NICMOS Kernel-Phase Interferometry II: Demographics of Nearby Brown Dwarfs
恒星形成理论一直难以重现二元褐矮星人口统计数据（频率、间隔、质量比）。核相位干涉测量是敏感的同伴在分离无法进入经典成像，使测试的形成在新的物理尺度低于氢燃烧极限。我们分析的检测和灵敏度限制，从我们以前的内核相位分析档案HST/NICMOS调查领域的褐矮星。在估计105晚M到T矮星使用盖亚距离和进化模型的物理特性后，我们使用贝叶斯框架来比较这些结果的模型伴侣人口定义的对数正态分离和幂律质量比分布。当校正Malmquist偏差时，我们发现$F=0.11^{+0.04}_{-0.03}$的伴随分数和以$ρ=2.2^{+1.2}_{-1.0}$ au为中心的分离分布，比以前的研究中看到的更小和更紧。我们还发现了一个质量比幂律指数，强烈有利于等质量系统：$γ=4.0^{+1.7}_{-1.5}-11^{+4}_{-3}$取决于假设年龄的字段人口（$0.9-3.1$陀螺仪）。我们属性值的变化，我们使用的内核相位干涉，使我们能够解决的半长轴分布的峰值具有显着的灵敏度低质量的同伴。我们证实了以前看到的趋势，减少二进制分数减少质量和强烈的偏好，在现场年龄亚恒星制度的紧密和质量相等的系统，只有$0.9^{+1.1}_{-0.6}$ %的系统是宽于20 AU和$<1.0^{+1.4}_{-0.6}$ %的系统有质量比$q<0.6$。我们将此归因于湍流碎片化设置的初始条件，随后是一个短暂的动力学演化，删除…
2022-11-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Inflation and Stellar Mass II: On the Radii of Single, Rapidly Rotating, Fully Convective M Dwarf Stars
主序星，食双星中的完全对流M矮星被观察到比恒星演化模型预测的大$10-15\%$。对这种差异的一种解释涉及到强磁场的影响，这是通过发电机过程由快速旋转引起的。尽管如此，少数单个的、缓慢旋转的M矮星的半径测量结果似乎也比模型预测的要大，这表明旋转或双星可能不是造成这种差异的唯一原因。我们测试是否单个，快速旋转，完全对流的恒星也比预期的大，通过测量它们的$R \sin i$分布。我们结合光度旋转周期的文献旋转加宽（$v \sin i$）的测量报告在这项工作中的样本88快速旋转M矮星。使用贝叶斯框架，我们发现，恒星演化模型低估半径的$10-15\% \substack{+3 \\ -2.5}$，但在更高的质量（$0.18<M<0.4 M_{Sun}$）的差异只有约$6\%$和可比的干涉和食双星的结果。在最低质量（$0.08<M<0.18 M_{Sun}$），我们发现观测和理论之间的差异是$13-18\%$，我们认为，差异是不太可能是由于年龄的影响。此外，我们发现我们的样本和少数具有干涉半径的M矮星之间没有统计上显著的半径差异。我们的结论是，无论是旋转或双星是负责膨胀半径的完全对流的M矮星，和所有的完全对流的M矮星大于模型预测。
2018-04-11 astro-ph.SR
Interferometry and the Fundamental Properties of Stars
几十年来，精确测定恒星的基本参数（质量、半径、温度、光度等）主要是食双星系统的领域。随着长基线干涉测量技术的显著改进和功能强大的新仪器的上线，这种情况已开始改变。本文将回顾该领域的现状，特别是如何精确的恒星性质的知识帮助我们了解恒星。迄今为止，与太阳类似的主序星是研究得最好的，但对于其他类型的物体，例如早期型和晚期型恒星，包括褐矮星、演化恒星、贫金属恒星，还有很多工作要做。和前主序星。进展情况说明了几个例子，如何在这些领域中的一些显着的贡献干涉。
2011-07-15 astro-ph.SR
NICMOS Kernel-Phase Interferometry I: Catalogue of Brown Dwarfs Observed in F110W and F170M
填补直接成像和径向速度测量之间的探测不足，将测试行星形成和（亚）恒星双星在整个半长轴范围内的理论，连接形成接近宽分离的气体巨星和亚恒星同伴。直接探测附近的伴星是出了名的困难：日冕仪和点扩散函数（PSF）减法技术在接近$λ/D$衍射极限时失败。我们提出了一个新的微弱的同伴检测管道称为阿格斯分析内核阶段，一个干涉观察类似于关闭阶段，从非冗余孔径掩蔽，但利用完整的未遮挡的望远镜孔径。我们展示了管道，和干涉测量的力量，通过对整个\emph{HST/NICMOS} F110 W和F170 M图像档案的114个附近的褐矮星（在7个不同的程序中观察到）进行同伴搜索。我们的管道能够检测同伴下降到$\sim10^2$的流量比在一半的经典衍射极限。我们没有发现新的同伴，但恢复和完善天体测量的19个以前的成像同伴（两个多个时代），并确认两个以前的内核相位检测。我们讨论了这种技术的局限性，相对于以前确认或建议的同伴的非检测。我们提出的对比度曲线，使人口研究，以利用非检测，并证明这种技术的实力，在分离不可访问的经典成像技术。我们的样本的二进制部分（$ε_b=14.4^{+4.7}_{-3.0}$ %）是与以前的二进制调查一致，即使与更严格的分离同伴的敏感性。
2022-08-31 astro-ph.EP astro-ph.IM 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
Yes, multi-periodic dwarfs in Upper Scorpius are binaries
我们发现，多周期低质量恒星发现的开普勒K2在上天蝎座协会是密切的双星，典型的分离的顺序为10 au和大的质量比。这些恒星是在空间分辨率为0.04”的SOAR望远镜上用斑点干涉测量法测量的。在129个观测到的目标中，我们解决了70对（包括16个以前已知的和三个新的三重系统）。主恒星质量小于太阳的双星的投影分离分布对应于对数正态分布，中位数为11.6 au，对数色散为0.60 dex，类似于M矮星。新发现的双星未来的轨道将提供精确的质量测量，以校准主序前的演化轨迹;这里确定了一个先前已知的双星的暂定轨道。
2018-08-07 astro-ph.SR
Validation of the Exoplanet Kepler-21b using PAVO/CHARA Long-Baseline Interferometry
我们使用CHARA阵列的PAVO光束组合器对Kepler系外行星宿主恒星HD 179070（Kepler-21）进行了长基线干涉测量。可见度数据与单个恒星一致，不包括距离约1-1000 mas（约0.1-113 AU）和对比度< 3.5等的伴星。这一结果支持了Howell等人（2012年）对1.6 R_{earth}系外行星开普勒-21 b的验证，并补充了自适应光学成像、斑点干涉测量和径向速度观测所设置的限制，以排除由于恒星伴星造成的误报。我们的结论是，长基线干涉测量有很强的潜力，以验证凌日系外行星，特别是未来的项目，旨在更明亮的恒星和宿主恒星的径向速度后续是不可用的。
2012-03-09 astro-ph.SR
Spherically symmetric model stellar atmospheres and limb darkening II: limb-darkening laws, gravity-darkening coefficients and angular diameter corrections for FGK dwarf stars
临边昏暗是解释行星凌日、食双星、光学/红外干涉测量和微透镜事件观测的基本成分。然而，这种建模传统上表示由一个简单的法律，有一个或两个系数，已来自平面平行模型恒星大气，这已经做了许多研究人员的临边暗化。最近，研究人员已经超越了平面平行模型，并考虑了其他几何形状。我们以前研究了冷巨星和超巨星的球对称和平面平行模型恒星大气的边缘变暗系数，在这次调查中，我们将同样的技术应用于FGK矮星。我们提出了边缘暗化系数，重力暗化系数和干涉角直径校正从阿特拉斯和SAtlas模型恒星大气。我们发现，球度是很重要的，即使是矮模型大气，导致显着差异的预测系数。
2013-06-27 astro-ph.SR
Imaging survey of subsystems in secondary components to nearby southern dwarfs
为了提高层次多重性的统计，在SOAR望远镜上调查了具有太阳型原色的宽近邻双星的次级成分，以评估子系统的频率。使用SOAR自适应模块获得了17个微弱的二进制图像，改善了视宁度;检测到一个新的0.2”二进制。对于所有目标，给出了g '，i'，z'波段的测光结果。用散斑干涉法观测了另外46秒，分辨出7个封闭的子系统。结合文献数据，对95个二次成分的二值性进行了评价。我们发现，周期在10^3 ~ 10^5天范围内的次级子系统的探测校正频率为0.21 ± 0.06，与太阳型恒星中这类双星的正常频率0.18相同。这表明宽双星不太可能由N体系统的动力学演化产生，而是由碎裂形成的。
2014-08-01 astro-ph.SR
Fundamental Properties of Cool Stars with Interferometry
我们目前的基本天体物理性质的测量附近，低质量，K-和M-矮星从我们的DISCOS调查（直径冷星）。我们研究的主要目标是确定这些恒星的线性半径和有效温度。我们使用CHARA阵列和依巴谷距离从角直径测量计算它们的半径。结合文献测光的辐射热通量测量，我们使用我们的角直径的结果来计算它们的有效表面温度。我们目前的初步结果建立在各种经验关系的恒星有效温度和半径，是基于这些测量。我们详细阐述了理论和观测到的恒星半径之间的差异，以前声称是与恒星活动和/或金属丰度。然而，我们的初步结论是，对流在确定这些晚型恒星的半径方面起着更大的作用。了解半径差异的来源可能会影响低质量恒星的其他研究领域，例如在宜居带中探测和描述太阳系外行星。
2010-12-02 astro-ph.SR
The Solar Neighborhood XLVII: Comparing M Dwarf Models with Hubble Space Telescope Dynamical Masses and Spectroscopy
我们使用HST/STIS光谱的10个M矮星在五个紧密分离的双星系统来测试模型的M矮星的结构和演化。从以前的工作中已知所有恒星的动力学质量从0.083到0.405 Mo不等。我们首先推导出温度，半径，光度，表面重力和金属量通过拟合BT-Settl大气模型。我们验证了我们的方法与经验结果一致，从长基线光学干涉相似的光谱类型的恒星。然后，我们测试是否进化模型可以预测这些数量的恒星的已知动力学质量和条件的coevality和平等的金属在每个二元系统。我们将此测试应用于五个不同的进化模型集：达特茅斯模型，MESA/MIST模型，Baraffe等人的模型。2015，PARSEC模型和YaPSI模型。我们发现进化模型的预测和观察之间的边际协议，很少有情况下，模型尊重条件的coevality在一个自洽的方式。我们讨论了每个模型家族的优缺点，并比较了它们的预测能力。
2020-12-02 astro-ph.SR
Predicting alpha Comae Berenices Time of Eclipse II: How 3 Faulty Measurements Out of 609 Caused A 26 Year Binary's Eclipse To Be Missed
在26年周期的双星α Com中的矮星被预测将在2015年初相互日食。这一预测是基于一个轨道模型，该模型使用千分尺、散斑干涉测量法和长基线光学干涉测量法进行了600多次天体测量观测。不幸的是，最近已经意识到，大约100年前的三次观测的位置角测量误差为180度，这使轨道拟合偏斜。这次日食可能比预测的要早2个月，当时系统在日出时在地平线上很低。
2015-01-22 astro-ph.SR
Revealing companions to nearby stars with astrometric acceleration
用Gemini-S的NICI自适应光学系统对FG矮星中的51个依巴谷天体测量双星进行了观测，首次直接分辨出17个亚弧秒伴星和7个更宽的伴星。使用这些数据与已发表的57颗恒星的散斑干涉测量，我们比较了解决天体测量同伴的统计数据与模拟的二进制人口。解决同伴的分数略低于预期的二进制统计。大约10%的天体测量伴星可能是“暗”的（白矮星和近距离的晚M矮星）。令我们惊讶的是，发现了几个双星的同伴太宽，无法解释加速。对选定的中间天体测量数据的重新分析表明，原始依巴谷星表中的一些加速度解是虚假的。
2012-04-18 astro-ph.SR
A discontinuity in the $T_{\rm eff}$-radius relation of M-dwarfs
我们报告了13个新的高精度测量恒星直径的低质量的矮星通过近红外线长基线干涉测量与PIONIER在甚大望远镜干涉仪。加上来自盖亚DR 2的精确的测量，这些测量提供了它们的线性半径，有效温度，质量和光度的精确估计。这使我们能够改进有效温标，特别是对最冷的M矮星。我们测量晚型恒星的金属丰度略有膨胀的半径，而恒星的金属丰度降低，我们测量较小的半径。进一步证明了M矮星的Gaia DR 2有效温度被$\sim$低估了8.2%，并给出了一个经验的$M_{G}$ - $T_{\rm eff}$关系式，该关系式更适合于$T_{\rm eff}$在2600 ~ 4000 K之间的M矮星.最重要的是，我们能够观察到的不连续性，在$T_{\rm eff}$半径平面，这可能是由于过渡部分对流M-矮星的完全对流制度。我们发现这种转变发生在3200 K和3340 K之间，或者等价于质量为$\approx 0.23 M_{\odot}$的恒星。我们发现，在这个过渡区的恒星半径的范围从0.18到0.42 $R_{\odot}$相似的恒星有效温度。
2019-01-23 astro-ph.SR
Asymmetries on red giant branch surfaces from CHARA/MIRC optical interferometry
上下文红巨星分支（RGB）恒星是星系中非常明亮的物体，通常被用作标准蜡烛。干涉测量术是表征其大气动力学和形态学的理想工具。目的。我们的目标是精确地描述RGB恒星样本的表面动力学。方法.我们用安装在CHARA干涉仪上的MIRC仪器对三颗RGB星进行了干涉观测。我们用边缘变暗模型寻找恒星表面的不对称性。结果我们测量了HD 197989（Epidermal Cyg）的表观直径= 4.61 ± 0.02 mas，HD 189276（HR 7633）= 2.95 ± 0.01 mas，HD 161096（Beta Oph）= 4.43 ± 0.01 mas。我们检测偏离中心对称的情况下，所有三颗恒星的倾向，更低的logg的样品的影响。我们探讨了这个信号的原因，并得出结论，一个可能的解释是对流相关的和/或磁相关的表面活动的干涉信号。然而，有必要用新的观测来监测这些恒星，可能再加上光谱学，以确定原因。
2017-03-07 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
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
CHARA/MIRC interferometry of red supergiants: diameters, effective temperatures and surface features
我们利用CHARA阵列上的MIRC仪器获得了三颗银河系红超巨星的H波段干涉观测。目标包括AZ Cyg、字段RSG和Per OB1协会的两个成员RS Per和T Per。我们发现在所有情况下，偏离圆对称的证据，这可以与热点的存在建模。这是首次在$H$波段检测到这些特征。测量的平均直径和光谱能量分布相结合，以确定有效温度。这些结果进一步支持了Levesque等人（2005）最近导出的红超巨星更热的温度标度，该温度标度被用来调和经验确定的物理参数和恒星演化理论。我们看到斑点和星周尘埃的中红外辐射之间可能存在相关性，这表明质量损失和产生斑点的机制之间存在联系。
2009-02-17 astro-ph.SR
Angular Sizes and Effective Temperatures of O-type Stars from Optical Interferometry with the CHARA Array
我们提出了六个O-型星的干涉观测与精密天文可见光观测（PAVO）光束组合在中心高角分辨率天文（CHARA）阵列。观测包括三个目标的多个括号，$λ$ ~Ori~A，$ζ$ ~Oph和10~Lac，但只有其他三颗恒星的初步单一观测，$ξ$ ~Per，$α$ ~Cam和$ζ$ ~Ori~A。恒星的角直径从$ζ$ ~Ori~A的0.55毫角秒到10~Lac的0.11质量不等，10~Lac是CHARA阵列所能分辨的最小的恒星。首次直接测量了快速旋转恒星$ζ$ Oph的旋转扁率。我们收集了这些恒星的紫外线到红外线通量测量，然后使用模型大气和有效温度设定的公布结果从分析线光谱得出的角直径和红化估计。基于模型的角直径与观察到的角直径吻合良好。我们还提出了这些恒星的有效温度的估计，通过设置干涉角的大小和拟合分光光度。
2018-12-13 astro-ph.SR
The radius and mass of the close solar twin 18 Sco derived from asteroseismology and interferometry
对太阳孪生子的兴趣越来越大，是因为有可能将它们直接与太阳进行比较。为了进行这种分析，我们需要精确地了解它们的物理特性。我们的第一个目标是使用星震学和干涉测量法对其中最明亮的天体：18 Sco。我们在12个晚上用HARPS观测了这颗恒星，并在CHARA使用了PAVO光束组合器进行干涉测量。估计了平均大频率间隔$134.4\pm0.3$ $μ$ Hz以及$0.6759 \pm 0.0062$ mas和$1.010\pm0.009$ R $_{\odot}$的角半径和线性半径。我们用这些值推导出恒星的质量，$1.02\pm0.03$ M $_{\odot}$。
2012-09-11 astro-ph.SR
Accuracy of atmospheric parameters of FGK dwarfs determined by spectrum fitting
我们进行了广泛的测试的FGK星的大气参数测定的光谱拟合程序的基础上的光谱容易（SME）的准确性。我们的恒星样本由13个天体组成，包括太阳，温度范围为5000 - 6600 K，金属量范围为-1.4 -+0.4。被分析的恒星具有通过干涉测量法得出的参数的优点。对于每颗恒星，我们使用不同摄谱仪和不同信噪比（S/N）获得的光谱。对于拟合，我们采用了三组不同的约束条件，并测试导出的参数如何取决于SME中使用的光谱区域（掩模）。我们开发并实施了SME的一种新方法，用于估计拟合残差，偏导数和数据不确定性的基础上产生的参数的不确定性。对于在5700- 6600 K范围内的恒星，当光谱拟合包括H $α$和H $β$线时，与干涉测量法得出的有效温度最吻合，而对于较冷的恒星，掩模的选择不影响结果。结果表明，大气参数对光谱分辨率和信噪比的依赖性不强，而温度和地面重力的不确定性随有效温度的增加而增加，在信噪比为150- 200的光谱中，Teff的最小值在50 K处，log g的最小值在0.1 dex处。甲NLTE分析的钛/钛II和铁/铁II电离平衡和丰度确定的原子CI（NLTE）和分子CH物种支持的参数，我们得出与中小企业通过拟合所观察到的光谱，包括氢线。
2015-11-19 astro-ph.IM astro-ph.SR
The SPHINX M-dwarf Spectral Grid. I. Benchmarking New Model Atmospheres to Derive Fundamental M-Dwarf Properties
在我们的太阳系和银河系附近，大约70-80%的恒星是M矮星。相对于太阳型恒星，它们跨越一系列低质量和低温度，促进了整个大气层的分子形成。标准的恒星大气模型主要是为FGK恒星设计的，在表征冷恒星光谱中的宽带分子特征时面临挑战。本文介绍了一个新的一维自洽辐射-对流热化学平衡模型SPHINX，它计算了M矮星低分辨率（R~250）的大气和光谱网格。我们将最新的预先计算的吸收截面与压力增宽的主要分子在晚K，早期/主序星。然后，我们验证我们的网格模型获得的基本属性（Teff，log（g），[M/H]，半径和C/O）为10个基准M+G双星已知的主机金属丰度和10 M矮星干涉测量角直径。利用高斯过程推理工具海星，我们占相关和系统噪声在低分辨率（光谱拼接的SpeX，SNIFS，和STIS）的观测，并获得强大的估计基本M矮大气参数。此外，我们评估了光球异质性对获得的[M/H]的影响，并发现它可以解释一些观测偏差。我们还探讨了模型假设的对流混合长度参数是否会影响推断的半径，有效温度和[M/H]，并再次发现这可能解释干涉测量观测和模型推导的恒星参数之间的差异较冷的M矮星。主要是，我们展示了利用低分辨率M矮星光谱中宽带分子吸收特征的独特优势，并展示了改善系外行星宿主和晚期棕矮星同伴基本特性约束的能力。
2022-06-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gamma Cas Stars as Be + White Dwarf Binary Systems
在B发射线（Be）星的伽玛Cas子群中，明亮和硬X射线发射通量的起源可能是由气体吸积到轨道上的白矮星（WD）伴星上引起的。这种Be+WD双星是从氦星质量供体到快速旋转质量增益星的第二阶段质量转移的预测结果。被剥离的施主星变成了小而热的白矮星，与它们的Be星同伴相比非常微弱。在这里，我们讨论的物理和轨道特性的Be+WD二进制模型预测，我们表明，目前的观测结果对伽玛Cas系统是一致的预期大二进制频率，同伴模糊和小质量，和相对较高的质量范围内的Be恒星主机。我们确定，同伴可能不是剥离氦星（热亚矮星sdO星），因为这些都是足够明亮的紫外光谱检测，但他们的光谱特征没有观察到的研究伽马卡斯双星。相对较近的系统的干涉测量提供了探测非常微弱的伴星的手段，包括热的次矮星和较冷的主序星。用CHARA阵列干涉仪对五颗伽马型卡斯双星的初步观测显示，没有证据表明伴星的流量，剩下的白矮星是伴星唯一可行的候选者。
2022-12-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
The place of interferometry in massive star multiplicity sudies
虽然众所周知，大多数大质量恒星被发现是双星或多星系统的一部分，但仍然缺乏对这些多天体统计特性的准确描述。在本演讲中，我们将回顾该领域的现状，强调需要使用互补技术来覆盖大参数空间。我们还将描述我们认为干涉测量在这方面的地位。
2009-06-26 astro-ph.IM astro-ph.SR
Detection and Astrometry of the Ba-Bb Subsystem in $α$ Piscium: First Dual-Field Interferometry at the CHARA Array
The CHARA Array of Georgia State University（佐治亚州立大学查拉阵列）；European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere (ESO)（欧洲南方天文台）；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS（蔚蓝海岸大学蔚蓝海岸天文台法国国家科学研究中心）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；Center for High Angular Resolution Astronomy and Department of Physics and Astronomy, Georgia State University（佐治亚州立大学高分辨率天体测量中心及物理与天文学系）；Astrophysics Group, Department of Physics & Astronomy, University of Exeter（埃克塞特大学物理与天文学系天体物理学组）
通过CHARA阵列首次双场干涉测量，确定了α武仙座中Ba-Bb子系统的轨道参数和质量，展示了CHARA在亚秒级双星干涉测量中的新能力。
2026-03-10 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
On-Sky Single-photon Time resolution of 35 ps with White Rabbit synchronization: towards the measurement of the size of a White Dwarf star
Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；CNRS, Institut de Physique de Nice（法国国家科学研究中心尼斯物理研究所）；Instituto de Ciencias Físicas (ICIFI, UNSAM - CONICET)（物理科学研究院（ICIFI，UNSAM-CONICET））；Universite Cote d’Azur, Observatoire de la Cote 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）
IC4Stars项目利用强度干涉测量白矮星天狼星B的直径，通过White Rabbit协议同步两台TDC，实现了35 ps RMS的星上时间分辨率，并开发了数据采集与二阶相关函数算法。
2026-09-02 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.ins-det
A catalogue of stellar diameters and fluxes for mid-infrared interferometry
我们提出了中红外恒星直径和通量汇编目录（MDFC）致力于在中红外波长（3-13妈妈）的长基线干涉。它收集了50万颗恒星的数据，也就是说，几乎所有的依巴谷-第谷星表中的恒星，其光谱类型都在SIMBAD数据库中报告。我们交叉匹配26个数据库，以提供基本信息，二元元素，角直径，近红外和中红外的量级和通量，以及使我们能够识别潜在校准品的标志。该目录涵盖了整个天空的465857颗恒星，主要是从B到M光谱类型的矮星和巨星，接近18 kpc。最小的报告值达到0.16 μ Jy的L和0.1 μ Jy的N的通量，和2微弧秒的角直径。我们建立了4个列表的校准候选人的L-和N-波段适合与甚大望远镜干涉仪（VLTI）的子和主阵列使用MATISSE仪器。我们确定了1 621个候选人的L和44个候选人的N与辅助望远镜（AT），375个候选人的AT和259个候选人的两个波段的单位望远镜（UT）。主要是冷巨人，这些来源是小而明亮，足以属于校准候选人的主要名单。在不久的将来，我们计划以1%的精度测量它们的角直径。
2019-10-01 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Analytic Interferometry of Rotating Stellar Surfaces
本文推导任意非均匀旋转恒星干涉可见度的闭式解，提出“恒星自转综合”，并通过 harmonix 与模拟证明联合 TESS 同步光度可显著提升恒星黑子绘图精度。
2025-09-29 astro-ph.IM astro-ph.SR
