A Submillimeter HCN Laser in IRC+10216
我们报告了一个强大的亚毫米波长HCN激光线的检测频率接近805 GHz的碳星IRC+10216。这条谱线是（04（0）0）振动激发态内的J=9-8转动跃迁，是激光光谱学早期在实验室中首次检测到的一系列HCN激光谱线之一。由于它的低能级比基态高出4200 K，所以激光辐射一定是从IRC+10216的拱星包层内部产生的。为了更好地描述这种环境，我们观察到其他热发射，振动激发HCN线，并发现它们，像激光线，出现在一个区域的温度约1000 K，位于尘埃形成半径内;这一结论是支持的激光线宽。（04（0）0），J=9-8的激光器可能是化学泵浦的，并且可能是唯一已知的在实验室和太空中通过类似机制激发的激光器（或微波激射器）。
1999-11-19 astro-ph
Detection of Vibrationally Excited CO in IRC+10216
利用亚毫米波阵，我们探测到CO第一振动激发态到极端碳星IRC+10216（CW Leo）的J=3-2和2-1转动跃迁。辐射在空间上仍然是不可分辨的，角分辨率为~2”，并且考虑到这些谱线起源于基态以上~3100 K的能级，几乎可以肯定起源于靠近恒星光球的一个小得多的区域（~10^{14} cm）。谱线的热激发需要约10^{9} cm^{-3}的气体密度，这比基于IRC+10216内部尘埃壳的先前红外观测和模型的预期气体密度高出约一个数量级。
2008-11-28 astro-ph
Multi-transition VLBA observations of circumstellar SiO masers
本文用VLBA同时观测了SiO的v=1和v=2振动激发态的J=1-0和J=2-1转动谱线（波长分别为7和3 mm）。我们在三颗AGB星IRC +10011、Chi Cyg和TX Cam的拱星包层中绘制了这四条脉泽谱线。我们研究了这些脉泽谱线之间的相对空间分布。特别是，对于两个v=1跃迁，我们发现J=1-0和J=2-1脉泽的光斑分布是不一样的，这对目前所有的SiO脉泽理论泵浦机制（它们预测在相同的振动激发态中脉泽谱线的分布非常相似）提出了挑战。
2004-01-29 astro-ph
Submillimeter Array Observations of CS J=14--13 Emission from the Evolved Star IRC+10216
本文介绍了演化星IRC+10216在685.4GHz的CS J=14- 13谱线上的成像观测结果，以及用部分建成的亚毫米波阵在约2“分辨率下对相关亚毫米波连续谱的成像观测结果。恒星包层的CS J=14- 13线辐射在空间和光谱上都有很好的分辨。强的中心浓度的线发射提供了直接的证据，CS是一个母分子，形成接近恒星光球，符合以前的图像较低的激发CS J=2- 1线和推论，从未解决的观察振动激发转换。连续发射主要由一个紧凑的，未解决的组件，与光球发射一致，占约20%的宽带450微米通量。这是在半透明的450微米大气窗口中进行的第一次干涉仪成像观测。
2004-03-17 astro-ph
Subarcsecond Submillimeter Imaging of the Ultracompact HII Region G5.89-0.39
我们提出了第一个亚弧秒亚毫米图像的神秘的超紧凑HII区（UCHII）G5.89-0.39。用SMA观察，875微米的连续发射表现出类似于较长波长的壳状形态。通过使用从VLA存档和CARMA获得的五个频率下具有可比角分辨率的图像，我们已经从875微米图像中去除了自由-自由分量。我们发现了五个尘埃排放源：两个紧凑的温暖的对象（SMA 1和SMA 2）沿壳的外围，和三个额外的区域进一步。壳体内部没有粉尘排放，支持了被高密度气体包围的无尘腔的画面。在亚角秒分辨率，大多数的分子气体示踪剂包围UCHII区域，并出现限制其扩张。我们还发现G5.89-0.39几乎完全缺乏有机分子谱线发射。尘芯SMA 1和SMA 2在光学薄的气体示踪剂（例如34 SO2）中表现出紧凑的空间峰，而SMA 1也与11.9微米的发射相一致。在CO（3-2）中，我们发现一个高速的北/南双极外流中心的SMA 1，对准红外H2节，并负责大部分的脉泽活动。我们的结论是，SMA 1是一个嵌入的中等质量的原恒星，估计光度为3000 Lsun和星周质量约1 Msun。最后，我们在UCHII区西北12角秒处发现了一个NH3（3，3）脉泽，与一个44 GHz的CH 3OH脉泽相一致，可能与Puga等人（2006）确定的Br伽马外流源有关。
2015-03-27 astro-ph
High-J v=0 SiS Maser Emission in IRC+10216: A New Case of Infrared Overlaps
本文报道了在Si S的v=0振动态向富C星IRC+10216的J=11-10、J=14-13和J=15-14跃迁中首次探测到脉泽辐射。这些脉泽似乎产生于恒星和内部尘埃形成带之间的非常不均匀的区域，位于5-7 R*，膨胀速度低于10 km/s。我们解释的泵送机制，由于重叠之间的v=1-0振转线的SiS和中红外线的C2 H2，HCN和它们的13 C同位素。大量的重叠表明存在强脉泽高J v=0和v=1的硅过渡，位于亚毫米范围。此外，它可能会发现几个旋转线的SiS同位素显示脉泽发射。
2007-10-09 astro-ph
Submillimeter narrow emission lines from the inner envelope of IRC+10216
用亚毫米波天线阵对IRC+10216在345 GHz波段进行了谱线测量。虽然尚未完成，但它已经产生了相当大的窄分子发射谱线样本，其线宽表明膨胀速度为~4 km/s，不到外层包层众所周知的终端膨胀速度（14.5 km/s）的3倍。这些窄谱线中有五条已被确认为以前探测到的分子振动激发态的转动跃迁：Si 34 S和29 Si S的v=1，J=17- 16和J=19- 18谱线，CS的v=2，J=7- 6谱线。这些谱线的地图显示，辐射被限制在距离恒星约60天文单位的区域内，这表明窄线辐射正在探测恒星风仍在加速的尘埃形成区域。
2008-11-13 astro-ph
Phase Closure at 691 GHz using the Submillimeter Array
在682 GHz和691 GHz的相位闭合首先使用位于夏威夷莫纳克亚山的亚毫米阵列（SMA）干涉仪的三个天线实现。最初，在2010年9月21日，在682.5 GHz处证明了相位闭合。19，2002使用人造地面“信标”信号。随后，在2009年9月21日，在所有三个基线上以CO（6-5）跃迁的频率（691.473 GHz）对土星和天王星进行了天文探测。2002年22日。虽然较大的行星，如土星，即使在这些短基线（25.2米，25.2米和16.4米）上也能得到很好的解析，但天王星和木卫四的相位闭合是实现的。这是第一次成功的实验，以获得在该频段的相位关闭。在猎户座BN/KL和其他银河系源也探测到了CO（6-5）谱线，还有朝向演化恒星的振动激发的658 GHz水脉泽谱线。我们提出了这些历史性的检测，以及在这个频段获得的第一个角秒尺度的图像。
2007-04-20 astro-ph
Hydrogen Masers. I: Theory and Prospects
第一个自然发生的高增益氢复合线（HRL）脉泽的发现，在毫米和亚毫米光谱的发射线星MWC 349，需要扩大目前的范式约HRL。在本文中，我们重新审视在一般的物理非LTE人口重组氢，并指定高增益激射和激射的HRL的必要条件。激射复合线的饱和是一个关键的考虑因素。我们提请注意氢中活跃的另一个非LTE现象：粒子群的过冷。从观测上看，HRL过冷可能表现为非常弱的发射复合线，或者表现为“dasar”，即非常强的吸收线。我们简要地讨论了在几类银河系和河外天体中探测氢脉泽、激光和达萨的前景，包括致密的HII区、Be或Wolf-Rayet星和活动星系核。
1995-11-26 astro-ph
The polarization of mm methanol masers
我们提出了一个调查的偏振特性的毫米波长甲醇脉泽，包括这两个类，从84.5到157.0 GHz的过渡。在超过一半的观测对象中发现了线偏振，并在两个源中初步检测到圆偏振。Ⅰ类和Ⅱ类CH_3OH脉泽具有相似的偏振特性，最大的线偏振出现在133 GHz的Ⅰ类脉泽中，偏振方向为L379（39.5%），而在157 GHz的Ⅱ类脉泽中，偏振方向为G9.62+0.19（36.7%）。除两个光源呈线性斜率外，I类脉泽偏振角的光谱轮廓大多是平坦的。由于毫米线甲醇脉泽被认为是弱（或不）饱和的，我们认为，我们发现的较强的分数极化增强各向异性泵浦和辐射损耗。在NGC 7538中，我们发现，对于两个脉泽类，我们的偏振角之间有很好的一致性，和那些测量的亚毫米尘埃连续。这可以作为尘埃颗粒磁性排列的证据。也有可能是一个不饱和的微波激射器与同样填充的磁子状态简单地放大极化连续种子辐射。对于第二类脉泽，对一个给定的源与可检测的偏振的各种速度分量的偏振特性是相当均匀的。一个可能的解释进行了讨论。由于甲醇是非顺磁性的，所以不饱和脉泽辐射的圆偏振只能是由于磁场与沿着脉泽传播路径的视线之间的角度的变化。
2004-08-24 astro-ph
SMA Imaging of the Maser Emission from the H30$α$ Radio Recombination Line in MWC349A
利用亚毫米波天线阵对MWC 349 A星周区域H30 $α$复合线（231.9GHz）的角分布进行了测量。分辨率为$1\farcs2$，但由于高信噪比，我们在$1 kms$的速度分辨率下测量了所有脉泽组件的位置，其精度优于$0\farcs01$。两个最强的脉泽成分（称为高速成分）在速度接近-14和$32 kms$处，沿位置角$102 \pm 1\arcdeg$相隔$0\farcs048 \pm 0\farcs001$（60 AU）。给出了在这两个最强分量之间和之外速度处脉泽辐射的分布。连续辐射位于脉泽分布的中心，在10质量之内。脉泽似乎跟踪一个几乎边缘旋转盘结构，让人想起水脉泽开普勒旋转的核吸积盘星系NGC 4258。然而，微波脉泽组件MWC 349 A不遵循一个简单的开普勒运动学与$v \sim r^{-1/2}$处方，但有一个更大的幂律指数。我们探讨了高速脉泽追踪螺旋密度或激波的可能性。我们还强调谨慎的相对质心微波激射器的位置，微波激射器的位置或速度没有明确解决的解释，我们提出了模拟，说明了质心方法的适用范围。
2008-01-04 astro-ph
654 GHz Continuum and C18O (6-5) Observations of G240.31+0.07 with the Submillimeter Array
我们报告了在223和654 GHz（460微米）的双波段观测超紧凑（UC）HII区域，G240.31 + 0.07，与亚毫米阵列。在1~（-5）× 0~（-8）束宽下，尘埃连续辐射被分解为两个团，其中A团与H_2O脉泽和UC HII区很好地重合。新发现的星团B位于星团A西南方约1 "3（~8.3 × 10^3天文单位）处，也与H2O脉泽有关，可能是一个较新的恒星形成地点。连续通量密度意味着不透明度光谱指数β = 1.5 +-0.3，这表明该值低于在星际介质和冷的大质量核心中发现的规范值2.0。热（~100 K）分子气体的存在是由两个H2CO线在223 GHz频带的亮度比。在C_（18）O（6 - 5）辐射中，两团的径向速度差为2.5 ± 0.4km/s。中心区域的总质量（星云和恒星）约为58 Msun，接近但不会远大于两个团块被引力束缚而产生双星旋转所需的最小质量。我们的连续数据并没有表明大量的物质与以前提出的来自大质量盘或包层的H2结有关。
2006-11-12 astro-ph
Interferometric Observation of the Highly Polarized SiO Maser Emission from the $v=1, J=5-4$ Transition Associated with VY Canis Majoris
我们用亚毫米波列阵对$v=1$中的SiO脉泽辐射成像，J=5-4 $ transition associated with the peculiar red supergiant VY Canis Majoris. We identified seven maser components and measured their relative positions and linear polarization properties. Five of the maser components are coincident to within about 150 mas ($ \sim $ 200 AU at the distance of 1.5 kpc); most of them may originate in the circumstellar envelope at a radius of about 50 mas from the star along with the SiO masers in the lowest rotational transitions. Our measurements show that two of the maser components may be offset from the inner stellar envelope (at…
2004-10-07 astro-ph
Detection of 6.7 GHz methanol absorption towards hot corinos
甲醇脉泽在6.7 GHz已被发现专门对高质量的恒星形成区。最近，一些0类原恒星被发现显示出类似于与大质量恒星形成相关的热核心中发现的条件。这些热科里诺源的密度，气体温度，和甲醇的丰度，足以激发强6.7 GHz脉泽发射。这就提出了一个问题，即6.7 GHz的甲醇脉泽是否可以在热的科里诺和大质量恒星形成区找到，如果不能，是否可以检测到热甲醇发射。我们寻找6.7 GHz的甲醇线对五个热科里诺源在英仙座地区使用阿雷西博射电望远镜。为了限制甲醇的激发条件，我们用APEX望远镜在NGC 1333-IRAS 4区观测到了甲醇的热亚毫米谱线。我们没有在任何源中检测到6.7 GHz的发射，但在NGC 1333-IRAS 4A和NGC 1333-IRAS 4 B中发现了对宇宙微波背景的吸收。利用大速度梯度分析，我们对甲醇在大范围物理参数下的激发进行了建模，并验证了6.7 GHz谱线在密度低于10^6 cm^-3时确实具有很强的反反转性。我们使用甲醇的亚毫米观测，通过与其他CH 3OH跃迁的比较来验证我们的IRAS 4A模型的预测。我们的研究结果表明，APEX和阿雷西博望远镜观测到的甲醇与致密（n ~ 10^6 cm^-3）、冷（T ~ 15-30 K）的气体是一致的。在热的Corinos和低质量的原恒星物体中缺乏脉泽发射，一般可能是由于密度远高于辐射场有利于脉泽泵浦的区域的猝灭密度。
2008-08-14 astro-ph
SHARC 350 Micron Mapping of the Galactic Center from the Caltech Submillimeter Observatory
使用20像素的相机SHARC，我们已经调查了350微米的发射从60弧分12弧分区域在银河系中心。Lis和Carlstrom（1994）在800微米处观察到了一个类似的区域;然而，SHARC图具有更好的空间分辨率和对扩展发射的灵敏度。本文介绍了几个在以往的粉尘排放图中不可见的特征。我们已经探测到一个10+ pc的发射带，峰值在l = -0.14度，b = +0.02度，这可能与在13 CO中观测到的“负速度弧”有关（Bally等，1988）。我们认为射电弧附近一个350微米的圆形特征与CS中观察到的一个膨胀壳有关（Tsuboi，Ukita，& Handa 1997）。在与尘埃岭（Lis & Carlstrom 1994）相同的银河经度，但在相反的纬度，微弱的发射是可见的，以及在负银河纬度的热射电灯丝底部的紧凑源。第一次检测到Sgr D核心几弧分内的弥散粉尘排放。350微米源与Sgr D中的两个H2O脉泽有关，但只有四个OH脉泽中的一个（Mehringer等，1998）。银河系中心的平均350微米/ 800微米通量比在地图上大约是17（beta = 2.0），但在尘埃脊的部分地区更高（beta = 2.5），而在Sgr B2（N）中更低。
1998-11-21 astro-ph
Submm line imaging of Orion-KL with the Submillimeter Array
我们提出了第一个亚毫米（865微米）成像谱线调查在一个角秒分辨率进行的亚毫米阵列朝向猎户座KL。在2 × 2GHz的带通范围内（337.2-339.2GHz和347.2-349.2GHz的上下边带），我们发现了13种核素、6种同位素和5种振动激发态的145条谱线。大多数含氮分子在靠近热核的方向上很强，而含氧分子则在所谓的致密脊的西南方向达到峰值。谱线的成像被证明是一个额外的工具，以提高分子线的识别。角秒的空间分辨率使我们能够区分的分子线发射源I和n的热核。唯一的分子物种检测强烈对源I是SiO，划定主要是准直东北西南低速流出。在源I附近的两个位置，在我们的空间分辨率下，在v=0 2 8 SiO（8-7）谱线上没有发现脉泽发射，而在源I附近的两个位置，在v=0 2 8 SiO（1-0）和（2-1）谱线上有脉泽发射。SiO对源n较弱，因此源n目前可能不会驱动分子外流。CH $_3$ OH是在该光谱窗口中具有最高数量的识别线（46）的分子。这个“线森林”使我们能够估计该地区的温度，我们发现温度在50到350 K之间，峰值温度发生在热核心。强振动激发线发射的submm连续峰SMA 1的检测支持的解释，源SMA 1可能是原恒星的性质。
2005-06-24 astro-ph
A sensitive survey for water maser emission towards Bok globules using the Robledo 70m antenna
我们报告最敏感的水脉泽调查博克球状迄今为止，使用美国宇航局的70米天线在Robledo德Chavela（西班牙）。我们观察了CB目录中的207个位置，这些位置具有更高的年轻恒星的可能性，使用无线电连续辐射（从亚毫米到厘米波长）的存在作为选择标准，分子流出的几何中心，高密度气体示踪剂（NH3或CS）的峰值以及IRAS点源。我们获得了7个脉泽的探测结果，其中6个（CB 34，CB 54，CB 65，CB 101，CB 199和CB 232）是首次报道。我们探测到的大多数水脉泽都可能与年轻恒星天体（YSO）有关，除了CB 101（可能是演化天体）和CB 65（性质不确定）。CB 199中的水脉泽显示其速度质心相对于云速度的相对较高的偏移（~30 km/s），这对于低质量的YSO是不寻常的。我们推测，在这种对象的高速脉泽可能与情节的能量质量损失密切的双星。或者，CB 199中的脉泽可能是由原行星状星云或年轻的行星状星云泵浦的。CB 232是已知与水脉泽发射有关的最小的博克球状体（约0.6 pc），但如果它们与YSO的关系得到证实，它将被CB 65（约0.3 pc）和CB 199（约0.5 pc）取代。我们所有的选择标准有统计上兼容的检测率，除了红外天文台的来源，这往往是一个有点糟糕的预测脉泽发射的存在。
2006-06-07 astro-ph
Multiwavelength observations of the supernova remnant G349.7+02 interacting with a molecular cloud
我们目前在毫米，厘米和红外波段的超新星遗迹（SNR）G349.7+0.2，包含OH（1720 MHz）脉泽的区域的分子线观测，使用澳大利亚望远镜（AT）Mopra天线，瑞典ESO亚毫米望远镜，AT紧凑阵列和安装在英澳望远镜上的UNSW红外法布里-珀罗窄带滤波器。在1.6和3 mm之间观察到几个分子跃迁，以约束与SNR相互作用的分子云的物理参数，并研究SNR冲击对气体化学的影响。我们检测到冲击激发的近红外H2发射朝向SNR的中心，揭示了高度聚集的分子气体和与斯皮策太空望远镜公布的中红外图像的良好相关性。氢团簇和OH（1720 MHz）脉泽位置之间良好的相关性支持了OH（1720 MHz）脉泽发射的冲击激发。此外，我们在1665和1667 MHz处检测到OH吸收，这表明与冲击H2发射和脉泽有很好的相关性。我们发现，在1665 MHz附近的OH（1720 MHz）脉泽在这个SNR，这是发现与GLIMPSE源SSTGLMC G349.7294+00.1747相关的脉泽发射。我们还检测到1665和1667 MHz的OH脉泽，和弱的4.8 GHz的H2 CO吸收超紧凑的HII区域IRAS 17147-3725位于东南的SNR。我们没有发现4.7-或6-GHz的激发态OH脉泽或6-GHz的CH_3OH脉泽朝向SNR或HII区域。
2011-04-14 astro-ph
The 10^5Lsun High-Mass Protostellar Object IRAS23151+5912
虽然大多数高于10^5 Lsun的源已经形成了超紧凑HII区（UCHII），但对于较低光度的源来说，情况并不一定如此。在过渡阶段，即，非常明亮的物体，没有任何可检测的自由自由发射，对于大质量恒星形成的一般理解是重要的。因此，我们观察到发光的大质量原恒星对象IRAS 23151 +5912与亚毫米阵列在875微米的亚毫米连续谱和谱线发射在亚弧秒分辨率。875 μ m亚毫米连续辐射已被分解为至少两个凝聚。先前认为的其中一个流出的驱动源，红外源IRS 1，与主亚毫米峰偏移约0.9“。在整个4GHz的带宽，我们检测到一个中间密集的谱线森林与27线从8个不同的物种，同位素或振动扭转激发态。根据CH_3OH谱线系列估算的温度值，两个亚毫米峰位的T（Peak_1）~150 ± 50 K，T（Peak_2）~80~ 30 K。SiO（8-7）的红移和蓝移线图表明存在两个分子外流。与此相反，振动扭转激发的CH 3OH线表现出近似垂直于流出之一的速度梯度。这个结构的大小约为5000天文单位，且没有开普勒自转特征，因此不像是真正的吸积盘，而像是一个更大尺度的旋转环，可能在其尚未解析的中心有一个更常见的吸积盘。
2007-07-19 astro-ph
The slowly expanding envelope of CRL618 probed with HC3N rotational ladders
在富碳原行星星云CRL 618中，HC 3 N和同位素取代物质在基态和振动激发态的谱线产生拥挤的毫米波和亚毫米波谱。用IRAM 30米望远镜观测到了HC_3 N从J=9-8到J=30-29的完整转动谱线序列。对于主要的HC 3 N同位素异构体，共检测到15种不同振动态（包括基频）的谱线，能量最高可达1100 cm^-1。此外，CSO望远镜还在J=31-30到J=39-38的范围内对这项研究进行了补充，在其中的5个状态下都探测到了，而且都低于700 cm^-1。振动激发HC 3 N旋转线表现出P-Cygni公司在3毫米，在较短的波长发展到纯发射线形。这种演变的线的轮廓显示出很小的依赖于振动状态，从它们的旋转线出现。的吸收功能，形成对连续发射，这已成功地在这项工作中，由于大的频率覆盖范围。通过比较一系列模型的输出与数据，确定了连续源前的HC 3 N柱密度。在2.0-3.5 × 10$^17 cm^-2的柱密度范围内得到了最佳拟合，这与之前根据ISO数据得到的估计值一致，在250 ~ 275 K的TK范围内得到了最佳拟合，这与根据相同ISO数据得到的估计值非常一致。
2004-07-09 astro-ph
