个大的尘埃质量需要适应亚毫米通量。通过假设α=0.01，在小粒度幂律指数为3.25的情况下，结合小的气体/粉尘比<10，获得了良好的拟合。由此产生的气体质量与最近采用直接气体诊断的估计是兼容的。镁橄榄石的空间分布不同于无定形尘埃，因为在内部盘的表层需要更多的温暖镁橄榄石。AC Her中的盘非常演化，具有小的气尘比和大的内孔。中红外干涉测量提供了独特的限制，补充中红外功能，研究盘的矿物学。一个更好的紫外线的覆盖范围是必要的，以限制详细的结晶镁橄榄石在AC她的分布，但我们发现强烈的相似之处与原行星盘HD …
2015-06-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
51 Ophiuchus: A Possible Beta Pictoris Analog Measured with the Keck Interferometer Nuller
本文介绍了用Keck干涉仪在N波段零模下对51个蛇夫座星周盘的观测结果。我们同时使用各种光学薄尘云模型和光学厚盘模型与VLTI-ESTA能见度数据和斯皮策IRS光谱模拟这些数据。我们发现，单组分光学薄盘模型和光学厚盘模型是不足以重现的意见，但光学薄的两个组件磁盘模型可以重现所有的主要光谱和干涉功能。我们的首选磁盘模型由一个扩展到~4 AU的黑体颗粒的内盘和一个扩展到~1200 AU的小硅酸盐颗粒的外盘组成。我们的模型是一致的内部“出生”磁盘不断碰撞的母体产生一个扩展的信封喷出的小颗粒。这张照片类似于织女星、显微天文台和绘景β的圆盘，支持蛇夫座51可能是绘景β类似物的想法。
2009-09-09 astro-ph.SR
The complex structure of the disk around HD100546: the inner few astronomical units
揭示围绕Herbig AeBe恒星的盘的结构对于扩大我们对恒星和行星形成和早期演化的理解非常重要。我们的目标是揭示1000万年前赫比格Be星HD 100546周围的亚AU盘结构，并调查其近红外和中红外过剩的起源。我们使用AMBER/VLTI观测来解决K波段的发射，并限制在最里面的磁盘的热尘埃的位置和成分。结合AMBER观测与光度和VLTI测量从litterature，我们重新访问磁盘的几何形状使用被动磁盘模型的基础上三维辐射转移。我们提出了一个模型，其中包括一个纤细的内部磁盘微米大小的尘埃颗粒，一个差距，和一个巨大的光学厚的外部磁盘，成功地再现了干涉数据和SED。我们定位的K带发射的大部分在~0.26 AU。假设这种发射来自硅酸盐，我们表明，微米大小的颗粒是必要的，使尘埃在这样的距离从恒星生存。因此，超过40%的K波段通量与散射有关，表明直接热发射不足以解释近红外过量。在巨大的外盘中，中平面的大颗粒负责毫米发射，而小颗粒的表面层则允许再现中红外和远红外过量。这种垂直结构可能是沉积作用的证据。观测结果与一个模型相一致，该模型包括一个直到~13 AU的间隙和一个~0.008月球质量的总尘埃质量。这些值以及导出的外盘（r=13 AU）内边缘的标度高度（~2.5 AU）和温度（~220 K）与最近的CO观测结果相一致。
2010-01-14 astro-ph.SR
A multi-wavelength interferometric study of the massive young stellar object IRAS 13481-6124
我们提出了新的中红外干涉观测的大质量的年轻恒星对象IRAS 13481-6124，使用VLTI/VLBI的光谱分辨，长基线测量（预计基线$\sim120$米）和GSO/T-ReCS的孔径掩模干涉测量在五个窄带滤波器（预计基线$\sim1.8-6.4$米）在波长范围内的$7.5-13$ $μ$米。我们结合这些测量与以前发表的干涉观测的$K$和$N$波段，以组装最大的收集大量的YSO红外干涉观测。使用几何和辐射传输模型的组合，我们确认检测在中红外波长的磁盘先前推断从近红外观测。我们表明，流出腔也检测到在近红外和中红外波长，实际上占主导地位的中红外发射的总通量。对于磁盘，我们推导出内半径（$\sim1.8$ mas或$\sim6.5$ AU在3.6千秒差距），温度在内缘（$\sim1760$ K），倾角（$\sim48$度）和位置角（$\sim107$度）。我们确定，磁盘的质量不能被限制没有高分辨率的观察（亚）毫米制度或磁盘运动学的观察，并可能是任何地方从$\sim10^{-3}$ $20$ M $_\odot$。最后，我们讨论了解释深埋大质量YSO的光谱能量分布的前景，并警告不要试图从SED推断磁盘属性。
2015-11-10 astro-ph.SR
A disk inside the bipolar planetary nebula M2-9
原行星状星云和行星状星云的两极性与发生在其核心或周围的事件有关。过去的红外线观测揭示了核心周围存在尘埃结构，其中许多是盘状结构。这些尘埃盘的特征为控制中等质量恒星最终质量驱逐的物理过程提供了宝贵的限制。我们把这项研究的重点放在著名的M2-9双极星云，那里移动的灯塔光束图案表明存在一个广泛的二元。星云中心致密的尘埃核心可以通过光学干涉测量法进行研究。在UT 2-UT 3和UT 3-UT 4基线配置下，在39-47 m基线处观察到M2-9伴VLTI/VLTI。这些意见解释使用尘埃辐射转移蒙特卡罗代码。一个盘状结构被检测到垂直于叶和一个很好的拟合被发现与分层盘模型组成的无定形硅酸盐。该盘是致密的，在8 $\rm μm$处25 $\times$ 35 mas，在13 $\rm μm$处37 $\times$ 46 mas。对于采用的1.2千秒差距的距离，磁盘的内缘是$\sim$ 15 AU。质量代表了在叶中发现的质量的百分之几。盘的紧凑性对系统的双星内容提出了强有力的限制，估计轨道周期为90- 120年。我们导出了白矮星的质量在0.6- 1.0M $_{\sun}$之间，演化恒星的质量在0.6- 1.4M $_{\sun}$之间。我们提出了不同的方案上的磁盘占的相互作用的二进制系统，其中包括一个吸积盘以及几何结构。
2010-11-25 astro-ph.SR
A multi-instrument and multi-wavelength high angular resolution study of MWC614: quantum heated particles inside the disk cavity
对年轻星体的高角分辨率观测是研究大部分行星形成的原行星盘内部天文单位所必需的。随着它们的进化，内部盘区域的间隙打开，并且盘在约10百万年内完全分散。MWC 614是一个过渡前的天体，具有约10 au的半径间隙。我们提出了一套高角分辨率观测这个对象，包括SPHERE/ZIMPOL偏振和日冕图像在可见光，KECK/NIRC 2近红外孔径掩蔽观测和VLTI（琥珀色，琥珀色，和PIONIER）和CHARA（CLASSIC和CLIMB）在红外波长的长基线干涉测量。我们发现所有的观测结果都与倾斜圆盘（i ~ 55度，位置角~20- 30度）相容。中红外数据集证实了盘的内缘距离中心恒星12.3+/-0.4 au。我们确定了一个空腔内的同伴的质量上限为0.34兆太阳。在腔内，通常与尘埃升华区域相关的近红外发射异常地延伸（~10 au，比理论升华半径大30倍），并指示高尘埃温度（T~1800 K）。作为同伴诱导尘埃分离的可能结果，量子加热的尘埃颗粒可以解释这种高温下的扩展近红外发射。我们的观察证实了这个物体的特殊状态，内部的圆盘已经被吸积到恒星上，暴露出空腔内的小颗粒直接受到恒星辐射。
2018-03-06 astro-ph.SR
Spatially resolved mid-infrared observations of the triple system T Tauri
为了提高我们的知识的特点和分布的拱星尘埃与年轻的层次三重系统T头的各个组成部分，在N-波段的观测与VLTI进行。我们的研究是基于干涉和分光光度测量，并辅以新的视觉和红外光度。此外，相位进行了研究，以确定在近南双星中占主导地位的中红外光源。这些数据是在一个复杂的物理磁盘模型的帮助下拟合的。该模型利用基于蒙特卡罗方法的辐射转移代码MC 3D。在系统的所有三个组件周围都发现了扩展的中红外发射。同时配合测光和干涉测量数据证实了一个几乎面对拱盘周围的T头N的图片。朝向这颗恒星，在发射中可以看到硅酸盐带。这个发射特征被用来模拟星周盘的尘埃含量。在T Tau S附近，在吸收中可以看到硅酸盐带。这种吸收对红外伴星T Tau Sa非常明显，这可以从两个南部分量的第一个单独的N带光谱中看出。我们的配合支持以前的建议，一个几乎边缘上的光盘是目前围绕T头萨。因此，这个圆盘相对于T Tau N周围的拱星圆盘没有对准。干涉测量数据表明，磁盘T头萨周围是面向南北方向，这有利于这个源作为发射场的东西射流。我们进一步确定从干涉数据的相对位置的组件的南方二进制。
2009-07-02 astro-ph.SR
Evidence of a discontinuous disk structure around the Herbig Ae star HD 139 614
一种新的主序前天体最近被确认为前过渡盘。它们呈现出近红外过量，加上约10微米处的通量不足，以及上升的中红外和远红外光谱。这些特征表明，一个磁盘结构与内部和外部的尘埃成分，分离的尘埃贫化区（或差距）。在这里，我们报告的第一个干涉仪观测的磁盘周围的赫比格Ae星HD 139614。它的红外光谱显示出一个张开的圆盘，并呈现出过渡前的特征，即大量的近红外过量伴随着约6微米的下降和上升的中红外部分。在这个框架下，我们进行了研究的光谱能量分布（SED）和中红外VLTI/VLBI干涉数据，以限制内部尘埃盘区域的空间结构，并评估其可能的多组分结构。我们的工作基于一个包含尘埃不透明度的温度梯度盘模型。虽然我们不能再现的SED和干涉的vibrium与一个组件的磁盘，一个更好的协议，获得了一个两个组件的磁盘模型组成的光学薄的内部磁盘从0.22至2.3 AU，一个间隙，和外部温度梯度盘开始在5.6 AU。因此，我们的建模有利于扩展和光学薄的内部尘埃成分，并在原则上排除了近红外过量仅来自空间受限区域的可能性。此外，外盘的特征在于非常陡峭的温度曲线，并且在其内边缘处的温度高于300 K。这表明存在一个温暖的组成部分，对应的情况下，内边缘的外盘是直接照明的中央恒星。这是存在差距的预期结果，因此表明存在过渡前的结构。
2013-11-21 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
Dust and molecular shells in asymptotic giant branch stars - Mid-infrared interferometric observations of R Aql, R Aqr, R Hya, W Hya and V Hya
在2007年4月至2009年9月期间，我们利用射电望远镜/VLTI获得了四颗富氧AGB星（R Aql，R Aqr，R Hya和W Hya）和一颗富碳AGB星（V Hya）的中红外（8 - 13微米）干涉数据。通过拟合一个圆形的全边缘变暗圆盘（FDD），分析了光谱色散能见度数据。结果对于所有富氧恒星，FDD直径作为波长的函数是相似的。表观尺寸在8至10微米之间几乎是恒定的，并且在长于10微米的波长处逐渐增加。富碳恒星V Hya的表观FDD直径从8微米减小到12微米。FDD的直径是大约2.2倍大于光球直径估计K波段观测发现在文献中。R Aql、R Hya和W Hya的硅酸盐尘埃壳层距离恒星相当远，而R Aqr的硅酸盐尘埃壳层和V Hya的无定形碳（AMC）和SiC尘埃壳层距离恒星较近，约为8个光球半径。富氧恒星直径的相位到相位变化可以被测量，大约为15%，但有很大的不确定性。通过与RR Sco和S Ori的直径趋势的比较，可以得出结论，在富氧恒星中，总体较大的直径来自于温暖的H2O分子层，并且向长方向逐渐增加10微米，这很可能归因于紧密的Al 2 O3尘埃壳的贡献。V Hya中高斯半高宽的彩色趋势可以用AMC和SiC粉尘的存在来解释。观测结果表明，富氧星中无定形Al_2 O_3的形成主要发生在可见光极小期前后。然而，关于质量损失机制还不能得出确切的结论。
2012-07-12 astro-ph.SR
Mid-infrared interferometric monitoring of evolved stars - The dust shell around the Mira variable RR Aql at 13 epochs
2004年4月至2007年7月期间，我们在VLTI的VLTI仪器上获得了13个中红外干涉仪，涵盖了四个周期内的脉动相位0.45-0.85。数据建模与辐射转移模型的尘埃壳的中央恒星强度分布描述了一系列的无尘动力学模型大气的基础上自激脉动模型。我们研究了两种尘埃，硅酸盐和氧化铝颗粒。我们进行了模型模拟，使用模型相位和尘埃壳参数的变化，以调查我们的光度和干涉数据的预期变化。观测到的可见度光谱没有显示出任何变化的迹象，作为脉动相位和周期的函数。所观察到的光度测定光谱可以指示在1-2个标准偏差水平下的周期内和周期间变化。我们的平均脉动相位为0.64+/-0.15的最佳拟合模型包括动力学模型大气M21 n（T_model=2550 K），光球角直径为7.6+/-0.6质量，硅酸盐尘埃壳层光学厚度为2.8+/-0.8，内半径为4.1+/-0.7 R_Phot，密度分布的幂律指数为2.6 ± 0.3。添加Al 2 O3防尘壳并没有改善模型拟合。光球的角直径对应于半径520^+230_-140 R_sun和有效温度~ 2420+/-200 K。我们的建模模拟证实，在我们的不确定性范围内，预计RR Aql在中红外波长处的可见度不会发生显著变化。我们的结论是，我们的RR Aql数据可以描述由硅酸盐尘埃壳包围的脉动大气。脉动对中红外通量和能见度值的影响预计分别小于约25%和20%，并且在我们的测量不确定度…
2011-07-05 astro-ph.SR
Mid-infrared interferometric variability of DG Tau: implications for the inner-disk structure
上下文DG Tau是一颗低质量的前主序星，其强烈吸积的原行星盘表现出迄今为止的神秘行为：它的中红外热发射是强烈的时变，甚至将10 $μ$ m的硅酸盐特征从发射暂时转变为吸收。目的。我们寻找在高空间分辨率和多个历元的光谱变化的原因。方法.我们研究了2011年至2014年期间用VLTI/TMF仪器在六个时期观察到的中红外干涉信号的时间变化。我们拟合的几何磁盘模型所观察到的干涉信号，以获得有关磁盘的空间信息。我们还通过模板拟合来模拟中红外光谱，以表征硅酸盐发射的轮廓和时间依赖性。我们使用物理动机的辐射转移模型来解释中红外干涉光谱。结果内盘（r<1-3 au）光谱显示出与无定形硅酸盐颗粒相关的10 $μ$ m吸收特征。外盘（r>1- 3au）的光谱显示出类似海尔-波普彗星光谱的结晶硅酸盐特征。内外盘光谱特征之间的显著差异在金牛T星中是极不寻常的。中红外线的变化主要是由外盘。硅酸盐特征的强度改变了两倍以上。在2011年至2014年期间，中红外发射区的半光半径从1.15减少到0.7 au。结论.对于吸收的起源，我们讨论了四种可能的解释：一个冷的遮蔽信封，吸积加热内盘，温度反演的磁盘表面和错位的内部几何。外盘中的硅酸盐排放可以用盘平面上方的尘埃物质来解释，这些尘埃物质的质量可能会随着时间的推移而变化，这可能是由于盘中的湍流。
2017-04-19 astro-ph.SR
New insights into the dust formation of oxygen-rich AGB stars
我们用VLTI的射电望远镜观测了AGB星S Ori、GX Mon和R Cnc。我们比较的数据，辐射转移模型的尘埃壳，其中的中央恒星强度分布所描述的无尘动力学模型大气。我们使用Al 2 O3和温暖的硅酸盐颗粒。我们的S Ori和R Cnc数据可以很好地描述了一个Al 2 O3尘埃壳单独，和我们的GX Mon数据的混合物的Al 2 O3和硅酸盐壳。S Ori和R Cnc的最佳拟合参数包括光球角直径Theta（Phot）分别为9.7+/-1.0mas和12.3+/-1.0mas，光学深度tau（V）（Al 2 O3）分别为1.5+/-0.5和1.35+/-0.2，内半径R（in）分别为1.9+/-0.3R（Phot）和2.2+/-0.3R（Phot）。GX Mon的最佳拟合参数为Theta（Phot）=8.7+/-1.3mas，tau（V）（Al 2 O3）=1.9+/-0.6，R（in）（Al 2 O3）=2.1+/-0.3R（Phot），tau（V）（硅酸盐）=3.2+/-0.5，R（in）（硅酸盐）=4.6+/-0.2R（Phot）。我们的模型适合约束的化学成分和内边界半径的尘埃壳，以及光球的角直径。我们的干涉测量结果与Al_2O_3颗粒在2个恒星半径附近凝聚，与扩展大气和SiO脉泽辐射共位，以及温暖的硅酸盐颗粒在4- 5个恒星半径的更大距离处的结果是一致的。我们证实，铝的数密度可…
2013-10-07 astro-ph.SR
Constraining the structure of the transition disk HD 135344B (SAO 206462) by simultaneous modeling of multiwavelength gas and dust observations
HD 135344 B是一个吸积（前）过渡盘，在其30天文单位的尘埃腔中显示出延伸数十天文单位的温暖CO排放。我们使用尘埃辐射转移代码MCFOST和热化学代码ProDiMo从光谱能量分布（SED）的同时建模中推导出盘结构，VLT/CRIRES CO P（10）4.75微米，Herschel/PACS [O I] 63微米，Spitzer-IRS和JCMT 12 CO J=3-2光谱，VLTI/PIONIER H波段光谱，以及来自（亚）毫米连续干涉测量和近红外成像的约束。我们发现了一个能够同时描述当前观测的圆盘模型。该磁盘具有以下结构。(1)为了再现SED、近红外干涉测量数据和CO振转发射，在硅酸盐升华半径（0.08<R<0.2 AU）内存在耐火颗粒（我们建议为碳）。(2)尘埃空腔（R<30 AU）充满气体，这种气体的表面密度必须随着半径的增加而增加，以符合CO P（10）线的轮廓，气体中几个AU的小间隙与当前数据一致，气体中的大间隙不太可能。(4)考虑到870微米的连续上限和CO P（10）线通量，空腔内的气体/灰尘比> 100。(5)在30<R<200 AU处的气尘比< 10，以同时描述[O I] 63微米线通量和CO P（10）线轮廓。(6)在外盘中，大部分质量应该位于中平面，并且很大一部分尘埃是大颗粒。结论：需要同时模拟气体和尘埃，以打破模型退化和限制磁盘结构。在内部尘埃空腔…
2014-04-18 astro-ph.SR
