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
A CO(3-2) Survey of Nearby Mira Variables
对距离太阳500秒差距以内的可见富氧Mira变星的CO（3-2）辐射进行了观测。在66颗恒星中的36颗周围发现了分子包层。其中一些恒星的外流速度比以前在CO中检测到的任何Miras都要低。喷出物质的平均终极速度为7.0公里/秒，大约是Miras中红外标准值的一半。没有发现光谱类型早于M5.5的恒星。终极速度随着恒星光球层温度的降低而增加，这与辐射驱动风的情况是一样的。计算了探测到的物体的质量损失率，发现Mira变星的红外颜色与其质量损失率之间没有相关性。质量损失率与远红外光度相关，尽管少数恒星似乎有广泛的尘埃包层，没有任何可检测的分子风。质量损失率与喷射材料的终极速度之间存在幂律关系。这种关系表明，当外流速度大于17公里/秒时，尘埃包层在光谱的近红外和可见光区域应该是光学厚度。在所见的流出速度范围的低端，灰尘漂移速度可能高到足以通过溅射导致颗粒的破坏。被发现的恒星中有一半在CO（4-3）跃迁中被重新观测到。从这些观测中获得的流出速度与其他研究人员在较低频率下获得的流出速度的比较表明，没有证据表明外分子包膜逐渐加速。
1995-01-09 astro-ph
Joint VLBA/VLTI Observations of the Mira Variable S Orionis
本文首次对Mira变星的恒星直径和星周大气进行了VLBA/VLTI测量。利用VLBA观测了v=1，J=1-0（43.1GHz）和v=2，J=1-0（42.8GHz）SiO脉泽向Mira变星S Ori的辐射。协调的近红外K波段测量的恒星直径进行了使用VLTI/VINCI密切的时间间隔VLBA观测。对可见光变率相位为0.73的SiO脉泽数据的分析表明，对于v=1脉泽，脉泽距分布中心的平均距离为9.4mas，对于v=2脉泽，脉泽距分布中心的平均距离为8.8mas。SiO脉泽的速度结构似乎是随机的，没有明显的全球膨胀/下沉或旋转的迹象。确定的近红外、K波段、均匀盘（UD）直径从相位0.80时的约10.5质量降低到相位0.95时的约10.2质量。对于我们VLBA测量的时期，获得了Theta_{UD} ^K=10.8 +/- 0.3 mas的外推UD直径，对应于线性半径R_{UD} ^K = 2.3 +/- 0.5 AU或490 +/- 115太阳半径。我们协调VLBA/VLTI测量表明，脉泽位于相对接近恒星光球的距离约2光球半径，与模型估计一致。这一结果实际上是免费的通常固有的不确定性比较观测变星广泛分离的时间和恒星相位。
2004-10-08 astro-ph
Search for SiO masers in nearby Miras pulsating in the first overtone mode
研究了依巴谷相对较好的邻近Mira和类Mira变星的周期-K星等（P-K）关系。它们在P-K平面上形成至少两个显著的序列，对应于在LMC中发现的序列C（以基模脉动的Mira变量）和C '（以第一泛音模脉动的Mira变量）。作为正在进行的研究的一部分，看看米拉变量之间的差异脉动的基本和第一泛频模式，我们寻找SiO脉泽在附近的变量序列C'和C使用Nobeyama 45米射电望远镜。我们观测了28个没有微波激射观测的邻近Mira和类Mira变星，发现了3个新的辐射源。观测结果表明，SiO脉泽辐射源中几乎没有或只有少量的一阶泛频振荡。
2005-11-01 astro-ph
Radio continuum monitoring of the extreme carbon star IRC+10216
我们描述了甚大阵列观测的极端碳星IRC+10216在8.4，14.9，和22.5 GHz的两年时间。我们发现可能的变化与红外相位和厘米至亚毫米波长的光谱指数非常接近2。的变化，观测到的通量密度和上限的大小是一致的，从恒星光球或稍大的射电光球所产生的排放。
2006-03-21 astro-ph
Joint VLTI/VLBA observations of Mira stars
我们目前的初步结果，最近开始的项目进行协调的观测米拉星使用近红外和无线电长基线干涉测量。我们集中在最近的观察Mira星S猎户座。使用ESO甚大望远镜干涉仪（VLTI）进行观测，以测量恒星表面的近红外直径。同时VLBA观测SiO脉泽发射对这Mira星进行探测的结构和动力学的星周大气。我们的近红外测量表明，直径的变化与光度周期一致。SiO脉泽发射似乎是在$\sim$ 2恒星半径的距离（$Θ_{\rm UD} \sim$ 10.7 mas，$Θ_{\rm SiO} \sim$ 20 mas，都在恒星相位$\sim$ 0.7），并显示出一个环状结构内的星团分布。
2003-09-15 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
A search for symbiotic behaviour amongst OH/IR colour mimics
最近的脉泽调查表明，许多潜在的OH/IR星没有OH脉泽在他们的拱星信封，尽管温和的要求，这应该隐含地满足IRAS颜色选择的候选人。有人认为，这些OH/IR色模拟物必须有一个简并的同伴，解离OH分子和破坏激射作用，即。它们与共生的米拉星有关巧合的是，长周期共生的Miras和共生的OH/IR星很少。从现象学上看，那些已知的恒星似乎聚集在场Miras转变为OH/IR星的区域。如果能够证明OH/IR色模包含一颗简并恒星，这颗恒星的可观测证据被CS尘埃隐藏起来，而它从其Mira伴星的风中缓慢吸积，那么我们不仅可以很好地解释OH/IR色模的存在，也是因为共生OH/IR星的观测频率低，以及在长周期共生的Miras中经常出现非常慢的新星。在这里，我们使用无线电连续辐射（应该从尘埃壳层内不受阻碍地逃逸）作为假设的热简并同伴的简单探测器，这些同伴将不可避免地覆盖其周围气体的一个区域。我们比较的无线电和红外特性的颜色模仿与正常的共生Miras，使用无线电和中红外发射共生星之间的强相关性。我们表明，如果一个热的同伴存在，那么，不像他们的共生同行，他们必须产生辐射约束星云。我们的观测结果并不支持上述缺乏脉泽观测的假设，但也不允许否定这种假设。
1994-02-22 astro-ph
Envelope tomography of long-period variable stars II. Method
本文介绍了一种层析成像方法，它可以跟踪长周期变星光球中激波的传播。该方法依赖于观察到的光谱与不同大气深度的探测层的数值掩模的相关性。谱线的形成深度是由不变红巨星的合成光谱导出的。当应用于最大亮度附近的Mira恒星时，层析掩模显示最深的光球层通常具有蓝移吸收线（证明它们的向上运动），而最上层通常表现出红移吸收线（表明它们的下降运动）。双吸收线出现在激波阵面所在的中间层。在稍后的阶段，可以看到冲击波阵面向上层移动，直到它离开光球层。
2001-09-17 astro-ph
Modelling CO emission from Mira's wind
我们已经模拟了拱星包络{ \it o} Ceti（Mira）使用新的观测约束。这些都是从光球光散射在近红外振动旋转线的拱星CO分子在4.6微米：绝对通量，径向依赖的散射强度，和两条线的比率。进一步的观测约束提供了ISO观测的远红外线发射线从高激发旋转状态的地面振动状态的CO，和无线电观测线从旋转水平的低激发CO。一个基于蒙特卡罗技术的代码被用来模拟拱星线发射。我们发现，它是可能的无线电和ISO通量，以及高度不对称的无线电线配置文件，合理地与球对称和光滑的恒星风模型。然而，不可能用星风的“标准模型”再现观测到的近红外线通量。这可能是由于风模型的内部区域的不正确指定的条件，因为恒星通量需要大于在散射点处从标准模型获得的通量，即，距离恒星大约100-400恒星半径（2”-7”）的中间区域。因此，从恒星到散射点的振转线的光学深度必须减小。这可以通过几种方式来实现。例如，靠近恒星的气体（大约2”以内）可能是一种光能够通过的形式，这是由于介质是团状的，或者是由于物质处于放射状结构（进一步发展成更光滑或壳状结构）。
2002-06-11 astro-ph
The limb-darkened Arcturus; Imaging with the IOTA/IONIC interferometer
本文对大角星进行了H波段干涉测量，大角星是一颗经常用作空间和光谱定标器的恒星。利用IOTA-3干涉仪对大角星进行了光谱干涉观测（R~35）。大气模型和处方被拟合到数据中，以得出光球的亮度分布。还使用两种软件算法获得图像重建：Wisard和Mira。一个消色差的幂律被证明是一个很好的模型的亮度分布，与一个来自大气模型模拟使用我们的Marcs模型的一个兼容的临边变暗。导出Rosseland直径为21.05 ± 0.21，对应于有效温度T_eff=4295 ± 26 K。在闭合阶段没有检测到伴星，亮度比的上限为8 e-4。在距光球层如此距离处的动态范围被确定为1.5e-4（1 sigma rms）。上限为1.7e-3也是光球层上亮度不对称的水平。
2008-04-01 astro-ph
A Search for Radio Continuum Emission Towards Long-period Variable Stars
我们在此报告一个灵敏的搜索无线电连续观测样本的34 Mira和半规则变星。本次调查的主要目的是寻找热自由的冲击后电离气体的排放。使用澳大利亚望远镜紧凑阵列在3厘米和6厘米处观测到34颗恒星。无线电连续辐射只从一个来源探测到，共生的米拉R Aqr。没有从其他来源检测到连续发射，三西格玛上限通常为0.3 mJy。从射电通量密度的上限出发，我们找到了特征尺度为$5\times10^{13}$ cm的两个恒星半径附近气体亮温的上限。冲击波速度的上限已经使用冲击波模型进行了估计。对于我们的样本中的11个最近的源，我们得到的亮度温度低于6000 K和低于13公里秒$^{-1}$的冲击速度。在14个已报道的源中，有11个源的射电亮温低于4000 K。对于上限为4000 K的情况，我们估计两个恒星半径处的激波速度都小于10 km/s $^{-1}$。
2007-03-27 astro-ph
Discovery of an HI Counterpart to the Extended Tail of Mira
我们报告的检测HI对应的扩展，远紫外线发射的尾巴与渐近巨星分支恒星Mira（O鲸鱼座）。利用Nancay射电望远镜（NRT），我们探测到了远至恒星以北88'的辐射，证实了尾部含有重要的原子成分（M_HI ~ 4x 10 e-3 M_sun）。NRT光谱揭示了与本地星际介质相互作用引起的尾气减速。我们估计尾巴的年龄约为1.2x10e5年，这表明Mira的质量损失历史比以前的观测估计更长。使用甚大阵列（VLA），我们还拍摄了距离恒星约12'（0.4 pc）的HI尾部。检测到的发射显示出"头尾“形态，但具有复杂的亚结构。在大尺度上，HI发射区与远紫外发光区相关，但在较小尺度上（<1 '），这两种示踪剂并不密切相关。我们建议，可检测到的HI尾巴可能是红巨星经历质量损失的共同特征。
2008-05-12 astro-ph
Study of molecular layers in the atmosphere of the supergiant star mu Cep by interferometry in the K band
超巨星和Mira星的红外干涉测量最近被重新解释为揭示了深层分子层的存在。光球被一个简单的分子层或信封包围的经验模型已经导致了以前不一致的数据的一致解释。恒星光球被发现比以前理解的要小，分子层比流体静力平衡预测的要高得多，密度也大得多。然而，分析是基于空间观测与中波段光学过滤器，混合了不同的空间结构的活力。本文报道了空间干涉测量与窄光谱带，隔离近连续和强分子的功能，获得超巨星μ Cep。测量结果证实了K波段表观直径的强烈变化。一个层模型表明，一个角直径为14.11 +/-0.60质量的恒星光球被一个直径为18.56 +/-0.26质量的分子层所包围，其光学厚度从2.15微米的几乎为零到2.39微米的> 1不等。虽然μ Cep和α Ori具有相似的光谱类型，但干涉测量表明它们的辐射特性不同。与以前的宽带测量的比较表明窄谱带的重要性。分子层或包层似乎是冷超巨星的共同特征。
2005-02-21 astro-ph
VLBI observations of two single dMe stars: spatial resolution and astrometry
我们报告的3.6厘米VLA和VLBA观测YZ CMi和AD狮子座，两个附近的dMe星。我们解析了YZ CMi，可以拟合出FWHP的圆对称高斯分量为0.98 +/-0.2质量，对应于光球上方日冕的范围为1.77 x 10^{10} +/-8.8 x 10^{9} cm或0.7 +/-0.3 Rstar（Rstar指光球半径）。我们得到的亮度温度的估计为7.3 × 10^{7} K，这是一致的预期从回旋同步辐射。对于AD Leo，发射区未解析。因此，我们将其直径的保守上限设定为光球直径的1.8倍，这导致日冕在光球上方的范围<2.8 x 10^{10} cm或<0.8 Rstar。我们比较无线电发射dMe星与太阳的测量尺寸，并得出结论，这些活跃的恒星有更多的扩展日冕无线电发射比太阳。YZCMi的VLBA位置与依巴谷星表计算的位置相差32 mas。这种差异是由所列自行的大误差引起的。给出了改进的值。
1999-12-08 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
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
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
Sub-arcsecond sub-mm continuum observations of Orion-KL
我们提出了第一个865亩连续图像与亚弧秒分辨率获得的亚毫米阵列。这些数据将猎户座KL区域分解为热核、附近的射电源I、与红外源n（射电源L）对应的亚毫米级源以及新的亚毫米级连续源。来自源I的无线电到亚毫米波的发射可以被建模为质子-电子自由-自由发射的结果，其光学厚度为~100 GHz加上占亚毫米波通量大部分的尘埃发射，或者H-自由-自由发射，其产生幂律指数为~1.6的幂律谱。后一个模型将表明类似的物理条件，在米拉变星的内部拱星环境中发现。未来的亚弧秒观测在更短的亚毫米波长应该很容易区分这两种可能性。对源n的亚毫米连续辐射可以用吸积盘的辐射来解释。
2004-06-24 astro-ph
Modelling the Spectral Energy Distribution of Compact Luminous Infrared Galaxies: Constraints from High Frequency Radio Data
我们已经进行了23 GHz的VLA观测7紧凑，明亮的红外星系，选择有证据的星暴活动。新的和已公布的多频数据相结合，以获得所有7个星系的光谱能量分布，从近红外线的无线电（在1.4千兆赫）。这些SED相比，新的模型，尘埃笼罩的星系，占星暴和AGN组件。在所有7个星系中，星暴对红外光度的贡献占主导地位;在4个来源中，不需要AGN的贡献。尽管活动星系核可能贡献了总远红外辐射的50%，但在射电中，星暴始终占主导地位。我们的大多数光源的SED最适合1微米处的非常高的光学深度（>=50）。在远红外/无线电相关的散射，发现发光IRAS源之间，主要是由于不同的演化状态，他们的星爆组件。恒星形成过程的短时间尺度放大了远红外和无线电发射之间的延迟。这在低射频（低于约1 GHz）下变得更加明显，其中同步辐射是主导过程。在远红外（波长短于100微米）中，活动星系核提供了一个额外的散射源。活动星系核可以在近红外波段被探测到，因为它没有膝关节，这是典型的恒星光球。然而，近红外数据本身不能约束AGN的贡献水平，因为在这个波段，它们的观测属性的解释，在很大程度上取决于模型参数。
2004-03-24 astro-ph
Deep optical spectroscopy of extended Lyman alpha emission around three radio-quiet z=4.5 quasars
我们报告的光谱搜索莱曼α，信封周围的三个z=4.5无线电安静类星体的第一个结果。我们的观测策略使用FORS 2摄谱仪连接到UT 1的甚大望远镜（VLT）在多缝模式。这使我们能够同时观测类星体和几颗PSF星。后者的光谱用于从数据中删除点状类星体，并揭示与类星体相关的具有前所未有深度的微弱的莱曼α包络。我们在三个类星体中的两个周围清楚地探测到一个包层。这些信封的长度分别为10”和13”（即67 kpc和87 kpc）。这比Haiman & Rees（2001）的模型预测的大5到10倍，暗100倍。我们的观察结果更好地与Alam & Miralda-Escude（2002）或Chelouche et al.（2008）中涉及cluronicenvelope的模型相一致。我们发现较亮的类星体也有较亮的包层，但包层的范围并不依赖于类星体的光度。虽然我们的结果只基于两个探测到莱曼α包络的天体，但光谱的空间去混的质量为估计高红移莱曼α包络的光度函数和表面亮度轮廓提供了相当大的希望，这些包络低至F= 2-3 10^{-21} erg/s/cm^2/A。我们发现，进行这样一个项目的最佳策略是同时获得窄带图像和深缝光谱。
2008-03-17 astro-ph
Radio and Infrared Selected Optically Invisible Sources in the Boötes NDWFS
我们结合了来自Bootes的NOAO深宽视场巡天和斯皮策太空望远镜的数据，确定了16个光学“不可见”MIPS 24 um（OIMS）和35个光学“不可见”射电（OIRS）的基本性质，包括它们的光谱能量分布（SED）和光度。大多数OIMSs具有陡峭的幂律SED λ（休息）= 1-10微米，表明存在模糊AGN与斯皮策光谱。这些天体在近红外和中红外的静止坐标系下非常明亮（nu L_nu（5 μ m）~ 10^{38}-10 ^<$39} W），与爱丁顿极限附近的吸积相一致，进一步暗示它们是埋藏的类星体的宿主。大多数IRAC探测到的OIRS都有3.6到24 μ m的SED，这意味着恒星光球和热AGN照亮的尘埃的辐射相当。这可能反映了靠近中央发动机的相对少量的灰尘或当前的低质量吸积率。一个小的OIRSs子集似乎是星爆占主导地位的光度红移从1.0到4.5。假设活动星系核的贡献最小，具有显著星暴成分的OIMS和OIRSs具有相似的LK和恒星质量（M* ~ 10^{11} Msolar）。大约有一半的OIRS没有被斯皮策的IRAC或MIPS探测到。它们很可能是z > 2的射电星系。IRAC检测到的OIRSs比OIMSs更有可能在3.6um和4.5um图像中出现非点状，这表明相互作用在触发其活动中起作用。活动星系核驱动的OIMSs可能代表了亚毫米星系在其演化过程中从星暴到吸积占主导地位的转变。
2008-06-12 astro-ph
Imaging the Ionized Disk of the High-Mass Protostar Orion-I
我们用43 GHz的VLA和34 mas的角分辨率对猎户座KL星云中的神秘射电源-I（猎户座-I）进行了成像。连续发射是高度拉长，是一致的，从一个几乎边缘上的磁盘预期。猎户座-I的高亮度和缺乏强分子线可以用来反驳尘埃的发射。碰撞电离和H-自由-自由不透明度，如在Mira变星中，需要一颗中心恒星大于10^5 Lsun，这比红外观测所允许的要大。然而，如果发生与吸积相关的显著局部加热，则较低的总光度是可能的。另外，来自早期B型恒星的光电离和p+/e-韧致辐射可以解释我们的观测结果，猎户座-I可能是围绕形成中的大质量恒星的电离吸积盘的一个例子。这种吸积盘可能无法有效地形成行星。
2007-04-18 astro-ph
Astrometry of the stellar image of U Her amplified by the circumstellar 22 GHz water masers
用MERLIN对Mira变星U Her星周包层中的22 GHz H_2O脉泽进行了观测，利用相位参考技术确定了精确的天体测量位置。将这些位置与依巴谷卫星获得的光学位置进行了比较，精确度为18 mas。发现最亮的H_2O脉泽光斑的绝对射电位置与光学位置相匹配，表明该光斑是被前面的脉泽屏放大的恒星像，利用22GHz脉泽中放大像的出现，可以精确地确定H_2O相对于恒星以及相对于SiO和OH脉泽的位置。我们的观测似乎表明，这颗恒星并不位于脉泽斑点分布的中心，而脉泽斑点被解释为一个环。
2002-08-09 astro-ph
HI in circumstellar environments
我们提出了新的结果的光谱调查拱HI的方向与Nancay射电望远镜的演化恒星。在21厘米处的HI线已经在各种演化恒星的拱壳中被探测到：AGB星、富氧和富碳星、半规则星和Miras星以及行星状星云。这些辐射通常是空间分辨的，即大于4 '，表明壳层大小为1 pc，这为追踪过去~ 10^4-10^5年的质量损失历史提供了可能性。线轮廓有时是复合的。个别组件一般有一个准高斯形状，特别是他们很少显示双喇叭的轮廓，将预期从空间分辨光学薄发射均匀膨胀壳。这可能意味着在这些演化恒星的外层（0.1-1 pc），膨胀速度向外减小。HI谱线不一定与CO转动谱线相匹配。此外，质心速度并不总是同意在CO线和/或恒星径向速度的测量。HI辐射也可能相对于中心恒星发生位置偏移。在不排除不对称质量喷射的可能性的情况下，我们认为这两种效应也可能与局部星际介质的非各向同性相互作用有关。在几个辐射源（rho Per、alpha Her、delta^2 Lyr、U CMi）的发射中检测到了HI，否则在任何射电谱线中都检测不到HI。相反，在两颗质量损失率很大的富氧恒星NML Tau和WX Psc中没有检测到它，可能是因为这些来源是年轻的氢分子形式，和/或因为星周HI气体的温度非常低（< 5 K）。
2006-09-01 astro-ph
