Mapping Observations of 6.7 GHz Methanol Masers with Japanese VLBI Network
我们观测到13个与大质量恒星形成区有关的甲醇脉泽源; W3（OH），Mon R2，S 255，W 33A，IRAS 18151-1208，G 24.78+0.08，G 29.95-0.02，IRAS 18556+0136，W 48，OH 43.8-0.1，ON 1，Cep A和NGC 7538在6.7 GHz使用日本VLBI网络（JVN）。在我们的最长基线$\sim$ 50 M $λ$处检测到13个来源中的12个，并提供了它们的图像。其中7幅是6.7GHz的VLBI图像。这种高的探测率和$\sim$ 4毫角秒的小条纹间距表明，大多数甲醇脉泽源具有紧凑的结构。考虑到这种紧凑性以及已知的长寿命和小的内部运动的属性，这甲醇脉泽线是适合于天体测量与VLBI。
2007-10-25 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
VLBI Observations of Water Masers in the Circumstellar Envelope of IRC+60169
利用日本VLBI观测网对AGB星IRC+60169周围的水脉泽进行了四个历元的观测。脉泽特征的分布仅限于厚壳层区域，在半径为25质量和120质量时，该区域的内、外膨胀速度分别为7 km/s和14 km/s。红移特征的分布呈现环状结构，其直径为30质量，对应于微波激射器壳层的内径。这意味着恒星周围的致密气体掩盖了红移的辐射。虽然脉泽特征的位置-径向速度图与球壳模型一致，但相对自行并不表明壳的膨胀运动。发现了水脉泽斑的一个显著性质，即可能存在着水脉泽斑的排列模式的周期性变化。
2002-08-21 astro-ph
VLBI Astrometry of the Stellar Image of U Herculis, Amplified by the 1667 OH Maser
用NRAO甚长基线天线阵（VLBA）在4年时间里对Mira变星武仙座U的拱星壳层中的OH 1667 MHz脉泽进行了6个历元的观测。利用相位参考技术，相对于两个河外射电源的最蓝移脉泽点的位置进行了监测。微波激射器的绝对射电位置可以与依巴谷卫星测量的恒星光学位置进行比较，精度为15 mas。这证实了一个模型，其中一个脉泽点对应于恒星的连续性，放大的脉泽。测量了恒星自行和年视差（5.3 +/- 2.1 mas）。
2000-03-21 astro-ph
European VLBI Network observations of 6.7-GHz methanol masers in a candidate circumstellar disc
本文介绍了在一颗非常年轻的大质量恒星周围的候选环星盘DR 21（OH）N中首次获得的6.7 GHz甲醇脉泽的高分辨率（5 mas）VLBI观测结果。先前在50 mas角分辨率下对这些脉泽的观测揭示了一个在候选大质量原恒星位置的旋转结构，一个采样良好的位置-速度图表明开普勒旋转。利用欧洲VLBI网（EVN）的观测结果首次提供了脉泽的高角分辨率图，为圆盘假说和高斯质心技术提供了检验。EVN图证实了椎间盘的形状及其旋转曲线。在EVN的总功率谱中可以看到以前在两个主谱峰之间的MERLIN中看到的较弱的脉泽发射，但在交叉功率谱中不存在。这表明空间扩展的发射被EVN分辨出来。旋转盘与I类大质量（原）恒星重合，并位于由两个弓形激波跟踪的外流的隐含中心。我们讨论了这一结果的影响，大规模的恒星吸积盘的假设和有效性的质心技术，以确定未解决的脉泽使用紧凑的无线电干涉阵列的结构。
2008-09-12 astro-ph
Observations of H2O maser sources in Orion-Monoceros Molecular Clouds with VERA
本文介绍了利用日本新近建立的VLBI观测网VERA（VLBI Exploration of Radio Astrometry）对猎户座-麒麟座分子云中的水脉泽源进行相位参考VLBI观测的结果。这张海报的主要主题是（1）VERA的第一个科学项目之一“猎户座-麒麟座分子云复合体的三维结构和运动学”的目的;（2）VERA相位参考VLBI观测的现状（灵敏度和天体测量精度）;（3）VERA对猎户座-麒麟座分子云中水源的VLBI观测结果。
2004-12-30 astro-ph
Circumstellar masers
星周脉泽是利用VLBI探测低质量垂死恒星包层的独特工具。在这篇文章中，我简要地回顾了我们对这些排放的认识，特别是侧重于通过VLBI观测获得的最新结果，我还概述了一些新的窗口，将打开VLBI脉泽研究感谢即将到来的新仪器。
2004-12-13 astro-ph
Space-VLBI observations of OH maser OH34.26+0.15: low interstellar scattering
本文报道了在1665和1667 MHz两条OH主跃迁线上对OH 34.26 +0.15脉泽的首次空间VLBI观测。这些观测涉及日本卫星HALCA上的空间射电望远镜和一组地面射电望远镜。微波激射区的地图和各个微波激射点的图像是以1毫角秒的角分辨率制作的，这比地面上现有的角分辨率高几倍。脉泽斑点只被部分分辨，亮度温度的下限为6 × 10 ^{12} K。脉泽似乎位于低星际散射的方向，比附近的河外源和脉冲星的散射低一个数量级。
2000-07-26 astro-ph
VLBI astrometry of circumstellar OH masers; proper motions and parallaxes of four AGB stars
用美国国家天文台甚长基线天线阵（VLBA）在2.5年的时间里观测了4颗AGB星周围8个历元的OH脉泽主线。使用相位参考技术，每颗恒星的最紧凑的脉泽点的位置进行了监测相对于两个河外参考源。对于U Her和W Hya，我们观察到最蓝移的脉泽斑，而对于R Cas和S CrB，我们只检测到紧凑的红移脉泽斑。我们设法确定了一个准确的自行和视差的U Her，R Cas和S CrB，而额外的运动的紧凑的蓝移脉泽的W Hya被证明可能与恒星脉动。运动和无线电位置与依巴谷卫星确定的恒星轨迹和绝对光学位置进行了比较。对于U Her和W Hya，最蓝移的脉泽与放大的恒星图像一致。新的距离与几个公布的P-L关系，并在这方面的VLBI距离似乎是一个改进的依巴谷距离。
2003-05-21 astro-ph
The Megamaser Cosmology Project: I. VLBI observations of UGC 3789
巨脉泽宇宙学计划（MCP）旨在测量哈勃常数（Ho），以改善河外距离尺度和限制暗能量的性质。我们正在寻找来自活动星系核的水脉泽发射源，如在NGC 4258中的亚pc吸积盘，并通过甚长基线干涉测量（VLBI）成像和光谱监测跟踪这些发现。在这里，我们提出了一个VLBI地图的水脉泽对UGC 3789，一个星系的哈勃流。我们已经观测到脉泽以高达800 km/s的旋转速度运动，半径小至0.08 pc。我们的图显示了脉泽存在于一个以开普勒旋转方式围绕10^7 Msun的超大质量黑洞旋转的近边缘圆盘中。当结合向心加速度，通过观察脉泽特征的光谱漂移（将在论文II中介绍），UGC 3789脉泽可以提供一个精确的确定Ho，独立于光度和金属丰度和消光校正。
2008-11-26 astro-ph
VLBI Imaging of Water Maser Emission from the Nuclear Torus of NGC 1068
我们首次合成了塞弗特星系NGC 1068中央引擎的H2O脉泽辐射的VLBI图像。辐射从系统速度延伸约+/-300 km/s。亚毫角秒角分辨率的图像表明，红移发射位于沿弧的西北系统的发射。(The蓝移发射还没有被VLBI成像。基于微波激射速度和已知射电喷流的相对方向，我们提出微波激射发射产生于一个近边缘的环面表面，那里的物理条件有利于微波激射作用。环面的可见部分轴向较厚，具有可比的高度和半径。速度场表示围绕位于约0.65 pc的圆柱半径内的约1 e7 Msun的中心质量的次开普勒差分旋转。中央引擎的光度估计约为爱丁顿极限的0.5。在环中心附近没有可探测到的致密射电连续辐射（在0.1 pc尺度上T_B<5e 6 K），因此观测到的平谱核不能是直接的自吸收同步辐射。
1996-09-11 astro-ph
2mm Wavelength VLBI of SiO Masers and AGN
2002年4月，一组工作在129 GHz的天线阵列成功地探测到了连续活动星系核和一氧化硅脉泽源上的VLBI条纹。脉泽源上的129 GHz条纹代表了迄今为止VLBI探测到的最高频率的谱线。活动星系核3C 279在129 GHz（和147 GHz，见Krichbaum等人在本论文集）的长基线上被探测到，产生的条纹间距为50-56微弧秒，这是一个角分辨率的记录。该阵列由亚利桑那大学基特皮克12米天线、海因里希赫兹10米望远镜（HHT）和皮科韦莱塔上的IRAM 30米碟形天线组成。在129 GHz处，一些演化恒星和一些年轻天体在v=1 J=3-2跃迁中表现出强烈的SiO脉泽发射。在HHT-KittPeak基线~ 190 km上，红超巨星VYCMa周围SiO脉泽的初步交叉功率谱与该恒星的多个空间分离脉泽斑点相一致。未来的观测将包括对银河系中心射电源的连续观测，SgrA*，以及包括HCN和甲醇在内的高频脉泽谱线。
2002-07-03 astro-ph
First VLBI mapping of a rare SiO isotopic substitution
本文首次报道了长周期变星IRC+10011的7 mm v=0 J=1-0脉泽线的VLBI图。我们已经发现，这个脉泽发射是由多个功能分布在一个不完整的环，这表明这个脉泽也被放大切向已经提出在其他SiO拱星脉泽。文中还给出了一些28-SiO 7毫米和3毫米脉泽谱线的结果.我们确认，在这个时代的86 GHz脉泽V=1 J=2-1 IRC+10011是形成在拱星包络的外部区域相比，其他SiO脉泽研究。29-SiO激射区似乎位于28-SiO v=1 J=1-0和28-SiO v=1 J=2-1线之间的层中。最后，我们讨论了观测结果在SiO脉泽抽运理论中的可能意义。
2004-12-17 astro-ph
Toward a New Geometric Distance to the Active Galaxy NGC4258: I. VLBI Monitoring of Water Maser Emission
本文报道了对NGC 4258活动星系核内亚秒差距、翘曲的吸积盘中H2O脉泽的VLBI监测研究。我们的近期目标是追踪盘的几何形状，通过测量自行来跟踪旋转，并确定可以单独测量向心加速度的脉泽半径。与早期的VLBI调查相比，监测包括4倍的历元、3倍的采样密度和更严格的系统误差源控制。覆盖范围约为2400 km/s的带宽也使分子物质的映射比以前更接近黑洞约30%，这将加强几何和动力学磁盘模型。通过反复观察，我们还首次测量到脉泽介质的5微阿秒（1 σ）厚度。假设这对应于吸积盘的厚度，流体静力平衡要求盘平面温度为~ 600 K。我们的长期目标是精确到~ 3%的NGC 4258的几何距离，比目前的最佳估计提高了~ 2倍。距离的几何估计值可以与造父变星光变曲线分析获得的距离进行比较，目的是重新校准河外距离尺度，减少系统的不确定性。这是一个系列的第一篇论文。我们在这里介绍VLBI观测，数据处理，时间和空间特性的脉泽发射。以后的论文将报告轨道加速度和自行的估计，圆盘三维几何和动力学的模型，以及“脉泽距离”的估计。“造父变星距离”的估计在一个平行的论文系列中提出。
2007-01-12 astro-ph
VLBI study of water maser emission in the Seyfert 2 galaxy NGC5793. I: Imaging blueshifted emission and the parsec-scale jet
我们提出的第一个结果的VLBI观测的蓝移水脉泽发射的2型塞弗特星系NGC 5793，我们结合新的和以前的VLBI观测连续发射在1.7，5.0，8.4，15，和22 GHz。微波激射器的发射被检测到较早的单碟观测，并发现有红和蓝移功能相对于系统速度。我们只能对蓝移发射进行成像，它位于22 GHz连续峰西南3.6 pc处。蓝移发射被发现起源于两个相隔0.7毫弧秒（0.16 pc）的星系团。在脉泽斑的3.6pc范围内没有发现紧凑的连续辐射。一个紧凑的连续源，显示轻微倒置的频谱在1.7和5.0 GHz之间被发现4.2 PC西南脉泽位置。光谱翻转可能是由于与致密气体碰撞导致的喷流中的冲击引起的同步自吸收，也可能是由于电离屏中的自由-自由吸收，可能是盘的内部，喷流的前景。水微波激射器可以是微波激射器盘的一部分。如果是这样的话，它的旋转方向将与在CO发射中观察到的高度倾斜的星系盘相反。我们估计，在假定的原子核1 pc范围内的结合质量约为10^7兆太阳。或者，脉泽发射可能是由于前景环核分子气体放大了射电喷流。在这种情况下，脉泽发射的高蓝移可能意味着脉泽区正在向外移动，远离活动核周围的分子气体。
2001-07-05 astro-ph
Improved VLBI astrometry of OH maser stars
目标：需要精确距离演化的恒星与高质量损失率的研究，他们的许多基本属性。然而，由于这些恒星被严重遮蔽和变化，光学和红外天体测量无法提供足够的精度。方法：利用星周包层中的脉泽进行天体测量可以克服这个问题。我们用甚长基线阵（VLBA）对一些渐近巨星支（AGB）星的OH脉泽进行了近一年的观测。我们已经使用的技术，相位参考与束内校准器测试的改进，这种技术可以提供甚长基线干涉（VLBI）OH脉泽天体测量观测。结果：我们显著地改进了Mira变星U Her、S CrB和RR Aql的视差和自行测量。结论：结果表明，在光束相位参考和减少太阳活动在观测过程中显着提高天体测量观测的精度。改进后的到S CrB（418 + 21 - 18 pc）和RR Aql（633 + 214 - 128 pc）的距离与已发表的P-L关系完全一致，但到U Her（266 + 32 - 28 pc）的距离明显变小。我们的结论是，源是明亮的，并有一个附近的束内校准器，VLBI OH脉泽天体测量可以用来确定的OH脉泽星的距离高达~2千秒差距。
2007-07-06 astro-ph
VLBI observations of the 6.7 and 12.2 GHz methanol masers associated with NGC 6334F
我们目前的6.7和12.2 GHz的甲醇脉泽发射与著名的恒星形成区NGC 6334F毫角秒分辨率的图像。这些图像与先前较低分辨率的观测结果吻合得很好，但检测到的斑点数量大约是早期工作中的两倍。6.7和12.2 GHz脉泽斑点的相对位置的比较表明，其中五个是符合这些观测的位置精度（约4毫角秒）。Menten等人（1992年）观察到W3（OH）的类似位置重合，在每种情况下，6.7 GHz脉泽点的通量密度都大于12.2 GHz甲醇脉泽点的通量密度。然而，对于NGC 6334F，几个重合的脉泽斑点在12.2 GHz处的通量密度比在6.7 GHz处的大。我们还发现了几个12.2 GHz的甲醇脉泽斑点，没有一致的6.7 GHz的发射。这意味着，虽然6.7 GHz的甲醇脉泽通常有一个更大的通量密度比他们的12.2 GHz的同行，在气体云内的区域存在的条件是更有利的12.2比6.7 GHz的甲醇脉泽发射。如果能确定引起各种观测比值的条件，那么II类甲醇脉泽的VLBI图像将允许以前所未有的分辨率探测恒星形成区域的物理条件。
1996-04-04 astro-ph
VLBI Monitoring Observations of Water Masers Around the Semi-Regular Variable Star R Crateris
利用日本VLBI观测网（J-Net）在22 GHz波段对半规则变星R Crateris附近的水汽脉泽进行了4个时期的观测，观测间隔为1个月。测量了12个脉泽特征的相对自行和多普勒速度漂移。他们中的大多数人都在80天以上。特征的3-D运动学指示双极扩张流。非对称流的长轴估计在P.A. = 136度。双极外流的存在表明，Mira变星已经形成了双极外流。水脉泽位于一个视最小半径为1.3 x 10^12 m，最大半径为2.6 x 10^12 m的区域内，在这两个半径之间的膨胀速度范围为4.3 ~ 7.4 km/s。这些值表明，水脉泽径向加速，但仍然受到重力约束，在水脉泽区域。最积极和消极的速度漂移的功能被发现相对接近的系统速度的恒星。我们发现，蓝移的功能明显加速和红移明显减速。只有蓝移特征的加速似乎与恒星的膨胀流一致。
2001-12-13 astro-ph
VLBI Observations of SiO Masers around AH Scorpii
报道了2004年3月在M型半规则超巨星变星AH Sco的拱星包层中首次观测到的43 GHz v=1，J=1-0 SiO脉泽，观测时间间隔为12天。这些高分辨率VLBA图像显示，SiO脉泽的分布大致是在一个长轴和短轴分别为18.5和15.8质量的椭圆环上，位置角为150^{ \circ }。并且发现红移脉泽比蓝移脉泽更靠近中心恒星。SiO脉泽的视向速度结构表明，相对于-6.8km/s的系统速度，SiO脉泽的高速度特征更靠近恒星，这可以用SiO脉泽在AH Sco附近的简单流出或流入而无旋转运动学来解释。对两个历元之间59个匹配特征的自行研究清楚地表明，AH Sco周围的SiO脉泽壳层在距离AH Sco 2.26 kpc处以~13 km/s的速度向恒星进行全面收缩。我们的三维脉泽运动学模型进一步表明，这种向内运动很可能是由于中央恒星的引力。从三维运动学模型拟合得到的到AH Sco的距离为2.26 $\pm$ 0.19 kpc，与其运动学距离2.0 kpc一致。
2008-03-12 astro-ph
Polarization and Extent of Maser Emission from Late-Type Stars: Support for a Plasma Turbulence Model of Maser Production
晚型恒星的OH辐射的综合光谱通常是圆偏振的，在某些情况下高达50%。当光谱部分偏振时，VLBI所揭示的单个脉泽成分更加偏振。使用VLBI观测晚型恒星的文献中，我们表明，在主线之间的圆偏振的差异与一个给定的对象的角度范围的差异。如果湍流磁场导致脉泽通过库克机制极化，这是一个自然的结果，并且可以作为一个很好的诊断，用于确定在搜索演化恒星周围的磁场时应该研究哪些物体。
2000-10-17 astro-ph
Astrometry of the OH masers of 4 Mira stars
用天体测量VLBI观测星周壳层中的OH主线脉泽，以精确确定恒星的位置及其运动，包括视差。结果是在4米拉星监测2 - 8年的VLBA。数据表明，在某些恒星的VLBI检测是由蓝移的发射，这是与放大的星前的微波激射壳的恒星图像。在其他情况下，脉泽并不直接与恒星的位置联系在一起，但仍有足够的持久性来测量自行和视差。
2003-09-16 astro-ph
Stellar molecular jets traced by maser emission
在AGB和后AGB恒星中发现的高度准直喷流预计将在塑造行星状星云方面发挥重要作用。最近对H_2O脉泽源的VLBI观测表明，H_2O脉泽源的某些空间-运动学结构表现出极高的空间和运动学准直性。这种恒星H2O脉泽喷流，即所谓的“喷泉”源，迄今为止已经在大约10个源中被发现。本文综述了近年来对喷泉源的VLBI观测和有关观测结果。揭示了典型的动力学年龄和喷泉的详细运动学结构，“赤道流”存在的可能性，以及主星的演化状况。银河系中的一个喷泉源的位置和运动学也在这里被揭示和显示。
2007-09-12 astro-ph
Astrometry of W49N - OH43.8-0.1 H2O maser pair with VERA
本文介绍了W 49 N-OH 43.8 -0.1水脉泽对的VERA多历元观测结果。基于VERA双光束VLBI观测，我们成功地获得了OH43.8-0.1相对于W 49 N参考点的3个历元（时间跨度为6个月）的相位参考图。该地图与以前的研究与单光束VLBI获得的，也是一致的，彼此的精度约为0.2 mas。此外，还有系统的，而不是线性位移的微波激射器功能的位置，这可能是由银河系的旋转以及内部运动的个别微波激射器功能所造成的相对自行。
2004-12-30 astro-ph
Japanese VLBI Network
介绍了日本VLBI观测网（JVN）的基本特征和活动。JVN是一个新建立的VLBI观测网，其基线范围为50 ~ 2560 km，横跨日本各岛屿，能够在6.7、8.4和22 GHz进行观测。我们展示了一些JVN观测的结果：8.4 GHz的连续图像的千兆赫兹峰谱（GPS）源和无线电响亮的窄线塞弗特1星系（NLS 1 s），水脉泽的空间和速度结构的NML天鹅座以及甲醇脉泽在Cep A，和示范性的观测与双梯度相位参考。
2006-12-19 astro-ph
Astrometry of Water Maser Sources in Nearby Molecular Clouds with VERA - II. SVS 13 in NGC 1333
本文报道了用VERA（VLBI Exploration of Radio Astrometry）对NGC 1333天区年轻天体SVS 13的22 GHz H2O脉泽进行多历元VLBI观测的结果。我们进行了相位参考VLBI天体测量，测量了SVS 13脉泽特征的年视差为4.25+/-0.32 mas，相当于距太阳235+/-18 pc。我们的结果是一致的测光距离为220 pc以前报道。尽管脉泽特征仅在6个月内被探测到，但目前的结果提供了比测光方法更高精度的NGC 1333距离。绝对位置和自行已被导出，揭示的H2O脉泽的LSR（本地标准的休息）速度为7-8公里s-1的最有可能与VLA 4A，这是一个无线电对应的SVS 13。观测到的脉泽特征的自行的起源目前很难归因于与VLA 4A相关的喷流或旋转的星周盘，这应该通过未来对VLA 4A和NGC 1333中其他射电源的高分辨率天体测量观测来研究。
2007-09-12 astro-ph
Astrometry of circumstellar masers
演化恒星周围的星周脉泽为VLBI天体测量提供了一种有趣的可能性。本文讨论了该技术的应用，包括该方法的精度和不确定度。不同种类的脉泽（OH、H_2O、SiO）具有不同的特性和应用。本文不涉及脉泽斑的天体测量以研究包层的运动学，而是集中于尝试测量下面的恒星的运动。
2002-08-16 astro-ph
Astrometry of H$_{2}$O Masers in Nearby Star-Forming Regions with VERA. III. IRAS 22198+6336 in L1204G
利用射电天体测量的VLBI探测技术（VERA）对L1204 G暗星云中与年轻天体IRAS 22198+6336有关的22 GHz H $_{2}$ O脉泽进行了多历元VLBI观测。基于相位参考VLBI天体测量，我们得到IRAS 22198+6336的年视差为1.309 $\pm$ 0.047 mas，相当于距太阳764 $\pm$ 27 pc。虽然我们的天体测量的最主要的误差来源是归因于脉泽斑点的内部结构，我们成功地减少了错误的推导出的年视差采用的位置测量的所有26个检测到的脉泽斑点。在此基础上，我们重新分析了IRAS 22198+6336的光谱能量分布，发现IRAS 22198+6336的辐射光度和总质量分别为450 $L_{\odot}$和7 $M_{\odot}$。这些值与深深嵌入致密尘核中的中等质量YSO一致，后者被认为是低质量0级源的中等质量对应物。此外，我们还得到了H $_{2}$ O脉泽中蓝移最多的部分的绝对自行。我们认为，沿东西方向排列的准直喷流是最合理的解释所检测到的脉泽功能的起源。
2008-08-05 astro-ph
VERA Observation of the W49N H2O Maser Outburst in 2003 October
本文报道了用VERA观测到的W 49 NH 2 O脉泽的一次强爆发。2003年10月，用VERA 20 m望远镜进行的单碟监测发现了一次VLSR = -30.7 km/s的脉泽特征的强爆发。这次爆发持续了约100天，最高强度为7.9 x 10^4焦耳，是迄今为止观测到的W 49 N最强爆发之一。在爆发的最大相位附近也进行了VERA阵的VLBI观测，并在VLBI图上确定了爆发点。虽然这张地图与以前的研究非常一致，显示了三个主要的脉泽斑点集中，但我们在中央脉泽集中区发现了一个新形成的弧形结构，这可能是由正在形成的恒星或星团提供动力的冲击波阵面。发现爆发点位于弧形结构上，表明本次爆发可能与冲击现象有关。
2004-05-07 astro-ph
VLBI Astrometry of AGB Variables with VERA -- A Semiregular Variable S Crateris --
我们提出了一个距离测量的半定期变量S火山口（S Crt）的基础上，其每年的视差。利用VLBI射电天体测量探测（VERA）望远镜独特的双光束系统，我们测量了一个与S Crt有关的水脉泽斑的绝对自行，该水脉泽斑位于角距为1.23 $^{\circ}$的类星体J1147-0724。在近两年的观测中，我们探测到了速度为34.7 km/s $^{-1}$的LSR脉泽点，为此我们测量了2.33 $\pm$ 0.13 mas的年视差，对应于430 $^{+25}_{-23}$ pc的距离。这种测量的精度比依巴谷的视差测量高一个数量级。脉泽斑的角分布和三维速度场表明，脉泽流为双极外流，流轴沿东北-西南方向。利用距离和光球温度，我们估计了S Crt的恒星半径，并与Mira变星的恒星半径进行了比较。
2008-08-08 astro-ph
Sensitive VLBI Studies of the OH Megamaser Emission from IRAS 17208-0014
本文介绍了射电连续谱和超亮红外星系IRAS 17208- 0014的OH 18 cm超脉泽辐射的相位参考VLBI结果。这些观测是在1599 MHz下使用甚长基线阵列、相控VLA和绿岸望远镜进行的。最高分辨率的射电连续谱结果显示了几个亮度温度在$10^{6}$ K量级的致密源。这些来源更有可能是星团超新星遗迹和/或发光的射电超新星。然而，观测到的和预期的5 $σ$以上的致密源数量之间的一致性支持了这样一种可能性，即每一个致密源都可能由最近引爆的发光射电超新星主导。连续谱的结果表明，在该星系的核区不存在射电强活动星系核。在不同的角分辨率下探测到IRAS 17208- 0014的OH 18 cm超脉泽发射。其范围为$170 \times 110$ pc，主要位于相隔61 pc的两个区域。脉泽发射的结构和动力学似乎是一致的cloudical，旋转，环状几何形状，与两个占主导地位的脉泽区域标记的切点的建议的双环分布。假设旋转脉泽环为开普勒运动，则在半径为30.5pc的范围内，其所含动力学质量和质量密度分别约为{ $3 \times 10^7 ({\rm sin}^{-2}i) M{_\odot}$ }和$281 ({\rm sin}^{-2} i) M{_\odot} {\rm pc}^{-3}$。
2006-08-29 astro-ph
Full-Polarization Observations of OH Masers in Massive Star-Forming Regions: I. Data
本文给出了银河系18个大质量恒星形成区的基态、主线、2 π 3/2、J = 3/2 OH脉泽的全偏振VLBA图。这是首次在VLBI分辨率下对星际羟基脉泽进行的大规模偏振巡天。共识别出184个塞曼对，并指出了相应的磁场强度。我们还提出了在这些恒星形成区域的NH3发射或吸收光谱。对这些数据的分析将在一份配套文件中提出。
2005-05-09 astro-ph
Microstructure and kinematics of H2O masers in the massive star forming region IRAS 06061+2151
2005年5月至2007年10月，利用日本VLBI观测网（JVN）对大质量恒星形成区IRAS 06061+2151进行了多历元的H2O脉泽观测。探测到的脉泽特征分布在超致密H { \small \bf II}区域周围的1 \arcsec $\times$ 1 \arcsec（源位置为2000 au $\times$ 2000 au）内。它们的双极形态和通过它们的相对自行追踪的膨胀运动表明它们是由充满活力的双极流出物激发的。我们的三维模型拟合表明，IRAS 06061+2151脉泽的运动学结构可以用大开角的双锥外流（$>$ 50 \degr）来解释。流动长轴的位置角与2.1 $\:μ\rmn{m}$氢发射中所见的大尺度射流的位置角非常吻合。这种微波激射器的几何结构表明存在的双重结构组成的准直射流和准直质量较低的分子流。我们还在南部脉泽群中探测到一个大的速度梯度。这可以解释为一个非常小的（在几十个天文单位的尺度上）和cloudly（密度对比的数量级或更多）的结构的母云。这种结构可能是由激波阵面的强烈不稳定性或高密度核的分裂形成的。
2008-09-03 astro-ph
Molecular Line Observations of the SiO Maser Source IRAS 19312+1950
IRAS 19312+1950是一个独特的SiO脉泽源，具有丰富的分子射电谱线，尽管SiO脉泽源通常被认为是富氧演化星，与富碳环境相比，其化学相对简单。IRAS 19312+1950丰富的化学性质给星周化学研究提出了一个问题，即它是否是一颗富氧演化星，但其演化地位仍有争议。本文简要回顾了IRAS 19312+1950的观测结果，并介绍了最近在脉泽谱线上进行VLBI观测的初步结果。
2008-02-28 astro-ph
The IC133 Water Vapor Maser in the Galaxy M33: A Geometric Distance
本文报道了对M33星系IC 133 H2O脉泽源自行进行的长达14年的VLBI研究结果。有序运动视差的方法被用来模拟IC 133的三维结构和动力学，并获得距离估计，800 +/- 180 kpc。我们的技术，用于确定距离M33是独立的校准常见的其他距离指标，如造父变星周期光度关系，因此提供了一个重要的检查以前的距离测定。
2004-07-22 astro-ph
The Extended Methanol Maser Emission in W51
利用欧洲VLBI网（EVN）对W51的6.7 GHz甲醇脉泽辐射进行了相位参考宽场（几角分）谱线观测。在W51主区域中，大部分甲醇从UCHII区域偏移。这可能表明甲醇的排放量出现在界面的UCHII区域的扩大，而不是从一个边缘上的拱星盘，如前所述。在W51 IRS2区域附近，甲醇辐射与一个非常紧凑，非常嵌入的源相关联，支持甲醇脉泽追踪大质量恒星形成的最早阶段的假设。除了这两个先前研究得很好的恒星形成地点外，还发现了许多先前未知的恒星形成区域，这表明甲醇脉泽是探测年轻大质量恒星的强大手段。
2004-01-27 astro-ph
Astrophysical water masers: Line profiles analysis
计算了22 GHz水脉泽谱线轮廓随出射脉泽流量的变化。我们不仅解决脉泽线的窄化和再加宽，而且高斯对称性的偏差作为一个结果的各种超精细组件的22 GHz脉泽线。本文将包括超精细结构和交叉弛豫在内的H2O脉泽跃迁的非LTE模型与晚型恒星样品拱星包层（CSE）中H2O脉泽的高光谱分辨率甚长基线干涉（VLBI）观测结果进行了比较。这就产生了在微波激射区的热宽度的估计，以及新兴的微波激射通量，从而饱和的水平。我们还讨论了沿脉泽路径的速度梯度对脉泽谱线的线宽和形状的影响以及脉泽区的几何形状的影响。我们发现沿脉泽路径的典型速度漂移是1.0 km/s的数量级。这种移动对脉泽光谱形状的影响很难与超精细成分的影响区分开来。
2005-01-28 astro-ph
High Resolution Radio Astronomy Using Very Long Baseline Interferometry
甚长基线干涉测量术（VLBI）是当今产生最高分辨率图像的观测技术。虽然传统上VLBI观测的很大一部分集中在活动星系核上，但与其他天文物体（如恒星和微波激射器）以及天体测量应用有关的观测数量是显着的。在过去十年中，在所有这些领域都取得了很大进展。我们简要介绍了无线电干涉测量技术，侧重于VLBI观测的特殊性，并回顾了最近的结果，这将是不可能没有VLBI观测。
2008-03-22 astro-ph
Distance of W3(OH) by VLBI annual parallax measurement
测量银河系内距离的最有力的工具是年视差。我们对W3（OH）恒星形成区的H $_{2}$ O脉泽相对于河外连续谱源ICRF 0244+624进行了相位参考VLBI观测，测量了它们的绝对自行。测得的年视差为0.484 $\pm$ 0.004毫角秒，相当于距太阳2.07^{+0.01}-0.02}千秒差距。这个距离与以前观测到的光度和运动学距离一致。
2004-09-14 astro-ph
EVN observations of 6.7 GHz methanol masers from Medicina survey
本文报道了在NGC 281 W，18151-1208和19388+2357中，在6.7GHz最亮的5（1）-6（0）A ~+跃迁的甲醇脉泽的VLBI观测结果。使用条纹率方法获得所有观测源的绝对位置。NGC 281 W具有线性有序结构，并具有速度梯度。假设这样的结构是一个围绕中心物体的开普勒圆盘，质量为30 Msun，距离太阳3.5kpc，我们估计甲醇脉泽位于距离太阳约400 a.从圆盘的中心。第二个观测时期是对L1206、GL 2789和20062+3550的观测。估算出L1206和GL 2789脉泽斑的相对运动上限分别为4.7 km/s和28 km/s。
2002-05-31 astro-ph
Associations of water and methanol masers at milli-arcsec angular resolution in two high-mass young stellar objects
以往对大质量恒星形成区（SFR）分子脉泽的高角分辨率（<0.1角秒）研究主要集中在水或甲醇脉泽上。虽然高角分辨率观测已经澄清，水脉泽起源于与原恒星喷流有关的冲击，不同的环境已经提出了几个来源来解释甲醇脉泽的起源。本文的目的是研究SFR中甲醇脉泽诞生地的性质以及同一年轻天体中水和甲醇脉泽发射之间的联系。利用相位参考甚长基线干涉仪（VLBI）对两个大质量SFR（SH 2-255 IR和AFGL 5142）的水和甲醇脉泽进行了观测。在Sh 2-255中，红外水脉泽沿1-10角秒角尺度上观察到的分子外流方向排列，可能跟踪从盘状大气中出现的盘风。在AFGL 5142中，水脉泽追踪原恒星喷流底部的膨胀，而甲醇脉泽更可能追踪的是下落而不是流出的气体。AFGL 5142的结果表明，水和甲醇脉泽跟踪不同的运动学结构的拱星气体。
2006-10-16 astro-ph
An Improved Model of SiO Maser Emission in Miras
本文描述了Mira变星中SiO脉泽发射的动力学大气和脉泽传输模型。该模型纠正了这种类型的早期模型的许多缺陷，特别是与灰尘和各种波长相关的光学厚层产生的红外（IR）辐射场有关。模拟的脉泽形成环的半径与VLBI观测和早期模型中发现的一致。这一协议要求采用一个半径约为恒星光球半径两倍的射电光球，与观测结果一致。如此大小的射电光球使得某些在低半径处具有高放大率的脉泽位置不可见，并隐藏了高速激波，这在射电连续观测中是不存在的。SiO脉泽在光学相位为0.1 ~ 0.25时最亮，这与观测到的相位滞后相一致。尘埃对微波激射辐射既有轻微的影响，也有深刻的影响。脉泽环，冲击和光学厚层的SiO泵浦带在8.13 \micron出现密切相关的四个相位样品中的三个。
2008-11-17 astro-ph
Powerful Water Masers in Active Galactic Nuclei
在20多个星系中探测到22 GHz的6_（16）-5_（23）线的水脉泽发光。在所有的情况下，辐射都局限在核内，并且只在活动星系核中发现，特别是在2型塞弗特和LINER中。我认为，大多数观察到的超脉泽源是由X射线辐射的致密气体的中央引擎。在简要回顾了这些X射线离解区域的物理学之后，我详细讨论了NGC 4258中脉泽盘的观测结果，它的含义，并比较了脉泽发射的替代模型。然后，我讨论的其他来源，已与VLBI成像的日期，以及他们如何做或不适合一个薄的，旋转盘的框架，如在NGC 4258。最后，我简要地讨论了未来的前景，特别是探测其他水脉泽跃迁的可能性。
2002-03-27 astro-ph
Water masers in the massive protostar IRAS 20126+4104: ejection and deceleration
我们报告的第一个多历元，相位参考VLBI观测的水脉泽发射在一个大质量的原恒星与磁盘喷流系统。正在研究的源，IRAS 20126+4104，已经在大量的各种示踪剂中进行了广泛的研究，包括我们在本观测之前三年获得的水脉泽VLBA数据。新的发现完全证实了我们先前研究中提出的解释，即脉泽斑点是从与原恒星一致的共同起源扩展的。我们还表明，所观察到的3-D速度的脉泽斑点可以拟合一个模型，假设斑点是沿着表面的圆锥形射流，与速度增加的距离从锥顶点。我们还介绍了IRAS 20126+4104水脉泽光谱的单碟监测结果。结果表明，某些脉泽谱线的峰值速度随时间线性下降。我们推测，这样的减速可能是由于制动的冲击，微波激射器的发射起源，由于在冲击波前的质量加载或冲击能量的耗散。
2005-04-25 astro-ph
Multi-epoch VERA Observations of H2O masers in OH 43.8-0.1
本文报道了用射电天体测量VLBI探测（VERA）对OH 43.8-0.1星形成区H2O脉泽辐射进行的多历元观测。通过单束VLBI测绘获得的大尺度脉泽分布揭示了新的脉泽斑点分散在0.7 × 1.0弧秒的区域，除了一个“壳状”的结构与规模为0.3 × 0.5弧秒，这是以前绘制的唐斯等人。（1979年）。在281天的5历元观测基础上，获得了43个点的自行。自行的分布显示出系统的流出在南北方向的膨胀速度约为8公里/秒，和整体分布的脉泽斑点以及自行更好地代表了一个双极流加上一个中心的脉泽集群具有复杂的结构，而不是一个壳层与均匀的膨胀，如发现在Cep A R5和W75 N VLA 2。到OH 43.8-0.1的距离也是根据统计视差估计的，得到D = 2.8 +/- 0.5 kpc。这个距离与近的运动学距离一致，排除了远的运动学距离（~9 kpc），OH 43.8-0.1的LSR速度与距离结合提供了对银河系旋转曲线平坦度的限制，即太阳和OH 43.8-0.1位置的旋转速度没有系统差异，其位于~ 6.3kpc的银河系中心半径处。
2005-05-10 astro-ph
The Relative Spatial Distribution of SiO Masers in AGB Stars at 43 and 86 GHz
我们提出的第一个VLBI图像的SiO脉泽的拱星信封的S型恒星获得的新开发的能力的甚长基线阵列（VLBA）在86 GHz的。我们将这些数据与在43 GHz下同时获得的数据相结合。这些观测提供了关于最内层拱星壳层的结构和动力学的信息，大量恒星物质从这里开始返回星际介质。尽管这些是初步的结果，但我们报道了$v$ =1 J=1- 0和J=2- 1的脉泽发射呈现出非常不同的发射分布，在大多数情况下是不一致的。
2002-06-19 astro-ph
Distance to Orion KL Measured with VERA
本文介绍了用VERA（VLBI射电天体测量探测）对猎户座KL区22 GHz H2O脉泽进行多历元VLBI观测的初步结果。利用VERA双光束接收系统，我们进行了相位参考VLBI天体测量，成功地探测到猎户座KL的年视差为2.29 ± 0.10mas，相当于距太阳437 ± 19 pc。在这些观测中，首次用年视差法确定了猎户座KL的距离。虽然这个值与以前报道的480+/-80 pc是一致的，这是从统计视差方法估计使用自行和径向速度的H2O脉泽功能，我们的新结果提供了更准确的值，只有4%的不确定性。除了年度视差，我们已经检测到的脉泽功能的绝对自行，这表明流出运动的无线电源I随着源I本身的系统运动。
2007-05-25 astro-ph
Methanol Masers as Tracers of Circumstellar Disks
我们发现，在许多甲醇脉泽源的脉泽位于线，沿它们的速度梯度，这表明脉泽位于边缘的拱星，或原行星，磁盘。本文给出了甲醇脉泽源G309.92+0.48在12.2GHz跃迁的VLBI观测结果，证实了以前的观测结果，即该源的脉泽沿着一条直线。我们表明，这样的源不仅是线性的空间，但在许多情况下，也有一个线性的速度梯度。然后，我们在6.7 GHz和12.2 GHz的过渡从一些恒星形成区域的模型，这些和其他数据，并表明，所观察到的甲醇脉泽的空间和速度分布，和派生的开普勒质量，是一致的绕着OB星旋转的星周盘。我们认为这一点和其他假设，并得出结论，这些甲醇脉泽中约有一半可能位于边缘的拱星盘周围的年轻恒星。由于脉泽提供了详细的速度信息，这对星周盘的研究具有特别重要的意义。
1998-06-25 astro-ph
Linear Polarization Observations of Water Masers in W3 IRS5
本文给出了利用线偏振VLBI观测得到的W3 IRS 5恒星形成区水脉泽云的磁场图。利用22.2GHz的甚长基线阵列（VLBA），发现61个水脉泽中有16个是线偏振的，偏振度高达13%。虽然这10个极化特征在整个W3 IRS 5水脉泽区广泛分布，但它们的磁场矢量位置角相似（偏北约75 °）。磁场矢量大致垂直于脉泽特征的空间排列。它们与先前提出的用于解释整个W3主区域（r~0.1 pc）中的磁场的磁场沙漏模型一致。另一方面，它们与以前观测到的脉泽特征自行的方向不一致。这意味着W3 IRS 5的磁场是由W3主分子云的坍缩控制的，而不是由W3 IRS 5产生的外流控制的。
2003-06-06 astro-ph
Relative astrometry of the J=1-0, v=1 and v=2 SiO masers towards R Leonis Minoris using VERA
富氧渐近巨星支（AGB）星是SiO和H $_2$ O脉泽谱线的强发射体，其脉泽谱线分别位于43（J=1-0，v=1和2）和22 GHz。VLBI对脉泽辐射的观测为AGB星拱星包层最内层的取样提供了一个独特的工具。然而，在实现天体测量对准的v=1和v=2 SiO脉泽地图的困难，传统上阻止了一个独特的解释的意见，在物理基础条件，这取决于性质的SiO泵机制。利用VERA的天体测量能力，我们对SiO和H $_2$ O脉泽向RLMi的辐射进行了观测。由于参考校准品的发射太弱，我们不得不开发一种特殊的方法来精确地关联两种跃迁的坐标。我们提出了相对天体测量对准v=1和v=2 J=1-0 SiO脉泽地图，在多个时代，并讨论天体物理结果。天文测量信息纳入SiO脉泽的地图挑战了目前的理论模型中的弱点，这将需要进一步的改进，以解决观测结果。
2008-11-27 astro-ph
Time-Resolved AU-Scale Jets Traced by Masers in the IRAS 4A/B Regions of NGC1333
本文介绍了在NGC 1333恒星形成区用两个月时间分四个历元对IRAS 4A和IRAS 4 B水脉泽进行VLBI观测的结果。这两个天体都被归类为非常年轻的源，每个源都是一个多源系统。使用甚长基线阵列，我们在第一纪元探测到35个脉泽，第二纪元探测到40个脉泽，第三纪元探测到35个脉泽，第四纪元探测到24个脉泽。在每个系统中只有一个已识别的源与这些脉泽有关。这些数据被用来计算脉泽的自行，并追踪IRAS 4A 2和IRAS 4 BW 100 AU范围内的喷流。在IRAS 4A 2中，有两组脉泽，一组接近系统云速度，另一组红移。它们以53 km/s的速度线性膨胀。在IRAS 4 BW中，观察到两组相对于云速度蓝移和红移的脉泽。它们形成复杂的线性结构，厚度为3质量（1 AU，距离为320 pc），以78 km/s的速度线性膨胀。脉泽群追踪到的喷流都与大尺度喷流不一致。我们认为IRAS 4A 2和4 BW都存在未解决的同伴。
2008-08-01 astro-ph
JVN observations of H2O masers around the evolved star IRAS 22480+6002
本文报道了日本VLBI观测网（JVN）在2个月内观测到的IRAS 22480+6002（=IRC+60370）附近的H2O脉泽分布。该天体在20世纪70年代被确认为K型超巨星，这是一个不寻常的恒星脉泽源。H2O脉泽的光谱由5个峰组成，每个峰之间的距离大约为几公里/秒。H2O脉泽在空间上被分解为15个以上的特征，它们沿东西方向分布约50个质量。然而，没有发现之间的相关性的自行矢量和它们的空间分布，速度场的信封似乎是随机的。应用统计视差方法对观测到的自行数据集进行分析，得出该天体的距离为1.0+-0.4千秒差距，这比以前认为的要小得多。距离表明这是一颗演化的恒星，L~5800 Lsun。这颗恒星的射电、红外线和光学特征与星族II的后AGB恒星（如RV Tau变星）非常相似。
2007-10-10 astro-ph
Kinematics of water masers in high-mass star forming regions
我们对4个大质量恒星形成区（Sh 2-255 IR，IRAS 23139+5939，WB 89 -234和OMC 2）的22.2 GHz水脉泽进行了多历元EVN观测。这三个观测时期的时间跨度为6个月。在每个区域，水脉泽发射可能起源于接近（在几百个天文单位内）形成的高质量YSO。几个脉泽功能（~10）已被检测到每个源，并为这些功能持续超过三个时代，自行已被导出。自行的振幅被发现是大于视线速度的变化范围，并在每个所观察到的源的自行方向似乎表明一个膨胀运动。22.2GHz水脉泽跟踪的气体运动学与水脉泽发射的激波激发性质是相容的。三种不同的运动学模型（球形膨胀壳，开普勒旋转盘，和锥形流出）进行了拟合的三维速度场的检测脉泽功能。这些配合的结果，再加上VLBI地图与最高分辨率的图像的来源在几个热示踪剂的比较，表明水脉泽功能最有可能跟踪的内部部分的分子流出检测到更大的尺度。
2004-11-06 astro-ph
A Green Bank Telescope Search for Water Masers in Nearby Active Galactic Nuclei
利用绿岸望远镜，我们对邻近活动星系核的1.3厘米水脉泽辐射进行了观测，这是迄今为止对水脉泽最灵敏的大型观测。在观测到的145个星系中，有11个星系的脉泽发射是新发现的，并在另一个星系中得到证实。我们的调查目标是附近（v <12，000 km/s，主要是10 °-20度以北的2型活动星系核，也包括一些额外的来源。我们发现，超过三分之一的塞弗特2星系有很强的脉泽发射，虽然检测率下降超过V约5000公里/秒，由于灵敏度的限制。在这次巡天中发现的两个脉泽是在意想不到的宿主中发现的：NGC 4151（Seyfert 1.5）和NGC 2782（星暴）。讨论了NGC4151的大X射线柱和NGC2782中可能存在的活动星系核与脉泽的关系。在这里发现的四个脉泽，NGC 591，NGC 4388，NGC 5728和NGC 6323，具有关于系统速度对称分布的高速线，这可能是核吸积盘中分子气体的特征。特别是NGC 6323中的脉泽源，揭示了由三组不同的多普勒分量代表的“圆盘脉泽”的经典光谱。未来对这四个星系的单碟和VLBI观测可以提供到每个星系的距离的测量，以及哈勃常数的测量，而不需要标准的烛光校准。
2004-12-14 astro-ph
Water maser emission and the parsec-scale jet in NGC 3079
我们对NGC3079核内的水脉泽和射电连续辐射进行了VLBI观测。22 GHz脉泽发射出现在紧凑的团块，沿轴分布，是与银河系盘的主轴对齐。脉泽的速度与它们位于分子盘内部的秒差距一致，分子盘的旋转方向与星系的其他部分相同。然而，速度场具有显著的非旋转分量，这可能指示超音速湍流。明亮的脉泽发射与任何探测到的紧凑的22 GHz连续谱源都不一致，这表明脉泽的高视光度可能不是由于连续谱发射的光束放大。我们观察到两个紧凑的连续源，具有倒置的频谱在5和8 GHz之间，和陡峭的频谱在8和22 GHz之间。NGC 3079可能是一个附近的低光度的例子，这类紧凑的对称千兆赫峰值频谱（GPS）射电源。我们检测到第三个连续分量，它与其他两个分量位于同一轴上，强烈表明这个星系拥有核喷流。微弱的脉泽发射被检测到靠近这个轴，这可能表明与喷流相关的第二个群体的脉泽。
1997-12-05 astro-ph
