Discovery of an OH(1720 MHz) Maser in the LMC
我们报告的OH（1720 MHz）脉泽在大麦哲伦星系的第一次研究，以探测超新星遗迹与邻近的分子云相互作用的区域。使用ATCA，我们观察到四个源的LMC和检测到一个单一的OH（1720 MHz）脉泽的流量密度为377 mJy向30剑鱼座。在1665或1667 MHz处未检测到主线发射。观测到的30 Dor的OH（1720 MHz）脉泽发射显示出与银河系中发现的著名碰撞泵浦超新星遗迹脉泽相似的特征，尽管30 Dor被称为恒星形成区。可能是附近超新星遗迹或年轻恒星强星风驱动的激波导致了30 Dor中OH（1720 MHz）脉泽的产生。未来的研究需要区分碰撞和辐射泵浦机制的30多尔OH（1720兆赫）脉泽。
2004-11-08 astro-ph
OH Masers in G11.904-0.141
大质量恒星形成区G11.904-0.141是仅有的11个在OH的高激发13441 MHz跃迁中显示脉泽发射的源之一。VLBA观测的1665，1667，4765，和13441 MHz的OH向G11.904-0.141跃迁。在1665、1667和4765 MHz处检测到脉泽，但未检测到13441 MHz脉泽。一致的磁场强度约为+3.5 mG的检测在基态脉泽，与一个可能的-3.0 mG磁场先前在13441 MHz检测。可变的13441 MHz脉泽可能与外流有关。
2007-07-06 astro-ph
A search for OH 6 GHz maser emission towards supernova remnants
OH脉泽在1720兆赫已被证明是超新星遗迹和分子云之间的相互作用的优秀指标。OH激发计算表明，6049 MHz的OH脉泽线激发更高的列密度比1720 MHz的线。先前对1612、1665和1667 MHz OH吸收和1720 MHz OH脉泽的观测和建模表明，某些超新星遗迹中的柱密度（~ 1 e 17 cm^-2）可能足够高，足以使6049 MHz OH脉泽存在。因此，它是残留云相互作用的一个潜在的有价值的指标。我们提出的激发计算预测的6049 MHz OH脉泽的形成和调查的结果，使用Parkes甲醇多波束接收器的6049，6035和6030 MHz OH脉泽对35超新星遗迹，恒星形成区和4个领域的大，小麦哲伦云。发现了两个与恒星形成区有关的6035和6030 MHz OH脉泽发射的新地点，但没有检测到6049 MHz脉泽的亮度温度限制为~0.3-0.6 K，尽管OH激发的模型表明应该已经检测到脉泽发射。我们的上限表明，典型遗迹的OH柱密度小于1 e 16.4 cm^-2，这与观测到的和模拟的柱密度相矛盾。一种可能的解释是，在某些条件下，6049 MHz OH脉泽可能比1720 MHz OH脉泽对速度相干性更敏感。
2008-07-22 astro-ph
A search for OH 6 GHz maser emission towards southern supernova remnants
OH脉泽在1720兆赫已被证明是超新星遗迹和分子云之间的相互作用的优秀指标。最近的计算表明，6049兆赫OH脉泽线激发更高的列密度比1720兆赫线。因此，它是残留云相互作用的一个潜在的有价值的指标。本文介绍了利用Parkes甲醇多波束接收器对大麦哲伦云和小麦哲伦云中的36个超新星遗迹和4个场进行6049 MHz和6035/6030 MHz OH脉泽观测的初步结果。虽然没有发现6049 MHz脉泽，但在恒星形成区发现了三个新的6035和6030 MHz OH脉泽发射点。
2007-04-18 astro-ph
Extended OH(1720 MHz) Maser Emission from Supernova Remnants
紧凑的OH（1720兆赫）脉泽已被证明是极好的路标超新星遗迹与邻近的分子云的相互作用。较不受重视的是弱的，扩展的OH（1720兆赫）发射伴随着强大的紧凑的微波激射源。最近的单碟和干涉观测显示，大多数脉泽发射超新星遗迹伴随着扩展的脉泽发射区。增强的OH丰度所产生的通过冲击观察到的微波激射发射和吸收对强背景的残留物。模拟所观察到的OH配置文件给出了一个估计的物理条件下，弱，扩展脉泽发射出现。我将讨论我们如何能够实现这种扩展的微波激射发射的效用，特别是通过塞曼分裂在这些大尺度上测量激波后磁场强度的潜力。
2007-05-21 astro-ph
Spatial and velocity coincidence of 4765- and 1720-MHz OH masers in two star-forming regions Cep A and W75N
我们提出了第一个地图的4765兆赫OH脉泽在两个恒星形成区仙王座A和W75 N，与多元无线电链接干涉仪网络。在Cep A中，发射具有大小为40质量的弧形结构，具有明显的速度梯度，并且位于H II区3b的边缘。在8周的时间内，脉泽的强度减小了7倍，但其结构保持稳定。这种结构与Cep A中新映射的1720 MHz脉泽在位置误差内相吻合，并在速度上与之匹配。1720-MHz谱线表现出塞曼分裂，对应于-17.3 mG的磁场强度。在W75 N中，激发的4765 MHz OH脉泽具有45质量的线性结构，具有明确的速度梯度，位于H II区VLA 1的边缘。这种结构与1720兆赫脉泽的位置和速度一致。我们的结论是，在这两个来源的4765-MHz的发射共存与1720-MHz的发射在相同体积的气体。在这种情况下，这些区域的物理条件受到脉泽泵浦模型的严格约束。
2004-05-06 astro-ph
A search for 4750- and 4765-MHz OH masers in Southern Star Forming Regions
我们用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）对OH的4765-MHz $^2Π_{1/2}$ F=1 $\to$ 0跃迁的脉泽辐射进行了灵敏的（5- $σ$ $\simeq$ 100 mJy）搜索。在55个恒星形成区进行了搜索，并在14个地点探测到峰值通量密度超过100 mJy的脉泽发射，其中10个是新发现的。此外，我们观察到4750兆赫的$^2Π_{1/2}$ F=1 $\to$ 1过渡到一个样本的恒星形成地区已知包含1720兆赫的OH脉泽，检测边缘脉泽发射从G348.550-0.979。如果得到证实，这将是从这次跃迁中发现的第二个脉泽。4765 MHz OH脉泽发射伴随着1720 MHz OH脉泽在少数研究恒星形成区域的发生导致了文献中的普遍看法，即这两个过渡有利于类似的物理条件。我们的研究发现，激发态6035-MHz OH跃迁的存在是一个更好的预测4765-MHz OH脉泽发射从同一地区比1720-MHz OH脉泽发射。结合我们的结果与以前的高分辨率观测的其他OH跃迁，我们已经检查了OH脉泽的理论模型，并发现它们都没有预测任何条件下，1665-，6035-和4765-MHz的过渡同时反转。勘误摘要：Dodson & Ellingsen（2002）包括了几个具有显著指向误差的观测结果，使这些方向上的上限无效。这些数据现在已被重新观察或重新计算。一个新的上限表已经产生，并发现了另外两…
2005-11-15 astro-ph
OH 1720 MHz Masers in Supernova Remnants --- C-Shock Indicators
最近的观测表明，OH 1720 MHz脉泽是超新星遗迹撞击分子云的激波区的强有力探测器。我们进行了彻底的研究，这种脉泽泵，并找到严格的限制，其生产所需的物理条件。微波激射器的存在意味着中等的温度（50 - 125 K）和密度（$\sim 10^5 cm^{-3}$），以及$10^{16} cm^{-2}$级的OH柱密度。我们表明，这些条件可以存在，只有当冲击的C型。J-冲击失败的幅度如此之大，以至于这种脉泽的存在可能成为C-冲击最有力的指标。这些条件也意味着1720兆赫脉泽与其它基态OH脉泽相比，将是固有的弱脉泽。所有的模型预测都与观测结果吻合得很好。
1998-09-02 astro-ph
OH (1720 MHz) Maser Search Toward the Large Magellanic Cloud
我们利用澳大利亚望远镜紧凑阵（ATCA）对大麦云（LMC）中的OH（1720 MHz）脉泽进行了五个区域的灵敏搜索。我们的源列表包括剑鱼座30区域和四个超新星遗迹（SNRs）：N44，N49，N120和N132 D。这些数据的典型分辨率约为8角秒，均方根噪声水平为5-10 mJy/束。我们在剑鱼座30的东北部和朝向SNR N49的方向探测到OH（1720 MHz）脉泽。剑鱼座30的OH（1720 MHz）脉泽发射与一个被称为“结1”的年轻恒星群一致，几乎可以肯定是恒星形成的品种。我们的光谱分辨率（0.68公里/秒）是不够的，以检测塞曼效应最强的（320毫焦耳/束）的30剑鱼OH（1720兆赫）脉泽，导致上限的场强为6 mG。弱OH（1720 MHz）脉泽发射（35毫焦耳/光束）检测到的LMC SNR N49位于西部的一个先前确定的CO云，并表示之间的相互作用的SNR和分子云。虽然统计数据很低，但检测率似乎与银河系恒星形成区和SNR型OH（1720 MHz）脉泽的检测率一致-两者都很低。
2004-05-19 astro-ph
Phase-Referenced VLBA Observations of OH Masers at 4765 MHz
本文报道了在4765 MHz频率上对OH分子π 1/2，J=1/2旋转激发态脉泽辐射的VLBA观测。我们在4765 MHz和1720 MHz对W3（OH）进行了相位参考观测，在直径约2000 AU的区域内发现了三个场的发射，并证实了在三个场中的两个中，4765 MHz和1720 MHz发射从相同位置产生到大约4 mas内（沿着大约N-100 nm的大约5 AU直径的发射区域）。S弧，线性范围约500 AU。此外，我们还对K3-50的4765 MHz发射进行了相位参考观测。我们在W 49（没有相位参考）和W75 N（相位参考DR 21 EX中最强的4765 MHz脉泽特性）中搜索了4765 MHz谱线;我们无法用VLBA检测到这些源。在2年半的时间里（包括VLBA观测的日期），我们用VLA进行了4765 MHz发射的监测观测。在1720 MHz和4765 MHz脉泽发射模型的约束来自于观测。然后将这些观察结果与现有模型进行简要比较。
2003-09-02 astro-ph
Polarization Observations of 1720 MHz OH Masers toward the Three Supernova Remnants W28, W44, and IC443
我们提出了角秒分辨率的观测，从VLA的卫星线的羟基分子（OH）在1720.53兆赫对三个银河系超新星遗迹：W28，W44和IC 443。我们所有的观察是一致的模型中，OH（1720 MHz）的碰撞激发的H2分子在postshock气体加热的非解离冲击。具有OH（1720 MHz）脉泽发射的超新星遗迹可能是进行宇宙线加速场高能搜索的有希望的候选者。
1997-06-06 astro-ph
CO observations toward supernova remnants with associated OH 1720 MHz masers
用美国国家天文台12米望远镜，利用On-The-Fly技术，在CO J=1-0跃迁中，观测了三个与OH 1720 MHz脉泽有关的超新星遗迹（SNR）的周围区域：G349.7+0.2、CTB 37 A和G16.7+0.1。这些观测揭示了一些分子云与SNR激波阵面的相互作用。大多数OH 1720 MHz脉泽位于CO浓度区，脉泽速度与CO峰值速度的一致性优于2 km/s。目前的数据跟踪的星际介质（ISM）的结构与SNR相互作用，然而，探测的冲击分子气体中的OH 1720 MHz的发射起源，更高的激发跃迁和更复杂的物种应观察。在CTB 37 A中，可以确定进入分子云的激波速度，发现它是C型的，与理论预测一致。G16.7+0.1的部分边缘似乎被致密的外部云压平，但唯一相关的OH 1720 MHz脉泽位于遗迹的相对区域附近。在IC 443和3C 391中也观察到了这种行为，这似乎与OH 1720 MHz脉泽发射主要发生在横向激波的说法相矛盾。
2000-10-02 astro-ph
Collisional excitation of OH(6049 MHz) masers in supernova remnant - molecular cloud interactions
OH（1720 MHz）脉泽作为SNR -分子云相互作用位点的指示器.当OH柱密度在1 e16 - 1 e17 cm^-2范围内时，这些脉泽在密度为1 e5 cm^-3的暖（50- 100 K）激波气体中被碰撞激发。这里我给出的激发计算表明，当OH柱密度超过1 e 17 cm^-2时，在相似的密度和温度下，1720 MHz谱线的反转将关闭，而OH第一激发转动态的6049 MHz跃迁将反转。当OH柱密度大时，这条线可以作为温暖、冲击气体的补充信号。
2007-04-16 astro-ph
OH(1720 MHz) Masers at the Galactic Centre
OH（1720 MHz）脉泽允许直接测量银河系中心的磁场强度，它们的角展宽限制了银河系中心100 pc内散射无线电波的介质模型。由于1720 MHz脉泽没有1665和1667 MHz的主线脉泽伴随，它们必须通过分子气体中的碰撞来泵浦，分子气体在被非离解（即C型）冲击波超越后冷却。特别是，这证实了“SNR”Sgr A East正在向M-0.02-0.07分子云中驱动冲击。H_2的v=1- 0 S（1）线的强度与预期由Sgr A East内部的压力驱动进入分子气体的冲击强度一致。
1998-11-05 astro-ph
Effelsberg Observations of Excited-State (6.0 GHz) OH in Supernova Remnants and W3(OH)
虽然在许多超新星遗迹（SNRs）中检测到OH的1720 MHz跃迁的脉泽，但没有其他OH跃迁被视为SNRs中的脉泽。我们提出了一个搜索脉泽在6049 MHz，最近被预测产生脉泽的纯碰撞激发条件类似于1720 MHz脉泽所需的。Effelsberg 100米望远镜被用来观察激发态6016，6030，6035和6049 MHz的OH线对选定的信噪比，其中大多数以前检测到明亮的1720 MHz脉泽。没有激发态脉泽被发现对信噪比，与以前的观察6049兆赫和其他激发态跃迁一致。我们没有看到SNR目标位置吸收的明确证据，尽管我们确实看到了Sgr A东部附近+50 km/s分子云中吸收的证据。在6016 MHz处检测到对W3（OH）的弱吸收，而在6049 MHz处观察到更强、更窄的发射，这表明6049 MHz发射是低增益脉泽。我们的结论是，信噪比的条件是不利于激发态脉泽发射，特别是在激发态卫星线。
2007-10-09 astro-ph
OH (1720 MHz) Masers and Mixed-Morphology Supernova Remnants
对银河系超新星遗迹的射电观测发现了19个超新星遗迹伴随着1720 MHz的OH脉泽辐射。这类不寻常的脉泽源被认为是在超新星遗迹膨胀进入分子云的冲击波阵面后面产生的。这个模型的一个重要组成部分是，X射线发射的残余物增强了OH分子的生产。通过X射线感生电离率与理论的比较，研究了X射线辐射在脉泽信噪比中的作用。这个模型的一个方面是验证：有一个很强的关联脉泽发射和混合形态（MM）或热复合信噪比-中心填充的热X射线发射壳状无线电形态包围。本文还介绍了ROSAT和ASCA对两个脉泽发射信噪比G21.8- 0.6（Kes 69）和G357.7- 0.1（Tornado）的观测结果。
2002-11-10 astro-ph
GBT Observations of IC 443: the Nature of OH(1720 MHz) Masers and OH Absorption
本文介绍用绿岸望远镜对超新星遗迹IC 443进行的羟基（OH）基态跃迁的谱线观测结果。在7.2角分的空间分辨率下，我们探测到弱的，扩展的OH（1720 MHz）脉泽发射与OH（1667/5，1612 MHz）吸收沿南部范围的残留物，没有明亮的紧凑的脉泽源已被观察到。这些新探测到的SNR型脉泽与已知的分子团和一条表示SNR冲击波阵面与邻近分子云相互作用的冲击氢分子脊相一致。同时观察所有四个基态跃迁的OH使我们能够适应物理条件的冲击气体的相互作用网站。一个简单的双组分模型的线轮廓产生的物理参数，包括激发温度，OH柱密度和填充因子的脉泽发射的检测区域。观测到的谱线轮廓表明，在这些新发现的弱脉泽区域，激波主要是向视线传播。本文探讨了激波几何形状和物理参数对信噪比中产生扩展OH脉泽辐射的影响。我们还提出了VLA无线电连续观测在330 MHz的OH线观测的遗迹进行比较。
2006-08-10 astro-ph
Very Large Array Observations of Galactic Center OH 1720 MHz Masers in Sagittarius A East and in the Circumnuclear Disk
本文介绍了银河系中心1720 MHz OH脉泽的甚大阵射电干涉观测。大多数1720兆赫的OH脉泽出现在超新星遗迹Sgr A East与星际介质相互作用的区域。大多数新发现的1720 MHz OH脉泽位于东北方向，独立地指示和确认了与Sgr A东侧远侧+50 km/s分子云（M-0.02-0.07）的激波相互作用区域。东南部先前已知的明亮脉泽被认为是两颗超新星遗迹之间相互作用的结果，而不是在银河系其他地方通常发现的Sgr A East和周围分子云之间的相互作用。它们与环核盘（CND）以北的脉泽一起勾勒出了人马座A东侧近侧的相互作用。与+50 km/s云和Sgr A East之间的相互作用相反，OH吸收数据不支持CND物质和Sgr A East之间的直接相互作用。我们还提出了三个新的高负速度脉泽，支持以前的单一检测。高负和高正速度脉泽的位置和速度与CND的切点附近一致，并且物理上位于CND中。我们认为CND中的高速脉泽是由CND中密度块之间的耗散而不是超新星遗迹产生的激波泵浦的。也就是说，CND脉泽不与超新星遗迹耦合，而是独立维持。
2008-04-02 astro-ph
A shock-excited OH maser in a post-AGB envelope ?
我们用澳大利亚望远镜紧凑阵观测了一个OH 1612-MHz脉泽天体的样品，它发生了所有四个OH基态跃迁。一个可能的后AGB对象被发现在1612-MHz，1665-MHz和1720-MHz的过渡发射。我们讨论的证据表明，这个对象可能是一个早期的后AGB对象和这样的拱星信封窝藏一个1720 MHz脉泽的可能性。我们认为，在一个非常短的时间内，就在恒星已经离开了热脉冲阶段的AGB和风速开始增加，后AGB对象可能会显示\sath发射。寻找这种发射的最佳目标是那些在1612 MHz和1665 MHz处激射的，但不是在1667 MHz处激射的，也不是在22 GHz H2O跃迁中激射的。
2000-11-06 astro-ph
EVLA Observations of OH Masers in ON 1
这封信报告了对ON 1中6035 MHz脉泽的扩展甚大阵（EVLA）的初步观测。EVLA数据质量良好，使人们对新的接收系统充满信心。19脉泽特征，包括6塞曼对，检测。6035 MHz OH脉泽的总体分布与1665 MHz OH脉泽的总体分布相似。空间分辨率足以明确地确定，磁场是强（~ -10 mG）的位置蓝移脉泽在北方，符合塞曼分裂检测13441兆赫OH脉泽在相同的速度范围。在源北部的不同区域中，左和右圆极化基态特征占主导地位，这可能是由于磁场和速度梯度的组合。所有OH脉泽向南的组合分布暗示了以前在W3（OH）中看到的那种激波结构。
2007-10-05 astro-ph
High-resolution Observations of OH(1720 MHz) Masers Toward the Galactic Center
本文报道了对Sgr A East和环核盘1720 MHz OH脉泽的高分辨率VLA观测，空间和光谱分辨率分别为$\approx$ 2、\dasec 5、$\times$ 1、\dasec 3和0.27 \kms。这一后续观测研究的重点是最近发现的一些这样的OH脉泽的功能和他们的强烈的圆偏振脉泽线检测到这些银河系中心的来源。1720 MHz的氢脉泽线来自C型激波后面的碰撞激发气体，是分子云和相关的X射线发射壳型超新星遗迹之间可能发生的相互作用过程的重要诊断。目前的观测证实了观测到的斯托克斯$V$信号是由于塞曼分裂和OH脉泽角展宽的散射介质向银河系中心。利用散射展宽脉泽斑位置角的相关性，估计散射介质中朝向银心的磁场涨落的尺度长度大于0.1-0.2秒差距。此外，与人马座A东脉泽点的运动学被用来放置一个5 pc的位移之间的扩展无线电结构和银河系中心。
1998-09-22 astro-ph
OH Satellite Line Masers and an AGN Candidate in M82
本文报道在星暴星系M82的核区探测到1720 MHz和1612 MHz的OH卫星脉泽。观测的目的是探测来自核区域已知射电发射信噪比的1720 MHz脉泽发射。在1720 MHz，我们检测到六个功能以上的5西格玛限制设置的噪声，四个发射和两个吸收。其中三个发射特征与已知的离散连续谱射电源密切相关，其中一个吸收特征与离散连续谱源44.01+59.6完全一致。后者的源也表现出强烈的1612 MHz的发射在相同的速度。未检测到其他1612 MHz功能。所有1720 MHz的发射特征都与密度在10^3 cm^{-3}和10^5 cm^{-3}之间、T_k在50 K和250 K之间的氢分子碰撞所激发的脉泽一致。与44.01+59.6中的两条伴线相关的吸收和发射，以及其他证据，都指出这个源可能是M82中的活动星系核。
1997-08-01 astro-ph
The Sizes of OH (1720 MHz) Supernova Remnant Masers: MERLIN and VLBA Observations of IC443
本文介绍了超新星遗迹IC 443中OH分子1720 MHz脉泽发射的MERLIN和VLBA观测结果。基于分辨率为160 mas的MERLIN数据，微波激射源的解卷积大小在90 - 180 mas（135 - 270 AU）范围内。12 mas分辨率VLBA图像显示了尺寸在15至55 mas范围内的紧凑型核心。MERLIN源的脉泽亮度温度为（2-34）× 10^6 K，VLBA核的脉泽亮度温度为（5-19）× 10^8 K，与理论一致。与其他OH（1720 MHz）SNR脉泽中观察到的塞曼斯托克斯V型剖面不同，在IC 443中观察到的单手圆偏振线剖面在1000至10质量分辨率的所有角度尺度上。对于一个谱线分量，观测到的谱线宽度为0.24+/-0.07 km/s，而估计的多普勒宽度为0.49 km/s。如果脉泽发射来自于拉长的椭圆形脉泽气体区域，则可以解释线宽的差异。
2002-10-02 astro-ph
Evolution of 1612 MHz Maser Emission in Expanding Circumstellar Shells
观测表明，OH/IR星的1612 MHz脉泽可以在十年的时间尺度上衰减。这种衰落可能是与开关从快速的质量损失，这是最终链接到一个内部的氦壳闪光，更安静的条件下支持的慢得多的质量损失。我们研究了所观察到的微波激射衰变的复合计算模型，包括一个随时间变化的化学模型的信封，和辐射传输模型，它提供了微波激射泵。我们的组合模型能够再现微波激射强度的快速衰减，在恒星质量损失率突然下降。脉泽辐射迅速下降的原因不是OH数密度的下降，也不是反转层中动力学温度的下降，而是辐射泵浦路径的损失，该路径将粒子数从能级1经由能级16、15和11运送到能级4。这些泵浦路径的损失又是53微米辐射的能量密度大大降低的结果。
2005-09-08 astro-ph
OH(1720 MHz) Masers As Signposts of Molecular Shocks
我们目前的观测分子气体的15米詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜对网站的OH（1720兆赫）脉泽在三个超新星遗迹：W28，W 44和3C 391。在~（12）CO J=3-2谱线上绘制的谱图表明，OH脉泽优先分布在分子气体的细丝或团簇的边缘。在厘米波长的同步辐射中，分子气体的形态与相对论气体的形态之间存在很强的相关性。宽CO谱线宽度（dV=30-50 km/s）沿这些气体脊，而狭窄的线被视为离开脊。H2 CO谱线强度的比值用于确定80 K宽谱线气体的温度，13 CO J=3-2柱密度表明密度为10^4-10^5 cm{-3}。这些观测结果支持了OH（1720 MHz）脉泽起源于激波后气体的假设，该气体是由超新星残余激波通过致密分子气体而加热的。从密度、速度和磁场的观测约束出发，考察了激波的物理性质，讨论了OH的激波产生。这些OH（1720 MHz）脉泽是有用的“路标”，它指向最有希望的位置，研究超新星遗迹/分子云的相互作用。
1998-07-01 astro-ph
The Sizes of 1720 MHz OH Masers: VLBA and MERLIN Observations of the Supernova Remnants W44 and W28
我们利用NRAO甚长基线阵列（VLBA）对超新星遗迹W28和W 44中的OH（1720 MHz）脉泽进行了分辨率为40 mas的成像。我们还使用MERLIN观测了W 44中相同的OH（1720 MHz）脉泽，分辨率为290 x 165 mas。所有的脉泽都是由VLBA和MERLIN观测分辨出来的。测得的尺寸范围从50到180质量，并产生亮度温度估计从0.3- 20 × 10**8 K。我们调查这些测量的角度大小是否是内在的，因此起源于超新星残余激波的物理条件的结果，或者它们是否是由湍流电离气体沿视线产生的散射加宽的大小。虽然目前的数据对时间和角加宽的恒星，脉泽和河外源向W 44和W28可以理解的散射，我们不能排除这些大尺寸是内在的。Lockett等人最近的理论模型表明，在冲击区的物理参数是密度和OH丰度的指示，这导致我们测量的大小估计。如果其大小和结构是本征的，那么OH（1720 MHz）脉泽可能更像拱星壳层中的OH（1612 MHz）脉泽，而不是与HII区有关的OH脉泽。在W28的两个位置，我们观察到的经典S形的斯托克斯V轮廓塞曼分裂所造成的，并使用它来推断磁场的顺序为2毫高斯。
1999-04-12 astro-ph
Radiative pumping of 1612 MHz OH masers: OH/IR sources with IRAS LRS spectra and 34.6 micrometer absorption feature
1612 MHz OH脉泽辐射的粒子数反转一直被认为是辐射泵浦的结果。由于参与这种泵浦方案的OH旋转线位于远红外线，因此只有在ISO卫星发射后才能观察到。为了更详细地研究1612 MHz OH脉泽辐射的泵浦条件，我们检索了ISO档案中Chen等人（2001）汇编的34.6 μ m左右1024 OH/IR源的SWS观测和IRAS LRS谱。令人惊讶的是，在81个具有适当SWS数据的OH/IR源中，只有已经报道的对象：VY CMa，IRC+10420和银河系中心，显示出清晰的34.6 μ m吸收线。我们讨论可能的原因，未检测到这条泵送线。
2002-10-17 astro-ph
OH Maser Observations of Planetary Nebulae Precursors
我们目前的OH脉泽观测在1612，1665，1667，和1720兆赫的86后渐近巨分支（后AGB）恒星从1612兆赫脉泽源在银河平面的调查。这些观测是在2002年9月至2003年8月期间由帕克斯望远镜和澳大利亚望远镜紧凑阵列进行的。后AGB恒星是行星状星云的前身，其多样的形态范围是无法解释的。微波激射观测被用来研究后AGB阶段风不对称的发生和发生率。我们在1612 MHz重新检测了所有86个源，而在1665 MHz检测到27个源，在1667 MHz检测到45个源。在1720 MHz处重新检测到一个源。我们提出了一个分类方案的脉泽配置文件，并表明，在我们的样本中的25%的来源可能有不对称或双极流出。从脉泽和远红外特性的比较中，我们发现，有一个可能的趋势，在形状的脉泽配置文件与一些源演变从双峰到不规则的全双极配置文件。高质量源的一个子集突出，几乎没有主线排放，大多是双峰分布。样本中至少有25%的源在一个或多个观察到的频率上是可变的。我们还确认了先前提到的1667 MHz过冲现象。
2004-06-08 astro-ph
The OH (1720 MHz) Supernova Remnant Masers in W44: MERLIN and VLBA Polarization Observations
本文介绍了用全偏振MERLIN和VLBA观测超新星遗迹W 44中OH分子1720 MHz脉泽辐射的结果。塞曼分裂已被直接解决之间的右和左圆偏振光谱表明磁场强度的B~0.50 mG。线偏振的位置角与超新星遗迹/分子云界面处激波气体的方向一致。基于分辨率为200毫角秒（mas）的MERLIN数据和分辨率为15 mas的VLBA数据，测得脉泽的解卷积角大小为50 ~ 350 mas（150 ~ 1000 AU），致密核心大小为20 mas（60 AU），与理论预期和以前的观测结果一致。
2005-03-22 astro-ph
A model for OH(1720 MHz) masers associated with supernova remnants, and an application to Sgr A East
OH（1720 MHz）脉泽不伴随1665/7 MHz线脉泽最近被提出作为超新星遗迹（SNRs）和分子云相互作用的指示。我们提出了一个模型的激射区域中产生的C-型冲击波驱动到分子云的水被解离的结果，从SNR的X射线通量。我们注意到，从1720 MHz谱线的塞曼分裂推断出的磁场强度测量了超新星遗迹的内部压力。此外，我们还讨论了Sgr A East（信噪比候选者）与银河系中心50 km/s云的相互作用，并给出了OH（1720 MHz）脉泽发射集中区H_2发射的近红外观测结果。早期塞曼测量得到的磁场强度与ASCA探测到的激波后气体和填充Sgr A East的X射线气体之间的大致压力平衡是一致的。此外，H_2的v=1-0 S（1）线的强度与预期由该压力驱动进入分子气体的冲击强度一致。Sgr A East中H_2线的相对强度主要是碰撞激发。
1998-04-15 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
Detection of new sources of 4765-MHz OH masing
我们使用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA），使一个敏感的搜索脉泽发射的4765 MHz的过渡OH对样本的55个恒星形成区。在14个地点探测到峰值通量密度超过100毫焦耳年的脉泽发射，其中10个是新发现的。与基态OH跃迁不同的是，4765-MHz跃迁预计不会是圆极化的，并且观察到的脉泽都没有可检测到的线性或圆极化水平。结合我们的结果与以前的高分辨率观测的其他OH跃迁，我们能够探讨各种理论模型的OH脉泽泵浦。
2001-05-16 astro-ph
A Search for Supernova-Remnant Masers Toward Unidentified EGRET Sources
超新星残骸扩展到邻近的分子云中，被认为是宇宙射线加速的场所和高能伽马射线的来源。在某些环境条件下，这种相互作用也会产生不寻常的OH脉泽，其中1720 MHz卫星谱线超过更常见的1665/7 MHz辐射。出于明显的巧合少数EGRET源与OH（1720 MHz）脉泽产生超新星遗迹，我们进行了搜索使用甚大阵的新OH（1720 MHz）脉泽的误差范围内的11个不明EGRET源在低银河系纬度。虽然一个先前已知的微波激射器与HII区域被偶然发现，初步结果表明，没有新的微波激射器被发现到一个限制通量，通常为50毫焦耳。我们讨论的影响，这一结果的性质不明的银河EGRET来源。
2001-07-08 astro-ph
The OH (1720 MHz) Supernova Remnant Masers in W28: MERLIN and VLBA Polarization Observations
本文介绍了用全极化MERLIN和VLBA观测超新星遗迹W28中OH分子1720 MHz脉泽辐射的结果。塞曼分裂（|B| \approx 0.75 mG）已被直接解决之间的第一次右和左圆偏振光谱。线偏振位置角和圆偏振塞曼分裂观察到的脉泽发射许可证解释的磁场在超新星/分子云接口标记的脉泽的全面图片。我们发现后SNR冲击磁场是有序的超过1个pc的微波激射器区域覆盖（与整个SNR的约30个pc的直径相比），以及对齐的冲击波前跟踪同步辐射和分子发射。基于分辨率为200 mas的MERLIN数据和分辨率为15 mas的VLBA数据，测得脉泽的解卷积角大小为90至350 mas（225至875 AU），紧凑的核心大小为20 mas（50 AU），与理论预期和以前的观测结果一致。
2004-10-24 astro-ph
OH main line masers in the M82 starburst
对邻近的活跃星暴星系M82中心区域OH气体分布的研究证实了两个先前已知的亮脉泽，并揭示了几个新的主线脉泽。其中三个仅在1665 MHz处被看到，一个仅在1667 MHz处被检测到，而其余的在两条线中都被检测到。利用甚大天线阵和多元无线电联接干涉仪网络对1665和1667兆赫线路进行的观测已被用来准确测量这些特征的位置和速度。这使得比较编目的连续性功能，如HII地区和超新星遗迹，以及已知的水和卫星线OH脉泽的星暴。大多数主线脉泽似乎与已知的HII区域有关，尽管只有在1665 MHz处检测到的两个脉泽与已知的超新星遗迹沿着同一视线看到。
2007-06-08 astro-ph
Excited-state OH Masers and Supernova Remnants
碰撞泵浦，基态1720 MHz的氢脉泽线被广泛认为是一个冲击区的示踪剂，并在恒星形成区和超新星遗迹观察。虽然在恒星形成区已经探测到并研究了OH的某些激发态谱线，但超新星遗迹中的OH激发态问题-预计那里的碰撞率很高-只是最近才得到处理。OH的碰撞激发模型表明，1720，4765和6049 MHz脉泽可以发生在类似的条件下，在地区的冲击气体。特别是，6049和4765兆赫脉泽变得更加显着的OH柱密度增加，1720兆赫脉泽开始被淬灭。在超新星遗迹中，激发态OH线脉泽发射的检测，因此可以作为一个探针的区域较高的柱密度。使用甚大阵，我们寻找激发态OH在4.7，7.8，8.2和23.8 GHz的线在四个研究良好的超新星遗迹与强1720 MHz脉泽发射（SgrAEast，W28，W 44和IC 443）。在约10 mJy/光束的典型检测限下，未进行检测。由于VLA接收器没有覆盖这些频率，因此使用Effelsberg进行了6 GHz线路的搜索，并在随附的信件中进行了报告（Fish，Sjouwerman和Pihlstrom 2007）。我们还交叉相关的位置，已知的超新星遗迹的位置，1612兆赫脉泽发射从盲调查。没有发现可能的关联，也许除了在SgrAEast地区。激发态OH的检测的缺乏表明，OH柱密度足以为1720 MHz的反转，但不为激发态跃迁的反转，与C型冲击的预期结果一致。
2007-12-29 astro-ph
Search for radiative pumping lines of OH masers: I. The 34.6um absorption line towards 1612 MHz OH maser sources
星周包层中的1612 MHz氢氧脉泽一直被认为是由34.6 μ m光子泵浦的。直到最近，红外空间天文台才进行了可能的光谱观测，从而能够在少数情况下直接确认这种泵浦机制。为了寻找这条泵浦线的存在，我们搜索了红外空间天文台数据档案，发现了87个银河系1612 MHz脉泽的178个光谱，数据约为34.6 μ m。分析表明，噪声水平和光谱分辨率是影响34.6 μ m吸收线探测的最重要因素。样本中只有5个天体（3颗红超巨星和2个星系中心源）显示出清晰的34.6微米吸收（所有这些都是已知的），而另外两个天体只是暂时显示出这条线。这三颗超巨星的泵浦速率相似，它们的脉泽可能是纯粹的辐射泵浦。晚型星OH脉泽的抽运率约为0.05，仅为Elitzur（1992）理论值0.25的1/5。我们还发现了16个脉泽源，根据分析，假设Elitzur的泵率，应该显示34.6 $μ$ m的吸收线，但没有。这些未探测现象可以用远红外光子泵浦、OH激射区的凝聚性或OH壳层中的边填充发射效应来初步解释。
2004-12-31 astro-ph
A Very High Spectral Resolution Study of Ground-State OH Masers in W3(OH)
本文报道了W_3（OH）中基态氢原子脉泽的VLBA观测，光谱分辨率为0.02 km/s。探测到超过250个脉泽，包括56个塞曼脉泽对。线形主要是高斯或几个高斯的组合，与标准化的偏差通常相同的幅度在其他物种的脉泽。典型的脉泽半高宽线宽为0.15至0.38公里s-1，并在1665 MHz的过渡比在其他三个基态过渡更大。卫星测线1612和1720 MHz脉泽没有显示出sigma^+/-2，3分量的证据。大多数脉泽的空间位置在谱线剖面上是变化的，许多点显示出清晰的、有组织的位置梯度。天空平面中的等效视线速度梯度通常在0.01至1 km s-1 AU-1的范围内（即，位置梯度为1至100 AU（km s-1）-1）。在1667 MHz过渡小的速度梯度支持理论预测，1667 MHz脉泽出现在沿放大长度的速度变化小的区域。线翼中的去卷积脉泽光斑尺寸似乎较大，但不支持球形脉泽几何形状。
2006-04-25 astro-ph
Observations of Stellar Maser Sources with no IRAS Counterpart
我们研究了在射电、中红外和近红外波段没有IRAS对应物的恒星脉泽源。一个43 GHz的SiO脉泽搜索了120个2 MASS/MSX天体，和10个没有或非常微弱的MSX对应物的OH 1612 MHz源，导致43个SiO探测：一个OH 1612 MHz源，2个近红外星和40个MSX源。对OH 1612 MHz源的额外近红外J-、H-和K-波段观测发现了5个近红外对应物。此外，在8.8，9.7，12.4，和24.5微米的中红外成像观测与斯巴鲁8.2米望远镜发现对应的2个近红外恒星与SiO脉泽，和对应的6 OH 1612 MHz源。然而，4 OH 1612 MHz的来源没有检测到敏感的近红外和中红外搜索，其中三个是相对较强的OH脉泽源的位置是准确的。我们得出结论，其中一个（OH 028.286-01.801）必须是恒星形成区的年轻天体。
2005-11-24 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
VLBA Observations of G5.89-0.39: OH masers and magnetic field structure
我们目前VLBA观测1667兆赫OH脉泽发射的大质量恒星形成区G5.89-0.39。观测是以相位为基准的，这样就可以得到脉泽的绝对位置。1667兆赫脉泽的径向速度跨度约为50公里/秒，但几乎没有证据表明跟踪双极分子外流，在以前的研究中已经声称。通过对左右圆偏振脉泽的比较，我们确定了23个塞曼对。磁场强度范围从-2 mG到+2 mG，并且朝向UC HII区域的南部区域观察到磁场方向的有序反转。我们认为，1667 MHz脉泽的速度和磁场结构可以解释的背景下，在一个模型中，脉泽出现在一个中性壳层外的一个快速exanding电离壳。
2006-10-05 astro-ph
Shock Excited Maser Emission from the Supernova Remnant W28
我们目前的VLA观测羟基线OH（1720 MHz）对超新星遗迹W28。这些高分辨率图像显示了1720 MHz发射的分布范围比以前从早期的单碟观测中所怀疑的更广泛。总共探测到26个不同的脉泽斑点，它们位于W28射电连续辐射的边缘，用我们的12角秒分辨率无法分辨。在脉泽点的线偏振和圆偏振的显着检测也。脉泽斑点的位置，连同SNR和邻近分子云的物理条件，主张冲击激发机制。使用的OH（1720兆赫）作为一个强大的诊断超新星遗迹与分子云的相互作用的可能性进行了讨论。
1993-12-14 astro-ph
Further detections of OH masers in carbon stars with silicate features
对J型碳星样品进行了OH脉泽辐射的探测。报道了对两颗硅酸盐碳星的三条OH线的新探测。在天鹅座V778中，以前被称为主线（1665和1667 MHz）脉泽源，卫星1612 MHz发射被发现，而在NSV 2814中，主OH线被检测到。OH脉泽谱线的存在证实了前一种说法，即富氧物质位于硅酸盐碳星附近（$\approx$ $10^{15-16}$ cm）。
2000-10-27 astro-ph
The 6-GHz Multibeam Maser Survey I. Techniques
一个新的7波束6-7 GHz接收机已经建成，以调查银河系和麦哲伦云的新形成的高质量恒星，在6668 MHz的强甲醇脉泽发射精确定位。该接收器由Jodrell Bank天文台（JBO）和澳大利亚望远镜国家设施（ATNF）联合建造，可以同时覆盖6668和6035 MHz。它于2006年1月在帕克斯成功地投入使用，目前正用于进行银河系的帕克斯-约德雷尔多束脉泽巡天。这将是第一次对整个银河系平面进行系统调查，不仅是6668 MHz甲醇的脉泽，而且还有6035 MHz激发态羟基的脉泽。该调查是两个数量级的速度比以前的系统调查，并有一个均方根噪声水平为~0.17 Jy。本文介绍了观测策略，技术和减少程序的银河系和麦哲伦云调查，连同更深的，有针对性的，后续的意见和补充意见与其他仪器。它还包括调查检测效率的估计。帕克斯望远镜在111天的观测中，迄今已发现超过800个甲醇源，其中约350个是新发现的。整个项目将提供第一个全面的银河系范围的6668兆赫和6035兆赫脉泽目录。
2008-10-29 astro-ph
Discovery of Pulsed OH Maser Emission Stimulated by a Pulsar
到目前为止，在天体物理学中还没有直接观测到辐射的受激发射。在这里，我们表明，脉冲星B1641-45的光子刺激脉冲的过量1720兆赫线发射的星际OH云。由于这种受激发射是由脉冲星驱动的，它在几毫秒的时间尺度上变化，比以前探测到的最快的OH脉泽变化短几个数量级。我们的1612 MHz频谱是1720 MHz频谱的反转副本。这种“共轭线”现象使我们能够限制星际OH线产生气体的性质。我们还表明，脉冲星信号遭受显着更深的OH吸收比其他背景源，证实了早期的初步研究结果，OH云是clumpier在小尺度上比中性氢云。
2005-05-11 astro-ph
Structure of W3(OH) from Very High Spectral Resolution Observations of 5 Centimeter OH Masers
最近对甲醇和基态OH脉泽的高光谱分辨率研究为小尺度脉泽过程提供了新的线索。附近的光源W3（OH）包含许多不同跃迁的明亮脉泽，为高光谱分辨率技术提供了绝佳的实验室。我们提出了一个模型的W3（OH）的基础上EVN观测的旋转激发6030和6035 MHz的OH脉泽在0.024 km/s的光谱分辨率。6.0 GHz脉泽随着时间的推移而变得更亮，并显示出切向自行的证据。我们确认存在一个区域的磁场朝向观察者的东南方向，并发现另一个这样的区域在W3（OH）的东北部，附近的香槟流。6.0 GHz脉泽跟踪逆时针旋转环面功能的内边缘。6030兆赫的脉泽通常比6035兆赫的脉泽弱几倍，但跟踪相同的物质。附近的塞曼分量的速度梯度比在基态中更紧密地相关，这可能是由于塞曼分量之间的较小的空间分离。在很长的基线干涉分辨率的羟基脉泽峰似乎有结构的尺度都小于，以及在较大的尺度上的可分辨。
2007-06-22 astro-ph
Three New Supernova Remnant OH Masers Near the Galactic Center: Evidence for Large Scale Maser Emission from Supernova Remnants
利用D位形的VLA，在OH分子1720 MHz跃迁处，对银道面内8 $^\circ \times 1^\circ$向银心方向进行了观测，分辨率为$\approx70''\times45''$ .与三颗超新星遗迹G357.7+0.3有关的紧凑型1720 MHz OH脉泽的探测，G1.13--0.1（Sgr D）和G1.4--0.1以及G357.7+0.3和G357.7--0.1的新扩展脉泽谱线发射随后，A-阵列的光谱和空间分辨率分别为0.3 \kms和$\approx3''\times2''$。1720 MHz的OH脉泽谱线发射被认为是一种强有力的激波诊断，它是由H $_2$分子在C型超新星激波进入邻近分子云的位置碰撞泵浦的。新的观测结果显示了与紧凑和明亮的脉泽相一致的扩展特征的明确证据，其中最好的例子是SNR G357.7+0.3外壳周围约20 pc尺度上的相干特征。我们认为，这个显着的功能是一个OH脉泽，是物理上与残留物。这意味着周围的分子云在其密度和温度上是均匀的，具有有限的泵浦条件范围，并且能够经受住大尺度激波阵面的通过。
1999-07-27 astro-ph
High resolution OH maser survey in star forming regions
本文介绍了银河系恒星形成区OH脉泽的高分辨率巡天结果，以便研究脉泽的发射，并建立一个适合于后续更高分辨率仪器的候选者名单。我们利用甚长基线列阵（VLBA）观测了41个区域内的1665、1667、1612和1720 MHz OH脉泽跃迁。这是对大多数源的首次高分辨率观测。对于所有的过渡30个网站的脉泽发射被检测到，4个源有新的检测，和样品中的源的约40%表现出高度紧凑的结构。最后，我们认为，在W75N观测到的光谱显示了1665 MHz谱线上的长周期OH脉泽耀斑的早期阶段，这是第一次。
2006-03-24 astro-ph
Shock-Excited Maser Emission from Supernova Remnants: G32.8-0.1, G337.8-0.1, G346.6-0.2, and the HB3/W3 Complex
我们提出的VLA观测结果的基态羟基（OH）过渡在1720 MHz到20超新星遗迹（SNRs）。我们检测到四个物体的紧凑发射。对于其中的三个天体（G32.8-0.1，G337.8-0.1和G346.6-0.2），我们认为，由于SNR和邻近分子云的相互作用，这些物质的发射是由脉泽的冲击激发引起的。我们观察到的斯托克斯V谱，这使我们能够得出一个磁场为1.5和1.7毫G的G32.8-0.1和G346.6-0.2，分别塞曼配置文件。脉泽的速度也使我们能够确定到信噪比的运动学距离。我们的标准是脉泽的位置和速度必须与SNR一致，并且OH（1720）发射必须不伴随其他OH线。
1998-05-29 astro-ph
A MERLIN Study of 6 GHz Excited-state OH & 6.7 GHz Methanol Masers in ON1
MERLIN观测6.668 GHz的甲醇和6.031和6.035 GHz的羟基（OH）发射的大质量恒星形成区ON 1。这是第一次使用MERLIN的5个天线在全极化中进行甲醇观测，对扩展发射具有高分辨率和灵敏度。脉泽特征被发现位于超紧凑的HII区域的南部边缘，下面的基态OH脉泽的已知分布。脉泽覆盖范围约为1弧秒，垂直于H13 CO+双极流出。激发态OH发射表明，在平行于整体分布的最强线性偏振特征上具有一致的偏振角。线性偏振在10.0%和18.5%之间变化，平均偏振角为-60度+/- 28度。最强的6.668-GHz甲醇特征提供了~ 1%的线性极化上限。OH的塞曼分裂显示磁场在-1.1至-5.8 mG之间，并且测量到-18 mG的暂定甲醇磁场强度。
2007-09-05 astro-ph
Enhanced density and magnetic fields in interstellar OH masers
目的：我们观测了高质量恒星形成区OH的6030和6035 MHz跃迁，以获得脉泽发射和吸收的磁场估计。方法：使用Effelsberg 100 m望远镜进行观测。结果如下：我们的观测结果与以前的结果是一致的，虽然我们确实检测到一个新的6030 MHz脉泽功能附近的W3（OH）的-70公里/秒。在吸收中，我们获得了K3-50中吸收OH气体中磁场的平均视线分量的可能估计值为-1.1 +/- 0.3 mG，以及DR 21和W3中视线场强的亚毫高斯上限。结论：这些结果表明，OH脉泽附近的磁场强度比周围的非脉泽物质的磁场强度高，这反过来又表明脉泽OH区的密度比周围的高。
2006-08-04 astro-ph
Polarimetric observations of OH masers in proto-planetary nebulae
在47个原行星状星云候选者中，测量了1612和1667 MHz OH脉泽谱线的全部四个斯托克斯参数。在探测到的42个物体中，分别有40个和34个是1612和1667兆赫发射器。在约80%的目标中，1667 MHz谱线的频谱范围超过1612 MHz谱线的频谱范围。1612和1667 MHz源中分别有52%和26%的源至少在某些特征中显示出线性极化。圆偏振更常见，分别出现在78%和32%的OH线源中。偏振百分比通常很小（<15%），在少数光源中高达50-80%。线偏振辐射的特征通常是弱的（0.5-4Jy）和窄的（0.3-0.5kms^{-1}）。从两个来源的几个mG的可能塞曼对推断的磁场强度与其他地方报道的这些类别的对象的值是一致的。由两条OH线的极化矢量位置角之差得到的OH 17.7 -2.0包络线内的电子密度上限约为1cm^{-3}。在1612和1667 MHz的极化位置角的独特的配置文件中看到的约三分之一的源，并强烈建议的信封是结构化的磁场渗透。磁场的几何形状被认为是在一些PPN候选者中发现的去极化的重要原因。对于在光学或无线电图像中显示轴对称壳的目标子集，我们发现磁场分量与星云的长轴正交。这一发现支持这样的双极叶是由磁场形成的假设。
2004-05-17 astro-ph
Investigation of the obscuring circumnuclear torus in the active galaxy Mrk231
在这里，我们报告的观测强大的羟基（OH）线的排放，跟踪模糊的材料内的星系马卡良231的环核环境。氢氧（兆）脉泽辐射显示了一个旋转的、布满尘埃的分子环面（或厚盘）的特征，它位于距离中心发动机30到100 pc之间。我们现在有一个清晰的视图的物理条件，运动学和空间结构的这种材料在中等大小的规模，确认统一模型的主要原则。
2003-02-19 astro-ph
A Survey of OH Masers Towards High Mass Protostellar Objects
利用Nancay望远镜和GBT望远镜观测了63个大质量原恒星天体的OH脉泽辐射，其中36个是新观测到的。有56个恒星形成区和7个OH/IR候选区。没有证据表明OH脉泽源与非脉泽源有不同的光度范围。本次调查的结果进行了比较，与以前的水和II类甲醇脉泽观测相同的对象。有的源只与OH脉泽有关，有的源只与1720 MHz OH脉泽谱线有关。脉泽发射的速度范围表明，水脉泽源可以分为两组。OH和II类甲醇脉泽的探测率和速度范围支持OH和II类甲醇脉泽存在空间关联的观点。这些源在R（甲醇脉泽峰值通量与OH 1665 MHz脉泽峰值通量之比）上跨越很宽的范围，然而只有少数源具有R的中间值，8<R<32，这已经表征了以前的样品。具有任何种类的脉泽的源，OH，水或甲醇，比没有脉泽的源具有更红的[100 μ m-12 μ m] IRAS颜色。然而，没有证据表明不同的脉泽种类追踪这些年轻的高质量源演化的不同阶段。以前的观测表明，来自类似来源的OH脉泽辐射跟踪物体周围的星周盘。这与OH发射对磁场的敏感性相结合，使新探测到的源成为未来高角分辨率跟踪的有趣候选者。
2007-01-23 astro-ph
