86 GHz SiO maser survey of late-type stars in the Inner Galaxy II. Infrared photometry of the SiO Target Stars
我们对银河系内441颗晚型恒星的DENIS、2 MASS、ISOGAL、MSX和IRAS 1- 25微米测光进行了汇编和研究，我们以前曾搜索过86 GHz SiO脉泽发射（Messineo et al.2002）。DENIS和2质量J和Ks星等的比较表明，大多数SiO目标确实是变星。我们的SiO目标的MSX颜色和IRAS [12]-[25]颜色与具有尘埃硅酸盐特征的Mira型恒星的颜色一致，发射特征为9.7微米，表明只有中等的质量损失率。
2004-01-14 astro-ph
86 GHz SiO maser survey of late-type stars in the Inner Galaxy III. Interstellar extinction and colours of the SiO targets
我们已经确定了441晚型恒星的样本在银河系内部，我们以前搜索的SiO脉泽发射，使用2 MASS近红外测光周围的恒星的消光校正。由此，发现近红外消光定律近似于幂律A $_λ\propto λ^{-1.9\pm0.1}$。综述了已知Mira星的近红外和中红外色-色性质。从SiO靶星的去红红外色分布，我们推断出$10^{-7}$和$10^{-5}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$之间的质量损失率。
2005-03-08 astro-ph
`Thermal' SiO radio line emission towards M-type AGB stars: a probe of circumstellar dust formation and dynamics
对M型AGB星的大样本进行了星周SiO“热”射电谱线发射的广泛辐射转移分析。样本中含有18个Lb型不规则体（IRV）、7个Sra型半规则体和34个SRb型半规则体（SRV）以及12个Miras。新的观测材料，其中包含的数据在几个SiO转动线的基态振动状态，提出了IRV/SRVs。检出率约为60%。通过辐射转移模型确定了SiO丰度。IRV/SRV样品的丰度分布的中值为8 E-6。高质量损失速率Miras具有双峰丰度分布，低丰度组（平均4 E-7）和高丰度组（平均7 E-6）。推导出的SiO丰度在所有情况下都远低于恒星大气化学预期的丰度，平均为10倍。此外，有一个减少的趋势，随着质量损失率增加的SiO丰度。这是解释在耗尽的SiO分子形成的硅酸盐颗粒在拱星信封，与效率增加的质量损失率。SiO和CO的射电线剖面形状不同。在一般情况下，占主导地位的一氧化硅剖面比CO剖面窄，但他们有低强度的翅膀，覆盖了整个速度范围的CO剖面。这被解释为（如已经完成的，也由其他人），由于在该地区的气体加速的影响，产生了显着的一氧化硅线发射的一部分。最后，从SiO谱线性质的角度讨论了一些具有特殊CO谱线分布的源。
2003-09-02 astro-ph
Testing the clump model of SiO maser emission
在观测到共生的Mira和宝瓶座R在v=1和v=2振动态下J=7-6 SiO脉泽发射的基础上，利用James Clerk Maxwell望远镜研究了宝瓶座R在恒星脉动周期内SiO脉泽特征的变化。的意见，补充了同期的数据在86 GHz，代表了流行的热不稳定性的SiO脉泽团模型的测试。一氧化硅脉泽发射的“团块”模型认为一氧化硅脉泽是离散的发射区域，这些发射区域在一个或多个物理变量（例如一氧化硅丰度）的值上不同于其周围环境。我们发现，我们的观测数据是一致的一个丛模型中，在J=7-6过渡的脉泽发射的外观相吻合的向外移动的冲击撞击脉泽区的内边缘。
1997-12-08 astro-ph
On the origin of the high velocity SiO maser emission from late-type stars
在1995 - 1996年的三次观测中，我们对30个Mira或半正则变星和一个OH/IR天体进行了SiO的v=1，J=2-1和3-2跃迁的高灵敏观测，同时观测了CO的J=1-0跃迁。正如我们在1994年的观测中所观察到的那样，我们观察到，对于几颗恒星，SiO剖面显示出异常宽的翼，有时超过由热CO发射追踪的膨胀的星周包络的终极速度。我们已经发现了一个明确的依赖于SiO翼发射的光学相位。这些翅膀可能是由于特殊的气体运动和与恒星脉动有关的变化的物理条件。然而，我们不能排除其他机制有助于观察到的翅膀。特别是，SiO湍流运动的半定期变量或不对称的质量损失机制可能会发挥作用。我们的结论是，SiO翼发射是由于微波激射过程，这种发射很可能来自内部的拱星信封。
1998-03-04 astro-ph
The simultaneous detection of 22- and 321-GHz H2O maser emission towards the symbiotic Mira R Aquarii
我们报告的高空间和光谱分辨率测量脉泽对R Aqr和H1-36，这两个都是共生星的子类，包含一个长周期的米拉型变量的例子。我们的观测结果导致了第一次检测到321-GHz的水脉泽对一个共生的Mira-R Aqr的作用。与同时22 GHz的水脉泽数据的比较表明，脉泽不具有相同的属性，在拱星信封领域Miras。R Aqr的22-/321-GHz峰值通量密度和光度比很低，线宽比也很低。连续谱和谱线图表明，22-GHz脉泽和自由-自由发射对齐。有三种机制可以以不同程度的成功再现数据。所有这三个自然导致正常水平的微波激射发射SiO和321-GHz的H2O和有害的弱OH和22-GHz的H2O脉泽。在最令人信服的模型中，来自伴星的紫外线辐射和快速风去除了Mira的尘埃分子气体外壳，在一个大的电离星云中留下了一个相对较小的致密中性物质空腔。激发温度表明，321-GHz脉泽通常被激发接近米拉，而22-GHz脉泽更远程;在R Aqr，因此，22-GHz脉泽不形成在最佳条件下。相反，我们看到的是靠近米拉的微弱而狭窄的线条，与我们的高分辨率地图一致。
1997-09-27 astro-ph
Axial Symmetry and Rotation in the SiO Maser Shell of IK Tauri
利用甚长基线列阵（VLBA）观测到v=1，J=1-0的43 GHz SiO脉泽辐射。从这些观测得到的图像显示，SiO脉泽形成一个高度椭圆形的发射环，大约58 × 32质量，轴比为1.8：1。该椭圆形分布的长轴以约59度的位置角定向。SiO脉泽的视线速度结构具有与脉泽分布的伸长轴一致的明显对称轴。相对于假定的35公里/秒的恒星速度，蓝移和红移脉泽被发现分别位于该对称轴的西北和东南。这一速度结构表明SiO脉泽壳层有一个NW-SE的旋转，并具有一个赤道速度，我们确定为~3.6 km/s。这样的西北-东南旋转是在协议的拱星包络几何调用来解释以前的水和OH脉泽观测。在这种几何结构中，水和OH脉泽优先创建在沿东北-西南赤道正交的旋转/极轴的SiO脉泽速度建议的密度增强的区域。
2005-03-08 astro-ph
Short time scale monitoring of SiO sources
本文给出了四个已知强源SiO脉泽发射（v=1 J=1-0跃迁）的短时标监测结果。在大约一个月的时间里，每晚都对这些放射源进行监测。这些观测的目的是研究由于从中心恒星传播出来的声波，脉泽谱线在几天到几周的时间尺度上可能存在的变化。如果声波是造成某些冷巨星质量损失的原因，正如Pijpers和Hearn（1989）以及Pijpers和Habing（1989）所提出的，那么在恒星光球层上方，密度和相对速度的局部变化是可以预期的。这可能引起在该区域形成的任何窄谱线的变化，因此特别是在SiO脉泽谱线中。我们的观测表明，Mira型星的SiO辐射在10-20天的短时间尺度内发生线形变化（导致强度相对变化约20%）。的主要组成部分的配置文件的变化是一致的位移的速度质心的主要脉泽峰，约1公里秒$^{-1}$的平均值。还发现了总线路通量的明显变化，但可能部分是由于校准的不确定性。
1994-02-24 astro-ph
A Polarization Survey of SiO Maser Variability in Evolved Stars
我们对17颗变星（Miras、OH-IR星和超巨星）的SiO（v = 1，J = 2 -> 1）脉泽偏振进行了观测，研究了脉泽的长期持续性。这8个观测时期跨度为2.5年，因此这些恒星的多个周期通常为1年。平均偏振度为23%，典型的色散为7%，尽管恒星之间的差异很大。在个别恒星的斯托克斯q和u谱中，少数强脉泽特征往往主导偏振，某些恒星的脉泽特征持续不到一个恒星周期，少数恒星持续多个周期。由于单个脉泽在我们的光束平均总强度谱中没有分辨，我们将各时期之间的偏振谱关联起来，以测量特征的特征寿命，而不是试图跟踪单独的线分量的演变。我们发现单个脉泽特征的寿命从几个月或更短到>2年不等。这些数据表明，作为一个整体的恒星样本，脉泽没有重置在一个特定的恒星相位。
2003-01-16 astro-ph
High resolution observations of SiO masers: comparing the spatial distribution at 43 and 86 GHz
本文报道了晚型星IRC +10011和Chi Cyg中SiO脉泽的亚毫角秒观测结果。我们利用NRAO甚长基线列阵（VLBA）对43 GHz（v=1，2 J=1-0）和86 GHz（v=1，2 J=2-1）SiO脉泽进行了标测。除了IRC +10011中的v=2 J=2-1外，所有跃迁都已成像。本文报道了IRC +10011中v=1 J=2-1 28 SiO脉泽的第一幅VLBI图和S型Mira变星Chi Cyg中SiO脉泽的第一幅VLBA图。在本文中，我们重点研究了不同的观测线的相对空间分布。我们发现，在某些情况下，观测结果不能再现目前的理论泵浦模型，无论是辐射或碰撞。特别地，对于IRC +10011，v=1 J=1-0和J=2-1 28 SiO线具有不同的空间分布和发射区域尺寸，J=2-1发射位于包络的外部区域。对于Chi Cyg，分布也不同，但激射区的大小是可比的。我们认为，两个丰富的分子种类，H2O和28 SiO的振转跃迁之间的线重叠，是一个可能的解释之间的观测和理论预测的差异。我们在计算SiO分子的激发态时引入了这种重叠过程。我们的结论是，线重叠可以强烈影响SiO的激发，并可能重现意想不到的观测结果的两个源研究。
2004-09-20 astro-ph
A Molecular Outflow Traced by SiO Masers In Orion-KL
我们提出了全分辨率（~0.2mas，~0.1 A.U.）猎户座KL星云中v=1，J=1-0 SiO脉泽的甚长基线干涉图。脉泽发射的形态和湍流性质反对在膨胀和旋转的原恒星盘中形成脉泽的模型。相反，我们发现，对称性明显的SiO脉泽发射点朝向其成因的双极外流。水脉泽也出现在猎户座-KL的共享速度剖面和双峰值特征的SiO脉泽发射，但形成更远离原恒星。我们建议，这两种脉泽形成周围的耀斑分子外流的速度大致恒定的水脉泽，我们目前的结果。
1998-10-30 astro-ph
VLTI observations of AGB stars
我们报告了最近的观测AGB星获得的VLT干涉仪（VLTI）。我们说明在一般的干涉测量研究恒星大气和拱星信封的潜力，并特别展示了协调的多波长方法，包括近/中红外以及无线电干涉测量的优势。我们报告的非Mira和Mira变星巨星的大气结构的研究。我们已经使用VLTI观测的近红外和中红外恒星的大小和同时VLBA观测的SiO脉泽发射。到目前为止，该项目包括对Mira星S Ori和RR Aql以及超巨星AH Sco的研究。我们的第一个时代的S Ori测量的结果最近已经出版，主要结果在这里进行审查。发现S Ori脉泽环的平均距离约为2个恒星半径，这一结果实际上是没有通常的不确定性的内在比较观测的变星广泛分离的时间和恒星相位。我们讨论了我们最近的S Ori，RR Aql和AH Sco观测的状态，并对我们的项目的继续提出了展望。
2005-05-12 astro-ph
Water vapor and silicon monoxide maser observations in the protoplanetary nebula OH 231.8+4
OH 231.8+4.2是一个经过充分研究的行星前星云（pPN），围绕着一个双星系统，显示出显著的双极外流。为了研究星云内部1--0 -80 AU区域的结构和运动学，我们用甚长基线阵列对H $_2$ O 6 $_{1,6}$-5 $_{2,3}$和$^{28}$ SiO $v$ =2，$J$ =1- 0脉泽辐射进行了高分辨率观测。使用相位参考技术恢复了两个发射分布的绝对位置，并在HST光学图像中准确配准。发现H $_2$ O脉泽团分布在两个大小为20 mas的区域内，空间位移为$\sim$ 60毫角秒，轴向接近南北。初步发现SiO脉泽位于两个H $_2$ O脉泽发射区之间，可能指示了系统Mira组分的位置。SiO脉泽辐射跟踪一个直径为12 AU的内赤道分量，可能是一个围绕M型星旋转的圆盘。向外，我们在H $_2$ O数据中检测到一对极冠，相隔80 AU。我们相信，星云的内部区域可能已经被伴星的存在所改变，导致赤道到极点的密度对比，这可能解释了在密度较高的赤道区域缺乏H $_2$ O脉泽和强烈的SiO脉泽发射。
2007-04-17 astro-ph
J, H, K spectro-interferometry of the Mira variable S Orionis
目的：我们提出了J，H，K干涉光谱分辨率为35的Mira变量S Orionis。我们的目标是测量的直径变化作为波长的函数，预期由于分子层位于连续形成光球。研究方法：在相位0.78处，使用VLTI/AMBER仪器，使用条纹跟踪仪FINITO，在1.29和2.32 μ之间的29个光谱通道处获得了S Ori的可见度数据。计算每个光谱通道的表观均匀圆盘（UD）直径。此外，能见度数据直接与最近的自激动力学模型大气的预测进行了比较。结果如下：S Ori显示了可见度值作为光谱通道的函数的显著变化，其只能通过表观角度大小随波长的明显变化来描述。闭合相位值在所有光谱通道处接近于零，指示不存在不对称强度特征。表观UD角直径在约1.3和1.7 μ处最小，并且在约2.0 μ处增加约1.4倍。最小UD角直径为8.1 pm 0.5 mas，对应于~420 R_sun。S Ori能见度数据和明显的UD变化可以合理地解释了一个动态的大气模式，包括分子层。结论：测得的能见度和UD直径随波长的变化类似，并普遍证实了最近的动态模型大气的预测。[删节]
2008-01-03 astro-ph
First Images of R Aquarii and its Asymmetric H$_{2}$O Shell
我们报告成像观测的象征性的长周期米拉变量宝瓶座R（R Aqr）在近红外和无线电波长。近红外观测是用IOTA成像干涉仪在三个中心为1.51、1.64和1.78 $μ$ m的窄带滤波器中进行的，这些滤波器分别主要对水、连续介质和水的特征进行采样。我们的近红外条纹能见度和关闭相位数据进行了分析，使用三个模型。(a)尺寸与波长相关的均匀圆盘模型无法拟合可见性数据，并且与闭合相数据不一致。(b)一个三分量模型，包括一个Mira星，水壳，和一个离轴点源，提供了一个很好的适合所有的数据。(c)由约束图像重建分析生成的模型提供了更多的洞察力，表明水壳是高度不均匀的，即，cluby。VLBA观测的SiO脉泽外分子信封显示的湍流的证据，与射流的功能包含速度梯度。
2008-01-23 astro-ph
Atmospheric dynamics in carbon-rich Miras. II. Models meet observations
起源于AGB恒星非常扩展的大气层的不同深度，在近红外线中可观察到的各种分子谱线显示出不同的行为，并可用于探测这些脉动红巨星外层的大气动力学。在Nowotny等人（2005年，论文I）中，提出了合成高分辨率光谱的时间序列，这些光谱是从典型的富碳Mira的动态模型大气中计算出来的。在这项工作中，线轮廓的形状，它们的变化在光周期和径向速度来自波长的变化进行了分析和比较，从观察到的FTS光谱的富C米拉S Cep和其他米拉。结果表明，模式的整体速度结构与观测结果定性一致。不同层采样的分子线径向速度表现出相似性，尽管在绝对值上存在一些差异。对于CO dv=3条谱线，测得的RV与实际气体速度之间的校正因子p=1.36。结果表明，动态模型大气能够再现米拉光谱，而不引入额外的“静态层”提出的几个作者。
2005-03-30 astro-ph
Sub-arcsecond imaging of SiO in the HH 211 protostellar jet
我们目前的图像HH 211分子射流在SiO v=0，J=1-0线在43 GHz的超大阵列在约0.5角秒的分辨率。的SiO排放似乎主要是跟踪内部的弓形激波流出，这表明尘埃和分子气体通过在射流的内部工作表面迅速夹带加速。也有一些证据表明，边缘增亮的SiO排放，表明SiO排放也可能是由于在射流的边界层夹带。从SiO发射推断出激发温度在150-200 K之间。观测到SiO的丰度比星际值增加了~10^6，并讨论了SiO的可能来源。
2001-03-13 astro-ph
A Documentary of High-Mass Star Formation: Probing the Dynamical Evolution of Orion Source I on 10-100 AU Scales using SiO Masers
高质量恒星形成的全面图景仍然难以捉摸，部分原因是高质量YSO的例子往往相对遥远，深深嵌入，并与其他发射源混淆。这些因素阻碍了在几十个天文单位的大质量YSO内进行动力学研究-这些尺度对于探测从吸积盘流出的物质被发射和准直的界面至关重要。利用VLA和VLBA获得的SiO脉泽的观测结果，KaLYPSO项目正在克服这些限制，通过映射距离最近的高质量YSO：猎户座BN/KL区域的射电源I的材料10-1000 AU的结构和动力学/时间演化。我们的数据包括~40个时期的VLBA观测在几年的时间内，使我们能够跟踪个别SiO脉泽斑点的自行和监测发射材料的物理条件随时间的变化。最终，这些数据将提供约30%流出道穿越时间内流出道结构的3-D图。在这里，我们总结了最近的结果从KaLYPSO项目，包括证据表明，高质量的恒星形成是通过磁盘介导的吸积。
2007-05-04 astro-ph
SiO Outflow Signatures Toward Massive Young Stellar Objects with Linearly Distributed Methanol Masers
甲醇脉泽通常呈线性分布，有人假设这些脉泽追踪年轻大质量恒星周围的星周吸积盘。然而，最近的观测表明，在H2排放似乎是在类似的角度流出的脉泽分布角，而不是垂直预期的脉泽盘的情况。这里提出的意见背后的主要动机是确定从一个独立的外流示踪剂，即SiO的存在和形态，如果确实有外流存在于这些地区，如果他们是一致的或不一致的脉泽盘假说。对于10个有H2排放的源，我们获得了JCMT单盘SiO（6-5）观测，以寻找这种外流指标的存在。我们对这些观测结果进行了跟踪，对六个源的（2-1）线上的SiO发射进行了ATCA干涉测绘。JCMT的观测在10个源中的9个中发现了SiO（6-5）线。所有具有明亮SiO线的源都显示出宽线翼，表明外流。用JCMT观测到的一部分源的甲醇脉泽速度明显偏离其母云速度，这支持了这些源中的脉泽可能与星周盘无关的观点。ATCA的SiO排放图显示，六个来源中有五个确实有SiO流出。流出的空间方向是不一致的甲醇脉泽描绘磁盘的方向。总的来说，这里提出的意见似乎提供了进一步的证据，对假设线性分布的甲醇脉泽一般跟踪大质量的年轻恒星周围的星周盘的方向。
2008-10-27 astro-ph
An Extensive, Sensitive Search for SiO Masers in High- and Intermediate-Mass Star-Forming Regions
我们提出了敏感的甚大阵列观测的角分辨率为几角秒的$J= 1 - 0$线的SiO在$v$ =1和2振动激发态对样本的60个银河系地区的高或中等质量的恒星目前正在形成和/或最近形成。我们报道了在\textit{both}振动激发跃迁中探测到的SiO脉泽辐射，它只指向三个非常明亮的区域：Orion-KL，W51 N和Sgr B2（M）。对于所有这三个，SiO脉泽发射以前曾被报道过，猎户座-KL的两条谱线，W51 N只有$v=2$谱线，Sgr B2（M）只有$v=1$谱线。我们的工作证实，在恒星形成区域的SiO脉泽发射是一种罕见的现象，事实上，这需要特殊的，可能是极端的，物理和化学条件不常见的发现，除了这个SiO脉泽调查，我们还提出了同时观察到的7毫米连续辐射的图像，从我们的样本恒星形成区域的一个子集，这样的发射被检测到。在大多数情况下，这可能是来自紧凑型和超紧凑型HII区域的自由-自由排放。
2008-08-23 astro-ph
Magnetic Field Morphology of Orion-IRc2 from 86 GHz SiO Maser Polarization Images
为了探测大质量年轻恒星Orion-IRc 2附近的磁场形态，我们绘制了它的J=2-1 SiO脉泽的线偏振图，在v=0和v=1振动能级上，分辨率为0.5弧秒。强烈的v=1脉泽被限制在距离恒星40天文单位的狭窄区域内。它们的偏振位置角在年的时间尺度上变化很大。对于v=1的脉泽，受激发射率R很可能超过塞曼分裂gΩ，这是由于任何可能的磁场的存在;在这种情况下，脉泽偏振不需要与磁场方向相关。在基振动能级上，弱得多的v=0脉泽位于距离IRc 2 100-700 AU的地方，看起来像是一个张开的圆盘。它们的分数极化高达50%。偏振位置角在整个线轮廓或发射区域变化很小，并且在时间上看起来是稳定的。位置角P.A. = 80度，我们测量的J=2-1脉泽从J=1-0 SiO过渡的测量相差70度，可能是因为法拉第旋转的前景，猎户座A，HII区域。需要旋转测量RM = 3.3 \times 1 - 0^4 rad m $^{-2}$，以使J=2-1和J=1-0位置角一致。两个跃迁的固有偏振位置角都是57度，平行于假定圆盘的平面。可能是磁场以极轴向穿过圆盘。几乎没有证据表明恒星附近存在箍缩或扭曲的磁场。
2003-07-03 astro-ph
Using VLBI to Probe the Orion-KL Outflow on AU Scales
本文首次给出了猎户座KL星云中v=1、J=2-1和J=1-0 SiO脉泽的43 GHz和86 GHz VLBI同步图像。这两种脉泽物种表现出相同的一般形态的早期J=1-0脉泽图像出现跟踪的双极锥形流出的边缘。令人惊讶的是，J=2-1脉泽比J=1-0脉泽更远离中央原恒星，这一事实不容易用目前的SiO脉泽泵浦模型解释。两个脉泽跃迁对应区域之间的平均偏移量约为SiO脉泽辐射总径向范围的14%。这个偏移量表示每个转换必须跟踪不同的物理条件。
2004-01-19 astro-ph
A correlation between the SiO and the Fe 6.4 keV line emission from the Galactic center
在这封信中，我们提出了一个地图的GC在1-0线的SiO覆盖相同的区域比ASCA观测的Fe 6.4 keV线。SiO的排放量仅限于分子云的径向速度在10和60公里/秒之间的Sgr A和Sgr B复合物。我们发现SiO形态和Fe 6.4 keV线的空间分布之间的相关性，在大尺度上，也在Sgr A和Sgr B。在Fe 6.4 keV强线区域，SiO丰度增加20倍。这表明，Fe 6.4 keV线主要来自分子云与大气相丰度的难熔元素。我们讨论了相关性对硬X射线起源的影响，以及GC中分子云的加热和化学性质
2000-03-06 astro-ph
Comparison of dynamical model atmospheres of Mira variables with mid-infrared interferometric and spectroscopic observations
我们提出了一个比较动力学模型大气中红外（~11微米）干涉和光谱观测的米拉变量o Cet。在基本模式中脉动的Mira变星的动力学模型大气可以很好地解释，而不假设特别的组件，似乎矛盾的中红外光谱和干涉观测o Cet：在没有任何显着的光谱特征的带通中测量的11微米大小约为近红外测量的两倍。我们对合成光谱的计算表明，由于许多光学厚的H2O线引起的强吸收被源自几何扩展层的这些H2O线的发射所填充，为Ohnaka（2004 a）基于半经验模型提出的图像提供了可能的物理解释。这种填充效应导致了与所观察到的高分辨率11微米光谱大致一致的相当无特征的连续光谱，尽管模型仍然预测H2O线比观察到的更明显。在11微米光谱中观察到的一些强H2O线的逆P-Cyg轮廓也可以合理地由我们的动力学模型大气再现。扩展的H2O层的存在表现为远大于连续谱直径的中红外角直径。我们的动力学模型大气预测的11微米均匀盘直径与红外空间干涉仪（ISI）观察到的直径相当一致，但仍略小于观察到的直径。我们讨论了这种差异的可能原因和问题，目前的动力学模型大气的米拉变量。
2005-10-07 astro-ph
The time variation in infrared water-vapour bands in Mira variables
利用2.5-4.0微米波段的4个Mira变星的多历元ISO/SWS光谱，研究了富氧Mira变星水汽带的时间变化。所有四颗恒星都在可见光曲线的最小值附近显示出H2O吸收带。在最大值时，H2O发射特征出现在~3.5-4.0微米区域，而在较短波长处的特征保持在吸收中。这些2.5-4.0微米区域的H2O谱带来自扩展大气。已进行了分析与盘形，平板几何模型。所观察到的H2O带由两层再现;具有2000 K的激发温度的“热”层和具有1000-1400 K的激发温度的“冷”层。“热”层的半径（R_hot）在最小时约为1 R_*，最大时约为2 R_*，其中R_* 是模式背景源的半径。R_hot/R_* 从1到2的时间变化归因于H_2O层半径的实际变化。在最小值附近的恒星表面有一个高密度的水壳层，并随着恒星脉动向外移动。这个壳层在最大值之后逐渐消失，并且在下一个最小值时在内部区域再次形成新的高H2O密度壳层。由于H_2O的光学厚度较大，其近红外光谱的变化主要受H_2O层的影响，L ′带的辐射通量与H_2O层的面积有关。红外分子带跟踪扩展大气的结构，对Mira变星的近红外线曲线有明显的影响。
2002-01-07 astro-ph
Envelope tomography of long-period variable stars III. Line-doubling frequency among Mira stars
本文统计了81颗不同周期、光谱类型和亮度范围的长周期变星的谱线加倍现象。当与模仿K 0 III光谱的掩模相关时，54%的样本恒星在最大光附近清楚地显示出双峰互相关曲线，反映出双吸收线。几件的证据指向双吸收线所造成的冲击波通过光球的传播。在这些恒星的最大亮度附近出现的巴耳末线的观测证实了冲击波的存在。观测到的速度不连续性，范围在10和25公里/秒之间，与亮度范围无关。与质量中心（COM）的速度从submm CO线起源于拱星包络的比较表明，红色和蓝色的峰值之间的中值速度是蓝移相对于COM速度，如预期的，如果冲击向上移动。
2001-09-17 astro-ph
Mapping the Outflow from G5.89-0.39 in SiO(5-4)
我们用亚毫米阵列以2”.8 × 1”.8角分辨率在1.3 mm连续谱、SiO（5-4）和其它8条分子谱线上绘制了超紧凑HII区G5.89-0.39及其周围分子的图。我们已经解决了第一次在这个地区的高能分子外流。在此分辨率下，流出肯定是双极的，似乎起源于1.3 mm的连续源。连续谱源的峰值位于HII区的中心。流出的轴与最近发现的O 5V恒星一致。
2004-03-22 astro-ph
A compact dust shell in the symbiotic system HM Sge
我们提出了高空间分辨率观测尘埃共生系统HM Sge的中红外核心。VLT UT和AT使用了双折射干涉仪，提供PA=42至105的基线。将该模型与文献中发表的单、双尘埃壳的球形尘埃壳模型进行了比较。8米望远镜无法分辨中红外环境，而1000米光谱的水平与10年前记录的ISO光谱相似。在8-9 $μ$ m范围内的12天文单位和11-12 $μ$ m范围内的18天文单位的壳层的高斯半高宽估计值远小于Mira和白矮星之间的60天文单位的角间距。在不同角度取向的HWHM之间的差异表明从13到8 $μ$ m的不对称性水平增加。观测结果与文献中基于ISO数据发表的最小和最小模型拟合良好，尽管这样的模型不能解释由于Mira脉动周期而导致的近红外测光的变化，这表明光学厚度要小得多。这些观测结果也抛弃了两个贝壳模型，该模型是为了考虑WD照明对米拉尘埃风的影响而开发的。这些观测结果表明，在米拉附近有很高的尘埃形成率，这似乎并没有受到热伴星的高度扰动。
2007-02-14 astro-ph
