Hidden in Plain Sight II: Characterizing the luminous companion to Kappa Velorum with VLTI/GRAVITY
University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；University of Exeter（埃克塞特大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）
利用VLTI/GRAVITY观测，确定Kappa Velorum的伴星为B型主序星，排除致密物体的可能性，并精确表征其轨道和质量。
2026-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Speckle Imaging of Gamma2 Velorum: The Inner Wind Possibly Resolved
本文利用Gemini-South的Zorro散斑成像仪观测Gamma2 Vel，在832 nm波段发现可能对应24 AU尺度的西向星风不对称结构。
2023-08-14 astro-ph.SR
Rediscussion of eclipsing binaries. Paper 31. The slowly-pulsating B-star system CV Velorum in the PLATO southern field
Astrophysics Group, Keele University（基尔大学天体物理学组）
基于空间望远镜光变曲线，首次对包含两颗慢脉动B星的分离食双星CV Vel进行测光分析，结合光谱数据精确测定质量与半径，并识别出脉动频率。
2026-06-03 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Kinematic structure in the Gamma Velorum Cluster
内容：Gaia-ESO巡天（GES）的一个关键科学目标是利用年轻星团中低质量恒星的运动学来探测它们的动力学历史，以及它们如何在未束缚时填充场。围绕大质量W-R双星γ ^[2] Velorum的低质量恒星集群是GES的首批目标之一。目的：为了确定GES数据的径向速度（RV）精度，构造了一个运动学无偏的集群成员样本，并对它们的动力学状态进行了建模。研究方法：从颜色幅度图和中间分辨率光谱中选择目标，用于导出RV并从Li 6708 A线的强度评估成员资格。使用极大似然技术分析RV分布，该技术解释了未解析的二进制文件。结果：GES RV的精度约为0.25 km/s，足以分辨出γ ^2 Vel周围低质量粒子群的速度结构。该结构由两个运动学分量很好地拟合，它们的恒星数量大致相等;第一个分量的内禀色散为0.34+/-0.16 km/s，符合维里平衡。第二颗的色散较宽，为1.60+/-0.37 km/s，与第一颗的色散相差约2 km/s。第一个星群的年龄要大1 ~ 200万年，因为在它的M型恒星中发现了更高水平的Li耗尽，而且可能更集中在γ ^[2] Vel附近。结论：我们考虑了几种形成情况，得出的结论是，这两个运动学成分是形成伽马^2 Vel的原始致密星团的束缚残余，以及来自更广泛的船帆座OB 2星协的分散种群，伽马^2 Vel是其中质量最大的成员。与周围较老（>= 1千万年）的低质量星群相比，γ…
2014-01-20 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: membership and Initial Mass Function of the Gamma Velorum cluster
了解年轻疏散星团的性质，如初始质量函数（IMF），恒星形成历史和动力学演化，是获得可靠的理论预测恒星形成过程中所涉及的机制的关键。我们希望得到一份尽可能完整的年轻疏散星团天伽玛的确认成员名单，目的是推导出星团的一般性质，如IMF。我们使用了Gaia-ESO公共档案中所有可用的光谱成员指标，以及文献光度学和X射线数据，对于每种方法，我们得出了最完整的候选簇成员列表。然后，我们认为测光，重力和径向速度作为必要条件，选择一个子样本的候选人，其成员资格确认使用锂和H $α$线和X射线作为青年指标。我们发现了242个确认的和4个可能的星团成员，我们使用最近的恒星演化模型推导出质量。本研究中研究的质量范围内的簇IMF显示$0.5<M/M_\odot <1.3$的$α=2.6\pm0.5$和$0.16<M/M_\odot <0.5$的$α=1.1\pm0.4$的斜率，并且与标准IMF一致。$γ^2 $ Vel周围年轻族群的IMF与其他恒星形成区和磁场的相似性表明，它可能是通过非常相似的过程形成的。
2016-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Combining optical spectroscopy and interferometry
现代光谱仪和光学干涉仪突破了光谱和空间范围的极限，为探索宇宙提供了重要的新工具。在这篇文章中，我概述了光谱和干涉观测的互补性，并讨论了组合这些数据的不同策略。最引人注目的是，最新一代的“光谱干涉”仪器将干涉测量法所能达到的毫角秒角分辨率与光谱能力结合起来，能够直接限制原行星盘中气体成分的分布、密度、运动学和电离结构。我将介绍一些从恒星和行星形成和热星研究领域选出的研究，以说明这些从根本上新的观测机会。
2013-12-13 astro-ph.SR
The Gaia-ESO Survey: Chromospheric Emission, Accretion Properties, and Rotation in $γ$ Velorum and Chamaeleon I
我们使用GES联盟在第一次内部数据发布中提供的基本参数，在UVES和GIRAFFE光谱观测中选择$γ$ Vel和Cha I的成员。总共有140 $γ$ Vel成员和74 Cha I成员进行了研究。我们通过光谱能量分布计算恒星的光度，而恒星质量是通过与演化轨迹的比较得出的。低活性和缓慢旋转的模板，这是旋转加宽，以匹配的目标$v\sin i$的光谱减法，使我们能够测量的等效宽度（EW）和H $α$和H $β$线的通量。H $α$线还用于识别吸积物体和评价质量吸积率（$\dot M_{\rm acc}$）。$γ$ Vel成员的$v\sin i$分布在约10 km/s的$^{-1}$处显示出一个峰值，尾部朝向更快的旋转体。也有一些迹象表明其两个运动学种群的成员具有不同的$v\sin i$分布。$γ$ Vel中只有少数恒星显示出吸积特征，而在年轻的Cha~I中检测到更多的吸积物。吸积星和活动星在$T_{\rm eff}$ -通量图中占据两个不同的区域，我们提出了一个区分它们的判据。对于$γ$ Vel和Cha I吸积体，我们分别在$10^{-11}$-$10^{-9} M_\odot$ yr $^{-1}$和$10^{-10}$ -$10^{-7} M_\odot$ yr $^{-1}$范围内推导出$\dot M_{\rm acc}$。我们发现较少的分散在$\dot M_{\rm acc}-M…
2014-12-12 astro-ph.SR
On the CQE Phase Signature Feature in High-Resolution Spectro-Interferometry of Be Stars
我们分析了一个功能，可检测的差分相位的高分辨率光谱干涉的Be星。这个特征（称为CQE-PS，中央准发射相位特征）的起源在于星周盘对光球辐射的差异吸收，这在壳星中被光谱检测为CQE线轮廓。这种现象对Be星盘具有巨大的诊断潜力，揭示了这些星盘在几个恒星半径范围内的性质。
2012-08-07 astro-ph.SR
Ellipsoidal primary of the RS CVn binary zeta And: Investigation using high-resolution spectroscopy and optical interferometry
我们获得了RS CVn型双星系统zeta And的椭球主星的高分辨光谱、光干涉和长时宽谱测光。基于光学干涉测量法，使用均匀圆盘拟合，zeta Δ的表观边缘变暗直径为2.55 +/-0.09质量。依巴谷距离和边缘变暗的直径由均匀的圆盘拟合得到，恒星半径为15.9 +/- 0.8 Rsolar，结合热光度，它意味着有效温度为4665 +/- 140 K。使用多普勒成像从高分辨率光谱获得的温度图显示了赤道斑点的强烈带和冷极冠的暗示。赤道点显示在相位0.75附近的浓度。这个点的配置让人想起了在早期发表的zeta And温度图中看到的。对H α线的研究揭示了色球层中的双折射和冷云。跨越12年的长期测光显示了一个斑点活动周期的迹象，这也是多普勒图像所暗示的，但周期长度不能从目前的数据中可靠地确定。
2010-02-22 astro-ph.SR
Fundamental parameters and evolutionary status of the magnetic chemically peculiar stars HD 188041 (V1291 Aquilae), HD 111133 (EP Virginis), and HD 204411. Spectroscopy versus interferometry
确定恒星的基本参数是天体物理学的主要任务之一。对于磁性化学特殊的恒星，这个问题因其大气层的异常化学成分而变得复杂，这需要特殊的分析方法。本文给出了三颗CP星HD 188041、HD 111133和HD 204411的有效温度、表面重力、丰度和半径的测定结果。我们的分析是基于一个自洽的模型拟合的高分辨率光谱和分光光度观测在很宽的波长范围内，考虑到异常的大气化学成分和不均匀的垂直分布的三个化学元素：钙，铬，铁。对于两颗恒星HD 188041和HD 204411，我们还进行了干涉观测，为我们提供了恒星半径的直接估计。收集了另外8颗CP星的参数。通过对7颗CP星的光谱/分光光度观测结果进行分析并与直接用干涉测量法测量的半径进行比较，结果表明，半径在测量误差的范围内一致，这证明间接光谱分析能够可靠地确定较暗的Ap星的基本参数，而这是用现代干涉测量设备无法研究的。
2019-07-11 astro-ph.SR
The disk physical conditions of 48 Persei constrained by contemporaneous Hα spectroscopy and interferometry
我们利用一个多步骤的建模过程，以产生合成的干涉和光谱观测值，然后将其与所观察到的对应物进行比较。我们的广泛的一套干涉观测的Be星48每，共291个数据点，获得了海军精密光学干涉仪从2006年11月7日至2006年11月23日。我们的模型通过与在约翰S。2006年11月1日，洛厄尔天文台的霍尔望远镜。通过与Touhami等人（2010）和Vieira等人（2017）在0.4至60微米波长范围内的观测结果进行比较，证实了48 Per的理论光谱能量分布（SED）。我们的最佳拟合组合模型从H $α$光谱，H $α$干涉和SED拟合有一个幂律密度下降，$n$，为2.3和初始密度在恒星表面的$ρ_0 = 1.0 \times 10^{-11} \rm{g\,cm}^{-3}$与H $α$光谱和干涉45 $^{\circ} \pm 5^{\circ}$的倾斜约束。系统的位置角，从东向北测量，是121 $^{\circ}$ $\pm$ 1 $^{\circ}$。我们的最佳拟合模型表明，磁盘发射起源于一个中等大小的磁盘，半径为25 R $_{*}$，这是一致的磁盘质量约为5 $\times$ 10 $^{24}$克或3 $\times$ 10 $^{-10}$ M $_{*}$。最后，我们将我们的结果与Quirrenbach et al.（1997）先前对48~Per的研究进行了比较，结果一致，但发…
2017-04-27 astro-ph.SR
The compact H$α$ emitting regions of the Herbig Ae/Be stars HD 179218 and HD 141569 from CHARA spectro-interferometry
本文介绍了HD 179218和HD 141569的CHARA/VEGA H $α$光谱干涉测量（R ~ 6000，和$λ$ /2B ~ 1 mas），使目前可用的Herbig Ae/Be（HAeBe）星的样本增加了一倍。观测到的H $α$发射是空间分辨的，表明HD 179218和HD 141529的H $α$发射区域的大小小于~ 0.21和0.12 au（分别为~ 15和16 R*）。这小于先前用相同仪器观察到的另外两个HAeBes。为了解释紧凑的线发射区域，已经探索了两种不同的情况。一个热的，几千K的黑体盘与HD 179218和HD 141569的观测结果一致。磁层吸积（MA）能够再现HD 179218所显示的H $α$发射的大部分，这证实了之前根据MA激波模型所做的估计，即质量吸积速率为10^-8 Msun/年，视线倾角在30到50度之间。HD 141569的H $α$轮廓无法从MA拟合，因为该物体的旋转速度很高。把CHARA样本放在一起，需要各种各样的场景来解释HAeBe星中的H $α$发射-紧凑或扩展，盘，吸积，和风-与以前的Br $γ$光谱干涉观测一致。
2016-09-30 astro-ph.SR
Spectroscopy and Interferometry of Luminous Blue Variables
我们报告的初步结果，为期三年的监测活动的银河系和麦哲伦LBV与中等和高分辨率光谱。我们已经收集了20颗恒星的500多个中等分辨率光谱，其中包括H $α$和He I 5876和6678 Angsons的风敏感跃迁。我们总结了我们15年的高分辨率H $α$光谱的原型明亮的蓝色变量，天鹅座P的详细研究。我们报告发现的离散的吸收组件在天鹅座P的H $α$配置文件，我们讨论了它们的关系，在风中的结构。这些结果相比，我们最近的高分辨率干涉成像的$H$带发射区周围的恒星。我们讨论了最近的观测$η$车，突出其不寻常的恢复从以前的近星点通过。我们对HDE 326823的研究结果表明，该恒星有一个短周期的双星轨道，Roche Lobe溢出到一个看不见的大质量伴星上。
2011-09-30 astro-ph.SR
New opportunities with spectro-interferometry and spectro-astrometry
最新一代光谱干涉仪将毫角秒角分辨率与光谱能力结合起来，极大地增加了信息量。在这里，我提出的方法的工作和结果，说明了从根本上新的科学见解提供了非常高的光谱色散或多线过渡（Brackett和Pfund线）的光谱干涉。此外，我还讨论了光谱干涉数据的解释中的一些陷阱。结合我们最近对经典Be星β CMi和β Tau的研究，给出了第一个用光学干涉测量法获得的位置-速度图，并对几颗经典Be星同时观测到的相位反转提供了物理解释。在我们对Herbig B[e]星V921 Sco的研究过程中，我们首次将光谱干涉测量和光谱天体测量结合起来，提供了一种强大而资源有效的方法来限制星周气体的空间分布和运动学，其速度分辨率高达R = λ/Δλ = 100，000。最后，我讨论了我们的相位符号校准程序，这使我们能够校准琥珀差分相位和关闭相位的所有光谱模式，并从获得的经验中得出科学驱动的要求，为未来的仪器项目。
2013-12-15 astro-ph.IM astro-ph.SR
The inner environment of protoplanetary disks with near infrared spectro-interferometry
在本文中，我回顾了光学光谱干涉术已成为一个特别适合的技术来研究年轻恒星的近距离环境，通过空间分辨其红外连续谱和线发射区域。我总结的方式光学干涉仪带来了重大的见解，我们的内部部分的环星盘，该地区的第一阶段的行星形成被认为发生的理解。特别是，我强调如何新的方法，现在能够探测热气体排放，除了拱星尘埃。
2009-09-17 astro-ph.IM astro-ph.SR
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
Disks and winds around hot stars: new insights from multi-wavelength spectroscopy and interferometry
热星是星际介质电离和重元素富集的主要来源。限制其环境的物理条件对于了解这些恒星如何演化及其对星系演化的影响至关重要。本论文的目的是研究面对多波段光谱或光谱干涉观测和复杂的非LTE辐射转移编码的大质量热星的光球和星周环境的物理特性。我的工作集中在两个主要的研究领域。第一个是辐射线驱动风。利用紫外和可见光谱数据和辐射转移程序CMFGEN，我研究了9颗银河系O星样品上的弱风现象。这项研究首次表明，最初在O型矮星上发现的弱风现象也存在于更演化的O型恒星上，未来的研究必须评估其对大质量恒星演化的影响。我的另一个研究方向是研究经典Be星，它是非退化恒星中旋转速度最快的恒星，被旋转的赤道盘所包围。我使用H $α$（CHARA/VEGA）和Br $γ$（VLTI/AMBER）光谱干涉观测、辐射转移代码HDUST研究了Be星$ο$宝瓶座，并开发了新的自动程序来更好地约束盘的运动学。这个多波段的研究允许绘制最详细的图片，这个对象和它的环境，以测试当前一代的辐射转移模型的限制，并铺平了道路，我未来的工作在一个大样本的Be星观察VEGA，琥珀，和新的VLTI中红外组合器MATISSE。
2021-03-18 astro-ph.SR
The H-band Emitting Region of the Luminous Blue Variable P Cygni: Spectrophotometry and Interferometry of the Wind
我们提出了第一个高角分辨率的观测在近红外H波段（1.6微米）的亮蓝变星天鹅座P。利用CHARA阵列和MIRC合束器进行了6台望远镜的干涉观测。这表明空间通量分布比预期的恒星光球大。一个两个组件模型的恒星（均匀盘）加晕（二维高斯）产生一个很好的拟合的观测，我们建议，晕对应于从恒星风的基地发出的通量。这个风分量贡献了大约45%的H波段通量，并且具有角半高宽= 0.96质量，而预测的恒星直径为0.41质量。我们展示了几个图像重建的干涉vibrium和关闭阶段，他们表示一个一般的球形几何风。我们还获得了天鹅座P的近红外分光光度法，从中我们推导出的流量过剩相比，一个纯粹的光球光谱能量分布。H-波段通量过剩匹配，从风通量部分来自两个组件适合干涉。我们发现在2006年至2010年期间，显着的近红外通量变化的证据，似乎类似于从风中的H-α发射通量的变化。未来的干涉观测可能能够记录与风结构的时间变化相关的空间变化。
2013-04-04 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
Multiplicity of Galactic Cepheids from long-baseline interferometry I. CHARA/MIRC detection of the companion of V1334 Cygni
我们的目标是确定造父变星的质量，以及它们的几何距离和同伴的通量贡献。干涉测量与光谱学的结合将提供对造父变星质量的独特和独立的估计。使用可见光和红外波长的长基线干涉测量法，有可能在空间上分辨出包含造父变星的双星系统，直到毫角秒的距离。根据所得到的可见轨道和径向速度，我们可以推导出这些系统的基本参数，特别是组件的质量和几何距离。因此，我们进行了干涉观测的第一泛音模式Cepheid V1334 Cyg的CHARA/MIRC组合器。我们报告的第一次检测造父变星的同伴使用长基线干涉。我们在两个纪元探测到一个环绕天鹅座V1334轨道运行的伴星的特征。我们测量到伴星和造父变星之间的流量比f = 3.10+/-0.08%，给出的视星等为mH = 8.47+/-0.15mag.将干涉测量数据和光谱数据结合起来，就能够对轨道要素进行独特的确定：P = 1938.6 ± 1.2天，Tp = 2443616.1 ± 7.3，a = 8.54 ± 0.51mas，i = 124.7 ± 1.8 °，e = 0.190 ± 0.013，ω = 228.7 ± 1.6 °，Ω = 206.3 ± 9.4 °。我们推导出一个最小距离d ~ 691 pc，一个最小的质量为3.6 Msol的两颗恒星，与一个光谱类型早于B5.5V的伴星。我们测量的通量比表明，使用光谱学的同伴径向速度检测是触手可及的，并将提供一个轨道视…
2014-07-07 astro-ph.SR
High-resolution Br-gamma spectro-interferometry of the transitional Herbig Ae/Be star HD 100546: a Keplerian gaseous disc inside the inner rim
我们提出了空间和光谱分辨的Br-γ发射周围的行星托管，过渡赫比格Ae/Be星HD 100546。为了深入了解可能与吸积过程有关的线的物理起源，我们使用AMBER/VLTI从三个不同的基线进行了Br-γ光谱干涉测量，实现了2-4 mas和12000的空间和光谱分辨率。Br-伽马能见度大于所有基线的连续体。微分相位揭示了Br-γ线的光心之间的位移-位移0.6质量（0.06金在100 pc）东北从恒星-和K波段连续发射-位移0.3质量东北从恒星。Br-γ谱线的红移和蓝移分量的光心分别位于峰线发射光心的西北和东南方向。此外，在谱线内的最快速度箱的光心往往比最慢速度箱的光心更接近峰值发射的光心。我们的结果与尘埃内缘（<0.25 au）内的Br-γ发射区域一致，并且非常接近中心恒星，具有开普勒，盘状结构逆时针旋转，最有可能是耀斑（25 deg）。尽管Br-γ谱线的主要贡献并不是来自通过磁场引导到恒星上的气体，但HD 100546上的吸积可能是磁层吸积，这意味着质量吸积速率为10^-7 Msun/yr。这个数值表明，观测到的气体必须在几个月到几年的时间尺度上得到补充，也许是行星引起的从外盘到内盘的流动，就像类似系统所报道的那样。
2015-09-17 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
Long baseline interferometry: a promising tool for multiplicity investigations of massive stars
大质量双星是至关重要的实验室，使我们能够研究在相当极端的条件下发生的过程，例如粒子加速，高能发射，甚至尘埃形成。所有这些过程都密切依赖于二元性。我们对基本物理的理解强烈需要初步的多重性研究，可能会发现尚未发现的双星，并确定它们的轨道参数。然而，经典的光谱方法有时无法提供解决这个问题的方案。长基线干涉测量术被证明是解决大质量恒星多样性问题的一种有前途的补充技术。已经与VLTI发起了一场运动，以利用这一技术。
2009-04-20 astro-ph.SR
Determination of stellar parameters of C-rich hydrostatic stars from spectro-interferometric observations
巨星，特别是富碳巨星，对星系的化学富集有重要贡献。确定这些恒星的精确参数是在星系模型中正确实现这一演化阶段的必要先决条件。红外干涉测量为研究巨星的恒星参数开辟了新的视野，并为大气和演化模型提供了新的重要约束条件，本文旨在确定哪些恒星参数可以通过红外干涉测量和光谱学来约束，在C星的情况下，可以达到的精度是多少，限制是什么。为此，我们获得了新的红外光谱，并将它们与未发表的干涉测量五个温和的变化富碳渐近巨星分支星。的意见进行了比较，一个大的网格的流体静力学模型大气和新的等时线，其中包括预测的热脉冲阶段。对于第一次，我们能够再现光谱范围在0.9和4 $μ$ m之间，和$K$宽带干涉与流体静力学模型大气。温度，质量，日志$(g)$，C/O和合理的范围内的距离推导出我们的研究的所有对象。我们所有的目标都至少有一个最佳拟合参数的组合，这些参数位于HR图中预测C星的区域。我们证实，低分辨率光谱是不敏感的质量和log $(g)$测定。对于流体静力学物体，$3\,μ$ m特征对温度变化非常敏感，因此它是精确确定温度的非常有力的工具。干涉测量可以约束质量、半径和log $(g)$，但必须假设距离。富碳恒星距离测量的不确定性仍然是一个主要问题。
2011-05-23 astro-ph.SR
Spectroscopy, MOST Photometry, and Interferometry of MWC 314: Is it an LBV or an interacting binary?
MWC 314是一颗明亮的候选亮蓝变星，位于一个相当接近的双星系统中，轨道周期为60.753 $\pm$ 0.003 d。我们观察了MWC 314与光学光谱学，宽带地面和空间为基础的测光，以及与长基线，近红外干涉测量相结合。我们已经修订了单线光谱轨道，并探讨了光度变化。轨道光变曲线显示两个极小值，每个轨道可以部分地解释在近星点附近发生的主要潮汐扭曲。在系统中的发射线往往是双峰和固定在其运动学，指示环双星盘。我们发现，恒星风或环双星盘是部分解决的K \prime波段的CHARA阵列的最长基线。通过这种分析，我们提供了一个简单的定性模型，试图解释观察结果。从罗氏瓣溢出和近星点潮汐同步的假设，我们估计组件的质量为M1 $\approx 5$ M $_\odot$和M2 $\approx 15$ M $_\odot$，这表明质量的LBV是非常低的。除了轨道调制外，我们还发现了MOST卫星的两种脉动模式。这些模式很容易被低质量贫氢恒星支持，但不容易被具有LBV参数的恒星支持。这些结果的结合提供了证据，表明主星可能从来都不是一个正常的LBV，而是双星相互作用的产物。因此，这个系统提供了许多观测技术研究质量转移和双星演化的机会。
2015-10-01 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
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
Mapping Wolf-Rayet winds with spectro-interferometry I. Detection of multiple co-rotating interaction regions in WR 6
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；NSF NOIRLab（美国国家光学-红外天文研究实验室）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Macquarie University（麦考瑞大学）；Université de Montréal（蒙特利尔大学）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文学中心）；Embry-Riddle Aeronautical University（埃姆布里-里德尔航空大学）
本研究利用 VLTI/GRAVITY 干涉测量法，探测到 WR 6 星风中存在多个大规模结构，认为其起源为共转相互作用区，排除了低质量伴星的可能性。
2026-10-14 astro-ph.SR
HR 6819 is a binary system with no black hole -- revisiting the source with infrared interferometry and optical integral field spectroscopy
已经提出了两种方案来匹配对象HR 6819的现有观测约束。该系统可能由一个紧密的内部B型巨星加上一个黑洞（BH）双星和一个在宽轨道上的Be伴星组成。或者，它可能是一个由一颗剥离的B星和一颗Be星组成的双星，在一个近轨道上运行。这两种情况都使HR 6819成为最接近地球的恒星BH的基石天体，或者作为Be恒星的重要过渡，非平衡阶段的例子，有确凿的证据证明其性质。我们的目的是区分HR 6819的两种情况。这两个模型都预测了两颗发光的恒星，但它们的角距和轨道运动非常不同。因此，在1-100毫角秒（mas）范围内的亮源的存在是确定HR 6819系统性质的关键诊断。我们用HR 6819的VLT/MUSE和VLTI/GRAVITY获得了新的高角分辨率数据。MUSE数据在大尺度上对明亮的伴星敏感，而干涉重力数据对质量尺度上的分离和大的星等差异敏感。MUSE的观测结果显示，在大的分离距离上没有明亮的伴星，而重力观测结果表明，存在一颗角距约为1.2质量的恒星伴星，它在天空平面上移动的时间尺度与已知的光谱40天周期兼容。我们的结论是HR 6819是一个二元系统，没有BH存在于系统中。HR 6819的独特性质和它与地球的接近使它成为定量描述双星相互作用的直接结果和探索Be恒星如何形成的理想系统。
2022-03-02 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
The spin-orbit alignment of the Fomalhaut planetary system probed by optical long baseline interferometry
我们讨论了北落师门行星系统的自旋轨道取向的中央A4 V星，碎片盘，和最近发现的行星伴侣。我们使用光谱分辨，近红外长基线干涉测量，以获得精确的光谱天文测量的brG吸收线。从AMBER/VLTI仪器获得的3 nu-as的天体测量精度和R=1500的光谱分辨率使我们能够在空间和光谱上分辨旋转光球。我们发现一个位置角PAstar= 65度pm 3度的恒星旋转轴，完全垂直于文献测量的磁盘位置角（PAdisk= 156度pm 0.3度）。这是第一次可以对碎片盘和非食系统进行这样的测试。此外，我们的测量结果表明，星周尘埃颗粒具有意想不到的后向散射特性。我们的观测验证了恒星和行星形成的标准情景，在这种情景中，行星系统的角动量预计与恒星自旋共线。
2009-04-10 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
Revised Best Estimates for the Age and Mass of the Methuselah Star HD 140283 using MESA and Interferometry and Implications for 1D Convection
根据最近修订的观测测量的半径和光谱参数的极端古老和贫金属盖亚基准星HD 140283 -也被称为玛士撒拉星，由于先前的建议，它的年龄是在紧张的宇宙年龄-我们提出了新的，最好的估计恒星的质量和年龄从恒星建模。这些都是来自使用1D恒星演化轨道计算MESA和最新的测量CHARA干涉。从不确定性中排除建模方差，我们报告质量为$0.809 \pm 0.001 M_{\odot}$，年龄为$12.01 \pm 0.05$ Gyr（$1 σ$）。当考虑建模不确定性的主要来源时，我们分别报告了$0.81 \pm 0.05 M_{\odot}$和$12 \pm 0.5$ Gyr。这些结果与最近的文献一致，最佳拟合年龄与目前公认的宇宙年龄并不冲突（$13.5$ Gyr; arXiv：1303.5089 [astro-ph.CO]）。
2021-05-20 astro-ph.SR
Fundamental stellar parameters of benchmark stars from CHARA interferometry -- II. Dwarf stars
应用于银河系大型恒星巡天的恒星模型需要根据具有高度可靠的基本恒星参数的恒星样本进行适当的测试。我们已经建立了一个计划，旨在提供这样的样品。我们提出了新的基本恒星参数的九个矮星，将被用作大型恒星调查的基准。其中一颗恒星是太阳双星18 Sco，它是Gaia-ESO基准之一。目标是在Teff中达到1%的精度。这一精度对于精确确定巡天观测到的恒星的全部基本参数和丰度非常重要。利用高角分辨率的光学干涉仪PAVO/CHARA，我们观测了HD 131156（xiBoo），HD 146233（18 Sco），HD 152391，HD 173701，HD 185395（thetaCyg），HD 186408（16 CygA），HD 186427（16 CygB），HD 190360和HD 207978（15 Peg）。我们从3D模型大气中推导出边缘变暗校正，并直接从Stefan-Boltzmann关系确定Teff，并采用迭代程序在测热校正表上进行插值。通过与达特茅斯恒星演化模型轨道的比较，估计了表面重力。我们收集了光谱观测从ESDIE光谱仪和估计金属丰度（[Fe/H]）从一维非局部热力学平衡（NLTE）丰度分析的中性和单离子化铁的未混合线。对于九颗星中的八颗，我们测量的Teff小于1%，对于一颗星，优于2%。我们确定了logg和Fe/H的中值不确定度分别为0.015dex和0.05dex。这项研究提…
2021-10-31 astro-ph.SR
Fundamental properties of red-clump stars from long-baseline H-band interferometry
利用安装在甚大望远镜干涉仪上的PIONIER仪器在H波段对48颗红团星进行了观测。通过将径向强度分布I（r）拟合到方形可见度测量值来测量边缘变暗的角直径。一半的角直径确定的形式误差优于1.2%，而整体精度优于2.7%。平均恒星大气参数（有效温度，金属丰度和表面重力）是根据新的光谱观测和文献数据确定的，并与精确的盖亚引力相结合，得出一套基本的恒星属性。然后将这些内在参数拟合到现有的等时线模型中，以推断恒星的质量和年龄。来自干涉测量的附加值对R-Teff平面施加了更好且独立的约束。我们推导出的值与以前的作品是一致的，虽然有一个很强的分散在不同型号之间的年龄。这表明，大气参数，主要是金属丰度和表面重力，仍然受到不准确的确定，限制输入物理和参数的恒星演化模型的约束。
2018-06-25 astro-ph.SR
Speckle interferometry at SOAR in 2014
给出了2014年SOAR望远镜的散斑干涉观测结果。总共进行了1641次观测，产生了1636次测量，测量了1218颗已分辨的双星和多星，以及577次未分辨的441个目标。我们解决了第一次56对，包括一些附近的天体测量或光谱联星和10个新的子系统，在以前已知的视觉联星。的校准数据进行检查的线性拟合的位置在SOAR观察到的41个宽的双星在几个赛季。典型的标定精度为0.1度的角度和0.3%的像素尺度，而测量误差的数量级为3mas。新的数据被用来计算194个双星轨道，其中148个是对以前轨道解的改进，46个是首次轨道。
2015-06-18 astro-ph.SR
Spectro-interferometry of the Be star delta Sco: Near-Infrared Continuum and Gas Emission Region Sizes in 2007
我们提出了近红外H和K波段光谱干涉观测的气体盘周围的主要Be星在三角洲天蝎座双星系统，在2007年获得（近星点通道之间在2000年和2011年）。使用CHARA/MIRC仪器在H波段的观测分辨出一个高斯半高宽为1.18 x 0.91质量的细长圆盘。使用凯克干涉仪，源的K-波段连续发射只有边缘空间分辨，因此，我们估计一个相对不确定的K-波段连续盘FWHM为0.7 +/- 0.3质量。另一方面，线发射，氦1（2.0583微米）和溴γ（2.1657微米），清楚地检测到，与约10%的低比那些连续。当考虑到连续谱/线通量比时，这转化为线发射区域的更大尺寸：He 1和Br γ分别为2.2 +/- 0.4质量和1.9 +/- 0.3质量。我们的KI数据还揭示了一个相对平坦的光谱微分相位响应，排除了显着的偏心发射。我们希望这些新的测量将有助于约束动力学模型正在积极发展，以解释磁盘的形成过程中的三角洲天蝎座系统和一般的恒星。
2010-09-07 astro-ph.IM astro-ph.SR
DISCO: a Spatio-Spectral Recombiner for Pupil Remapping Interferometry
光瞳重映射技术是一种新的高动态范围成像技术，最近在天空中得到了验证。然而，目前的原型存在欺骗性的极限星等，将目前的使用限制在天空中最亮的恒星上。我们建议将光瞳重映射与空间光谱编码相结合，这种技术首先应用于VEGA/CHARA干涉仪。其结果是一个仪器提案，称为“恒星特征和观测分光干涉仪”（DISCO）。这个想法是在使用光谱仪时利用波长多路复用，以便尽可能多地打包可用信息，但如果在现有原型中使用，则提供1.5个量级的潜在提升。我们在本文中详细介绍了这种概念的潜力。
2014-03-17 astro-ph.IM astro-ph.SR
Fundamental stellar parameters of benchmark stars from CHARA interferometry -- III. Giant and subgiant stars
对银河系的大型光谱测量需要根据基准恒星的样本进行校准，以确保可靠地确定大气参数。我们提出了新的基本恒星参数的7个巨星和亚巨星，将作为基准。目标是在有效温度下达到1%的精度。这种精度对于精确确定巡天观测到的恒星的全部基本参数和丰度至关重要。我们使用高角分辨率光学干涉仪PAVO/CHARA观察了HD 121370（etaBoo）、HD 161797（muHer）、HD 175955、HD 182736、HD 185351、HD 188512（betaAql）和HD 189349。边缘变暗修正是根据STAGGER网格的三维模式大气确定的。直接从Stefan-Boltzmann关系确定Teff，并采用迭代程序在测热校正表上进行插值。我们通过与达特茅斯恒星演化模型轨道的比较来估计表面重力。光谱观测数据是从ESDIE和FIES光谱仪收集的。我们通过对中性和单电离铁的未混合线进行一维非局域热力学平衡（NLTE）丰度分析来估计金属丰度（[Fe/H]）。对于七颗星中的六颗，我们测量的Teff优于1%。对于一颗恒星HD 189349，Teff的不确定性是2%，这是由于不确定的热通量。我们不建议将此星作为基准，直到该测量方法得到改进。以logg和[Fe/H]}表示的所有恒星的中位不确定度分别为0.034dex和0.07dex。所有的基本恒星参数都是基于一贯相结合的干涉观测，三维边缘暗化建模和光谱分析。本…
2021-10-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
