The polarization of mm methanol masers
我们提出了一个调查的偏振特性的毫米波长甲醇脉泽，包括这两个类，从84.5到157.0 GHz的过渡。在超过一半的观测对象中发现了线偏振，并在两个源中初步检测到圆偏振。Ⅰ类和Ⅱ类CH_3OH脉泽具有相似的偏振特性，最大的线偏振出现在133 GHz的Ⅰ类脉泽中，偏振方向为L379（39.5%），而在157 GHz的Ⅱ类脉泽中，偏振方向为G9.62+0.19（36.7%）。除两个光源呈线性斜率外，I类脉泽偏振角的光谱轮廓大多是平坦的。由于毫米线甲醇脉泽被认为是弱（或不）饱和的，我们认为，我们发现的较强的分数极化增强各向异性泵浦和辐射损耗。在NGC 7538中，我们发现，对于两个脉泽类，我们的偏振角之间有很好的一致性，和那些测量的亚毫米尘埃连续。这可以作为尘埃颗粒磁性排列的证据。也有可能是一个不饱和的微波激射器与同样填充的磁子状态简单地放大极化连续种子辐射。对于第二类脉泽，对一个给定的源与可检测的偏振的各种速度分量的偏振特性是相当均匀的。一个可能的解释进行了讨论。由于甲醇是非顺磁性的，所以不饱和脉泽辐射的圆偏振只能是由于磁场与沿着脉泽传播路径的视线之间的角度的变化。
2004-08-24 astro-ph
Polarization of Water Masers in the presence of Velocity and Magnetic Field Gradients
通过偏振观测，水脉泽是脉泽区磁场的良好探测器。磁场强度，例如在晚型恒星和恒星形成区的包层的水脉泽区域中的磁场强度，通常是使用磁场强度和观测到的圆偏振之间的直接关系来确定的。在这里，它示出的速度和磁场梯度沿脉泽有一个显着的影响，从圆极化观测获得的场强。由于速度梯度，实际的磁场强度可能比从观测中得出的磁场强度高100%。此外，当存在磁场梯度时，所得到的圆极化主要是由不饱和脉塞芯中的平均磁场引起的。分数线极化的测量不受速度或磁场强度梯度的影响，尽管当微波激射器饱和时，沿微波激射器的磁场角度的变化确实会抑制线极化强度。
2005-09-15 astro-ph
The Relationship Between the Circular Polarization and the Magnetic Field for Astrophysical Masers with Weak Zeeman Splitting
在理想条件下，当塞曼分裂远小于谱线宽度，辐射饱和显著时，研究了天体物理脉泽辐射的塞曼效应引起的圆偏振与磁场的关系。当受激发射的速率比塞曼分裂小得多时，圆偏振的描述以及从观测中得到的关于磁场的推论是最清楚的。这里的计算是在这种制度下进行的，这与一些（如果不是大多数）天体物理脉泽的观测有关。我们证明了Stokes- $V$与塞曼分裂成正比，并且当塞曼分裂与谱线宽度之比小于0.1时，分数线偏振与塞曼分裂无关。与普通谱线的行为相反，至少部分饱和的脉泽的圆偏振不会随着磁场和视线之间的角度的增加而减小，直到它们几乎垂直。
2001-07-31 astro-ph
Polarization properties of the 6.7 GHz methanol masers in NGC6334F
利用澳大利亚望远镜紧凑阵（ATCA）对6.7GHz甲醇脉泽进行了首次全偏振观测。线性偏振被检测到对所有四个源观察，在几个和10%之间的水平，而没有一个源显示圆偏振强于约1.5%。线性极化似乎是更常见的6.7 GHz的甲醇脉泽过渡比它是为12.2 GHz的过渡，与假设一致，6.7 GHz的脉泽更饱和。
2001-10-05 astro-ph
A Review of Maser Polarization and Magnetic Fields
通过偏振观测，脉泽是对各种不同天体中磁场的独特探测，不同的脉泽种类追踪不同的物理条件。近年来，脉泽偏振观测提供了对演化恒星、行星状星云（PNE）、大质量恒星形成区和超新星遗迹周围的磁场强度强度和形态的深入了解。最近，脉泽观测甚至被用来确定巨脉泽星系中的磁场。本文将介绍近几年来脉泽偏振观测和磁场测量的概况，并讨论磁场测量对几个重要研究领域的影响，如非球面PNE的产生和大质量恒星的形成。
2007-05-07 astro-ph
A VLBI polarization study of SiO masers towards VY CMa
SiO分子的脉泽辐射在晚型演化恒星的近拱星包层中被广泛观测到。VLBI图像可以分辨出单个的SiO脉泽点，提供这些恒星扩展大气层中的运动学和磁场信息。这张海报展示了几条朝向超巨星VY CMa的SiO脉泽谱线的全偏振图像。VY CMa是一个特别强的SiO脉泽源，可以观测到大范围的脉泽跃迁。我们讨论了这些意见的VY CMa形态，偏振和泵浦模型的影响。
2007-05-16 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
Circular Polarization of Circumstellar Water Masers around S Per
本文首次报道了环星水脉泽的圆偏振测量。以前，人们用SiO和OH脉泽的偏振观测估算了星周包层的磁场。一氧化硅脉泽是探测靠近中心恒星的高温和高密度区域的探测器。OH脉泽的密度和温度都要低得多，通常在星周包层的更远处。在中温中密度区，由于磁场的存在，H_2O脉泽（6_16 - 5_23）转动跃迁的圆偏振被探测到。这里推断的磁场与太阳型磁场的r^{-2}依赖性以及磁场与高密度激射区的耦合的预测值吻合得很好。我们还讨论了圆偏振光谱的意外变窄。
2001-07-04 astro-ph
Intrinsic properties of the magnetically collimated water maser jet of W43A
对W43A旋进喷流的水脉泽偏振观测表明，它是磁准直的。在这里，我们提出了一个详细的描述的物理性质的水脉泽环境中的射流。我们讨论了脉泽饱和能级和聚束角以及本征温度和密度。此外，我们发现，最强的红移脉泽功能的偏振角经历了90度的快速旋转整个脉泽。随着线偏振分数的变化，这有力地支持了脉泽线偏振的现有理论描述。
2006-07-14 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
The modulation of SiO maser polarization by Jovian planets
在AGB恒星的大气层中寻找行星是困难的，因为与恒星风和脉动混淆。这里的目的是为在这样一个密集的环境中搜索行星提供一个补充策略。SiO脉泽的偏振特性，特别是圆偏振特性，在一定条件下是快速磁层事件的良好示踪剂。一颗具有磁层的类木行星，其偶极轴与其自转轴不重合，自然就提供了这样的条件。在这里，我提出了几个模型，表明偏振将周期性调制。单碟监测与足够密集的时间采样和仔细校准的偏振计，结合VLBI观测，适合于检测和定位由于岁差木星磁层的圆脉泽偏振的周期性调制。这种现象是罕见的，因为微波激射器和磁层的有利安排是必要的，否则偏振可能低于检测阈值，特别是如果微波激射器是不饱和的。线偏振，虽然表现出定性类似的调制，可能会遭受更多的混乱，由于光束稀释，即使在VLBI观测。
2009-05-06 astro-ph
Total linear polarization in the OH maser W75N: VLBA polarization structure
W75 N是一个恒星形成区，包含各种超紧凑的HII区和OH，水和甲醇脉泽发射。我们的VLBA图表明，OH脉泽位于一个薄盘旋转的O-星，这是超紧凑的HII区VLA 1的兴奋星。一组单独的脉泽点与超紧凑的HII区VLA 2相连。OH脉泽斑的径向速度在盘上的变化范围为3.7 ~ 10.9 km/s。圆盘的直径为4000 A. U。所有的脉泽斑点都是强偏振的。这是第一个OH脉泽显示近100%的线性偏振在几个点。两个脉泽斑似乎是对应于5.2和7.7毫高斯的磁场的塞曼对，在一个例子中，我们初步发现了由两个线偏振分量组成的塞曼对。线偏振脉泽斑点被示出为σ分量，这是磁场垂直于视线的情况。从线偏振点确定的磁场方向垂直于圆盘平面，尽管银河系的法拉第旋转可能会显著影响这一结论。
2001-09-27 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
Magnetic Fields in the envelopes of late-type stars: Circular Polarization of H2O Masers
我们提出了第一次圆偏振测量的拱星水脉泽周围的晚型恒星的样本。这些观测结果被用来获得水脉泽区的磁场强度，并进行了LTE和非LTE分析。我们发现，磁场的大小从几百毫高斯到几高斯不等，这表明磁场与距离之间存在着类似太阳的r^（-2）依赖关系。未检测到小于1%的线性偏振。
2002-08-02 astro-ph
Polarization of Astronomical Maser Radiation. III. Arbitrary Zeeman Splitting and Anisotropic Pumping
本文给出了任意吸收系数下脉泽偏振问题的一般解。计算结果可用于计算具有任意\xB、塞曼分裂与多普勒线宽之比的磁场渗透脉泽的偏振和各向异性泵浦。磁溶液的$\xb \to 0$极限再现了以前研究中得出的线性极化，这些研究总是在这个非物理极限下进行。虽然在\xb \高阶的条款有一个可以忽略不计的影响的幅度$q$，他们产生一些重大的新结果。特别地，线偏振伴随着与\xb成比例的圆偏振。因为\xb \正比于跃迁波长，所以SiO脉泽的圆偏振应该随旋转量子数而减小，正如所观察到的。在没有$\xb < 1$理论的情况下，以前对探测到的微波激射器圆偏振磁场的估计在这种情况下不得不依赖于模型，并且通常需要向下修正。SiO脉泽中的场为\about 2- 10 G，被高估了8倍。超巨星周围的OH脉泽区域的磁场为\about 0.1 - 0.5 mG，被高估了10- 100倍。对OH/IR脉泽（$\la$ 0.1 mG）和恒星形成区的\H 2 O脉泽（\about 15 - 50 mG）的场作了适当的估计。在所有以前的研究中，为了去除杂散解而需要进行稳定性分析，在此不再重现;特别是，在$\sin^2θ< \third$处的传播没有固定的物理解，其中$θ$是与磁场方向的角度，因此这种辐射是非偏振的。这些伪解可以被识别为非物理解的\xb \ = 0极限，并且它们在有限
1995-08-01 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
Circular Polarization of Water Masers in the Circumstellar Envelopes of Late Type Stars
本文介绍了星周H_2O脉泽的圆偏振测量。在H_{2} O脉泽的（6_{16}-5_π 23}）转动跃迁中检测到的圆偏振可归因于中温中密区域的塞曼分裂。的磁场是使用一个通用的，LTE塞曼分析，以及一个完整的辐射转移方法（非LTE），其中包括所有超精细组件的治疗，同时以及饱和和不平等的人口的磁substates的影响。这些解释的差异和相关性进行了广泛的讨论。的场强进行了比较与以前的磁场的SiO和OH脉泽检测。我们表明，磁压力占主导地位的热压力的一个因素的20或更多。
2002-08-09 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
Dichroic Masers due to Radiation Anisotropy and the Influence of the Hanle Effect on the Circumstellar SiO Polarization
偏振辐射的产生和转移理论主要是为了解释太阳分光偏振观测而发展的，它允许以更严格和优雅的方式重新考虑几年前提出的解释天文微波激射器中经常观察到的高度偏振的物理机制。这种机制被命名为“二向色脉泽”，当低密度分子云被各向异性辐射源（例如附近的恒星）照射时，它可以工作。在这里，我们调查完全不饱和脉泽，并表明，选择性受激发射过程能够产生高度极化的脉泽辐射在非磁性环境。脉泽辐射的偏振是线性的，并且切向地指向与中心恒星等距的环。我们表明，Hanle效应，由于存在一个磁场可以产生旋转（从切线方向）的极化超过45度的强度，倾角和方位角的磁场矢量的一些选定的组合。然而，这些完全相同的条件产生了对微波激射效应的强烈抑制。在演化恒星TX Cam（Kemball & Diamond，1997）和IRC+10011（Desmurs et al，2000）中观测到的SiO脉泽旋转约90度，可以用辐射场各向异性的局部变化来解释，即从主要径向变化为主要切向。
2005-02-21 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
Circular Polarization of Circumstellar Water Masers: Magnetic Fields of AGB stars
本文对2颗Mira变星和4颗超巨星的环星水脉泽进行了圆偏振测量。LTE和非LTE方法都用于分析圆极化和总强度谱，并获得磁场强度。非LTE方法被发现能够最好地再现观测。利用这一点，我们可以找到从几百毫高斯到几高斯的磁场，这表明磁场与距离的关系是太阳型的r^（-2），这导致恒星表面的磁场高达几百高斯。未检测到小于1.5%的线性偏振。
2003-09-05 astro-ph
The Magnetic Field in the Star-forming Region Cepheus A from Water Maser Polarization Observations
我们提出的线性和圆偏振观测的水脉泽在4个不同的区域，分布在1x 2角秒左右的HW 2高质量的年轻恒星对象在仙王座A恒星形成区域。我们发现在中心脉泽区域，这一直被认为是跟踪一个拱星盘的磁场100-500 mG之间。远离HW 2的脉泽的场强在30-100 mG之间。在所有情况下，发现磁场压力与动态压力相似，表明磁场能够控制HW 2周围的流出动力学。除了以前观测到的几个水脉泽复合体外，我们还探测到一个新的脉泽灯丝，位于HW 2以东约1 arcsec（约690 AU），我们将其解释为HW 2流出和周围介质之间的冲击区。我们检测到沿灯丝的线性极化梯度以及磁场方向的反转。这被认为标志着与外流相关的磁场与周围分子云中发现的磁场之间的过渡。除了磁场，我们还确定了脉泽区的其他几个物理性质，包括密度和温度以及脉泽束角。
2005-10-14 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
Spectra of Maser Radiation from a Turbulent, Circumnuclear Accretion Disk. III. Circular polarization
计算的圆偏振的微波激射辐射从湍流，开普勒磁盘，旨在代表亚秒差距磁盘在星系NGC4258的核心。计算中的偏振是塞曼效应的结果，在塞曼分裂远小于光谱线宽的制度。用统计方法建立了圆盘中湍流磁场和速度场的合理组态。这种湍流，随着开普勒速度梯度和混合的三个超精细组件，形成水的$6_{16} - 5_{23}$激射过渡，是关键成分，在确定的外观的偏振光谱计算。这些光谱与没有超精细结构的两能级跃迁所预期的偏振光谱完全不同。超精细结构对偏振的影响在代表NGC4258中心（或系统）特征的脉泽发射的计算中最为显著。磁场的信息是从偏振脉泽辐射的观测中推断出来的，并与吸积盘的结构有关。
2001-04-23 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
Interferometric Observation of the Highly Polarized SiO Maser Emission from the $v=1, J=5-4$ Transition Associated with VY Canis Majoris
我们用亚毫米波列阵对$v=1$中的SiO脉泽辐射成像，J=5-4 $ transition associated with the peculiar red supergiant VY Canis Majoris. We identified seven maser components and measured their relative positions and linear polarization properties. Five of the maser components are coincident to within about 150 mas ($ \sim $ 200 AU at the distance of 1.5 kpc); most of them may originate in the circumstellar envelope at a radius of about 50 mas from the star along with the SiO masers in the lowest rotational transitions. Our measurements show that two of the maser components may be offset from the inner stellar envelope (at…
2004-10-07 astro-ph
Full polarization study of SiO masers at 86 GHz
我们研究的偏振的SiO脉泽发射在一个有代表性的样本演化的恒星，以获得一个估计的磁场的强度，从而确定这种磁场对演化的恒星的影响。我们同时进行光谱测量的4斯托克斯参数，从中我们推导出圆偏振和线偏振水平。这些观测是使用安装在IRAM 30 m望远镜上的IF旋光计进行的。根据我们的观测结果，对现有的SiO脉泽模型进行了讨论。在塞曼分裂假设下，我们得到了磁场强度的估计。平均磁场在0到20高斯之间变化，平均值为3.5高斯，在整个拱星包络中遵循1/r定律。因此，磁场可能扮演了一个塑造的角色，或者可能是演化物体中星周包络的准直剂。
2006-01-05 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
The magnetic field around late-type stars revealed by the circumstellar H2O masers
通过偏振观测，星周脉泽是探测晚型星包层磁场的极好工具。虽然观测靠近恒星的SiO脉泽和更远的OH脉泽的偏振是相当普遍的，但观测22 GHz水脉泽出现的中等密度和温度区域的磁场强度只是最近才成为可能。本文分析了Mira变星U Her和U Ori以及超巨星VX Sgr周围水脉泽的塞曼分裂圆偏振。我们提出了一个上限的U Her周围的字段是较低的，但与以前的测量一致，反映了可能的变化，在拱星信封。U Ori和VX Sgr周围的场强被证明是几个高斯的顺序。此外，我们第一次表明，大规模的磁场渗透到一个演化的恒星的拱星信封的VX Sgr周围的水脉泽的极化揭示了偶极场结构。我们讨论了磁场与恒星外流的耦合，因为这样的领域可能是明显的非球面质量损失的原因。
2005-02-01 astro-ph
Theory and Extragalactic Masers
河外脉泽的理论研究（因此，这篇评论）几乎完全是针对22 GHz的水脉泽在环核盘的焦点是在星系NGC4258的核心附近的理想脉泽盘。这里的讨论是围绕（1）脉泽的激发和条件，（2）脉泽发射的空间和光谱外观，（3）质量吸积率和盘的结构。此外，一个总结给出的基本物理（光谱linebeadths和脉泽偏振），这些和其他天体物理脉泽的某些解释的基础。
2001-07-30 astro-ph
Topics in Basic Maser Theory
本文综述了近十年来天文脉泽基础理论的一些进展。内容包括三维几何和偏振的影响，特别强调脉泽和非脉泽辐射之间的差异。
2001-05-11 astro-ph
The Detection of New Methanol Masers in the 5_{-1}-4_0E Line
在I类脉泽源巡天中，在84.5GHz的5 - 1 - 40 E甲醇谱线上探测到51个天体。在其中17个中发现了窄脉泽特征。广泛的准热谱线被检测到对其他来源。在95.2 GHz的8_0-7_1A+谱线上也观测到了年轻的双极流出物L 1157，这是一个窄谱线。分析表明，宽线通常是倒置的。准热分布意味着线不透明度不大于几个单位。这些结果证实了紧凑的I类脉泽出现在扩展源作为一个适当的速度场的结果模型的可扩展性。在84.5GHz的13个源的线偏振测量。除了在M8 E中初步检测到弱极化外，未发现极化。
2001-06-07 astro-ph
Green Bank Telescope observations of the water masers of NGC 3079: accretion disk magnetic field and maser scintillation
本文介绍了用绿岸望远镜对NGC3079环核盘中22GHz水超脉泽的观测结果。由于塞曼诱导的水脉泽线分裂的圆偏振的数据进行了分析。没有检测到圆极化，我们推导出一个1西格玛上限为11毫微克的环形磁场在约0.64秒差距，从中央黑洞。这是迄今为止黑洞周围磁场最严格的上限。我们利用磁场极限来估计中心黑洞的质量吸积。除了偏振测量的结果，我们提出了一个观察微波激射线，我们解释为弱星际闪烁的快速变化。从闪烁参数，我们估计的内在尺寸最饱和的脉泽功能的12微弧秒。这与假设一个厚的凝块吸积盘的模型是一致的。
2006-10-30 astro-ph
First images of 6.7-GHz methanol masers in DR21(OH) and DR21(OH)N
本文给出了大质量恒星形成区DR 21（OH）和DR 21（OH）N中6.7-GHz甲醇脉泽的第一批图像。通过测量这些脉泽的形状、径向速度和偏振特性，就有可能绘制出新形成的大质量恒星周围分子气体的结构、运动学和磁场。观测的内在角分辨率为43 mas（在DR 21的距离上约为100 AU），但通过采用非标准映射技术揭示了远小于此的结构。这种技术被用来试图识别与甲醇脉泽相关的物理结构（如圆盘、外流、激波）。发现了两个不同的恒星形成中心。在DR 21（OH）中，脉泽具有线性形态，并且每个脉泽斑点都显示出与大尺度结构相同方向的内部速度梯度。他们被发现在同一位置的OH 1.7-GHz的基态脉泽，接近CO和I类甲醇脉泽跟踪流出的中心。脉泽的形状和速度梯度表明它们可能描绘了一个冲击波。在DR 21（OH）N中，甲醇脉泽跟踪一个具有双峰轮廓和复杂速度梯度的弧。这种速度梯度非常类似于开普勒圆盘的速度梯度。电弧中的脉泽是4.5%线性极化的，其极化角表明磁场方向大致垂直于该区域的大尺度磁场（由CO和尘埃极化的较低角分辨率测量值表示）。通道的质心映射的通道的适用性进行了讨论，作为一种改进的和可行的手段，以最大限度地提高从数据中获得的信息。
2007-11-18 astro-ph
A Non-Zeeman Interpretation for Polarized Maser Radiation and the Magnetic Field at the Atmospheres of Late-Type Giants
观测到的线偏振，连同磁场沿视线方向的可能变化，以及因此介质光轴的可能变化，可以导致在星周SiO脉泽辐射中观测到的圆偏振。需要的磁场仅大于约30 mG，与塞曼解释所暗示的10-100 G形成对比。为了定量评估磁场方向的可能变化，使用通过统计采样使用Kolmogorov样功率谱创建的代表性场配置进行计算。
1998-06-11 astro-ph
Magnetic fields around late-type stars using water maser observations
本文分析了晚型恒星周围水脉泽由于塞曼分裂而产生的圆偏振，以确定其星周包层中的磁场。Mira变星U Ori和U Her周围水脉泽区的磁场强度为几个高斯，而超巨星S Per、NML Cyg和VY CMa周围水脉泽区的磁场强度为几百mG。我们还表明，大规模的磁场渗透的CSE的一个演变的恒星，周围VX Sgr的水脉泽的极化揭示了偶极场结构。我们简短地讨论了磁场与恒星外流的耦合，因为这样的场可能是明显的非球面质量损失和由此产生的非球面行星状星云的原因。
2005-07-11 astro-ph
Magnetic field in Cepheus A as deduced from OH maser polarimetric observations
本文给出了1665和1667 MHz OH脉泽对仙王座A恒星形成区的MERLIN偏振成像结果。脉泽辐射的范围为6角秒乘10角秒，是以前探测到的范围的两倍。与22 GHz水脉泽相比，与H II区相关的OH脉泽既没有清晰的速度梯度，也没有规则的结构。我们确定了10个塞曼对，这意味着沿视线的磁场强度从-17.3到+12.7 mG。磁场是以角秒为尺度组织的，西边指向我们，东边远离我们。首次检测到的线偏振分量，其偏振位置角随位置的变化而变化。在H Ⅱ区外围观测到的OH脉泽电矢量与星际磁场方向一致，而在H Ⅱ区中心观测到的OH脉泽电矢量与射电喷注方向平行。一个塞曼四重奏内的南部H II区域现已监测25年，我们确认，在此期间的磁场单调衰减。
2005-05-18 astro-ph
Polarimetric Observations of the Masers in NGC 4258: An Upper Limit on the Large-Scale Magnetic Field 0.2 pc from the Central Engine
我们报告的VLA 1 σ上限为1.5%和3%的固有的圆形和线性分数极化，分别从NGC 4258的中央引擎的水蒸气脉泽排放0.2 pc。任何塞曼分裂诱导的圆极化的相应的0.5%上限转化为300 mG的磁场的平行或环形分量的1 σ上限。假设圆盘中的磁压力和热压力平衡，这个磁场上限对应于一个依赖于模型的估算，即在磁场沿视线分布的情况下，分子圆盘的吸积速率为每年10^-1.9 α太阳质量。
1998-05-08 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
The magnetic field of the proto-planetary nebula candidate IRAS 19296+2227
内容：磁场被认为是一种可能的机制，负责塑造一般球形外流的演化恒星往往成为非球面行星状星云。然而，在向行星状星云阶段过渡的过程中，直接测量磁场是罕见的。目的：该项目的目的是扩大对（原）行星状星云阶段恒星的磁场测量数量，并确定磁场强度是否足以影响恒星外流。研究方法：我们使用甚长基线阵列观测测量了原行星状星云候选恒星IRAS 19296+2227和行星状星云K3-35的包层中22 GHz水脉泽塞曼分裂引起的圆偏振。结果：B超强磁场||=-135+-28在原行星状星云候选者IRAS 19296+2227的水脉泽区域被探测到。K3-35的水脉泽太弱，不能探测到圆偏振，尽管我们给出了这些脉泽中弱线偏振的测量结果。结论：在IRAS 19296+2227脉泽中测得的场在动力学上是重要的，如果它是大尺度场的代表，那么它是驱动恒星质量损失和塑造恒星外流的重要因素。
2008-06-26 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
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
Anisotropy of Magnetohydrodynamic Turbulence and the Polarized Spectra of OH Masers
我们考虑天体物理微波激射辐射，是在温和的超音速，磁流体动力学（MHD）湍流的存在下创建的。重点是OH脉泽的磁场足够强，塞曼分量的分离大于谱线宽度。一个长期存在的难题是塞曼$π$成分的缺失和这些脉泽的观测光谱中的高圆偏振。我们首先认为，最近已被确认在MHD湍流沿场的涡流的伸长将提高平行于磁场的光学深度相比，垂直于磁场。然后，我们用MHD湍流的数值模型模拟了脉泽发射，定量地演示了线偏振$π$分量的强度如何被抑制，而近圆偏振$σ$分量的强度如何被增强。在马赫数为$M\sim 1$的MHD湍流中，大多数谱线平行于磁场的光学深度大于垂直于磁场的光学深度，在这个意义上，这种效应也是普遍的。当$M<1$ .模拟还表明，由于湍流的速度和磁场的变化可以（但不一定）导致的$σ$组件之一，以更强烈的比其他的，是经常观察到的主线OH脉泽。
2003-12-11 astro-ph
A new probe of magnetic fields during high-mass star formation: Zeeman splitting of 6.7 GHz methanol masers
内容：磁场在大质量恒星形成过程中的作用是一个激烈争论的问题，但只有少数磁场强度的直接探测。目的：通过对6.7 GHz甲醇脉泽的偏振观测，在一些大质量恒星形成区探测到磁场。虽然这些脉泽是最丰富的脉泽物种发生在高质量的恒星形成，大多数磁场测量的高密度气体目前来自OH和H2 O脉泽观测。方法：首次用100 m Effelsberg望远镜测量了6.7GHz甲醇脉泽的塞曼分裂。对24个明亮的北方脉泽源的样本进行了观测。结果：在17个源中检测到显著的塞曼分裂，平均震级为0.56 m/s。使用目前最好的估计6.7 GHz的甲醇脉泽塞曼分裂系数和几何校正，这对应于在甲醇脉泽区域的绝对磁场强度为23 mG。结论：磁场在密脉泽区具有重要的动力学意义。与现有的OH脉泽磁场测量值没有明确的关系。一般意义上的方向的磁场是一致的与其他银河系磁场的测量，虽然少数脉泽显示不同的脉泽功能之间的方向变化。由于大量的甲醇脉泽，测量它们的塞曼分裂提供了一个机会，以构建一个全面的样本磁场在高质量的恒星形成区域。
2008-04-07 astro-ph
Optical polarization from aligned atoms as a new diagnostic of Astrophysical magnetic fields
原子超精细和精细分裂基态的能级布居受各向异性辐射通量诱导的辐射跃迁的影响。这种排列的原子在外部磁场中进动，并且这影响由原子的散射和吸收引起的偏振辐射的性质。因此，光的偏振程度取决于磁场的方向。这为利用光学和紫外偏振技术研究天体物理磁场提供了一个有前景的工具。我们提供了几种原子和离子的计算，可用于研究行星际介质，星际介质，星周区域和类星体中的磁场。
2005-02-03 astro-ph
Precessing planetary magnetospheres in SiO stars ? First detection of quasi-periodic polarization fluctuations in R Leo and V Cam
AGB星周围的磁性起源是不确定的。如果这些恒星驱动发电机，它不足以产生强大的全球场，否则观测到的X射线光度会更高。对于大气中SiO脉泽的圆偏振，还需要其他的解释。AGB风与先前喷射的物质和行星的相互作用在短时间尺度上具有复杂的磁流体动力学现象，因此可以在局部维持强磁场。在这里，我们提供了相应的磁波动的观测证据。我们用相关旋光计跟踪了v=1，J=2-1的SiO脉泽的圆偏振磁活动。在V Cam和R Leo中，我们发现了在几个小时的时间尺度上圆偏振的伪周期波动的证据，从中我们推断出~1G的磁波动。这种现象很罕见，并且仅限于很窄的速度范围。它似乎与VLBI图所显示的行星尾流有关。虽然在扩展的恒星大气中涉及磁活动的场景有问题来解释所有观测到的特征，但岁差木星磁层预测了所有这些特征。对于狮子座R的情况下，我们约束行星的轨道（估计周期为5.2年），并估计恒星质量为0.7太阳质量。
2009-02-26 astro-ph
Astrophysical Effects Related to Gravity-Induced Electric Polarization of Matter
在高斯-费米近似下的计算表明，在引力场中，天体内部超致密物质的每一个胞元都只获得很小的正电荷。天体作为一个整体是电中性的，因为负电荷存在于它的表面。正体积电荷非常小，在数量级上，它仅等于每个原子10^{-18}e。但它足以解释天体磁场的存在，以及行星、恒星和恒星质量稳态值的离散谱的存在。
2000-02-08 astro-ph
Searching for high-redshift centimeter-wave continuum, line and maser emission using the Square Kilometer Array
我们讨论了使用平方公里阵列（SKA）探测无线电波段的红移线和连续辐射，特别是CO和HCN的低激发旋转分子线跃迁（分子线），来自几乎电离的氢原子跃迁的复合辐射（无线电复合线; RRL），OH和水脉泽线，以及来自同步加速器和自由-自由连续辐射和HI 21厘米线辐射。SKA对射电谱线的探测提供了确定红移的前景，从而为一些最遥远和光学上最暗的恒星形成星系和活动星系核（AGN）提供了精确的光度，即使是那些被星际尘埃深深笼罩或在再电离结束之前闪耀的星系。此外，它提供了一个机会，研究的天体物理条件和最活跃的区域在星系中的恒星形成的最活跃阶段在红移z~2的解析形态。一个足够强大和适应性强的SKA相关器将能够在选定的特定高红移下进行宽视场三维红移巡天，并将允许对星系分布中的大尺度结构（LSS）的演化进行新的探测。分子线辐射的探测有利于将SKA的工作频率推到至少26 GHz，理想情况下是40 GHz，而非常高的红移脉泽发射需要接近100 MHz。为了搜索LSS，尽可能宽的瞬时视场将是有利的。
2004-09-13 astro-ph
A magnetically collimated jet from the evolved star W43A
我们提出了第一个直接测量的磁场强度和方向的准直喷流从一个进化的恒星的方式成为一个行星状星云。利用甚长基线列阵（VLBA）对W43 A平行喷流中水脉泽的线偏振和圆偏振进行了观测，发现喷流中存在一个强的环形磁场，表明喷流是磁准直的。喷流中的磁场强度外推到恒星表面，产生几个高斯的表面场，与大样本演化恒星中脉泽偏振的测量结果一致。磁场的起源还不清楚，尽管喷流进动可能表明存在一颗重行星或恒星伴星。这是喷流中磁准直的第一个直接观测证据，可能在形成行星状星云中发挥重要作用。
2006-05-03 astro-ph
PVLAS Experiment: Some Astrophysical Consequences
本文计算了宇宙学天体在星系际磁场中光子-赝标玻色子（Goldstone）粒子混合的双折射效应。我们使用最近的PVLAS合作的结果，最近报告的观察通过横向静态磁场传播的光的偏振面的旋转。这些结果被解释为由于光子转换成具有耦合强度$g_{aγ}\sim 4\times 10^{-6} GeV^{-1}$的赝标量而产生的，这使得我们能够根据Hatsemekers等人对类星体极化矢量极端尺度排列的观测，估计星系际磁场的大小为$\sim 10^{-16} G$。我们还分析了一些可以用PVLAS数据的轴子解释来解释的天文观测结果：类星体连续谱在$\simeq 1100$轴附近的急剧变陡，活动星系核和类星体的圆偏振，局域泡中恒星的内禀偏振与恒星光谱分类之间的差异。在局域泡中观测到的恒星偏振现象不能用星际起源来解释。
2006-07-13 astro-ph
Polarization from aligned atoms as a diagnostics of circumstellar, AGN and interstellar magnetic fields: II. Atoms with Hyperfine Structure
我们表明，原子排列提供了一个可靠的方法来研究天体物理磁场的拓扑结构。原子排列效应是由各向异性辐射泵浦对原子基态子能级相对布居的调制引起的。这样，对齐的原子在外部磁场中进动，并且这影响由原子的散射和吸收引起的偏振辐射的性质。因此，发射线和吸收线的偏振依赖于磁场的3D几何形状以及入射辐射的方向和各向异性。我们考虑了一组具有超精细结构的天体物理重要原子。对于发射线，我们得到了线偏振方向与磁场方向和入射泵浦辐射方向的关系。对于吸收线，我们确定了偏振方向垂直于和平行于磁场的情况。对于发射和吸收线，我们发现的依赖程度上的偏振的三维几何形状的磁场。我们认为，原子排列为研究星周区域、活动星系核、行星际和星际介质中的磁场提供了一个独特的工具。该工具允许研究磁场的三维拓扑结构，并建立其他重要的天体物理参数。我们认为极化所产生的两个原子在稳定状态下，也作为他们经历个人的光子散射。本文通过一个彗星尾流中Na原子排列的例子，讨论了原子排列在天体物理磁场研究中的应用。
2006-12-13 astro-ph
