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
Spatially resolving the inhomogeneous structure of the dynamical atmosphere of Betelgeuse with VLTI/AMBER
我们提出了空间分辨的高光谱分辨率K波段观测的红超巨星参宿四（α猎户座）使用琥珀在甚大望远镜干涉仪（VLTI）。参宿四的观测范围为2.28至2.31微米，基线为16、32和48米，光谱分辨率为4800 - 12000。光谱色散干涉图已获得的第2，第3和第5叶，这代表了最高的空间分辨率（9 mas）实现参宿四，对应于5个分辨率元素在其恒星盘。连续谱中的AMBER数据可以用直径为43.19 ± 0.03质量的均匀盘或直径为43.56 ± 0.06质量的边缘变暗盘进行合理拟合。在不同时期拍摄的K波段干涉数据表明，在连续体中看到的参宿四与上述均匀/边缘变暗的盘的偏差比3-D对流模拟预测的要小得多。另一方面，我们在CO线的琥珀色数据显示，蓝色和红色翅膀的CO线起源于空间上不同的区域在恒星盘，表明一个不均匀的速度场。我们的AMBER数据中的CO谱线可以用一个简单的模型来粗略解释，在这个模型中，一小块CO气体以10--15 km/s的速度向外或向内移动，而大气中其余区域的CO气体则以相同的速度向相反的方向移动。AMBER数据还与在~1.4- 1.5 R星处存在热分子层的情况相一致，CO柱密度约为1 x 10^20 cm^-2。我们对参宿四的琥珀色观测是第一次对太阳以外的恒星大气中所谓的宏观湍流进行空间分辨研究。空间分辨的CO气体运动可能与对流运动或团块或弧中的间歇性质量喷射有关。
2009-06-25 astro-ph.SR
The close environment of high-mass X-ray binaries at high angular resolution I. VLTI/AMBER and VLTI/PIONIER near-infrared interferometric observations of Vela X-1
最近X射线观测的灵敏度和光谱分辨率的改进，使人们对高质量X射线双星附近的物质性质有了更好的了解。然而，它们在更大尺度上的环境的几何和物理特性目前只能通过模拟来预测。我们的目标是探索船帆座X-1的环境在几个恒星半径的超巨星使用空间分辨观测在近红外和研究其动力学演化沿9天的轨道周期的系统。我们分别在2010年和2012年使用VLTI的长基线干涉测量技术，使用K波段的AMBER仪器和H波段的PIONIER仪器观测了船帆座X-1。“先锋”号的观测跨越一个轨道周期，以监测系统几何形状的可能演变。我们从AMBER数据中解析出$8\pm3~R_\star$的结构，从PIONIER数据中解析出$2.0\,_{-1.2}^{+0.7}~R_\star$的结构。从闭合阶段我们发现船帆座X-1的环境是对称的。我们观察到的连续谱和谱线在K波段之间的可比测量，这意味着这两个发射来自同一个形成区域。从2012年对该系统的一段时间的监测中，我们发现信号是恒定的，轨道相位在误差条内。我们提出了三种情况下的两个测量之间的差异：要么在超巨星风中存在强烈的温度梯度，导致热成分比在K波段观察到的风的冷部分更紧凑，要么我们在2010年观察到一个扩散壳层，可能是由2012年溶解在星际介质中的脉冲星吸积率的关闭状态触发的，或者在H波段观察到的结构是恒星光球而不是超巨星风。
2013-11-16 astro-ph.SR
Phase closure nulling of HD 59717 with AMBER/VLTI . Detection of the close faint companion
目标：探测近距离和微弱的伴星是许多天体物理学领域的一个基本步骤，包括寻找行星伴星。当主星直径较大，系统可见度幅值接近于零时，提出了一种基于干涉观测的“相位闭合零化”方法来探测这类微弱的近伴星。我们的目的是证明这种方法通过分析观测光谱的二进制HD 59717。研究方法：使用AMBER/VLTI仪器在K波段与~1500光谱分辨率，我们记录了光谱分散的封闭阶段的SB 1二进制HD 59717与三基线组合足以应用相位封闭方法。经过仔细的数据处理后，我们拟合的初级直径，二进制流量比，和分离使用的相闭合数据。结果：我们探测到HD 59717的5等暗伴星，距离主星4个恒星半径。我们确定了主星的直径，推断了主星的光谱类型，并确定了双星系统中恒星的质量和大小。这是通过干涉测量法在伴星和其母星之间检测到的最高对比度之一。根据智利帕拉纳尔欧洲南方天文台在委托方案60.A-9054（A）范围内收集的观测数据。
2010-01-27 astro-ph.SR
VLTI/AMBER observations of the binary B[e] supergiant HD 327083
HD 327083是一颗明亮的B型星，它有发射线和红外线过剩，因此被归类为超巨星B [e]星。此外，这颗恒星还是密近双星系统的主星。目前尚不清楚HD 327083的B [e]行为是否与其二元性或其进化状态有关。在这里，我们解决这个问题，通过研究它的拱星环境与高空间分辨率。为此，我们在中等分辨率的K波段设置下用VLTI和AMBER观测了HD 327083。探测到13CO带头发射，确认HD 327083是一个主序后天体。观测在空间上解决了近红外连续谱和Br-γ和CO谱线发射的来源。此外，差分相位测量使我们能够探测所观察到的Br-γ发射的起源亚质量精度。利用几何模型，我们发现，闭星和闭星相表明，密近双星系统是由一个环绕双星盘包围。我们还发现，在这种情况下的二进制HD 327083，连续和Br-γ发射区的相对大小是不同的一个单一的超巨星B [e]星的标准双外流的情况下，被认为适用。这些发现与HD 327083的质量损失与其二元性质相关的假设一致。
2012-01-16 astro-ph.SR
A CO-multilayer outer atmosphere for eight evolved stars revealed with VLTI/AMBER
通过对一氧化碳（CO）第一泛音谱线的空间分辨，我们测定了8颗演化恒星的大气层物理参数，包括红超巨星天蝎座α、红巨星支星牧夫座α和十字座γ、K巨星天卫一、正常M巨星室女座BK和室女座SW以及Mira星长蛇座W（处于两个不同的光度相位）。我们在甚大望远镜干涉仪（VLTI）上使用天文多波束组合（AMBER）仪器，在K波段的高分辨率模式（$λ/Δλ {\approx} 12000$）下，在2.28和2.31 $μm$之间，最大角分辨率为10 mas，使用三联望远镜配置获得，基线从7到48 m。通过使用一个数值模型的分子大气中的球壳（MOLsphere），称为PAMPERO（“物理方法的分子光球喷射在高角分辨率evOlved星”的缩写），我们添加多个扩展CO层以上的光球MARCS模型在一个足够的空间分辨率。我们使用微分可见度和光谱来估计CO分子球的尺寸（$R$）、其柱密度（${N_{CO}}$）和温度（${T_{mol}}$）沿恒星半径的分布。结合${χ^2}$最小化和精细网格方法的不确定性分析，导致合理的${N_{CO}}$和${T_{mol}}$分布沿恒星半径的MOL球。
2019-09-09 astro-ph.SR
VLTI/AMBER unveils a possible dusty pinwheel nebula in WR118
大多数WC 9亚型的沃尔夫-拉叶星（WR）都有一个尘埃状的星周包层，但尘埃是如何在其恶劣的环境中形成的仍然是一个争论的问题。在少数情况下，已检测到灰尘信封的风车状结构。因此，有人认为，所有尘埃WR星的尘埃形成可能与双星系统中的碰撞风有关。我们探测了深深嵌入WR星WR 118的星周尘埃壳的最内部区域。我们进行了光谱干涉观测，使用欧洲南方天文台的甚大望远镜干涉仪的琥珀仪器在低光谱分辨率模式（R = 35）。K波段的观测是用三架1.8米望远镜获得的，投影基线在9.2米和40.1米之间。在高空间频率下，琥珀色的包络线呈现出突出的波瓣，表明包络线包含一个或多个具有大的局部强度梯度的区域。强的闭合相位信号清楚地表明WR 118的拱星包络只能用不对称的强度分布来描述。我们发现，在低倾角的风车星云是一致的AMBER数据。其大小为13.9 ± 1.1mas。WR 118可能拥有一个风车星云，这表明该系统具有双星性质。根据我们的最佳模型，该系统的周期约为60天（d=3 kpc），使WR 118成为迄今为止已知的周期最短的风车星云。
2009-09-23 astro-ph.SR
Clumpy dust clouds and extended atmosphere of the AGB star W Hya revealed with VLT/SPHERE-ZIMPOL and VLTI/AMBER
我们提出了可见光偏振成像观测的研究AGB星W Hya采取VLT/SPHERE-ZIMPOL以及高光谱分辨率长基线干涉观测与琥珀仪器的甚大望远镜干涉仪（VLTI）。我们观察到W Hya与VLT/SPHERE-ZIMPOL在三个波长的连续（645，748和820 nm），在Halpha线在656.3 nm，并在TiO带在717 nm。VLTI/AMBER观测是在CO第一泛音线波长区域进行的，光谱分辨率为12000。利用SPHERE-ZIMPOL的偏振成像能力，结合其优良的自适应光学性能，我们成功地空间分辨了3个距离中心恒星约50 mas（~2 R星）的尘埃云，揭示了尘埃云在非常靠近恒星的位置形成。CO谱线的AMBER数据表明，在~ 3R星范围内存在着分子外层大气.此外，在Halpha线上拍摄的SPHERE-ZIMPOL图像显示了半径高达~160 mas（~7 Rstar）的发射。我们发现，尘埃，分子气体，和α发射热气体共存的2- 3 R星。我们的模型表明，观察到的偏振强度图可以合理地解释为大（0.4--0.5微米）的Al_2 O_3或Mg_2SiO_4或MgSiO_3在一个光学薄壳中，内边界半径为1.9--2.0 Rstar。所观察到的团块状结构可以通过4 +/-1倍的密度增强来再现。来自我们的偏振图像的晶粒尺寸是一致的流体动力学模型的预测，由于微米级的颗粒的散射驱动的质量损失。在恒星…
2016-03-11 astro-ph.SR
AMBER/VLTI observations of 5 giant stars
虽然在比太阳质量更大的主序星周围寻找系外行星发现的此类天体相对较少，但在巨恒星周围进行的调查导致发现了30多颗新的系外行星。研究巨恒星所在行星的兴趣在于研究质量比太阳大的恒星周围行星形成的可能性。到目前为止，孤立巨星的质量只能从演化轨迹中估计，这导致了不同的结果取决于所考虑的物理学。因此，为了校准理论，重要的是要尽可能独立于物理模型来测量大量的巨星直径和质量。我们的目标是确定5颗巨星的直径和有效温度，其中一颗已知拥有一颗行星。用ATs对5颗巨星进行了低分辨率AMBER/VLTI观测。为了测量高精度的定标平方视标度，进行了定标器-星-定标器观测序列。我们测量了4颗巨星的均匀盘和边缘变暗的角直径。有效温度也是通过结合测辐射热光度和干涉直径推导出来的。较低的有效温度相比，光谱测量。巨星HD 12438被发现有一颗未知的伴星，角距约为12质量。文献中的径向速度测量结果证实存在一个轨道周期很长的伴星（P ~ 11.4年）。
2011-12-21 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
Fundamental properties and atmospheric structure of the red supergiant VY CMa based on VLTI/AMBER spectro-interferometry
我们研究了红超巨星VY CMa的大气结构和基本性质。我们获得了近红外光谱干涉观测VY CMa光谱分辨率为35和1500使用的AMBER仪器在VLTI。能见度数据表明，在扩展的大气中的水蒸气和CO的分子层的存在下，具有不对称的形态。与2.20-2.25 μ处的近连续带通相比，在2.0 μ附近的水带中的均匀盘直径增加了\sim 20%，并且在2.3-2.5 μ处的CO带中，其增加了高达\sim 50%。封闭阶段表示相对较小的偏离接近光球层的点对称性，和较强的偏差在扩展的H2O和CO层。利用高的空间和光谱分辨率，近连续带通可以从分子和尘埃层的污染中分离出来，并且基于PHOENIX大气模型估计Rosseland平均光球角直径为11.3 +/- 0.3 mas。加上最近对距离和分光光度的高精度估计，这一估计对应于1420 +/- 120 Rsun的半径和3490 +/- 90 K的有效温度。VY CMa表现出不对称的，可能cloudly，大气层的H2O和CO，这是不合作的空间，在一个更大的细长的尘埃信封。我们修改后的基本参数使VY CMa接近最近的演化轨道的Hayashi极限，初始质量为25 Msun，旋转或32 Msun，没有旋转，在HR图中向蓝方向演化之前不久。
2012-03-23 astro-ph.SR
Spatially resolved, high-spectral resolution observation of the K giant Aldebaran in the CO first overtone lines with VLTI/AMBER
目的：我们提出了一个高空间和高光谱分辨率观测的K巨星毕宿五与琥珀在甚大望远镜干涉仪（VLTI）。我们的目标是在空间上解析单个CO第一泛音线中的外层大气（所谓的MOLsphere），并导出其物理性质，这对于理解正常（即，非Mira）K-M巨星方法：观察到毕宿五在2.28和2.31微米之间，投影基线长度为10.4米，光谱分辨率为12000。结果：在CO第一泛音谱线中观察到的均匀圆盘直径比在连续谱中测量的直径大20- 35%。我们还发现了一个签名的不均匀性在CO线形成区域的空间尺度为~45 mas，这是两倍以上的恒星本身的角直径。虽然MARCS光球模型再现了观测到的光谱，在CO线的MARCS模型预测的角度大小是显着小于观测。这是因为具有毕宿五参数的MARCS模型的几何扩展仅为~2%（相对于恒星半径）。通过在MARCS光球层上增加一个CO层，可以同时再现CO谱线的光谱和干涉数据。这一CO层延伸到2.5 +/- 0.3恒星半径，CO柱密度为5 × 10 ^{19}--2 × 10 ^{120} cm^-2，温度为1500 +/- 200 K。结论：AMBER的高光谱分辨率使我们能够在空间上解决不均匀的，扩展的外层大气（MOLsphere）在单个CO线的第一次在K巨星。我们对毕宿五MOL球的模拟表明，光球层上的温度分布在2- 3个恒星半径范围内有一个相当小的梯度。
2013-03-19 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
AMBER/VLTI high spectral resolution observations of the Br$γ$ emitting region in HD 98922. A compact disc wind launched from the inner disc region
分析了Herbig Be星HD 98922的主要物理参数和星周环境。我们目前的AMBER/VLTI高光谱分辨率（R =12000）的干涉观测的Br $γ$线，伴随着UVES高分辨率光谱和SINFONI-AO辅助近红外积分场光谱数据。为了解释我们的观测结果，我们发展了一个磁离心驱动的盘风模型。我们对UVES光谱的分析表明，HD 98922是一颗年轻的Herbig Be星（SpT= B 9 V），距离440（+60-50）pc，质量吸积率为~9+/-3x10 ^（-7）M_sun yr^（-1）。SINFONI K波段AO辅助成像显示了一个空间分辨的星周盘状区域（直径约140 AU），亮度分布不对称。我们的AMBER/VLTI UT观测表明Br $γ$发射区（半径~0.31+/-0.04 AU）小于连续发射区（内部尘埃半径~0.7+/-0.2 AU），显示出显著的非零V形微分相位（即非S形，如旋转圆盘所预期的那样）。在最长基线（89 m）处，连续校正纯Br $γ$谱线的可见度值约为0.8+/-0.1，即Br $γ$发射区被部分分辨。模拟结果表明，观测到的Br $γ$谱线发射区主要来源于半张角为30度的盘风，其质量损失率约为2 × 10（-7）M_sun·yr^（-1）。通过将一个简单的非对称连续介质圆盘模型与我们的Br $γ$圆盘风模型相结合，可靠地再现了所观察到的V形微分相位。HD …
2015-08-04 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
Spatially resolving the outer atmosphere of the M giant BK Vir in the CO first overtone lines with VLTI/AMBER
虽然在红巨星中，变异幅度较小的正常K-M巨星占大多数，但它们的质量损失机制还不清楚。我们提出了高空间和高光谱分辨率的观测的2.3微米CO线在M7巨大的BK Vir的空间分辨率为9.8 mas和光谱分辨率为12000，使用琥珀在甚大望远镜干涉仪（VLTI）。在CO谱线上观察到的角直径比在连续谱中测得的角直径大12 - 31%。我们还检测到不对称的CO线形成区域。相隔1.5个月的数据显示可能的时间变化的空间尺度为30质量（对应于3倍恒星直径）在CO带头。与MARCS光球模型的观测数据的比较表明，虽然观测到的CO线光谱可以很好地再现的模型，在CO线观测到的角的大小是远远大于模型预测。我们的模型与两个额外的CO层以上的MARCS光球再现观测到的光谱和干涉数据的CO线同时。该模型表明，在~1.2恒星半径处的CO内层非常致密和温暖，CO柱密度为~10 ^{22} cm ^{-2}，温度为1900 - 2100 K，而在2.5 - 3.0恒星半径范围内的CO外层，其柱密度为10 ^{19}-10 ^<$20} cm ^{-2}，温度为1500 - 2100 K。我们对BK Vir的AMBER观测首次在单个CO谱线中空间分辨了正常M巨星的扩展分子外大气。CO层的温度高于或等于MARCS光球模式的最上层，这意味着在外层大气中的某些加热机制的运作。
2011-11-25 astro-ph.SR
Warm dust resolved in the cold disk around T Cha with VLTI/AMBER
大质量的II类星周盘和III类碎片盘之间的过渡，以及尘埃残留物，尚未被清楚地了解。灰尘预计会随着时间的推移而消散，内部区域的灰尘清除可能是几种机制的结果。行星的形成是其中之一，可能会打开一个缺口内的磁盘。根据最近基于光度观测的模型，T Cha预计在其盘内存在一个大的间隙，这意味着内部的尘埃盘应该在恒星附近幸存下来。我们研究这种情况下，新的近红外干涉观测。我们使用VLTI的AMBER仪器在H和K波段观测了T Cha，并使用MCFOST辐射转移程序对T Cha的SED和干涉观测同时进行了模拟，并测试了内部尘埃结构的情况。我们还使用了一个玩具模型的二进制检查，一个同伴接近恒星可以重现我们的观察。一个近距离（质量数很少）的伴星的情况下，不能令人满意地再现的violet和SED，而一个磁盘模型与一个大的差距和一个内环产生的大部分排放（在H和K-波段）接近0.1 AU是能够解释所有的意见。通过这项研究，证实了靠近恒星的光学厚的内部尘埃盘的存在，并主导了H和K波段的发射。根据我们的模型，大的差距延伸到~ 7.5 AU。这指向一个同伴（位于几个天文单位）的缺口开放的情况下，解释T茶的形态。
2011-02-24 astro-ph.SR
Tomography of cool giant and supergiant star atmospheres III. Validation of the method on VLTI/AMBER observations of the Mira star S Ori
AGB星大气层的结构和动力学知识对于更好地理解质量损失至关重要。层析成像方法依赖于光谱掩模的设计，该掩模包含在恒星大气中给定光学深度范围内形成的谱线，是实现这一目的的理想技术。它被应用于高分辨率光谱干涉VLTI/琥珀色观测的Mira型AGB星S猎户座。首先，在对层析掩模有贡献的波长处提取干涉仪的vibrium，并将其拟合到从均匀盘模型计算出的波长处。这允许测量由相应掩模探测的大气层的几何范围。然后，我们将观测到的大气扩展与现有的一维脉动CODEX模型和三维辐射流体动力学CO 5 BOLD模拟测量的大气扩展进行比较。我们发现，虽然S Ori中层析掩模探测的平均光学深度减小，（使用$<\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
Imaging the dynamical atmosphere of the red supergiant Betelgeuse in the CO first overtone lines with VLTI/AMBER
我们提出了第一个1-D孔径合成成像的红超巨星参宿四在个别CO的第一泛音线VLTI/琥珀。重建的1-D投影图像显示，该恒星出现不同的蓝翼，线中心，和红翼的个别CO线。蓝翼和线中心的一维投影图像显示出明显的、不对称的延伸分量，高达~1.3个恒星半径，而红翼中的一维投影图像则没有显示出这样的分量。观测到的谱线中的一维投影图像可以用一个模型来合理解释，在这个模型中，在一个大于恒星尺寸一半的区域内，CO气体以0--5 km/s的速度向外轻微移动，而在其余区域内，气体以20--30 km/s的速度快速下落。2008年和2009年的CO线AMBER数据之间的比较表明，在光球和外大气中的CO线形成区域的动态显着的时间变化。与线数据相反，连续体中的重建的1-D投影图像仅显示出与均匀盘或边缘变暗盘的轻微偏差。我们推导出均匀盘的直径为42.05 +/- 0.05质量，幂律型边缘变暗盘的直径为42.49 +/- 0.06质量，边缘变暗参数为（9.7 +/- 0.5）× 10^{-2}。后一种角直径导致连续体形成层的有效温度为3690 +/-54 K。这些直径证实了参宿四的近红外尺寸在过去的18年里几乎是恒定的，与最近报道的中红外尺寸明显减少形成鲜明对比。在2008年和2009年采取的连续数据显示没有或只有边际的时间变化，远小于目前的三维对流模拟预测的最大变化。
2011-04-05 astro-ph.SR
Properties of the CO and H$_2$O MOLsphere of the red supergiant Betelgeuse from VLTI/AMBER observations
上下文参宿四是最近的红超巨星（RSG）;因此，它非常适合研究其大气层中导致星际介质化学富集的复杂过程。目的。我们打算研究围绕恒星的紧密分子层（也称为MOL层）的形状和组成。这项分析是一个更广泛的计划的一部分，该计划旨在了解参宿四的拱星包络的动力学。方法. 2011年1月和2月，利用甚大望远镜干涉仪（VLTI）的天文多波束组合仪（AMBER）在H和K波段观测了参宿四。使用中等光谱分辨率的仪器（R $\sim$ 1500），我们能够研究一氧化碳带头和水蒸气带。我们使用了两种不同的方法来分析我们的数据：一个模型适合于连续谱线和吸收谱线，然后适合于辐射流体动力学（RHD）模拟。结果利用连续谱数据，我们导出了均匀盘直径$41.01 \pm 0.41$ ~mas，幂律型边缘暗化盘直径$42.28 \pm 0.43$ ~mas和边缘暗化指数$0.155 \pm 0.009$。在吸收线内，使用单层模型，我们得到了MOL球的参数。使用RHD模拟，我们揭示了对流模式的vitrium。结论.我们导出了K波段连续谱中参宿四角直径的一个新值。我们在吸收线中的观察被一个在1.2恒星半径处的分子层很好地再现，该分子层包含CO和H $_2$ O。在RHD模拟中，较高空间频率下的vibrations与对流模式相匹配。
2014-10-02 astro-ph.SR
Exploring the innermost dust formation region of the oxygen-rich AGB star IK~Tau with VLT/SPHERE-ZIMPOL and VLTI/AMBER
众所周知，渐近巨星分支（AGB）中的低质量和中等质量恒星是星系普遍的尘埃提供者。然而，在AGB星的低温扩展大气中，尘埃的形成和加速机制仍然存在争议。我们提出了可见光偏振成像观测的富氧AGB星IK头与SPHERE-ZIMPOL（相位0.27），以及与琥珀干涉观测。用ZIMPOL在伪连续谱中的三个波长（645、748和820 nm）、在656.3 nm的H $α$线和在717 nm的TiO带中观察到IK Tau。在CO第一泛音谱线2.3PDMATHABMN m（R= 12000）附近的波长范围内进行了AMBER观测。SPHERE-ZIMPOL的偏振成像能力使我们能够在空间上分辨距离中心恒星20- 50质量的尘埃云，当与AMBER测量的中心恒星角直径20.7 $\pm$ 1.53质量相结合时，这相当于2- 5 $R_{\star}$。扩散的、不对称的尘埃排放延伸到$\sim$ 73 $R_{\star}$。我们发现，TiO的发射扩展到150质量（15 $R_{\star}$）。CO谱线中的AMBER数据也表明，分子外层大气延伸到$\sim$ 1.5 $R_{\star}$。尘埃团的二维Monte Carlo辐射传输模拟结果表明，尘埃团的偏振强度和线偏振度可以用小尺度的散射粒子来合理解释。（0.1 $μ$ m）Al $_{2}$ O $_{3}$、MgSiO $_{3}$、或Mg $_{2…
2019-07-12 astro-ph.SR
VLTI/AMBER observations of cold giant stars: atmospheric structures and fundamental parameters
这项研究的主要目标是确定冷巨星的角尺寸和大气结构，并将它们与流体静力学恒星模型大气进行比较，估计基本参数，并更好地了解星周环境。我们用VLTI/AMBER仪器在中等光谱分辨率下对近红外K波段（2.13-2.47微米）的Oct，beta Peg，NU Pav和psi Peg以及gamma Hya（1.9-2.47微米）进行了光谱干涉观测。为了获得基本参数，我们比较了我们的数据与流体静力学大气模式（PHOENIX）。我们估计了Rosseland角直径的0 ct，beta Peg，NU Pav，psi Peg和gamma Hya。结合距离和热辐射通量，我们估计了目标的半径、有效温度和光度。在Beta Peg可见性中，我们观察到一个CO分子层，其大小与PHOENIX建模的大小相似。然而，在2.3微米左右开始有一个额外的吸收斜率。这个斜率可能是由于没有用PHOENIX建模的水壳。psi Peg的可见性显示CO带的低增加，与PHOENIX模型的建模兼容。其他来源的可见度数据显示分子谱带没有增加。凤凰大气预测的光谱和亮度与我们恒星中观察到的光谱和亮度一致（除了β Peg）。这表明分子带的不透明度被充分地包括在模型中，并且我们的目标的大气具有与模型大气相似的延伸。β Peg的大气层比模型预测的要大。这些目标位于STAREVOL模型演化轨迹的红限附近。
2014-04-29 astro-ph.SR
Clumpy dust clouds and extended atmosphere of the AGB star W Hya revealed with VLT/SPHERE-ZIMPOL and VLTI/AMBER II. Time variations between pre-maximum and minimum light
我们最近用VLT/SPHERE-ZIMPOL在最大光前（相位0.92）拍摄的AGB星W Hya的可见光偏振图像显示了在~2 R星附近的星团尘埃云。我们提出了第二个时代的SPHERE-ZIMPOL观测W Hya在最低光（第0.54段）（645、748和820 nm），在Halpha线中（656.3 nm），和TiO波段（717 nm）以及在甚大望远镜干涉仪上用AMBER仪器在2.3微米CO谱线上进行的高光谱分辨率长基线干涉观测（VLTI）。高空间分辨率的偏振图像使我们能够探测到距离恒星34 - 50 mas（1.4 - 2.0 Rstar）的尘埃云的清晰的时间变化。我们探测到了一个新的尘埃云的形成和第一个时期探测到的一个尘埃云的消失。Halpha和TiO的发射延伸到~150 mas（~6 Rstar），Halpha图像显示时间变化。线偏振度在最低光时（13 - 18%）比在前极大光时高。幂律型的临边暗化盘与连续光谱中的AMBER数据相吻合，得出临边暗化盘的直径为49.1 +/-1.5质量，临边暗化参数为1.16 +/-0.49，这表明与极大前的光相比，临边暗化更弱的大气更广泛。我们的Monte Carlo辐射转移模型表明，在最小光下，Al2O3、Mg2SiO4和MgSiO3的小晶粒（0.1微米）占优势，与在最大光前的大晶粒（0.5微米）占优势形成鲜明对比。的晶粒尺寸的可变性相位依赖性…
2016-11-14 astro-ph.SR
High spectral resolution imaging of the dynamical atmosphere of the red supergiant Antares in the CO first overtone lines with VLTI/AMBER
我们使用VLTI/ABER在单个CO第一泛音线中呈现了红色超巨星心宿二（alpha Sco）的高光谱分辨率孔径合成成像。重建的图像显示，该恒星在蓝翼，线中心和红翼中的表现不同，并显示出不对称的延伸组件。恒星在CO谱线内的外观在一年内发生了剧烈的变化，这意味着大气中的速度场发生了显着的变化。我们的模拟表明，外层大气（MOL球）延伸到1.2- 1.4恒星半径，CO柱密度为（0.5- 1 × 10 ^{20} cm^{-2}），温度约为2000 K。虽然2009年的速度场的特点是20- 30公里/秒的强烈上升流运动，但在2010年，它变成了强烈的下降流。另一方面，连续体中的AMBER数据仅显示出与边缘变暗的盘的轻微偏差，并且仅显示出边缘的时间变化。我们推导出边缘变暗的盘直径为37.38+/-0.06 mas，幂律型边缘变暗参数为（8.7+/-1.6 x10 ^{-2}（2009）和37.31+/-0.09 mas和（1.5+/-0.2 x10 ^{-1}（2010）。我们还得到Teff = 3660+/-120 K和log L/Lsun = 4.88+/-0.23，这表明质量为15+/-5 Msun，年龄为11-15百万年。这个年龄与最近估计的上天蝎座OB协会的年龄一致。北斗星外层大气的性质与另一颗研究得很好的红超巨星参宿四相似。猎户座和参宿四的扩展外层大气的密度比目前的三维对流模拟预测…
2013-04-30 astro-ph.SR
Near-infrared interferometric observation of the Herbig Ae star HD144432 with VLTI/AMBER
利用近红外VLTI/AMBER观测技术研究了Herbig Ae星HD 144432的亚AU尺度拱星环境，探讨了其内部尘埃盘的结构。用AMBER仪器在H和K波段进行了干涉观测。我们解释了测量的H-和K-波段的violet，近和中红外violet从文献中，和SED的HD 144432通过使用几何环模型和环形温度梯度盘模型与幂律温度分布。我们推导出K带环拟合半径为0.17 \pm 0.01 AU，H带半径为0.18 \pm 0.01 AU（距离为145 pc）。这个测量的K带半径为\sim 0.17 AU，位于尘埃升华半径\sim 0.13 AU（预测尘埃升华温度为1500 K和灰色尘埃）和包括回温（\sim 0.27 AU）的模型预测之间的范围内。我们发现，一个额外的扩展晕组件是需要在几何和温度梯度建模。在最佳温度梯度模型中，圆盘由两部分组成.圆盘的内部是一个薄环，内半径为\sim 0.21 AU，温度为\sim 1600 K，环厚度为\sim 0.02 AU。外部从\sim 1 AU延伸到\sim 10 AU，内部温度为\sim 400 K。我们发现，磁盘几乎是正面的倾角< 28度。我们的温度梯度模型表明，近红外过量是由一个狭窄的，明亮的边缘位于尘埃升华半径的发射为主，而扩展的光环组件贡献\sim 6%的总流量在2 μm。MIR模型辐射具有双组分结构，其中\sim 20%的通量来自内…
2012-03-28 astro-ph.SR
AMBER high-spectral resolution interferometry of Be stars: More than just stars and disks?
高光谱分辨率的Br-γ VLTI/琥珀观测经典的Be星揭示了复杂的可见度，相位和关闭相位的配置文件，这是没有看到在以前的低分辨率数据。他们提出了新的挑战，是明星的建模，并可能需要额外的成分超过传统的中央星+拱盘范例。
2011-07-26 astro-ph.SR
The circumstellar environment of HD50138 revealed by VLTI/AMBER at high angular resolution
HD 50138是一颗Herbig B[e]星，在红外和毫米波段探测到星周盘。它的亮度使其成为近红外干涉测量观测的良好候选者。我们的目标是解决，空间和光谱，在2.12-2.47微米区域的连续谱和氢发射线，揭示了恒星的直接拱星环境。VLTI/琥珀K波段观测提供了光谱，vibrium，微分相位，并关闭阶段沿三个长基线的连续，和HI的发射在Br $γ$和五个高n Pfund线。通过计算纯谱线的能级，我们得到了不同谱线发射区的角尺寸。建立了一个简单的LTE模型来约束HI发射区的物理条件。连续区不能通过几何2D拉长的高斯拟合模型再现。我们估计该区域的大小为1 AU。我们发现Br $γ$和Pfund线来自一个更紧凑的区域大小为0.4 AU。Br $γ$线呈现S形微分相位，指示旋转。连续体和Br $γ$线闭合相位分别显示了$\sim$ -25 $\pm$ 5 $^o$和20 $\pm$ 10 $^o$的偏移。这是它们起源不对称的证据，但方向相反。我们发现，如果没有一个更详细的模型，我们不能收敛的HI物理参数的约束。我们的分析显示，HD50138拥有复杂的星周环境。它的连续发射不能通过简单的光盘亮度分布再现。类似地，为了再现Br $γ$，线内的干涉观测值，必须诱发几个分量。结合光谱和干涉数据的Br $γ$和Pfund线有利于在风区的起源与大的开角。最后，我们的研究结果指向了一个进化的来源。
2018-05-04 astro-ph.SR
Probing the accretion-ejection connection with VLTI/AMBER: High spectral resolution observations of the Herbig Ae star HD163296
吸积和抛射是紧密相连的，代表了调节恒星形成的基本机制。然而，所涉及的确切物理过程尚未完全理解。我们提出了高角度和光谱分辨率的观测Br伽马发射区域的Herbig Ae星HD 163296（MWC 275），以探测这条线的起源和约束的物理过程发生在亚AU尺度的拱星区域。利用高光谱分辨率（R~12000）的VLTI-AMBER观测，研究了HD 163296 Br γ线的干涉光谱、波长微分相位和闭合相位。为了限制Herbig Ae星Br γ线的物理起源，将所有的干涉观测值与线辐射转移盘风模型的预测值进行了比较。在Br γ谱线内测得的能级明显增加，表明Br γ发射区比连续区更紧凑。通过将几何高斯模型拟合到连续校正的Br Gamma能级，我们推导出Br Gamma发射区的紧凑半径为~0.07+/-0.02AU（高斯半峰半宽;或环拟合半径为~0.08+/-0.02AU）。为了解释观测结果，我们发展了一个磁离心驱动的圆盘风模型。我们最好的盘风模型是能够再现，在误差范围内，所有的干涉观测，它预测的发射区的外半径为~0.04AU。然而，整个盘风发射区的强度分布延伸到~0.16AU。我们的观察，随着详细的建模的Br伽马发射区域，表明大部分的Br伽马发射在HD 163296源自盘风发射区，是五倍以上的连续尘埃边缘半径比以前的估计更紧凑。
2015-02-10 astro-ph.SR
Infrared interferometric three-dimensional diagnosis of the atmospheric dynamics of the AGB star R Dor with VLTI/AMBER
低质量和中等质量恒星在演化后期的质量损失机制还没有得到很好的理解。因此，研究在几个恒星半径内的区域的动力学是至关重要的，那里被认为是风加速发生的地方。我们提出了三维诊断的大气动力学的最近的渐近巨星分支（AGB）星R Dor从低光球层的扩展外大气-第一次为太阳以外的恒星。使用甚大望远镜干涉仪的琥珀仪器，以6.8质量的空间分辨率重建的图像-比连续体中51.2质量的恒星角直径精细7倍-显示了恒星表面和扩展大气层上方的大而明亮的区域。在恒星表面和大气层上的速度场图是从Mg和H2O线获得的，这些线形成于大气层高度低于~1.5恒星半径的2.3微米附近，在1.7 km/s的测量不确定度之外，几乎没有系统运动。与此形成鲜明对比的是，由CO第一泛音线得到的速度场图揭示了在~1.8恒星半径高度的扩展外层大气中以7- 15 km/s的速度系统向外运动。由于在~1.5恒星半径处检测到尘埃形成，在~1.5和1.8恒星半径之间的物质的强烈加速可能是由尘埃颗粒上的辐射压力引起的。然而，我们还不能排除向外运动可能是间歇性的，由对流和/或脉动引起的弹道运动引起。
2019-08-19 astro-ph.SR
Resolving the asymmetric inner wind region of the yellow hypergiant IRC+10420 with VLTI/AMBER in low and high spectral resolution mode
我们获得了IRC +10420的近红外长基线干涉测量与欧洲南方天文台的甚大望远镜干涉仪（VLTI）的AMBER仪器在低和高光谱分辨率（HR）模式探测光球和最里面的拱星环境的快速演变的黄色超巨星。在HR观测中，在所有三个基线上，Vibrance都显示出横跨Brackett伽马（BrG）线的明显下降，我们发现BrG线的红移部分的微分相位高达-25度，并且靠近线中心的非零闭合相位。校准的vibrations进行了修正，为琥珀的有限的视野，以适当地考虑IRC +10420的扩展尘埃壳的通量贡献。我们推导出IRC +10420在H和K波段连续发射区的半高宽高斯尺寸分别为1.05 ± 0.07和0.98 ± 0.10质量，BrG发射区可以用直径为4.18 ± 0.19/-0.09质量的几何环模型拟合，约为恒星尺寸的4倍。几何模型还提供了一些证据，表明BrG线发射区域向36度的位置角延伸，与外反射星云的对称轴对齐。利用CMFGEN和2-D Busche & Hillier程序对HR观测数据进行了辐射转移模拟分析。我们的球形CMFGEN模型很难再现观察到的线形、蓝移和延伸，明确表明IRC +10420流出是不对称的。我们的2-D辐射转移模型表明，蓝移的BrG发射和形状的可见度横跨发射线可以解释与一个不对称的双极外流的高密度对比度从极点到赤道（8 - 16），红移的光是大大减少。
2009-09-25 astro-ph.SR
VLTI-AMBER velocity-resolved aperture-synthesis imaging of Eta Carinae with a spectral resolution of 12000. Studies of the primary star wind and innermost wind-wind collision
上下文大质量恒星的质量损失还没有得到很好的理解。Eta Car是研究LBV阶段大质量恒星风的独特对象。它也是一颗周期为5.54年的偏心双星。这两颗恒星的性质是不确定的，尽管我们从X射线研究中知道有一个风-风碰撞，其性质随轨道相位而变化。方法. Eta Car的观测是在2014年8月近星点通过之前大约5到7个月用ESO VLTI和AMBER仪器进行的。速度分辨孔径合成图像重建光谱色散干涉图。干涉测量研究可以提供关于双星轨道、主风和风碰撞的信息。结果我们提出了速度分辨孔径合成图像重建分布在100多个不同的光谱通道的Br伽马2.166微米的发射线。图像的强度分布强烈地依赖于波长。在对应于相对于线中心测量的大约-140至-376 km/s的径向速度的波长处，强度分布具有扇形结构。在-277 km/s的速度下，扇体对称轴的位置角约为126 °。扇形结构向东南方向延伸约8.0 mas（~ 18.8 au），向西北方向延伸约5.8 mas（~ 13.6 au），沿对称轴在16%强度等值线测量。强度分布的形状表明，所获得的图像是最里面的风-风碰撞区的第一直接图像。因此，观测提供了速度依赖的图像结构，可用于测试三维流体动力学，辐射转移模型的大量相互作用的风埃塔车。
2016-10-18 astro-ph.SR
VLTI/MIDI observations of 7 classical Be stars
我们测量了7颗Be星周围的气体盘的中红外线延伸，以约束它们的拱星环境的几何形状，并试图推断出表征这些盘的物理参数。我们使用VLTI/AMBER仪器，基线可达130 m，在N波段获得约15 mas的角分辨率，并将我们的结果与VLTI/AMBER仪器和/或CHARA干涉仪获得的K波段测量结果进行比较。我们获得了一个校准的能见度测量的四个明星，p车，zeta Tau，kappa CMa，和α Col，两个三角洲Cen和β CMi，和三个阿尔法Ara。几乎所有的目标仍然没有得到解决，即使最大的VLTI基线为130米，证据表明，他们的拱星盘延伸小于10质量。唯一的例外是α-Ara，其在8微米处通过长轴a=5.8 ± 0.8mas和轴比a/b=2.4 ± 1的椭圆包络清晰分辨和良好拟合。该延伸类似于用VLTI/AMBER仪器在K波段2微米处测量的尺寸和平坦度。这些经典Be星的星周包层的大小在8 - 12微米的波长范围内变化不大。此外，阿尔法阿拉的圆盘的大小和形状几乎相同，分别为2、8和12微米。
2009-08-09 astro-ph.SR
Resolving the stellar components of the massive multiple system Herschel 36 with AMBER/VLTI
内容：大质量恒星对于星系的演化非常重要;然而，我们对它们的性质和形成的理解存在很大的差距，主要是因为它们演化迅速，稀有且遥远。很可能几乎所有的大质量恒星都是以三倍或更高的倍数诞生的，但是它们的大距离需要非常高的角分辨率才能在毫弧秒尺度上直接探测到伴星。Herschel 36是一个年轻的大质量星系，位于1.3kpc。它的最小预测质量为45 M_sun。多历元光谱数据表明，至少存在三个引力约束组件。其中两个，系统Ab，是紧密结合在一个光谱双星，和第三个，组件Aa，轨道在一个更广泛的轨道。我们的目标是成像，并获得天体测量和光度测量的组件Aa和Ab使用，第一次，长基线光学干涉测量，以进一步限制其性质。研究方法：我们用连接到ESO VLT干涉仪上的近红外仪器AMBER观测了Herschel 36，该干涉仪提供了约为100 °的角分辨率。2 mas。我们使用的代码BSMEM进行干涉图像重建。我们使用专有的IDL例程和代码LitPro拟合干涉观测值。结果：我们在H和K滤波器中成像了Herschel 36的Aa+Ab组分。组件Ab位于1.81 mas的投影距离处，位置角约为222度在北偏东方向，Aa分量与Ab分量的通量比接近于1。测量到的小角距表明系统Ab和Ab可能正在接近其轨道的近星点。这些结果，只有通过长基线近红外干涉测量才能实现，构成了彻底了解这个巨大的三重系统的第一步。
2014-10-07 astro-ph.SR
Tracing jet emission at the base of a high-mass YSO. First AMBER/VLTI observations of the Brγemission in IRAS 13481-6124
为了探测20 M太阳高质量年轻天体IRAS 13481-6124的星周环境，利用近红外干涉技术研究了其Brγ发射线的起源.我们首次对R~1500的HMYSO中Brγ发射区进行了AMBER/VLTI观测。我们的AMBER/VLTI观测揭示了一个空间和光谱分辨的Brγ发射线，具有强的天鹅座P剖面，表明流出物质的终极速度约为500 km/s。在我们的观测中，在谱线和相邻的连续谱中检测到了振动、微分相位和闭合相位。全谱线（连续谱线加线发射区）和纯谱线谱线都表明，Brγ发射区比连续发射区（~ 5.4mas或~17 au，在3.2kpc时直径为2-4 mas或~6-13 au）更致密。吸收特征在最长基线（81和85米）处也是空间分辨的，并且具有比连续发射区域略小的可见度。四个最长基线处的差分相位显示了跨线路的\u 2018 S \u 2019形状的结构，在蓝移和红移的高速分量中达到峰值。校准的光心偏移与已知的喷流轴对齐，即它们可能跟踪电离喷流。高速分量（v_r~100-500 km/s）远离源，而低速分量（0-100 km/s）则较近，表明内10 Au气流有较强的加速作用。最后，沿连续的非零封闭相检测。通过比较我们的观察与2.16 μ m附近的连续光谱的合成图像，我们确认，这一特征源于由于内盘的倾斜连续光谱的不对称亮度分布。
2016-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
VLTI/AMBER spectro-interferometry of the Herbig Be star MWC 297 with spectral resolution 12 000
星周盘和外流在恒星形成中起着重要作用。红外光谱干涉法可以解决内部吸积-喷射区域。我们测量的干涉vibrations，波长差分相位，并关闭阶段的MWC 297与光谱分辨率为12000。为了解释我们的MWC 297观测，我们采用了盘风模型。测量的连续谱可见度证实了之前的结果，即MWC 297的连续发射区域非常紧凑。我们推导出一个连续环拟合半径为~2.2 mas（~0.56 AU，在250 pc的距离），这是~5.4倍小于3 AU灰尘升华半径预期的硅酸盐颗粒（在没有辐射屏蔽材料）。强烈的波长依赖性和不对称的Br γ发射区域比连续发射区域更扩展（~2.7倍）。在Br伽马线的中心，我们推导出高斯拟合半径为~6.3 mas HWHM（~1.6 AU）。为了解释观测结果，我们采用了磁离心驱动的盘风模型，包括一个吸积盘，它发出观察到的连续辐射，和盘风，它发出的Br伽马线。将计算的波长相关模型强度分布和Br伽马线轮廓与观测结果进行比较（即，K-波段光谱、振动频率、微分相位和闭合相位）。最接近的拟合模型预测了一个内半径为~0.3 AU的连续发射盘和一个内半径为~0.5 AU（~17.5恒星半径）的盘风喷射区。我们得到了一个约80度的盘风半开角（旋转轴和盘风最里面的流线之间的角度），这比T Tau模型中的大，和一个约20度的盘倾角（即，几乎极点上）。
2011-01-19 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
VLTI/AMBER spectro-interferometry of the late-type supergiants V766 Cen (=HR 5171 A), sigma Oph, BM Sco, and HD 206859
我们增加了四个温暖的晚型超巨星，我们以前的光谱干涉研究的红巨星和超巨星。V766 Cen（=HR 5171 A）被发现是一个高光度log（L/L_sun）=5.8+-0.4的源，Teff 4290+-760 K，半径1490+-540 Rsun，位于Hayashi和Eddington极限附近;这个源与40 Msun的演化轨迹一致，没有旋转，目前质量27-36 Msun。它表现出碘化钠的发射所产生的半径为1.5 Rphot和一个约0.1 Rphot的光心位移的壳。V766 Cen显示出强烈的扩展分子（CO）层和尘埃拱星背景成分。这表明在风开始时，大约有1.5 Rphot的光学厚度的伪光球。V766 Cen是一颗接近林极限的红超巨星，而不是之前讨论过的已经向更温暖的Teff方向演化的黄超巨星。发现sigma Oph、BM Sco和HD 206859的光度较低，约为log（L/Lsun）=3.4-3.5，Teff为3900-5300 K，相当于5-9 Msun轨道。它们并不像我们的样本中的高光度红超巨星那样显示出扩展的分子层。BM Sco显示了一个异常强大的贡献，由一个过分辨率的星周尘埃成分。这些恒星更可能是高质量的红巨星，而不是红超巨星。这在HR图中留下了一个未采样的轨迹，对应于光度log（L/Lsun）~3.8-4.8或质量10-13 Msun，可能对应于恒星在RSG阶段爆发为II-…
2016-10-06 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
AMBER and CRIRES observations of the binary sgB[e] star HD 327083: evidence of a gaseous disc traced by CO bandhead emission
HD 327083是一颗sgB[e]星，形成一个轨道半长轴约为1.7天文单位的双星系统。我们以前的观测使用VLTI和琥珀在中等分辨率K波段模式空间解决了HD 327083的环境。所获得的连续光谱表明环双星盘的存在。还观察到CO带头发射。然而，由于先前观测的光谱分辨率有限，发射物质的运动学结构没有受到限制。在本文中，我们解决了这个问题，并探测高光谱分辨率和空间精度的CO排放源。我们用AMBER和CRIRES观测了HD 327083，获得了高光谱分辨率（25 & 6 km/s）。的观测结果进行了比较，运动学模型，以限制排放源。结果表明，CO带头发射可以使用一个模型的开普勒光盘的倾斜度和大小与我们以前的VLTI观测一致。该模型相比，琥珀差分相位测量，其精度高达30微弧秒。对应于0.15毫角秒（~5西格玛）的差分相位信号被视为超过带头发射，这是在良好的协议与模型，适合的CRIRES观测。相比之下，标准sgB[e]情景中设想的赤道外流模型不能很好地再现观测结果。在空间和光谱域的光盘模型和观测之间的良好协议是令人信服的证据表明，CO波段发射的HD 327083起源于一个circumbinary开普勒光盘。相比之下，赤道外流模型不能很好地再现观测结果。这表明标准sgB[e]场景不适用于HD 327083，这支持了HD 327083的B[e]行为是由于二进制（缩写）的假设。
2012-06-27 astro-ph.SR
Structure and shaping processes within the extended atmospheres of AGB stars
我们目前的研究，使用近红外仪器的VLT干涉仪（VLTI）的琥珀色调查的结构和扩展的大气中的AGB星的形成过程。光谱分辨的近红外琥珀色观测的米拉变量S奥里揭示了波长依赖的表观角大小。这些数据被成功地与动态模型大气进行了比较，动态模型大气由于几何扩展的分子层而预测波长依赖的半径。最近，对几颗AGB星的ABER闭合相位测量还揭示了与0/180度的波长相关偏差，表示偏离点对称。闭合相位随波长的变化表明扩展大气层存在复杂的非球形分层，并可能揭示所观察到的不对称性是否位于光球层附近或外分子层中。对位于扩展分子层内的一氧化硅脉泽的同步观察为我们提供了有关该壳层的形态、条件和运动学的更多信息。这些观测结果有望为我们提供新的重要见解的塑造过程中的工作在AGB阶段。随着VLTI成像能力的提高，我们希望将行星状星云成像研究的成功故事扩展到AGB恒星的光球和扩展的外层大气。
2011-05-17 astro-ph.SR
Precision angular diameters for 16 southern stars with VLTI/PIONIER
在当前的盖亚时代和大，高信噪比恒星光谱调查，有一个未满足的需要，从根本上校准恒星有效温度的基础上准确的恒星直径的可靠库。在这里，我们提出了一套精确的直径和温度的6个矮星，5个亚巨星，和5个巨星的样本观察与先锋光束组合器在VLTI。科学目标至少在两个序列中进行观测，每个序列有五颗独特的校准星，以进行准确的能见度校准，并减少不良校准器的影响。我们使用标准的PIONIER数据简化管道，但自举干涉图，除了采用蒙特卡罗方法来考虑相关误差采样恒星参数，临边暗化系数，通量，以及预测的校准器角直径。然后将所得的直径与从宽带依巴谷-第谷测光和MARCS模型热辐射修正中得出的热辐射通量以及来自盖亚的视差相结合，以产生所观察到的每颗恒星的有效温度、物理半径和光度。我们的恒星的平均角直径和温度的不确定性分别为0.8%和0.9%，我们的样本包括10颗恒星的直径，没有预先存在的干涉测量。其余的恒星与以前的测量结果是一致的，除了一个单一的恒星，我们在这里观察与先锋在更高的分辨率和更高的灵敏度比在早期的工作中实现。
2020-04-05 astro-ph.SR
X-shooter, NACO, and AMBER observations of the LBV Pistol Star \footnote{Based on ESO runs 85.D-0182A, 085.D-0625AC}
介绍了对LBV恒星手枪星的多仪器多波长观测。这些观测是一个关于不同金属丰度的早期O星的更大计划的一部分。手枪星被认为是已知质量最大的恒星，有250个太阳质量。我们提出的初步结果的基础上的X-射手光谱，以及与VLTI-AMBER和VLT-NACO自适应光学进行的观测。X-shooter摄谱仪允许同时获得从UV到K波段的光谱，分辨率为$\sim$ 15000。初步结果表明，手枪星具有与埃塔车相似的性质，包括物质的外壳，但也是二元性。在此简要介绍了该计划的其他对象，这些对象因其特殊性质而被选中：早期O型星，其质量在恒星演化模型和观测之间存在差异，与风动量光度关系存在差异。
2010-10-16 astro-ph.SR
Mass-radius relation of low and very low-mass stars revisited with the VLTI
利用VLTI干涉仪及其VINCI和AMBER近红外复合器，用长基线干涉测量了7颗低质量和极低质量恒星的半径。我们使用这些新的数据，与文献测量一起，检查K和M矮星的光度半径和质量半径的关系。新的干涉半径的精确度现在可以与双线食双星竞争。干涉测量法提供了对不太活跃的恒星以及具有更好的测量距离和光度的恒星的访问，因此补充了从食系统获得的信息。磁宁静的晚K到M矮星的半径与恒星演化模型的预测非常吻合，直接证实了磁活动解释了最近发现的磁活动食系统的差异。早期K矮星的半径很好地再现了混合长度参数，接近太阳值，定性预期。
2009-06-02 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
B[e] stars at the highest angular resolution: the case of HD87643
本文介绍了B[e]星HD 87643的最新研究结果。它们是用各种不同的仪器获得的，从WFI相机的宽视场成像，FEROS仪器的高分辨率光谱，自适应光学相机NACO的高角分辨率成像，到VLTI上AMBER的最高角分辨率。我们报告检测到的同伴HD87643与琥珀，随后证实了在NACO的数据。这一发现的影响，一些以前难以理解的数据集，然后提出。
2009-10-12 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
Spatially resolving the thermally inhomogeneous outer atmosphere of the red giant Arcturus in the 2.3 micron CO lines
K巨星的外层大气具有热不均匀结构，由热的色球气体和冷的分子气体组成。我们目前的光谱干涉观测的多组分外大气的K1.5巨大的大角星（α Boo）在CO的第一泛音线附近2.3微米。我们在甚大望远镜干涉仪（VLTI）上用AMBER仪器在2.28- 2.31微米处观测大角星，光谱分辨率为12000，投影基线为7.3，14.6和21.8米。VLTI/琥珀仪器的高光谱分辨率使我们能够在空间上解决大角星在个别CO线。观测到的干涉数据与MARCS光球模型的比较表明，该恒星似乎比模型预测的要大得多。它表明存在一个扩展的组件，这是不占目前的光球模型，这一良好的研究明星。我们发现，所观察到的AMBER数据可以解释的模型与两个额外的CO层以上的光球。内CO层位于光球层上方，恒星半径为1.04 +/- 0.02，温度为1600 +/- 400 K，CO柱密度为10^{20 +/- 0.3} cm^-2。另一方面，我们发现CO外层延伸到2.6 +/- 0.2恒星半径，温度为1800 +/- 100 K，CO柱密度为10^{19 +/- 0.15} cm^-2。内CO层的性质与先前从空间未分辨光谱分析中推断的那些基本一致。然而，我们的ABER观测表明，准静态冷分子成分延伸到2- 3个恒星半径，在该区域内色球风急剧加速。
2018-09-04 astro-ph.SR
Observations et modélisations spectro-interférométriques longue base des étoiles et de leur environnement proche
随着VLTI（欧洲天文台南半球甚大望远镜干涉仪）的建造，现在有可能进行毫角秒量级分辨率的观测，特别是在AMBER仪器（天文学多光束重组）的红外观测。这些新的能力使我们能够更好地约束恒星结构，如极喷流，赤道盘和旋转恒星的扁平光球。因此，恒星基本参数的估计允许详细探索的质量损失，脉动和磁性的变化和恒星的演化机制。本文介绍了AMBER光谱干涉仪VLTI在高、中光谱分辨率模式下对快速旋转恒星的观测结果。由于琥珀的光学缺陷，观测结果严重退化，分析这些观测结果需要开发特定的数字还原工具，以达到干涉测量解释所需的精度。为了解释这些措施，我开发了一个快速旋转的恒星的半解析模型，使我能够估计，从微分相位;的程度，扁平，赤道半径，旋转速度，倾斜角，位置角的恒星旋转轴在天空中，当地分布的有效温度和表面重力的恒星内冯蔡佩尔定理。光谱类型为B、A和F的四颗大质量恒星的结果使我能够描述上述机制，从而为类似天体的更系统研究开辟了一些前景，并将这些研究扩展到光球-星周包络的关系。
2017-09-21 astro-ph.SR
The convective surface of the red supergiant Antares. VLTI/PIONIER interferometry in the near infrared
上下文对流是解释红超巨星质量损失触发机制的候选者。由于光球层上的对流单体体积很小，人们对它们的特性知之甚少。目标。利用近红外干涉测量，我们打算解决光球的红超巨星，并带来新的限制，他们的建模。方法.我们使用4望远镜仪器VLTI/PIONIER观测了附近的红超巨星仙女座。我们收集了H波段1.8米望远镜三种可用配置的数据。结果我们获得了前所未有的角分辨率的磁盘上的恒星（6%的恒星角直径），限制了对流细胞的平均大小，带来了新的约束数值模拟。使用一个分析模型与亮点的分布，我们确定其对能见度信号的影响。结论我们确定，在Anglesia上的干涉信号与具有从45%到5%的角直径的各种尺寸的对流细胞兼容。我们还得出结论，对流单体可以强烈影响角直径和边缘变暗的测量。特别地，表观角直径变得取决于采样的位置角。
2017-09-14 astro-ph.SR
Direct Detection of the Tertiary Component in the Massive Multiple HD 150 136 with VLTI
大质量恒星对天体物理学的几乎所有方面都具有根本的重要性，但我们对它们的性质和形成的理解仍然存在很大的差距，因为它们很罕见，因此很遥远。已经发现大多数O星是倍数。HD 150 136是距离地球最近的系统，具有>100 M_sol，并提供了一个独特的机会来研究一个极其巨大的系统。最近，在光谱观测中发现了HD 150 136中存在第三个组成部分的证据，除了形成主要组成部分的紧光谱双星。我们的目标是图像和获得天体测量和光度测量的这一组成部分，使用长基线光学干涉，以进一步限制这一组成部分的性质。我们用连接到ESO VLT干涉仪的近红外仪器AMBER观察了HD 150136。恢复的闭合相位对系统误差具有鲁棒性，并提供关于源不对称性的唯一信息。因此，它们对于源结构的图像重建和模型拟合都至关重要。HD 150 136中的第三种成分在来自AMBER的高质量数据中被清楚地检测到。它的投影角距离为7.3质量，或在HD 150 136的视线距离上约为13天文单位，位置角为北纬209度，相对于内双星的通量比为0.25。我们用J、H和K滤波器分辨了HD 150 136的第三分量。第三纪的光度和颜色与预测一致，表明它也是一颗O型主序星。测得的小角距表明第三行星可能正在接近其轨道的近星点。这些结果，只有通过长基线近红外干涉测量才能实现，构成了理解大质量恒星形成机制的第一步。
2013-05-15 astro-ph.SR
The Angular Diameter and Fundamental Parameters of Sirius A
悉尼大学的恒星干涉仪（SUSI）已被用于对天狼星A的角直径进行新的测定。观测是在694.1 nm的有效波长下进行的，并且边缘变暗的角直径的新值为6.048 +/- 0.040mas（+/-0.66%）。这一新的结果与以前的测量结果进行了比较，发现与欧洲南方天文台的超大望远镜干涉仪（VLTI）在2.176微米处进行的常规校准测量非常一致（但不是第二次全球校准VLTI测量）。SUSI和第一次VLTI结果的加权平均值给出天狼星A的边缘变暗角直径为6.041 +/- 0.017mas（+/-0.28%）。结合依巴谷视差，半径等于1.713 +/- 0.009R_sun。热辐射通量是根据已发表的光度学和分光光度学确定的，结合角直径，得出恒星表面的出射通量为（5.32+/- 0.14）x10^8 Wm^-2，有效温度为9845 +/- 64 K。光度为24.7 +/- 0.7 L_sun。
2010-10-19 astro-ph.SR
AMBER observations of the AGB star RS Cap: extended atmosphere and comparison with stellar models
本文报道了在中等光谱分辨率（$\sim$ 1500）下对M6/M7 III半规则AGB星摩羯座RS的K波段VLTI/AMBER观测结果。从光谱色散的vibrants，我们测量的恒星直径作为观测波长从2.13到2.47微米的函数。我们推导出Rosseland角直径为$7.95 \pm 0.07$ mas，这对应于$3160 \pm 160$ K的有效温度。我们检测到的CO带头的大小变化约为10%，表明在恒星光球的CO强不透明度的影响。我们还检测到作为波长的函数的尺寸的线性增加，从2.29微米开始。恒星大气的模型，基于恒星的质量，从恒星演化模型估计，预测CO尺寸的影响约为观察到的一半，并且不能再现线性尺寸随波长的增加，红色的2.29微米。我们能够模拟这种线性的大小增加，增加了一个扩展的水蒸气信封周围的恒星。然而，我们无法将数据拟合在CO带头中。要么恒星的质量被恒星演化模型高估了，要么在大气层的外部有一个额外的扩展CO包层。在任何情况下，无论是水蒸气信封，也没有CO信封，可以解释使用当前的模型。
2011-03-24 astro-ph.SR
The LBV HR Car has a partner: Discovery of a companion with the VLTI
亮蓝变星（Luminous Blue Variable，LBV）是一种大质量恒星，在主序后阶段，它们正在失去大量的质量。一方面，大多数大质量恒星都是在其一生中会相互作用的近距离双星，另一方面，最引人注目的LBV例子Eta Car是一个双星，找到其他的LBV是有用的。我们在这里介绍的干涉观测LBV HR车做的琥珀色和先锋仪器连接到ESO的甚大望远镜干涉仪（VLTI）。我们历时两年的观测清楚地表明，HR Car是一颗双星。目前还不可能完全限制轨道，轨道周期可能在几年到几百年之间。我们推导出系统中主星的半径，也可能解出伴星。在H波段，两个分量的光度比随时间变化，从6到9。我们还初步检测到一些背景通量的存在，直到2016年1月仍保持在2%的水平，但随后在2016年4月增加到6%。我们的AMBER结果表明，Br γ的发射线形成区域比PIONIER看到的连续发射区域更长，可能表明一些风-风相互作用。最重要的是，我们限制了两个组件的总质量，最有可能的范围是33.6和45太阳质量。我们的研究结果表明，LBV HR车可能是一个Eta Car模拟二进制系统，具有较小的质量，可变的组件，并进一步监测这个对象是明确要求。
2016-07-26 astro-ph.IM astro-ph.SR
VLTI-GRAVITY measurements of cool evolved stars: I. Variable photosphere and extended atmosphere of the Mira star R Peg
Mira星的动力学大气模型预测了光球半径和大气分子层的变化，这些变化还没有受到观测的强烈约束。在这里，我们测量富氧的米拉星R Peg的变化。我们使用K波段光谱干涉测量法，光谱分辨率约为4000，在四个时期之间的最大和最小视觉相位采用新的重力光束组合器在VLTI。我们的观察表明，连续半径是反相关的视觉光变曲线。在2.25 μ的近连续波长处的均匀盘（UD）角直径稳定地增加，在0.15、0.36、0.45、0.53的视觉相位处的值分别为8.7 mas、9.4 mas、9.8 mas和9.9 mas。UD直径在一个带通约2.05亩，主要由水蒸气，遵循在较大的UD直径的近连续变化。相反，在CO 2-0带头处的UD直径与视觉光变曲线相关，并且与近连续UD直径反相关。所观察到的反连续半径和视觉光变曲线之间的相关性是一致的富氧米拉S紫胶的早期研究，并与最近的一维CODEX动态模型大气预测。变化的幅度与S Lac的早期观测相当，并且小于CODEX模型的预测。在我们的历元的波长依赖的可见度变化可以复制的一组CODEX模型在模型相位之间的0.3和0.6。反相关的水蒸气和CO的贡献，在我们的时代表明，这些分子经历不同的过程沿恒星周期。新推出的重力仪适合进行较长时间序列观测，这是对模型预测的周期内和周期间变异性提供强有力约束所必需的。
2018-05-14 astro-ph.SR
