K 型巨星的色球层：几何范围与空间结构探测

我们旨在限制非双星 K 型巨星色球层的几何范围并探测色球层中的任何空间结构。我们使用 CHARA 干涉仪和 VEGA 光束合成器在光学波长进行了观测。我们观测了七颗非双星 K 型巨星。利用 Halpha 和 Ca II 红外三重线线心的干涉测量数据，我们测量了光球层半径与色球层半径的比值。对于天苑四（beta Ceti），我们将光谱干涉观测结果与包含色球层的非局部热动平衡 (NLTE) 半经验模型大气进行了比较。NLTE 计算提供了线强度和贡献函数，指示了线心形成的相对位置，并可以限制具有色球层的恒星的临边昏暗盘的大小。我们测量了七颗 K 型巨星的角直径并推导了它们的基本参数：有效温度、半径、光度和质量。我们确定了四颗巨星的色球层几何范围。获得的色球层范围介于恒星半径的 16% 至 47% 之间。NLTE 计算证实，对于天苑四，Ca II/849 nm 线心比 Ca II/854 nm 和 Ca II/866 nm 线心形成于色球层更深处。我们提出了通过拟合该恒星的 Ca II 三重线线心得出的半经验模型大气的修正版本。在我们的四个目标中，我们还探测到了显示色球层存在不对称性的微分信号特征。结论：这是首次通过干涉测量确定非双星 K 型巨星色球层的几何范围和结构。这些观测结果为恒星大气模型提供了强有力的约束。