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
Silicon Monoxide Observations Reveal a Cluster of Hidden Compact Outflows in the OMC1 South Region
我们提出了高角分辨率（$2\rlap.{''}8 \times 1\rlap.{''}7$）SiO J=5 $\to$ 4; $v=0$线观测的OMC 1 S地区的猎户座星云使用亚毫米阵列（SMA）。我们第一次检测到一个集群的四个紧凑的双极和单极流出，显示高，中，低速气体，似乎是由毫米和红外源与该地区。SiO分子流出是紧凑的（$<$ 3500 AU），在大多数情况下，它们位于非常接近其激发源。因此，我们建议，SiO的热发射跟踪最年轻的和最高度兴奋的部分流出，不能被其他分子检测到。此外，由于周围的云是弱的SiO线发射，这些观测可以揭示流，在其他分子跃迁将与周围的速度云发射混淆。对它们的位置-速度图的分析表明，这些外流的某些成分可能是由非常接近激发物体的广角风驱动的。最后，我们发现其中一些一氧化硅外流似乎是强大的赫比格-哈罗喷流和大规模分子流的基础，这些喷流和大规模分子流从该区域周围几角秒处发出。特别地，我们发现了一个强激发的SiO双极流出与PA。$\sim$ 100 $^{\circ}$，可能是由发光的（$\sim$ 3 $\times$ 10 $^3$ L $_{\odot}$）红外原恒星“B”提供能量，可能是显着物体HH 269的基础。
2006-08-05 astro-ph
A survey of SiO 5-4 emission towards outflows from low-luminosity protostellar candidates
我们对25个低光度（L* < 10^3 Lsun）原恒星外流系统的样本观测到了SiOJ =5- 4谱线。在25个放射源中，有7个放射源检测到了这条线，检测率为28%，大多数放射源（7个中有5个）属于0级放射源。我们检测到较高比例的0类源相比，I类和II类源，虽然考虑到涉及的人数少，这一结果的意义应被视为暂定。大多数被探测到的辐射源都在中心位置或接近中心位置发射，与原恒星一致。在4个病例（HH 211、HH 25 MMS、V-380 OriNE和HH 212）中，在远离中心的位置也检测到发射，并且比在中心位置观察到的发射更强。从LTE分析得出SiO丰度为10^（-8）至8x 10 ^（-7）。对于2个源，我们有额外的过渡，我们使用它来进行统计平衡建模，以估计在SiO发射区域的气体密度。对于HH 25 MMS，这些结果表明，SiO发射出现在比先前观察到的甲醇更高密度的区域。我们发现，最有可能的解释是优先检测的SiO排放对0类源的更大密度的环境，加强了更高的冲击速度。我们的结论是，虽然不是所有的0类源表现出一氧化硅排放，一氧化硅排放是一个很好的路标0类源的存在。
2003-11-19 astro-ph
Tracing the shock precursors in the L1448-mm/IRS3 outflows
我们提出了在环境速度下对L1448-mm和L1448-IRS 3中的分子流出的SiO v=0 J=2-1和J= 3-2线以及HCO 101-000 J=3 - 2-1/2 F=2-1线的检测。这是第一次在暗云中探测到HCO。我们还测量了H_（13）CO ~+、H_（13）CN、HN_（13）C、CH_3OH和N_2 H ~+的谱线。而HCO和SiO线的线宽为0.5 km s-1，其他线的宽度为1 km s-1。朝向L1448-mm，除了SiO和HCO的那些线之外，所有的线都显示出以4.7和5.2 km s-1为中心的两个不同的速度分量。HCO只在4.7km s-1的云中观测到，SiO在5.2km s-1的分量中观测到。在5.2 km s-1的云中SiO的丰度为10 E-11，比4.7 km s-1的分量和其它暗云大一个数量级。HCO的丰度为10 E-11，与离子-分子反应模型预测的暗云中静止气体的丰度相似。SiO/HCO丰度比（>150）从4.7 km s-1到5.2 km s-1的变化很大，SiO向L1448-mm方向发射的分布和运动学表明，环境SiO与分子外流有关。我们建议，窄线宽和丰富的SiO在环境气体中产生的相互作用的磁和/或辐射前兆的冲击与cluerically预冲击环境气体。
2004-01-20 astro-ph
Outflow and Infall in a Sample of Massive Star Forming Regions
我们提出了单点观测的SiO，HCO $^+$和H $^{13}$ CO $^+$从詹姆斯克拉克麦克斯韦望远镜对23个大质量的恒星形成区域以前已知的包含分子外流和超紧凑的HII地区。我们检测到SiO对14个来源，并建议在其他9个来源的非检测可能是由于这些流出是旧的，没有持续的冲击，以补充SiO。我们偶然发现SO $_2$对17个源在相同的调谐HCO $^+$。我们检测到HCO $^+$对所有的来源，并建议它是跟踪在9个案件的下降。对于7个坠落候选者，我们估计了1 $\times10^{-2}$和2 $\times10^{-5}$ M $_{\odot}$/$^{-1}$之间的质量坠落率。7个源显示SiO检测（年轻流出）和HCO $^+$入流特征。我们还发现，H $^{13}$ CO $^+$的丰度往往随着我们可以确定丰度的源中SiO的丰度而增加。我们讨论这些结果与目前的理论，通过吸积大质量恒星形成。从这次调查中，我们认为，也许这两种模式的电离吸积和停止吸积可能是重要的，在描述一个大规模的原恒星（或原恒星）超越形成的HII区域的演变。
2007-04-10 astro-ph
Outflow 20--2000 AU from a High-Mass Protostar in W51-IRS2
本文报道了用甚大阵和甚长基线阵首次对恒星形成区W51-IRS 2进行的高角分辨率观测结果。我们对W51-IRS 2中的水脉泽辐射的图像揭示了两个包含SiO脉泽源的脉泽复合体。这些水脉泽复合物之一似乎跟踪弓形激波的开口角是一致的SiO脉泽发射分布中观察到的开口角。我们的水脉泽图像与19年前获得的数据构建的图像的比较清楚地显示了这种弓形激波的持续性和运动。自行对应于80 km/s的外流速度，这与19年前的数据（跨越2年）一致。我们在SiO脉泽辐射中发现了~25 AU尺度的双臂线性结构，并发现沿臂的速度梯度约为0.1km/s/AU。我们建议，SiO脉泽源的痕迹四肢加速双极流出接近一个模糊的原恒星。我们估计外流与天空平面成<20度角。我们的测量的加速度是一致的报告漂移的视线速度的W51 SiO脉泽源。
2001-12-04 astro-ph
SiO Observations of the NGC 1333 IRAS 2A Protostellar Jet
我们提出了86.8 GHz的SiOJ =2-1观测的分子流出的原恒星源NGC 1333 IRAS 2A。一氧化硅是分子气体中激波的敏感示踪剂，它的发射清楚地追踪了外流叶末端的终端弓形激波，以及发射结和与原恒星一致的源。我们从BIMA干涉仪获得的三场镶嵌图覆盖了整个流出长度，包括两个叶。最突出的发射特征，东部的弓形激波，在前缘显示SiO，明显地从CO中看到的最大值位移。这与Chandler和Richer（2001）最近对HH 211喷流的观测相反，在HH 211喷流中SiO主要跟踪内部工作表面，并且比CO延伸得更少。我们的结果与IRAS 2A弓形激波前缘的瞬时夹带一致。
2002-12-10 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
High Resolution Imaging of Molecular Outflows in Massive Young Stars
本文介绍了利用布雷平台干涉仪（PdBI）在SiO（J=2-1）和H $^{13}$ CO $^{+}$（J=1-0）谱线上，在1.3 mm和3.4 mm连续谱线上，以及利用甚大阵（VLA）在NH $_3$（J，K）=（1，1）、（2，2）行。NH $_3$（1，1）和（2，2）发射仅在IRAS 18264-1152中检测到。对于IRAS 18264-1152，SiO观测揭示了至少两个准垂直流出，具有高准直因子，最主要的特征是红移喷流，具有非常高的速度高达约$Δv=60$ kms $^{-1}$相对于系统速度。该外流的甚高速分量（$Δv=22 - 60$ kms $^{-1}$）在空间上与其高速分量（$Δv=3 - 21$ kms $^{-1}$）偏移。这两个分量的SiO线轮廓和位置-速度特征表明，这种外流可以由下伏旋进射流驱动。对于IRAS 23151+5912，双极但主要蓝移的SiO流出与单盘CO流出的内部部分一致。特别是准抛物线形状的蓝移流出相吻合的近红外星云，并与夹带的气体由一个潜在的广角风。对这两个光源的分子外流数据的分析进一步支持了高质量恒星通过类似于低质量恒星的盘介导吸积过程形成。
2006-09-11 astro-ph
SiO J=5--4 in the HH211 Protostellar Jet Imaged with the SMA
我们用亚毫米波阵列（SMA）对HH 211分子外流中217 GHz处的SiOJ =5-4谱线进行了测绘。高分辨率图（1.6“x0.9”）表明，SiOJ =5-4的辐射来自沿外流轴的中心窄喷流，其宽度约为0.8“（约250 AU）FWHM。SiO喷流由一系列相互间隔3- 4“（~1000 AU）的结组成，在一张新的深VLT近红外图像中，大部分SiO结都有对应的激波H_2释放。一个新的，最里面的一对结被发现在距离中心恒星+/-2“的地方。Chandler和Richer（2001）的SiO J=5-4数据与SiO J=1-0数据上限之间的线比表明，这些结的温度超过300-500 K，密度为（0.5-1）x10^7 cm^{-3}。这些结的径向速度约为30 km/s，与整个喷流中的最大速度相当。在这对SiO结中观察到的高温、高密度和速度结构表明，它们与靠近原恒星发射的主喷流密切相关。
2005-12-09 astro-ph
The Detection of Outflows in the IR-Quiet Molecular Core NGC 6334 I(North)
我们发现了强有力的证据，流出起源于致密的分子核心NGC 6334 I（北）：一个1000 Msol的分子核心区分其缺乏HII地区和中红外发射。用SEST 15米望远镜获得了SiO2 -1和5-4谱线的新观测，用ESO 2.2米望远镜获得了H2（1-0）S（1）谱线的新观测。SiO跃迁的谱线剖面显示出从-50到40 km/s延伸的宽翼，谱线翼发射的空间图显示出双极形态，红翼和蓝翼的峰相隔30”。外流的估计质量损失率与年轻的中等到高质量恒星的质量损失率相当。近红外图像显示了8节的H2发射。五个结形成一个线性链，这是从SiO流出的轴位移，这些结可能会跟踪沿第二，高度准直流出的路径的冲击激发气体。我们认为I（N）是团簇形成早期分子核的一个罕见例子。
1999-10-08 astro-ph
A detailed study of G35.2-0.7N: collimated outflows in a cluster of high-mass young stellar objects
本文介绍了G35.2- 0.7N大质量恒星形成区的JCMT、BIMA和VLA观测结果。这些新的观察结果使人们对这一地区外流的性质有了相当程度的了解。我们的CO、SiO和射电资料的组合表明，可能有多达四个流出物从包含G35.2- 0.7N的核心发出。最显著的结果是排除了射电喷流作为大尺度CO流的驱动源。喷流驱动其自身的高度准直的CO流出。H13 CN和H13 CO+的分子谱线发射峰值朝向大规模CO外流的中心，但没有在其中检测到射电源。在SiO发射中可以看到第三个流，其似乎集中在H13 CO+的另一个峰上。第四个流在CO或SiO中看不到，但从先前的L '波段数据和在该流的拟议中心发现的无线电源推断。
2002-11-04 astro-ph
Submillimeter emission from the hot molecular jet HH 211
我们用亚毫米阵观测了HH 211喷流的亚毫米连续谱和CO（3-2）和SiO（8-7）跃迁。在流出中心检测到的连续源显示出垂直于流出轴方向的细长形态。这两种分子的高速发射显示出一个棘手的和高度准直的结构。在外流底部靠近驱动源的SiO（8-7）辐射速度范围很广，从-20到40 km s^{-1}。这表明广角风可能是HH 211外流的驱动机制。对于距离驱动源大于5”（1500 AU）的距离，来自两个跃迁的发射遵循哈勃定律行为，SiO（8-7）达到比CO（3-2）更高的速度，并且位于CO（3-2）结的上游。这表明SiO（8-7）排放物可能追踪非常接近主射流的夹带气体，而CO（3-2）追踪密度较小的夹带气体。从Hirano等人的SiO（5-4）数据中，我们发现，当节点远离驱动源时，沿喷流方向的SiO（8-7）/SiO（5-4）亮温比减小。这与密度沿喷流逐渐降低的情况相一致，从500天文单位处的（3-10）x10^6 cm^{-3}到距离驱动源5000天文单位处的（0.8-4）x10^6 cm^{-3}。
2005-12-12 astro-ph
Variability of the NGC 1333 IRAS 4A Outflow: Molecular Hydrogen and Silicon Monoxide Images
在H2 1-0 S（1）线上观察到NGC 1333区。H2图像覆盖IRAS 4周围的5' x 7'区域。检测到许多H2排放特征。结合H2图像和已发表的SiO图，研究了IRAS 4A驱动的东北-西南双极外流。SiO-H2流出在西南侧是连续的，但在东北侧显示出缺口。西南出流波瓣曲线平滑，位置角随着距驱动源的距离而增大。东北流出叶的基部和外尖与西南流出叶的相应部分相对。这种点对称性表明，外流轴在天空平面内可能是顺时针方向漂移或旋进的，而轴漂移的原因可能是外流发动机的内在原因。轴漂移模型是由SiO流出的不对称的横向强度分布的支持。地轴漂移速率约为0.011度yr-1。东北流出的中部并不完全遵循点对称，因为叠加了两种不同的方向变化：驱动源的轴漂移和致密核的偏转。轴漂移模型很好地解释了东北流出的大偏转角。IRAS 4区周围的其他H2排放功能进行了简要讨论。其中一些是新发现的流出，一些与以前已知的流出有关。
2006-04-19 astro-ph
The impact of shocks on the chemistry of molecular clouds: high resolution images of chemical differentiation along the NGC1333-IRAS2A outflow
本文详细研究了与低质量原恒星NGC 1333-IRAS 2A相关的流出物中的化学物质，其尺度为3”（650 AU）。介绍了OVRO和BIMA干涉仪的毫米波长孔径合成观测以及Onsala 20米望远镜和CSO的（亚）毫米单碟观测。高准直的原恒星流出物与来自中央原恒星的分子凝聚物~15000 AU的相互作用清楚地被HCN、SiO、SO、CS和CH 3OH等分子物质追踪。特别是SiO痕迹之间的流出和分子凝聚的界面处的一个狭窄的高速组件。多过渡单碟观测用于区分化学冲击的分子凝聚，并解决其中的物理条件。统计平衡计算表明，静态和冲击分量的温度分别为20 K和70 K，密度接近10^6 cm^{-3}。在冲击区，CH_3OH、SiO和含硫分子的丰度显著增加，增加了2 ~ 4个数量级。HCO+仅在地震后出现，这与地震中HCO+通过谷物地幔释放H2O而被破坏的模型一致。N2 H+显示窄线，不受外流的影响，而是探测周围的云。HCN，H2 CO和CS的丰度的差异被认为是不同的流出区域之间，并建议有关的原子碳丰度的差异。相比，温暖的内部部分的原恒星信封，更高的丰度，特别是CH 3OH和SiO被发现在外流，这可能是有关的区域之间的密度差异。
2003-11-05 astro-ph
Are Silicon Nanoparticles an Interstellar Dust Component?
硅纳米颗粒（SNP）被认为是星际尘埃中观测到的“扩展红光发射”（ERE）的来源。我们计算了在反射星云（如NGC 2023）和漫射星际介质（ISM）中这些粒子的热辐射。纯中性Si SNP将在16.4微米（μ m）处发射，而Si/SiO2 SNP（中性和带电两者）在20 μ m处产生特征。NGC 2023中16.4 μ m和20 μ m特征的观察上限在纯Si SNP中施加< 1.5 ppm的上限，和/或在Si/SiO2 SNP中施加< 0.2 ppm的上限。从NGC 2023观测到的ERE强度给出了所需光致发光效率η的下限。对于前景消光A（0.68um）= 1.2，我们发现NGC 2023中Si SNP的eta > 5%，或Si/SiO2 SNP的eta > 24%。测量的R波段消光朝向ERE发射区可以加强这些下限。扩散ISM的ERE发射率似乎需要Si/SiO2（Si）SNP中太阳能Si丰度的> 42%（> 33%）。我们预测红外发射光谱，并显示DIRBE光度法似乎排除了这样高丰度的自由飞行的SNPs在弥漫ISM。如果ERE是由SNP引起的，那么它们必须要么成簇，要么附着在更大的颗粒上。SIRTF未来的观察将对自由飞行的SNP的存在更加敏感。
2001-07-09 astro-ph
A Class of Interstellar OH Masers Associated with Protostellar Outflows
利用甚大射电望远镜阵，我们在W3 OH区Turner-Welch原恒星源附近探测到了微弱的OH脉泽辐射。不同于典型的星际OH脉泽，这是与超紧凑的HII区域，我们测量的位置和自行（从甚长基线干涉）表明，这些OH脉泽是与双极外流跟踪强H2O脉泽。这些OH脉泽可能是一类星际OH脉泽的一部分，它们与非常年轻的恒星有关，这些恒星尚未或可能永远不会产生超紧凑的HII区域。这类OH脉泽似乎形成在非常致密的物质（其中形成H2O脉泽）的边缘附近，总密度急剧下降，星际紫外辐射足以使H2O分子解离。这类OH脉泽的观测可能是一个重要的方式来探测这一重要的分子在星际激波中的分布在角秒分辨率或更好。
2003-04-30 astro-ph
Warm SiO gas in molecular bullets associated with protostellar outflows
本文介绍了通过IRAM和JCMT观测获得的沿0级源L1448-mm和L1157-mm流出的分子子弹的第一个SiO多线分析（从J=2-1到J=11-10）。我们已经计算了每个子弹的主要物理参数，并将它们与其他示踪剂的温暖和致密的气体和模型的SiO激发在冲击。结果表明，与L1157子弹（n（H2）~1-5 × 10^{5} cm^{-3}，T ~ 100-300 K）相比，L1448-mm子弹（n（H2）~ 10^{6} cm ^{-3}，T > 500 K）具有更高的激发条件。在这两个来源中，都有明显的证据表明存在具有不同激发条件的速度分量，其中密度较大和/或温度较高的气体与速度较高的气体相关。在L1448中，大部分发射是由于高激发和高速气体，而在L1157中，大部分发射来自环境速度下的低激发气体。速度v_s大于~ 30 km/s、密度为~ 10^{5}~ 10^{6} cm^{-3}的激波能很好地再现观测到的速度平均线比。平面平行激波模型，但是，未能预测所有观察到的线的轮廓，特别是非常相似的配置文件所示的低和高激发线。总体观察结果支持L1157团块是比L1448子弹更靠近驱动源的冲击相互作用事件的观点。在后者的对象，速度结构和物理参数的变化与速度非常接近的原恒星附近的光学/红外喷流中发现的，这表明类似的发射和激发机制也在毫米波长的准直喷流的起源。
2006-10-02 astro-ph
Grain Evolution across the Shocks in the L1448-mm Outflow
最近对非常年轻的L1448-mm外流的冲击前兆的检测为我们提供了在冲击演化的第一阶段研究晶粒化学的可能性，限制了从晶粒中喷出的分子和气相中形成的物种。观察的关键分子在粮食化学，如SiO，CH 3OH，SO，CS，H2S，OCS，和SO2对这个流出。线的配置文件和导出的丰度显示三个不同的速度制度，跟踪的冲击演化：震前，冲击前兆和postshock气体。的SiO，CH 3OH，SO和CS丰度增强相对于静止的气体由1个数量级的冲击前体成分，并由3个数量级的postshock气体。衍生的SiO和CH 3OH的丰度是一致的，这些分子从谷物最近弹射。由于H2S只增强的冲击前兆成分，OCS和SO2是未检测到的，SO和CS是最丰富的含硫物种的颗粒地幔L1448毫米。喷射主要是SO和CS，而不是H2S或OCS的颗粒，表明硫化学将取决于化学“历史”的颗粒地幔流出和热芯。
2005-06-17 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
Outflow and Infall in a Sample of Massive Star Forming Regions II: Large Scale Kinematics
我们展示了从Klaassen & Wilson（2007 a）中选出的SiO（J=8-7）和HCO $^+$和H $^{13}$ CO $^+$（J=4-3）中的7个源的地图，这些地图是在James Clerk Maxwell望远镜上使用HARP-B获得的。我们发现，我们的七个源中有四个有基于其HCO $^+$排放曲线的下落签名。从我们的地图中，我们已经确定了这些来源的流出和下落区域的范围，并限制了每个大质量恒星形成区域的下落和流出质量以及质量下落率。从我们的SiO观测，我们估计的源光度所需的冲击周围的这些大质量的恒星形成区域，并找到光度类似的HII地区本身。我们发现，我们的流入和流出质量之间的比率小于1，这表明在分子流出的高质量夹带率。我们还发现，大规模的分子落入G10.6-0.4的速率是在以前的研究中发现的小规模的分子落入率。
2008-05-22 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
Chemical differentiation along the CepA-East outflows
我们提出了一个多线调查的结果，在毫米波长的仙王座A恒星形成区域。已经确定了四个主要的流动：三个指向西南，东北和东南方向和加速高密度CS团块。高灵敏度HDO观测显示的第四个外流指向南方，与特别有利于化学浓缩的条件有关。线轮廓的分析表明，SiO分子占主导地位，在最高的速度和最高的激发条件下，确认其密切关联的冲击。H_2S、SO_2和SO比SiO更倾向于追踪静止区，特别是在最高速度时没有明亮的H_2S辐射，OCS和H_2CS在相当高的速度下发射，其中SiO、CH_3OH和HDO等三种激波示踪物的丰度较高。这些结果可能表明，H2S是不是唯一的主要硫载体在粮食地幔，OCS和H2 CS可能发挥重要作用的颗粒;或者，他们迅速形成，一旦地幔蒸发后，通过一个冲击。最后，流出的峰值排放已与最近的时间相关的硫化学模型进行了比较：结果表明，如果与准确测量的物理条件，CH 3OH/H2 CS柱密度比可以用作一个有效的化学时钟，以日期的年龄冲击气体。
2005-05-09 astro-ph
BIMA Array Observations of the Highly Unusual SiO Maser Source with a Bipolar Nebulosity, IRAS 19312+1950
本文报道了利用伯克利-伊利诺斯-马里兰星协天文台阵列对SiO脉泽发射的双极星云IRAS 19312+1950在CO（J=1 - 0和J = 2 - 1），13 CO（J=1-0和J=2-1），C18 O（J=1-0），CS（J=2-1），SO（J_K=3_2-2_1）和HCO+（J=3-2）谱线上的测绘观测结果。尽管SiO脉泽源通常被认为是具有活动质量损失的晚型星，但自发现以来，该源的演化状态一直存在争议。在线的配置文件中，两个运动学组件被发现在以前的单盘观测报告：一个广泛的基座组件和一个狭窄的组件。12 CO线追踪的宽组分区的空间动力学性质可以用一个简单的球形外流模型和典型的AGB星的膨胀速度来粗略地解释，尽管宽组分区的某些性质仍然与典型的AGB球形外流的性质相冲突。一个狭窄的组件区域显然表现出双极流。窄部件区域的角尺寸在空间上大于宽部件区域的角尺寸。CS发射的强度分布避开了源的中心区域，而SO宽分量发射的强度分布在映射中心处呈现出小的峰值特征。根据目前的结果，如果一个广泛的组成部分真的起源于一个球形外流，富氧演化恒星的对象似乎是一个自然的解释，中央恒星IRAS 19312+1950。
2005-07-08 astro-ph
Large-scale shocks in the starburst galaxy NGC253. Interferometer mapping of a 600 pc SiO/H13CO+ circumnuclear disk
本文介绍了第一个高分辨率的SiO图制作的外部星系。用IRAM干涉仪在SiO的v=0，J=2-1谱线和H_（13）CO ~+的J=1-0谱线上同时观察到了附近棒旋星系NGC_（253）的核，分辨率为7.5 ″ × 2.6 ″。SiO和H_（13）CO ~+的发射在NGC_（253）的核中扩展。SiO/H_（13）CO ~+发射主要来自于一个600 pc × 250 pc的双环结构的环核盘（CND）。内环的半径r= 60 pc，沿着PA= 51 deg的边缘观察，是核星暴的所在地;外环的伪环在r= 300 pc处呈螺旋状。的气体磁盘的运动学，其特征在于由强非圆运动，被解释在方面的共振响应的气体的禁止潜在的。内环将对应于内林德布拉德共振（iILR），而外部区域与跨越外ILR（oILR）的拖尾螺旋波的开始相关联。最值得注意的是，我们报告检测到的分子气体对应的巨大外流的热气体，以前看到的X射线和光学线路，并暂时确定为灰尘烟囱在450亩连续带。SiO显示出高的平均分数丰度的CND的X（SiO）=1.5x10E-10。这比PDR的预测值高出一个数量级以上。此外，X（SiO）的变化至少由一个数量级之间的内部星爆区，其中占主导地位的全球发射，我们得出X（SiO）=1- 2x 10 E-10，和外部区域，其中X（SiO）达到几个10 E-9。流出物中SiO丰度也显著增加（X（SiO）=3- 5 × 1…
2000-01-11 astro-ph
A Jet-like Outflow toward the High-Mass (Proto)stellar Object IRAS 18566+0408
利用VLA和OVRO对一颗大质量候选原恒星IRAS 18566+0408进行了\nh 3（J，K）=（1，1），（2，2）和（3，3）反转跃迁，SiO J=2-1和HCN J=1-0谱线，以及43和87 GHz连续谱辐射的干涉观测。87 GHz的连续发射揭示了两个连续峰MM-1和MM-2沿分子脊。主峰MM-1与43 GHz处的紧凑发射特征相一致，并且主要来自尘埃发射。对于1.3的尘埃发射率指数$β$，MM-1的尘埃峰值质量为70 \msun，MM-2为27 \msun。假设内部加热，MM-1和MM-2的中心光度分别为$6 \times 10^4$和$8 \times 10^3$ \lsun。SiO发射揭示了从MM-1发出的良好准直的流出。在\nh 3中也检测到类似于SiO排放的射流。质量为27 \msun的流出物导致气体中显著加热至70 K的温度，远高于扩展核心中$\lsim 15$ K的温度。发现与外流有关的紧凑（$< 3''$）和窄线（$<1.5$ \kms -1）\nh 3（3，3）发射特征。它们可能是由\nh 3中类似于脉泽发射的弱粒子数反转引起的。对于MM-1，存在紧凑的\nh 3结构，其线宽从在3 $''$分辨率下测量的5.5 \kms -1 FHWM增加到在1 $''$分辨率下测量的8.7 \kms-1。在整个堆芯中，该线宽比$<$ 2 \kms -1的FWHM大得多…
2007-04-20 astro-ph
Outflow and dense gas emission from massive Infrared Dark Clouds
红外暗云预计在不同的，非常年轻的进化阶段的港口来源。为了更好地描述这些差异，我们观察了43个大质量红外暗云的样本，最初被选为候选的高质量无星核心，IRAM 30米望远镜覆盖低密度气体，高密度气体，分子流出/喷流和温度效应的谱线示踪剂。SiO（2-1）观测揭示了对18个源的探测。假设一氧化硅完全是由尘埃颗粒溅射产生的，这意味着至少有40%的样本恒星正在形成。观察到一个广泛的SiO线宽（2.2和65公里/秒之间），我们讨论了这种速度传播的潜在起源。虽然低密度示踪剂12 CO（2-1）和13 CO（1-0）在几个速度分量中被检测到，但高密度示踪剂H13 CO+（1- 0）通常仅显示单个速度分量，因此非常适合于IRDC的运动学距离估计。此外，H13 CO+的线宽平均比以前观察到的NH3（1，1）的线宽大1.5倍。这表明在致密的核心中心有更多的运动，这可能是由于湍流或开始恒星形成活动。此外，我们只检测到6个来源的CH 3CN，而CH 3OH被观察到约40%的样品。甲烷氯化萘和甲烷OH丰度的估计值较低，平均值分别为1.2x10^{-10}和4.3x10^{-10}。这些结果与高质量恒星形成的最早演化阶段的化学模型是一致的。此外，CH 3OH丰度与最近报道的低质量无星核的值相比也很好。
2007-06-25 astro-ph
Kinematics of Interstellar Gas in Nearby UV-Selected Galaxies Measured with HST/STIS Spectroscopy
我们测量了邻近紫外选择星系中单个星团的HST/STIS光谱中星际吸收线的多普勒频移。系统速度的值，这是量化流出速度所需的，取自文献，并与恒星线验证。我们通过低电离线（例如，CII、SiII、AlII），其跟踪冷和/或暖气体。我们样本中的恒星爆发在光度（和质量）上与矮星系和亮红外星系（LIRGs）中等，我们确认它们的外流速度（范围从-100 km/s到近-520 km/s，精度约为80 km/s）与以前在矮恒星爆发和LIRGs中测量的速度中等。我们没有检测到高电离线（如CIV或SiIV）的流出，将需要更高质量的数据来经验地建立速度如何随流出的电离状态而变化。我们证实，低电离紫外线和光学碘化钠双峰大致一致的外流速度固化的星系风在低和高红移的研究之间的重要联系。为了获得更高的信噪比，我们创建了一个局部平均复合光谱，并将其与高z Lyman Break复合光谱进行比较。令人惊讶的是，低电离线在两个样品中显示出相似的流出速度。我们将此归因于在局部复合物中向更高光度加权的组合，以及两个样本平均比v-SFR关系中的“周转”光度更亮。
2006-05-09 astro-ph
Parametrization of C-shocks. Evolution of the Sputtering of Grains
内容：对L1448-mm流出的年轻冲击的窄SiO线的检测已被解释为C-冲击的磁性前兆的签名。与环境气体中的低SiO丰度（<10 E-12）相比，在几乎环境速度下的窄SiO排放显示出10 E-11的SiO丰度增强。这种增强被认为是由C-冲击第一阶段的颗粒地幔溅射产生的。然而，溅射颗粒的建模通常平均的SiO丰度的耗散区的C-冲击，这不能解释最近的观察。目的：模拟冲击波在环境气体中传播时颗粒溅射产生的SiO、CH 3OH和H2O气相丰度的演化。方法：我们提出了一个参数模型来描述作为时间的函数的物理结构的C-冲击。使用已知的溅射产率的水地幔（与次要成分，如硅和CH 3OH）和橄榄石的核心与H2，He，C，O，Si，Fe和CO的碰撞，我们遵循的演变的硅，CH 3OH和H2O的丰度喷出的晶粒。结果：这些丰度的演变表明，CO似乎是最有效的溅射剂在低速冲击。与其他模型相比，CO使硅从晶粒地幔溅射的速度阈值降低了5-10 km s-1。在低速激波的早期阶段，CO的溅射可以产生10 E-11的SiO丰度，这与在L1448-mm的磁性前兆中观察到的一致.我们的模型还满意地再现了在同一区域内两个Vs=30和60 kms-1的激波共存时，在该外流中观察到的SiO、CH_3OH和H_2O的逐渐增强.
2008-02-05 astro-ph
Detection of SiO emission from a massive dense cold core
我们报道了从大质量冷致密核G333.125-0.562中探测到SiO（J = 2 - 1）跃迁。核心在小于70微米的波长下仍然未被检测到，并且具有紧凑的1.2毫米尘埃连续体。一氧化硅的发射局限于核心。这些观测是对巨大分子云G333进行的持续多分子线调查的一部分。在核心中检测到的其他分子包括13 CO、C18 O、CS、HCO+、HCN、HNC、CH 3OH、N2 H+、SO、HC 3 N、NH3和它们的一些同位素。此外，从NH_3（1，1）和（2，2）反转谱线得到了13 K的温度。通过对光谱能量分布的拟合，我们得到色温为18 K，气体质量为2 x 10^3太阳质量。我们还在核心探测到了22 GHz的水脉泽，以及甲醇脉泽发射，这表明核心将容纳大质量恒星的形成。我们假设，一氧化硅排放产生的冲击与流出的冷核心。
2007-07-10 astro-ph
Conversion of relativistic pair energy into radiation in the jets of active galactic nuclei
一般认为活动星系核（AGN）的非热辐射是由相对论性喷流驱动的。这些喷流的组成--轻子喷流还是强子喷流--仍在争论之中。本文研究了相对论性平行对外流中动能通过与周围星际介质相互作用转化为辐射的微物理过程。从与电子对流出同步运动的坐标系上看，星际质子和电子代表了在电子对等离子体中以相对论速度传播的质子-电子束。我们表明，该光束激发静电和低频磁流体Alfvin型波通过双流不稳定性对背景等离子体，我们计算的时间演化的光束粒子的分布函数和产生的等离子体波湍流功率谱。对于标准AGN喷流和环境参数，我们表明，星际质子和电子的初始束流分布迅速放松到平台分布的平行动量，从而转移到电场波动的静电湍流的初始能量密度的束粒子的一半。在相当长的时间尺度上，稳定的星际电子和质子将通过它们自身产生的横向湍流而各向同性，从而在流出对等离子体中被拾取。这些较长的时间尺度也是从平台电子和质子的横向磁流体湍流的发展的特征。这种上游和下游的磁流体湍流对于扩散激波加速在与对流出相关的外部或内部激波下操作是至关重要的。
2002-07-02 astro-ph
PdBI sub-arcsecond study of the SiO microjet in HH212 - Origin and collimation of Class 0 jets
双极HH 212流出已被映射在SiO使用的高原德布尔干涉仪（PdBI）的扩展配置，揭示了一个高度准直的SiO射流密切相关的H2射流组件。我们研究前所未有的分辨率（0.34”跨喷流轴）的属性的最里面的SiO“”microjet“在1000 AU的这个年轻的0级源，比较它与原子microjet从更先进的来源，并限制其起源。利用SiO通道图研究了微射流的准直性和速度结构。对来自PdBI和亚毫米阵列的SiO（2-1）、（5-4）和（8-7）数据应用大速度梯度分析以限制SiO不透明度和丰度。HH 212 0级微射流在准直和能量预算方面与金牛座T源的原子微射流有惊人的相似之处。此外，SiO线在光学上看起来很厚，不像通常假设的那样。当n（H_2）= 10（7）-10（5）cm（-3）时，SiO/H_2的丰度大于4 × 10（-8）-6 × 10（-5），即占元素硅的0.05-90%。这种相似的喷流宽度，无论是否存在致密的包层，都明确排除了由外部压力引起的喷流准直，并在恒星形成的所有阶段都有利于共同的MHD自准直（可能还有加速）过程。我们建议，更丰富的SiO在0类射流可能主要是由于快速（小于25年）在高射流密度的分子合成。
2007-04-20 astro-ph
The structure of Onsala 1 star forming region
我们提出了新的高灵敏度高分辨率毫米波观测Onsala 1超紧凑HII区域，揭示了这个大质量恒星形成云的内部结构。用IRAM 30米射电望远镜（~11”分辨率）获得的1.2毫米连续谱图显示了一个1'大小的中心峰值凝聚（在假定距离为1.8千秒差距时~0.5秒差距），用IRAM Plateau de Bure干涉仪在3毫米连续谱和H13 CO + J=1- 0和SiOJ =2- 1的发射谱线中以更高的分辨率进一步研究了这个凝聚。3 mm数据的分辨率约为5”X 4”，在扩展的1.2 mm发射峰处显示了一个未分辨的连续源，与超紧凑的HII区域密切相关。H13 CO+图与Zheng等（1985）的NH_3图一致。然而，速度场的中心冷凝，这是以前认为出现在一个快速旋转的结构，是更好地解释在双极流出的致密和紧凑的组成部分。这一解释得到了整个区域的SiO和CO观测的证实。事实上，我们的新SiO数据揭示了该地区存在多个（至少4个）流出。特别是，在UCHII区域以北约1'的区域内有一个重要的外流活动中心。事实上，不同的外流与Onsala 1集群的不同成员有关。这里提供的数据支持这样一种假设，即在星团和/或UCHII区域的演化过程中，大质量恒星的形成阶段开始得要晚得多，持续时间要长得多，超过10^5年。
2004-06-29 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
A Keck/HIRES Study of Kinematics of the Cold Interstellar Medium in Dwarf Starburst Galaxies
我们获得了六个矮星暴星系和两个更亮的星暴星系M82和NGC 1614的Na-D吸收双重态（5890 A，5896 A）的高分辨率Echelle谱（R = 30，000 - 50，000）。基于运动学原理，将吸收特征分解为多个分量，并分为恒星和星际两部分。我们发现其中三颗矮星显示出外流，平均蓝移速度为27 km/s。这与NGC 1614和M82的最高速度分量（分别蓝移150 km/s和91 km/s）相比是很小的;这两个更明亮的星系也显示出比矮星更复杂的吸收轮廓。没有一个流出速度明显超过宿主星系的逃逸速度。NGC 2363和NGC 4214的视线显然与膨胀的壳层相交。我们比较了冲击气体速度（v_NaD）和电离气体速度（v_Halpha），并将速度差解释为捕获的电离前沿（NGC 4214）或泄漏的HII区域（NGC 2363）。矮星的N（NaD）= 10^（11.8-13.7）cm^-2，而M82和NGC 1614的Na D柱分别为10^13.7 cm^-2和10^14.0 cm^-2。喷出气体的质量对流出几何形状、尘埃耗尽和电离分数非常敏感，但我们用一个简单的壳层模型估计中性流出气体的质量从~10^6 M_solar到~10^10 M_solar。
2004-04-06 astro-ph
Millimeter- and Submillimeter-Wave Observations of the OMC-2/3 Region. II. Observational Evidence for Outflow-Triggered Star Formation in the OMC-2 FIR 3/4 Region
我们用NMA和ASTE对OMC-2 FIR 3/4区的H $^{13}$ CO $^{+}$（1- 0），$^{12}$ CO（3- 2，1- 0），SiO（$v$ =0，$J$ =2- 1），CS（2- 1）和CH $_3$ OH（$J_K$ =7 $_K$ -6 $_K$）谱线和3.3 mm连续谱线进行了观测。我们在H $^{13}$ CO $^{+}$发射中的NMA观测揭示了与FIR 4相关的0.07 pc尺度的致密气体。$^{12}$ CO（3--2，1--0）的发射在FIR 3的东北和西南方向都显示出高速的蓝移和红移分量，这表明在FIR 3的驱动下，分子外流几乎沿着天空的平面。SiO和CH $_{3}$ OH的发射被检测到的流出物和致密气体之间的界面周围。此外，$^{12}$ CO（1- 0）发射在P-V图中显示L形结构。这些结果意味着由于FIR 3驱动的分子外流和与FIR 4相关的稠密气体之间的相互作用而存在激波。此外，我们在3.3毫米连续辐射中对FIR 4的高角分辨率观测首次发现FIR 4由11个尘埃核心组成。这些核心之间的分离是在相同的数量级的牛仔裤长度，这表明这些核心的碎片已造成的引力不稳定性。碎裂的时间尺度与分子流出和稠密气体之间相互作用的时间尺度相似。我们认为，从FIR 3流出的分子和与FIR 4相关的致密气体之间的相互作用引发了这些尘埃核心的碎片，因此下一代…
2008-04-06 astro-ph
High-Ion Absorption in Seven GRB Host Galaxies at z=2-4: Evidence for both Circumburst Plasma and Outflowing Interstellar Gas
利用VLT/UVES高分辨光谱技术对7个z_GRB> 2的GRB余辉进行了研究。我们的样品由GRB 021004、050730、050820、050922C、060607、071031和080310组成。其中四个光谱是在快速响应模式下拍摄的，在雨燕伽玛射线暴探测的30分钟内。我们确定了几个不同类别的高离子吸收速度接近z_GRB：（i）强的高离子成分在z_GRB本身总是看到OVI，CIV，和SiIV，通常（在6 7例）在NV。我们讨论了这种吸收的起源环暴和星际模型。使用非检测SIV * 对GRB 050730与紫外光激发模型，我们把一个下限为400 pc的距离SIV轴承气体从GRB。(ii)在每个光谱中观察到z_GRB周围100 - 400 km/s的复杂的多分量CIV和SiIV剖面;这些速度场与在类似红移的阻尼Lyman-α系统中测量的速度场相似，表明星系起源。(iii)在CIV、SiIV和OVI剖面中，在7个光谱中的4个中，可以看到覆盖65 - 140 km/s的不对称蓝移吸收线机翼。机翼的运动学与观察，两个翅膀显示“银河系”的CIV/SiIV比表明这些功能跟踪流出的ISM气体在伽玛射线暴的宿主星系。(iv)高速（HV; 500 - 5000公里/秒）的组件中检测到的7个光谱。HV组件显示不同的属性。在伽玛暴071031和080310的情况下，电离水平（非常高的CIV/SiIV比…
2008-10-17 astro-ph
The high-mass star-forming region IRAS18182-1433
本文介绍了对年轻大质量恒星形成区IRAS 18182 -1433的亚毫米阵1.3mm线阵和连续谱观测结果。这些数据与来自VLA的短间距CO（2-1）观测和SiO（1-0）数据相补充。多个大规模的外流从毫米连续峰发出。CO（2-1）数据揭示了一个由两个90 °倾斜的外流组成的四极外流系统。一个外流表现出一个锥状的红移形态与喷气式蓝移对应的蓝色反锥只能暂时确定。SiO（1-0）数据表明存在第三次外流。分析12 CO/13 CO谱线比率表明，随着速度的增加，CO谱线不透明度降低。其他七种检测到的分子种类-也是高密度示踪剂，如CH 3CN，CH 3OH，HCOOCH 3-都与mm连续峰偏移约1- 2“，但空间上与强烈的分子流出峰和指示热射流的cm发射特征相关。分子线和mm连续发射之间的这种空间位移可能是由于cm特征位置处的未解析子源，或者流出/射流本身改变了核心的化学性质，从而增强了该区域的分子丰度。根据CH 3CN（12_k-11_k）谱线的温度估计，温度约为150 K。对高密度示踪分子的速度分析表明，在给定的空间分辨率下，它们中没有一个显示出与旋转圆盘一致的相干速度结构。我们讨论了这种缺乏旋转签名，并将其归因于内在的困难，从周围的致密气体信封和分子外流观测隔离大规模的吸积盘。
2006-03-30 astro-ph
A movie of a star: multi-epoch VLBA imaging of the SiO masers towards the Mira variable TX Cam
我们描述了一个观测活动，使用甚长基线阵列（VLBA）监测的时间演变的v=1，J=1-0 SiO脉泽发射到米拉变量TX凸轮。这里报告的数据涵盖了1997年5月24日至1999年2月19日期间，在此期间的SiO脉泽发射成像在大约每两周的时间间隔。其结果是一个动画电影的角分辨率的~500微弧秒，在一个完整的脉动周期，气体运动在近拱星环境中的这颗恒星，跟踪的SiO脉泽发射。这篇论文是为了发布这部电影，也是关于这次观测活动的科学结果的系列文章中的第一篇。本文讨论了SiO脉泽辐射的整体自行与脉动相位的关系。我们测量光学相位之间的主导膨胀模式$ϕ\sim 0.7-1.5$确认弹道减速，并将其与现有的脉动模型预测的晚型，进化的恒星。局部的流入和流出运动叠加在占主导地位的膨胀模式，和非径向局部气体运动也是显而易见的个别SiO脉泽组件。一氧化硅发射的整体形态和演化显着偏离球对称性，这对米拉变星近拱星环境中的脉动运动学模型具有重要意义。
2003-10-23 astro-ph
Identifying the outflow driving sources in Orion-KL
几十年来，Orion-KL地区神秘的外流引发了关于其潜在驱动源的讨论。在这里，我们提出了C18 O（2-1）的观测组合从亚毫米阵列和IRAM 30米望远镜。分子气体在大尺度上与著名的西北-东南高速流出相关联，而在小空间尺度上的高速气体可以追溯到最近确定的亚毫米源SMA 1。因此，我们推断SMA 1可能是这种外流的驱动源。根据先前发表的热和微波激射SiO数据，源I是驱动东北-西南低速流出的主要候选者。源SMA 1是特殊的，因为它只在几个亚毫米波段被检测到，但既不在红外波段也不在厘米波段。我们讨论，它可能是一个非常年轻的中间到高质量的原恒星。外流质量估计值很高，而外流的动力学时间尺度短于10^3年量级。
2008-04-16 astro-ph
Discovery of the first extra-galactic SiO maser
本文报道了在大麦哲伦星系中探测到红超巨星IRAS 04553 - 6825的SiO J=2- 1v =1（86 GHz）脉泽辐射。因此，它成为银河系外第一个已知的SiO脉泽发射源。我们使用了位于拉西拉的欧洲南方天文台的瑞典ESO亚毫米望远镜。在良好的大气条件下，利用新型3 mm SIS接收机的优良性能，以及26小时的观测时间，使噪声水平降低到63 mJ/y rms。这使我们能够探测到0.28~Jy脉泽峰。对脉泽剖面的流量进行积分得到6.9~ $σ$的探测值。SiO脉泽峰位于已知双峰OH脉泽发射中心向红16 km~s $^{-1}$处。我们认为，SiO脉泽峰值速度与恒星速度一致，这是支持的H $α$，我们采取了四个月后的光谱。这意味着IRAS 04553 - 6825周围的拱星物质的外流速度为v $_{\rm exp} \sim 26$ ~km~s $^{-1}$，而不是仅根据OH数据推断的异常低的11~km~s $^{-1}$。SiO脉泽发射的峰值强度与银河系RSG中发现的范围并不矛盾，但总的积分光子通量低于这颗极端红色和明亮的超巨星的预期。
1996-01-10 astro-ph
Probing the inner wind of AGB stars: Interferometric observations of SiO millimetre line emission from the oxygen-rich stars R Dor and L2 Pup
介绍了澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）对两颗富氧、低质量损失率AGB星R Dor和L2 Pup的SiO“热”毫米线发射的高角分辨率观测。在这两种情况下，发射是解决了与整体球对称。详细的辐射转移模拟的SiO线发射，观测和模型之间的比较进行了在可见度平面，最大限度地提高灵敏度。激发分析表明，SiO在风的内部的丰度高达4 E-5，接近恒星大气模型的预测值。超过~ 1 E15 cm的半径，SiO丰度显著降低，约为3E-6，直到在约3E 15 cm的半径处强烈降低。这与一氧化硅首先冻结在尘埃颗粒上，然后最终被星际紫外线辐射场光解的情况一致。在这些低膨胀速度源中，谱线的湍流加宽在谱线形成中起着重要作用。即使气体膨胀速度保持恒定，1.1-1.5 km/s范围内的微湍流速度宽度也能很好地再现所观察到的线形。这一点，再加上SiO和CO线在相同的气体膨胀速度（5-10%）下拟合得很好，表明包层加速发生在恒星光球层附近，在20-30个恒星半径范围内。
2004-04-13 astro-ph
