On the Relation of Silicates and SiO Maser in Evolved Stars
SiO分子是演化恒星的拱星包层中硅酸盐尘埃种子的候选者之一，但这一观点受到质疑。本文研究了SiO脉泽发射功率与硅酸盐尘埃发射功率的关系。利用PMO/Delingha 13.7-m望远镜的观测资料和档案资料，对2 - 1个SiOv =1，J=2-1源和28个SiOv =1，J=1- 0源的ISO/SWS光谱进行了观测。它们的SiO脉泽和硅酸盐发射功率的分析表明，它们之间存在明显的相关性，这并不反对SiO分子是硅酸盐尘埃种子核的假设。另一方面，SiO脉泽和硅酸盐结晶度之间没有发现相关性，这可能意味着硅酸盐结晶度与质量损失率不相关。
2017-02-25 astro-ph.SR
Maser, infrared and optical emission for late-type stars in the Galactic plane
使用VLBI的射电天体测量活动提供了与年轻大质量恒星有关的脉泽的距离和自行（BeSSeL调查）。正在进行的BAaDE项目计划获得位于银河系内部的SiO脉泽星的天体测量信息。这些恒星与演化的、质量损失的恒星有关。通过叠加光学（盖亚），红外（2MASS，MSX和WISE）和无线电（BAaDE）源，我们希望获得晚型恒星的内在性质和人口分布的重要线索。此外，用盖亚和VLBI获得的银河系参数的比较可以通过对不同目标的射电观测来完成：年轻的大质量恒星（BeSSeL）和演化的恒星（BAaDE）。
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
A search for radio jets from massive young stellar objects. Association of radio jets with H2O and CH3OH masers
最近的理论和观测研究讨论了高质量（>8 Msun）和低质量恒星形成过程之间的相似性。低质量恒星的形成与盘和喷流的存在直接相关。根据这种情况，无线电喷流预计将在高质量恒星形成区域中很常见。我们的目标是通过在无线电连续波长处搜索无线电喷流候选者来增加大质量恒星形成区域中已知无线电喷流的数量。我们使用了卡尔G。Jansky甚大阵列（VLA）在C波段（6厘米，~1.0角秒分辨率）和K波段（1.3厘米，~0.3角秒分辨率）观测18个高质量恒星形成区。我们通过研究射电连续源与激波活动路标的联系来寻找射电喷流候选者。我们已经确定了7个最有可能的无线电喷流。射电喷流候选者的射电光度与辐射光度和外流动量率相关。大约7-36%的射电喷流候选者与非热发射有关。与6.7 GHz CH 3OH脉泽发射相关的无线电喷流候选者优先是热风和喷流，而与H2O脉泽相关的无线电喷流候选者中有相当一部分显示出非热发射，可能是由于强烈的冲击。我们的18个区域样本分为8个进化程度较低的红外暗区和10个进化程度较高的红外亮区。我们发现，约71%的已确定的射电喷流候选者位于更进化的区域。类似地，25%的欠发达地区拥有最有可能的射电喷流之一，而高达50%的较发达地区拥有这些射电喷流候选者之一。这表明，在高质量恒星形成区的无线电喷流的检测在稍微更进化的区域更大。
2020-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The magnetic field of the evolved star W43A
大多数被观测到的行星状星云都呈现出椭圆形或双极结构。理论模拟表明，磁准直喷流可能是形成非球形行星状星云的原因。本项目的目的是测量演化恒星W 43 A的星周包层和双极外流中OH和H2O脉泽区的磁场引起的塞曼分裂。本文报道在W 43 A星周包层OH脉泽区测得的磁场约为100微高斯。GBT观测揭示了磁场强度B||的~30 mG的改变符号跨越H2O脉泽的双极流出的红移叶的尖端。我们还发现，OH脉泽壳没有表现出非球形膨胀的迹象，它可能有一个膨胀速度，这是典型的定期OH/IR星的外壳。GBT观测证实了磁场对H_2 O脉泽喷流的准直作用，而OH脉泽观测则表明，在W 43 A中心星的包层中存在着一个强的大尺度磁场。OH脉泽包层中的磁场与从H2O测量结果推断的磁场一致，证实了磁场在W 43 A的整个星周环境中起着重要的作用。
2009-10-28 astro-ph.SR
Evolved star water maser cloud size determined by star size
冷的、演化的恒星经历了大量的质量损失，但物质如何返回ISM的细节仍在争论中。我们研究了渐近巨星分支和红超巨星在5到50个恒星半径处的风的结构和演化。22-GHz的水脉泽周围的七个演变的恒星成像使用MERLIN，在亚AU分辨率。每个源在2到7个纪元（几个恒星周期）之间被观察到。我们将我们的结果与长期Pushchino单碟监测进行了比较。22-GHz发射位于~球形、厚的、不均匀填充的壳中。流出速度在内壳极限和外壳极限之间加倍。水脉泽团可以在间隔小于2年的AGB星或至少5年的RSG星的连续历元匹配。这比风穿过微波激射器外壳所需的几十年时间要短得多，与光谱监测的比较表明，一些特征消失并重新出现。在5个源中，大多数匹配的特征从一个时期到下一个时期一致地变亮或变暗。在W Hya的一个云被捕获的行为，通过前面的背景云导致50倍，瞬时放大。微波激射云的密度比风的平均密度高1-2个数量级，并且包含了该区域相当大一部分的质量损失，填充因子<1%。RSG云比AGB恒星周围的云大10倍。自行由膨胀控制，没有系统的旋转。脉泽云可以存活几十年（穿过壳层的时间），但脉泽并不总是朝着我们的方向发射。辐射效应在短时间尺度上引起脉泽壳层内通量密度的变化。云的大小与母星的大小成正比;云的半径与22-GHz微波激射器壳层中的恒星相似。恒星的性质，如对流圈，必须决定聚集的规模。
2012-07-11 astro-ph.SR
Physical conditions around 6.7 GHz methanol masers-I: Ammonia
已知6.7 GHz的甲醇脉泽是我们银河系中大质量恒星形成的示踪剂。本文利用Effelsberg望远镜观测的氨的（1，1），（2，2）和（3，3）反转跃迁，研究了与6.7GHz甲醇脉泽相关的恒星形成团/核的大尺度物理条件。气体动力学温度被发现是高于红外暗云，突出了相对进化的性质的脉泽源。除了脉泽亮度和氨谱线宽度之间的弱相关性外，我们没有发现低亮度和高亮度甲醇脉泽之间的任何差异。
2012-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Excited-State OH Masers in the Water Fountain Source IRAS 18460-0151
本研究在水喷泉源IRAS 18460-0151中发现了迄今晚型天体中最亮的4660和6031 MHz激发态OH脉泽，首次在演化恒星中探测到4660 MHz该类脉泽，并分析了不同脉泽线的速度分量特征。
2024-03-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Fields in Evolved Stars: Imaging the Polarized Emission of High-Frequency SiO Masers
本文介绍了超巨星VX Sgr和半规则变星W Hya周围的高频SiO脉泽的亚毫米波射电望远镜阵观测结果。VXSgr的J=5-4，v= 1.28SiO和v= 0.29SiO脉泽是高度线偏振的，偏振度为5- 60%。假设连续谱的发射峰在恒星位置，脉泽在恒星的60质量范围内被发现，相当于1.57千秒差距的100天文单位。线性极化矢量是一致的大规模磁场，与位置和倾角类似的偶极子磁场推断在H2O和OH脉泽地区在更大的距离从恒星。因此，我们第一次表明，磁场结构的拱星信封可以保持稳定，从几个恒星半径到~1400 AU。这为支持演化恒星周围存在大尺度和动态重要的磁场提供了进一步的证据。由于缺乏视差角的覆盖，W Hya周围脉泽的线偏振无法确定。对于这两颗恒星，我们观察到28 SiO和29 SiO同位素，发现它们有明显不同的分布，而且它们似乎相互避开。此外，从SO 5_5-4_4线的发射成像的两个源。在W Hya周围，我们发现红移和蓝移SO发射之间存在明显的偏移。这表明W Hya可能是一个缓慢的双极外流或旋转盘状结构的宿主。
2011-01-10 astro-ph.SR
Magnetic fields around evolved stars: further observations of H$_2$O maser polarization
我们的目标是利用H $_2$ O脉泽观测探测四颗AGB星周围的磁场并推断其性质。我们观察到的样本由以下来源组成：半正则变量RT Vir和Mira变量AP Lyn，IK Tau和IRC+60370。我们在全偏振模式下观察了6 $_{1,6}-5_{2,3}$ H $_2$ O脉泽的转动跃迁，确定了它的线偏振和圆偏振。基于塞曼效应，我们可以从脉泽偏振分析中推断磁场的性质。我们总共探测到238个脉泽特征，在四个观测源中的三个。没有发现AP Lyn方向的微波激射器。观测到的脉泽都位于距离恒星2.4到53.0天文单位之间。线偏振和圆偏振分别在18和11脉泽功能。我们增加了一倍以上的AGB星的数量，其中磁场已被检测到H $_2$ O脉泽偏振，我们的结果证实了周围的IK Tau，RT Vir和IRC+60370领域的存在。在H $_2$ O脉泽区，沿视线方向的场强在47 ~ 331 mG之间。将这一结果外推到恒星表面，假设有一个环形场（$\propto$ r $^{-1}$），我们发现恒星表面的磁场为0.3-6.9 G。如果我们假设一个极向场（$\propto$ r $^{-2}$）代替环向场，那么恒星表面的外推磁场强度在2.2和$\sim$ 115 G之间。最后，如果假设有一个偶极场（$\propto$ r $^{-3}$），则恒星表面的场强在15.8和$\sim$ 1945 G之间。在H $…
2013-05-16 astro-ph.SR
Widespread HCN maser emission in carbon-rich evolved stars
上下文HCN是富碳演化恒星的星周包层的主要成分，其振动激发态内的旋转线探测了这些区域最接近恒星表面的部分。已知有许多这样的谱线显示出微波激射的作用。从历史上看，在其中之一，177 GHz的$J=2\rightarrow1$线在$l$ -双弯曲模式已被发现显示出相对较强的微波激射行动，结果只公布了一个单一的对象，原型的高质量损失渐近巨星分支（AGB）星IRC+10216。目的。为了研究如何常见的177 GHz HCN脉泽发射是，我们进行了探索性的调查，这条线对富碳渐近巨星分支星，可观察到从南半球的选择样本。方法.我们使用阿塔卡马探路者实验12米亚毫米望远镜（APEX）配备了一个新的接收器，同时观察三个$J=2\rightarrow1$ HCN旋转跃迁，$(0,1^{{1}_{\rm c}},0)$和$(0,1^{{1}_{\rm d}},0)$ $l$ -双重分量，以及从（0，0，0）基态的线。结果在观测到的13个源中，有11个源的$(0,1^{{1}_{\rm c}},0)$脉泽谱线都在（0，0，0）跃迁处被探测到。在大多数源中，$(0,1^{{1}_{\rm c}},0)$线的峰值强度与（0，0，0）线的峰值强度相当;在两个源中，它甚至更强。除了质量损失率最高的IRC+10216外，$(0,1^{{1}_{\rm c}},0)$线覆盖的速度范围比（0，0，0）线小。结论. HCN…
2018-03-02 astro-ph.SR
Cosmic Rulers: Masers as Tools for Probing Structure in the Galaxy and Beyond, from AU to kpc
Nicolaus Copernicus University in Torun（托伦哥白尼大学）；University of Manchester（曼彻斯特大学）；University of Western Australia（西澳大利亚大学）；SOKENDAI (The Graduate University for Advanced Studies)（综合研究大学院大学）；Keele University（基尔大学）
本文综述脉泽作为宇宙标尺，通过SKA-Mid观测羟基、甲醇等脉泽，揭示从原恒星盘到星系尺度的结构、动力学和演化。
2026-07-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Methanol Observation of IRAS 19312+1950: A Possible New Type of Class I Methanol Masers
本文报道了对IRAS 19312+1950的甲醇系统观测结果。该天体的SiO、H_2 O和OH脉泽的性质与质量损失演化恒星的性质一致，但其它一些性质在恒星演化后期的标准方案中难以解释。有趣的是，先前的观测建议对这个物体进行放射性甲醇线的试探性探测。到目前为止，还没有确认的探测到甲醇向演化恒星的排放，因此研究这种可能的探测对于更好地了解IRAS 19312+1950的星周物理/化学环境非常重要。在本研究中，我们系统地观测了IRAS 19312+1950在λ = 3 mm、7 mm和13 mm波段的多条甲醇谱线，共探测到6条谱线，其中包括4条热谱线和2条I类脉泽谱线。通过对辐射转移模型的拟合，得到了动力学温度和相对丰度等基本物理参数。根据推导出的激发温度和线的轮廓，一个球形膨胀流出位于中心的星云被排除在甲醇排放区域的可能性。对Ⅰ类甲醇脉泽辐射的探测表明，IRAS 19312+1950系统中存在一个激波区。如果IRAS 19312+1950的中心恒星是过去所认为的演化恒星，那么在本次观测中探测到的I类脉泽是第一个在演化恒星外流与周围分子气体相互作用区域中探测到的。
2015-06-22 astro-ph.SR
Rotten Egg Nebula: The magnetic field of a binary evolved star
大多数PNe不是球形的。球对称的损失发生在AGB和PN相位之间的某处。这种形态变化的原因尚不清楚，但磁场是可能的因素之一。它的起源仍有待确定，可能需要AGB恒星的大质量伴星存在。因此，进一步探测演化恒星（特别是那些被认为是双星系统一部分的恒星）周围的磁场，对于提高我们对演化恒星磁性起源和作用的理解至关重要。一个这样的双星是pre-PN OH 231.8，其周围的磁场被检测到的OH脉泽区域的外部拱星信封。我们的目标是探测和推断水脉泽区这个源的磁场的性质。我们观测了6_{1，6}-5_{2，3}水脉泽的转动跃迁，确定了它的线偏振和圆偏振。这些发射位于OH231.8的内部区域（几十AU）。我们检测到30个水脉泽功能，这发生在两个不同的区域，正在以2.3质量/年的速度在天空中移动。考虑到震源的倾斜角，这相当于平均分离速度为21公里/秒。根据脉泽发射的速度梯度，脉泽似乎是被星云喷流的方向拖曳。线偏振存在于3个特征中，圆偏振在2个最亮的特征中被检测到。我们发现磁场的强度|B_{||}| ~45 mG，当假设环形磁场时，意味着恒星表面的B~2.5 G。场的形态尚未确定，但在线性偏振矢量方向上发现的高散射可能表明脉泽发生在环向场的切点附近。
2012-03-02 astro-ph.SR
OH maser emission in the THOR survey of the northern Milky Way
背景：OH脉泽追踪不同的物理过程，从演化恒星周围的膨胀包层到恒星形成区或超新星遗迹。目的：我们在“银河系HI/OH/电离线巡天（THOR Ⅱ）”所覆盖的区域内发现了18厘米波段的基态OH脉泽。我们提出了一个目录的所有OH脉泽功能和它们可能的相关环境。方法：THOR调查覆盖经度和纬度范围14.3<l<66.8和b<1.25度。利用甚大列阵观测了1612、1665、1667和1720 MHz的所有OH基态谱线。数据的空间分辨率在12.5“和19”之间变化，光谱分辨率为1.5km/s，数据的均方根灵敏度为每个通道~ 10 mJy/束。结果：共识别出1585个脉泽斑，分布在807个脉泽点上。从光谱剖面到文献比较，我们尝试将脉泽位置与天体物理源类型联系起来。大约51%的站点显示出典型的双角1612 MHz光谱，这些光谱是由演化恒星的膨胀壳层发射的。膨胀壳层的两个主要速度特征的间距通常在22和38 km/s之间变化。除此之外，至少20%的脉泽位置与恒星形成区有关。虽然1720 MHz脉泽斑点中最大的部分（53个中的21个）与超新星遗迹有关，但1720 MHz脉泽斑点中的很大一部分（17个）也与恒星形成区有关。我们提出的热13 CO（1-0）的排放以及其他调查的II类CH 3OH和H2O脉泽排放的比较。该目录试图介绍与现有天体物理学来源的联系，完整的目录以电子形式提供。
2019-07-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Very fast variations of SiO maser emission in evolved stars
上下文渐近巨星分支（AGB）上的恒星是长周期变星，几乎在所有波长上都呈现强烈的流量变化，包括SiO脉泽线。这些变化的周期在Mira型恒星中为300 - 500天，在半规则变星中稍短。在短时间尺度上的SiO线的可变性进行了研究，但数据是不确定的。目的。我们的目标是研究短时间尺度下Mira型和半正则变星中SiO脉泽谱线的时间演化。我们还讨论了所观察到的快速变化的起源。方法.我们用40米Yebes天线和30米IRAM望远镜分别观测了7mm（28SiOv = 1，2J = 1 - 0）和3mm（28SiOv = 1J = 2 - 1）的SiO脉泽谱线，最小观测间隔为1天。我们研究了半正则变量RX Boo和RT Vir以及Mira型变量U Her、R LMi、R Leo和$χ$ Cyg。我们对不同时间尺度上的变化进行了详细的统计分析。结果RX Boo显示了7 mm和3 mm处SiO线不同光谱特征强度的强烈和快速变化。在一天的时间尺度上，我们发现25%的情况下变化> 10%。当观察间隔2或3天时，经常发现大于$\sim$ 50%的变化。RT Vir在7 mm处的SiO线也有类似的变化率，但该天体的观测不太完整。相反，Mira型变星的SiO脉泽谱线强度变化不大，典型的7天变化率在10%左右。这种现象可以解释的半正规变量，这将导致一个强烈的依赖性的强度上的密度变化，由于通过冲击的特别小的脉泽发射团…
2020-09-21 astro-ph.SR
SiO maser polarization and magnetic field in evolved cool stars
本研究利用IRAM-30 m望远镜的XPOL偏振计观测6颗演化冷恒星的SiO脉泽偏振，测得其2-5倍恒星半径区磁场为几到几十高斯，排除整体极向磁场，还发现米拉变星磁场的两月尺度变化或与脉动相关。
2024-05-21 astro-ph.SR
Astrometric Galactic maser measurements cross-matched with Gaia
利用VLBA，BeSSeL巡天提供了年轻大质量恒星的距离和自行，可以精确测量银河系螺旋结构。通过同样的技术，我们计划利用演化恒星的位置和速度（由BAaDE调查提供）绘制银河系内部的地图。这些射电天体测量（BeSSeL和BAaDE）将补充盖亚的结果和重叠将提供重要的线索的内在属性和人口分布的恒星在隆起。
2017-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unusual shock-excited OH maser emission in a young Planetary Nebula
本文报道了一个发射H2O脉泽的行星状星云G336.644-0.695（IRAS 16333-4807）的OH脉泽发射。我们用澳大利亚望远镜紧凑阵（ATCA）在两个历元上探测到了1612、1667和1720 MHz的OH脉泽，证实它是已知的第七个OH脉泽发射PN。这是继K 3-35之后第二个显示1720 MHz OH脉泽的已知PN，也是唯一一个以1720 MHz OH脉泽作为最强跃迁的演化恒星天体。这个PN是一群非常年轻的PN之一。1612 MHz和1667 MHz脉泽的速度与22 GHz H2O脉泽的速度相似，而1720 MHz脉泽的频谱可变，有几个分量分布在更高的速度范围内（高达36 km/s）。我们还检测到塞曼分裂在1720 MHz的过渡在两个时代（与~2 ~~10 mG的场强），这表明在1720 MHz的OH发射是在磁化环境中形成。这些1720兆赫的OH脉泽可以跟踪短寿命的赤道喷射过程中形成的PN。
2015-12-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing the Evolved Stellar Population in the Galactic Foreground I: Bolometric Magnitudes, Spatial Distribution and P-L Relations
利用脉泽恒星信标的无线电活动为描述银河系恒星星族的特征提供了重要信息。目前，膨胀不对称和动力学演化（BAaDE）项目正在测量SiO脉泽的红外（IR）颜色选择目标。这提供了一个演化恒星的样本，可以用来研究内部，光学模糊的星系使用视线速度和可能的VLBI自行。为了使用BAaDE样本进行运动学研究，必须对恒星星族进行表征。在这项研究中，BAaDE目标已经与IR（2 MASS）和光学Gaia样品交叉匹配。通过探索这种交叉匹配的协同作用与盖亚星系和灭绝地图，本地（$d < 2$ kpc）AGB星的特点。我们已经定义了一个\textit{BAaDE-Gaia}样本的20,111源产生交叉匹配BAaDE目标与红外和光学调查。从这个样本中，选择了一个包含1，812颗演化恒星的~{ \local }样本，这些恒星具有精确的视差测量，确认了演化的恒星演化阶段，并且在太阳周围2 kpc的距离内，估计了它们的绝对（辐射热）星等。与盖亚对应的演化恒星星族是可变的，似乎主要与中等光度（$1,500^{+3,000}_{-500} \ L_\odot$）和周期在250和1，250天之间的AGB星有关。
2020-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Water masers in bowshocks: Addressing the radiation pressure problem of massive star formation
利用22 GHz水脉泽的VLBI多历元观测研究了S255 IR-SMA 1和AFGL 5142的喷射活动，追踪了准直喷流的弓形激波。由3D脉泽运动所揭示并由文献所补充的喷射历史表明，这些大质量恒星是由幕式吸积形成的，通过吸积-喷射连接推断。这一贡献集中在幕式吸积在克服大质量恒星形成的辐射压力问题中的作用上，脉泽VLBI和单碟观测提供了重要的观测工具。
2018-01-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Current stage of the ATCA follow-up for SPLASH
四个基态OH跃迁检测到发射，吸收和微波激射发射在南帕克斯大面积调查羟基（SPLASH）。我们用澳大利亚望远镜紧凑阵列重新观测了这些OH脉泽，以获得高精度（~1弧秒）的位置。根据位置，我们将这些OH脉泽分为不同的类别，即恒星形成、演化恒星、超新星遗迹和未知起源。我们在先导区发现了一个有趣的OH脉泽源（G336.644-0.695），Qiao等人（2016 a）对此进行了详细研究。在本文中，我们提出了目前阶段的ATCA后续SPLASH和讨论潜在的未来研究来自ATCA数据。
2017-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Vibrationally excited water emission at 658 GHz from evolved stars
在弯曲模的基态振动态和第一激发态中，已经发现了几种水向演化恒星的旋转跃迁。在水的后一种振动状态下，658 GHz的J = 1_1，0 - 1_0，1转动跃迁通常很强，似乎在晚型恒星中广泛存在。我们的主要目标是更好地表征658 GHz发射的性质，比较658 GHz发射与SiO脉泽发射的速度范围，以帮助定位水层，更一般地说，调查在激发的水层中占主导地位的演化恒星的物理条件。另一个目标是确定新的658 GHz发射源，并有助于表明这种发射在演化的恒星中广泛存在。从我们现有的和潜在的658 GHz源的小型目录中提取了11颗演化恒星，用于配备SEPIA接收器的APEX望远镜的观测。将13 CO J=6-5谱线置于同一接收器边带中，与658 GHz水谱线同时观测。我们将658 GHz谱线特性与恒星中的H2O辐射转移模型进行了比较，并比较了658 GHz谱线和SiOJ =2-1，v=1脉泽谱线的速度范围。所有的恒星都有658 GHz的辐射，峰值通量密度在50-70 Jy到2000-3000 Jy之间。我们已经表明，658 GHz的线是微波激射，我们发现，658 GHz的速度范围往往是相关的SiO微波激射表明，这两个发射线被激发在拱星层靠近中央恒星。在658 GHz处观察到宽而稳定的线轮廓。这可能表明脉泽饱和，虽然我们已经初步提供了在658 GHz的时间变化的第一个信息。
2017-11-07 astro-ph.SR
86 GHz SiO masers in Galactic Centre OH/IR stars
我们目前的搜索结果86.243 GHz的SiO（J = 2 - 1，v = 1）脉泽发射朝向67 OH/IR星位于银河系中心附近。我们检测到32个光谱峰，其中28个对应于这些OH/IR星的信封所产生的SiO脉泽线。在OH/IR星中，我们获得了约40%的SiO脉泽探测率。我们偶然发现了另外两条来自OH/IR星的86.18 GHz谱线，这可能是由于86.181 GHz的CCS分子跃迁，也可能是由于86.178 GHz的高激发OH分子跃迁。对于中段空间实验（MSX）A-E < 2.5等的源，发现86 GHz脉泽发射的探测率约为60%;而对于最红的OH/IR星，MSX A-E> 2.5等的源，探测率下降到25%。这支持了Messineo等人（2002）的假设，即SiO脉泽主要存在于相对较薄的星周物质中。
2020-07-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
OH masers in the Milky Way and Local Group galaxies in the SKA era
OH脉泽的强线发射是一个完美的示踪区域，在那里新的恒星诞生以及演化的恒星，脱落大量的处理物质进入星际介质。从SKA深调查在18厘米，那里的微波激射线从基态的OH分子出现，我们预测发现超过20000个来源的恒星和星际起源整个银河系。这种脉泽发射的研究有许多应用，包括从偏振测量确定磁场强度，使用精确确定的径向速度研究恒星运动学，以及VLBI天体测量确定距离。低光度脉泽的发现为研究不同星系环境中的激波气体提供了新的机会。这将是第一次在本星系群中探测到大量的OH脉泽。通过比较不同金属丰度的星系中脉泽的数量和性质，可以对星系的结构形成有新的认识。随着SKA的全面发展，我们将可以获得更多的脉泽跃迁，如OH和甲醇的激发，为研究恒星形成区的演化提供新的工具。
2015-01-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Preliminary results on SiO v=3 J=1-0 maser emission from AGB stars
本文介绍了用VLBA对两颗AGB星进行的43 GHz SiO脉泽观测结果。我们对不同J=1-0 SiO脉泽（v= 1，2和3）相对位置的初步研究表明，目前关于SiO脉泽抽运的观点在某些基本层面上是错误的。可能有必要对SiO泵送模型进行深入修订。
2012-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Maser Properties of the Enigmatic IRAS Source 19312+1950
IRAS源，19312 + 1950，具有SiO脉泽发射，这主要是在演化的恒星被冷分子包层覆盖检测。事实上，IRAS 19312 + 1950的大部分观测性质与渐近巨星分支（AGB）星或后AGB星的性质一致。然而，有趣的是，有些观测性质在恒星演化的标准框架内并不容易解释，这些性质让人联想到年轻的恒星。本文讨论了用VLBI和MERLIN观测SiO、H_2O和OH脉泽谱线所揭示的IRAS 19312 + 1950的演化状态。清晰地探测到22 GHz H2O脉泽谱线的双峰轮廓，其红、蓝移分量的发射区分别位于不同的位置，两者之间的距离约为10.9 mas。H2O脉泽发射区的运动学性质似乎更符合双极流，而不是其他解释，如开普勒旋转的磁盘。SiO脉泽发射的红移分量在以前的单碟观测中表现出双峰轮廓，在本干涉测量中被清楚地检测到，而1612 MHz OH脉泽线表现出由单个强峰和许多弱的高速尖峰组成的复杂的线轮廓。OH脉泽发射区的结构得到了部分解析，尽管证据不足，但OH脉泽发射区的运动学性质使人联想到球形膨胀壳层的观测。总的来说，这里描述的微波激射观测为IRAS 19312 + 1950的演化恒星假说提供了额外的支持。
2010-12-08 astro-ph.SR
VLBA SiO maser observations of the OH/IR star OH 44.8-2.3: magnetic field and morphology
SiO脉泽发射发生在演化恒星的扩展大气中，可以在高角分辨率下进行研究。对Mira变星的甚长基线干涉测量（VLBI）表明，SiO脉泽具有显著的线偏振特性，线偏振率高达100%。然而，在高质量损失的OH/IR星中，没有高角分辨率的SiO脉泽信息。我们将VLBI SiO脉泽研究扩展到OH/IR星。这些观测结果使我们能够理解高质量损失演化天体的SiO泵浦机制，并与Mira变星进行比较。此外，偏振观测的SiO脉泽帮助我们了解磁场强度和形态，并区分相互冲突的偏振理论。用VLBA全偏振谱线模式对OH/IR星OH 44.8-2.3进行了43 GHz SiO脉泽观测。进行辅助EVLA观测以允许偏振角的绝对校准。塞曼分裂是通过互相关的右，左圆偏振光谱以及S曲线拟合测量。此外，我们分析了1612 MHz OH脉泽观测OH 44.8-2.3从VLA档案。OH 44.8-2.2的SiO脉泽形成了一个环，位于恒星周围约5.4 AU处。脉泽似乎是高度线性偏振的分数线偏振高达100%。线性极化矢量是一致的偶极场形态在这颗星。我们报告一个试探性的检测圆偏振的最亮的脉泽功能的~0.7%。针对该特性测量的磁场对应于1.5 \pm 0.3 G。此外，1612 MHz OH脉泽发射的分布可能表明一个细长的形态。
2011-10-18 astro-ph.SR
12.2-GHz methanol masers associated with 1.2-mm dust clumps: Quantifying high-mass star formation evolutionary schemes
我们报告的搜索结果为12.2 GHz的甲醇脉泽发射，针对113个已知的6.7 GHz的甲醇脉泽与1.2毫米尘埃连续辐射。2008年6月20日至25日期间，澳大利亚国家望远镜设施（ATNF）帕克斯64米射电望远镜进行了观测。我们检测到68 12.2 GHz的甲醇脉泽的通量密度超过我们的5西格玛检测限0.55焦耳，其中30个是新发现。这相当于60%的检出率，与以前灵敏度相当的搜索相似。本文对1.2mm尘埃团在有和没有6.7GHz甲醇脉泽的情况下的性质进行了统计研究，发现6.7GHz甲醇脉泽与1.2mm尘埃团有着高通量密度、高质量和高半径的联系。我们还发现，6.7 GHz的甲醇脉泽具有较高的峰值亮度与密度较低的1.2毫米的尘埃团块比那些6.7 GHz的甲醇脉泽具有较低的亮度。我们认为，这表明，更明亮的6.7-GHz甲醇脉泽一般与大质量恒星形成的后期演化阶段比不太明亮的6.7-GHz甲醇脉泽源。分析6.7-GHz相关的1.2毫米尘埃团块与和没有相关的12.2-GHz甲醇脉泽发射表明，与两个II类甲醇脉泽转换的团块密度小于那些没有相关的12.2-GHz甲醇脉泽发射，这表明12.2-GHz的甲醇脉泽与大质量恒星形成的后期演化阶段。我们提出了一个进化序列的脉泽在大质量恒星形成区，把定量估计的相对寿命的第一次。
2009-10-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interferometric confirmation of "water fountain" candidates
水泉星是一种演化的天体，其水脉泽跟踪高速喷流（高达几百km/s $^{-1}$）。它们可能代表了演化物体中准直质量损失的最初表现之一，因此是理解行星状星云形成机制的关键。到目前为止，只有13个物体通过干涉仪观测被确认为WF。我们提出了新的意见与澳大利亚望远镜紧凑型阵列和档案观测与甚大阵列的四个对象，被认为是WF的候选人，主要是基于单碟观测。我们确认IRAS 17291-2147和IRAS 18596+0315（OH 37.1-0.8）是WF类的真正成员，高速水脉泽发射与跟踪双极射流一致。我们认为，IRAS 15544-5332已被错误地认为是一个WF在以前的作品，因为我们没有看到任何证据，在我们的数据，也没有在文献中，这个对象窝藏高速水脉泽发射。在IRAS 19067+0811的情况下，我们没有检测到任何水脉泽发射，所以它作为WF的确认仍然有待于确定。根据这项工作的结果，有15个物体可以被认为是确认的WF。我们推测，有没有显着的物理差异WFs和模糊的后AGB星一般。在一些被遮蔽的后AGB星中没有高速水脉泽发射可能是由于可变性或方向效应。
2017-03-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Statistical Analysis of Water Masers in Star-Forming Regions: Cepheus A and W75 N
本文对造星区仙王座A和W75 N的水脉泽甚长基线列阵（VLBA）数据进行了统计分析，利用关联函数研究了这些脉泽的空间聚簇和多普勒速度分布。两点空间关联函数显示了水脉泽斑点群的特征尺度大小<或~1 AU，类似于在其他SFR中发现的值。这表明水脉泽激发的尺度趋向于<或~ 1AU。速度关联函数显示指数的幂律依赖性，这些指数可以用规则的速度场（例如膨胀和/或旋转）来解释。这些速度场是类似的水脉泽自行测量所指示的，因此，速度关联函数似乎揭示了水脉泽斑点的规模大于1 AU的有组织的运动。
2010-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
A catalog of 44 GHz methanol masers in massive star-forming regions. IV. The high-mass protostellar object sample
本文报道了用卡尔G. Jansky甚大阵列（VLA）; 56个场中有24个显示出脉泽发射。这些数据使我们能够证明协会，在角秒精度，I类脉泽排放与流出，HII地区，和冲击跟踪4.5微米的排放。我们发现，共有83个脉泽组件的线宽范围从0.17至3.3公里秒$^{-1}$与近平坦的分布和一个中位数值为1.1公里秒$^{-1}$。脉泽相对于宿主云系统速度的相对速度范围从$-$ 2.5到3.1 km s $^{-1}$，分布峰值接近零。我们还研究了脉泽之间的相关性和所谓的扩展绿色物体（EGO）从GLIMPSE调查。在每个领域的多个来源，揭示了从红外图像以及从VLA档案数据厘米连续发射，在大多数情况下，44 GHz脉泽的位置相关的EGO似乎跟踪在外地的年轻来源。我们报告一个可能的情况下，44 GHz脉泽与低质量原恒星。如果得到证实，这个区域将是第五个已知的恒星形成区域，拥有与低质量原恒星相关的I类脉泽。我们讨论三种可能的情况下，微波激射器的可变性。
2017-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Maser emission from the CO envelope of the asymptotic giant branch star W Hydrae
观测渐近巨星分支（AGB）恒星周围的CO辐射是确定气体质量损失率的主要方法。虽然辐射转移模型已经表明，CO的分子水平可以成为温和的反转，导致脉泽发射，CO脉泽发射还有待于证实的观测。高分辨率观测AGB星周围的CO辐射，现在有亮度温度的灵敏度，以检测可能的弱CO脉泽发射。我们使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）进行的高角分辨率观测，观察富氧AGB恒星W Hya周围CO $J=3-2$发射的小尺度结构。我们发现CO脉泽辐射放大了恒星的连续光谱，其光学厚度为$τ\approx-0.55$。脉泽主要放大恒星的边缘，因为从扩展的恒星大气中吸收的CO $J=3-2$在恒星中心最强。CO脉泽速度对应于先前观察到的高频H $_2$ O脉泽和OH脉泽的可变分量，OH脉泽被确定为放大的恒星图像。这意味着脉泽起源于加速区域之外，并限制了速度分布，因为我们发现粒子数反转主要发生在星周包层内部。我们发现，反转可以解释的辐射场在4.6 $μ$ m和CO脉泽发射的存在是一致的估计质量损失率W Hya。然而，泵浦机制需要在扩展大气中吸收和发射谱线之间的复杂相互作用。在W Hya的拱星包层中的尘埃的过量不足以显著地贡献于4.6 $μ$ m处所需的辐射场。分子线之间的相互作用，导致泵送可以限制未来的多层次的CO观测。
2021-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Proper Motions of Water Masers in the Star-forming Region IRAS 23139+5939
我们利用KVN（韩国）和VERA（日本）之间的VLBI组合装置KaVA观测了与高质量恒星形成区IRAS 23139+5959有关的H $_2$ O（6 $_{16}$ $\rightarrow$ 5 $_{23}$）脉泽辐射。通过多历元的KaVA观测，我们发现了三组脉泽特征，其中两组特征与Karl G. Jansky甚大阵列（VLA）通过确定脉泽的自行，我们发现第一个脉泽群表现出几乎沿视线的广角流出的膨胀运动，而第二个脉泽群似乎与\hii区域的包络有关。我们讨论了IRAS 23139+5939中的恒星形成活动，这可能反映在与从正面看到的外流相关联的H $_2$ O脉泽的高变率中。
2022-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
SiO maser emission from red supergiants across the Galaxy: I. Targets in massive star clusters
目标。红超巨星（RSG）是所有恒星中最明亮的恒星之一，在外部星系中很容易被探测到，并且可以理想地作为银河系结构的运动示踪剂。一些RSG被环绕星周的封套所包围，这些封套可以通过尘埃和分子，特别是微波激射辐射探测到。这项研究包括一氧化硅（SiO）的微波激射发射的搜索向大量的RSG的大规模星团，其中许多是最近才被发现的成员。此外，我们的目标是与发生的微波激射行动的主机星的属性。方法.利用IRAM 30米望远镜，对88个RSG样品进行了SiO第一振动激发态J = 2 - 1转动跃迁脉泽辐射的探测。结果平均均方根噪声水平为0.25焦耳，我们检测到脉泽发射的15%的样品，对大多数的来源首次在这个过渡。发射的峰值为RSG提供了精确的径向速度。红外颜色的检测率的依赖性支持的SiO脉泽的辐射泵浦机制。
2012-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The $^{87}$Rubidium Atomic Clock Maser in Giant Stars
我们进行了绿岸望远镜搜索的铷（$^{87}$ Rb）的基态6.8 GHz的超精细过渡到巨恒星检测Rb I光学共振线。除了氢21厘米脉泽和$^{133}$ Cs超精细跃迁（定义了第二个）之外，$^{87}$ Rb的自旋翻转跃迁是原子钟中使用的主要跃迁之一。$^{87}$ Rb和$^{85}$ Rb的光线可以一起泵浦6.8 GHz跃迁形成脉泽，在演化恒星的大气中可能发生与原子钟相同的光泵浦。在3.8 $σ$以上未检测到6.8 GHz $^{87}$ Rb谱线。
2018-01-22 astro-ph.SR
The first "water fountain" collimated outflow in a planetary nebula
"喷泉"（WF）是演化的物体，显示出由水脉泽发射跟踪的高速准直射流。它们中的大多数是在后渐近巨星分支，他们可能代表的准直质量损失的演化恒星的第一个表现之一。本文介绍了IRAS 15103 - 5754的水脉泽、一氧化碳和中红外光谱数据（分别用澳大利亚望远镜紧凑阵、赫歇尔空间天文台和甚大望远镜获得），这是一个可能具有WF特征的行星状星云。一氧化碳观测表明IRAS 15103 - 5754是一个演化的天体，而中红外光谱显示明确的[NeII]发射，表明光电离已经开始，因此，它作为PN的性质得到了证实。水脉泽谱显示了几个分量在~75 km/s的大速度范围内传播，并跟踪准直喷流。这表明该物体是WF，即已知的已经进入PN相位的第一个WF。然而，该天体脉泽辐射的空间和运动学分布与其他工作流有很大的不同。此外，脉泽发射的速度分布显示出“哈勃”流（在距离中心恒星更远的地方速度更高），这与短暂的爆炸性质量损失事件相一致。这种速度模式是没有看到在其他WF（大概在早期的进化阶段）。因此，我们认为我们正在目睹WF中质量损失过程的根本性变化，水脉泽由后AGB恒星中的稳定喷流泵送，但随着物体进入PN阶段，追踪爆炸/弹道事件。
2014-12-17 astro-ph.SR
Systematic Search for Water Fountain Candidates using the Databases of Circumstellar Maser Sources
本研究利用星周OH和H₂O脉泽源数据库，以H₂O脉泽速度范围大于OH脉泽为判据搜索水喷泉候选体，筛选出11个符合条件的源，发现该判据还可识别特殊行星状星云、恒星并合遗迹等其他有研究价值的天体。
2023-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Methanol and water maser observations separate disc and outflow sources in IRAS 19410+2336
我们研究了高质量恒星形成区IRAS 19410+2336内高质量原恒星天体的运动学。我们进行了高角分辨率观测的6.7 GHz的甲醇和22 GHz的水脉泽使用MERLIN（多元素无线电链接干涉仪网络）和e-MERLIN干涉仪。在$\sim$ 16- 27 km/s $^{-1}$速度范围内探测到6.7 GHz甲醇脉泽发射线，峰值通量密度为$\sim$ 50 Jy。这些脉泽斑点在天空中散布在$\sim$ 1.3角秒的范围内，相当于距离为2.16千秒差距的$\sim$ 2800天文单位。这是IRAS 19410+2336在6.7 GHz的首次天体测量。22-GHz水脉泽线在2005年和2019年拍摄（后者具有良好的天体测量学）。它的速度范围从13到$\sim$ 29 km s $^{-1}$。2005年和2019年的峰值通量密度分别为18.7 Jy和13.487 Jy。在2.16 kpc时，水脉泽组分的分布高达165 mas，$\sim$ 350 au.我们发现东方甲醇脉泽最有可能跟踪毫米源mm 1区域的外流。西边的水脉泽位于另一个更先进的毫米波源（13-s）周围的圆盘中（张开或与流出/流入相互作用）。脉泽分布表明，圆盘与天空平面的夹角为60 $^{\circ}$或更大，观测到的视线速度则表明，如果圆盘是侧面的，则封闭质量在44 M $_{\odot}$和小至11 M $_{\odot}…
2021-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
EVN observations of 6.7 GHz methanol maser polarization in massive star-forming regions
磁场在大质量恒星形成中的作用仍在争论之中，最近利用偏振脉泽发射测量磁场的方向和强度，为我们提供了新的见解。脉泽极化，特别是6.7-GHz甲醇脉泽的极化，是探测大质量原恒星周围磁场形态的最好方法之一。通过观测6.7-GHz甲醇脉泽，以毫角秒的分辨率确定越来越多的大质量原恒星周围的磁场形态，对于更好地理解磁场在大质量恒星形成中的作用至关重要。第一个EVN群由4个大质量恒星形成复合体组成：W51，W 48，IRAS 18556 +0138和W3（OH）。这些包含充分研究的\hii ~区域，其中一些区域还检测到分子双极流出（W51-e2，G35.20- 0.74 N）。九个欧洲VLBI网络的天线被用来测量的线性偏振和塞曼分裂的6.7-GHz甲醇脉泽的恒星形成区域的第一EVN集团。我们总共探测到154个CH 3OH脉泽，其中三分之一指向W3（OH）。对55脉泽探测到分数线偏振（1.2-11.5%）。在所有的大质量恒星形成区中，线偏振矢量都是有序的。我们在3个大质量恒星形成区（W51，W 48和W3（OH））测量了显著的塞曼分裂，揭示了分离范围为-3.5 m/s<Δ V_{z} <3.8 m/s，|Δ V_{z}| =0.4m/s。我们还能够将我们的磁场结果与W51的亚毫米波长尘埃观测结果进行比较，并表明低分辨率和高分辨率的磁场完全一致。
2012-03-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Class II Methanol Maser Periodic Variability due to the Rotating Spiral Shocks in the Gaps of Disks Around Young Binary Stars
我们认为，第二类甲醇脉泽的周期性变化可以解释的尘埃温度的变化，在吸积盘周围的原双星至少有一个大质量的组件。尘埃温度的变化是由盘中心间隙中螺旋激波的热而致密的物质的旋转引起的。这项工作的目的是要显示如何不同的是第二类甲醇脉泽亮度在磁盘期间的最大照明的时刻由螺旋激波材料（以下简称MMISS）和时刻时，磁盘是由恒星照明只有（MISO）。我们使用代码CLOUDY（v13.02）来估计MISO和MMISS中平盘的物理条件。然后利用模型的物理参数，采用LVG近似，估算了6.7、9.9、12.1和107 GHz脉泽在不同碰撞参量$p$下的亮度。结果表明，强脉泽在MMISS期间相对于MISO经历了相当大的亮度增加。在MMISS条件下，107GHz脉泽的亮度既可能出现耀斑，也可能出现亮度下降，这取决于系统的性质。MMISS中最亮的9.9 GHz脉泽位于更大的$p$，而强的6.7、12.1和107 GHz脉泽则位于$p<200$ AU。MMISS中9.9 GHz脉泽的亮度在$p<200$ AU处受到抑制，在$p>200$ AU处增加。
2014-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Protocluster G18.67+0.03: A Test Case for Class I Methanol Masers as Evolutionary Indicators for Massive Star Formation
介绍了高角分辨率亚毫米波阵列（SMA）和Karl G. Jansky甚大阵（VLA）对大质量原星团G18.67+0.03的观测。以前针对脉泽调查的GLIMPSE扩展绿色物体（EGO），这个集群包含三个I类甲醇脉泽源，提供了一个独特的机会来测试拟议的作用，I类脉泽作为大质量恒星形成的进化指标。毫米观测揭示了双极分子外流，13 CO（2-1）排放跟踪，与所有三个I类脉泽源。其中两个源（包括EGO）也与6.7 GHz II类甲醇脉泽有关; II类脉泽与毫米连续谱核心重合，表现出热芯线发射和驱动主动外流，如SiO（5-4）的检测所示。在这些情况下，I类脉泽与流出波瓣重合，并且表现为由活跃流出激发的明显情况。相比之下，第三个I类源与超紧凑的HII区，而不是与II类脉泽。SiO排放的缺乏表明13 CO流出是一个遗迹，与其较长的动力学时间尺度一致。我们的数据表明，大规模的年轻恒星对象只与I类脉泽不一定是年轻的，并提供了第一个明确的证据表明，I类脉泽可能是由年轻的（热核）和老年人（UC HII）MYSO在同一个原星团。
2012-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simulation of pumping mechanism of H2O-masers in circumstellar envelopes of late-type stars
考虑了稠密气尘云中的辐射转移问题。在模拟中采用了晚型恒星拱星包层气体尘埃云的物理参数。一个一维的平面平行板几何的云被认为是。辐射转移问题的解决使用加速λ迭代技术。在模拟中考虑了H_2O分子的五个最低振动能级的转动能级。计算了云中H_2O分子的能级布居随距离的变化。研究了能级粒子数反转发生的条件。特别地，控制在22.2 GHz脉泽线的粒子数反转的因素被认为是。考虑了分子受恒星外辐射场的辐射激发和脉泽的碰撞抽运。
2013-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Database of Molecular Masers and Variable Stars
本文介绍了H_2O、OH和SiO谱线脉泽源数据库，这些脉泽源可用于鉴别和研究演化阶段的变星。探测H2O、OH和SiO分子向红外过量天体发射的脉泽是识别长周期变星（LPV，包括Miras和Semi-Regular）的方法之一，因为这些恒星在其拱星壳层中表现出脉泽活动。我们的样本包含1803个已知的LPV对象。这些恒星中有46%（832个天体）的脉泽发射至少有一种分子：H2O、OH或SiO。我们使用拱星脉泽数据库，以寻找不包括在变星总表（GCVS）的长周期变量。我们的数据库包含4806个对象（3866个对象在GCVS目录中没有关联），至少有一个分子中有脉泽检测。因此，可以利用该数据库对大样本长周期变星进行定位和研究。进入数据库http://maserdb.net
2018-07-05 astro-ph.SR
Astro2020: Molecular Masers as Probes of the Dynamic Atmospheres of Dying Stars
星系中超过一半的尘埃和重元素富集来自于渐近巨星分支（AGB）上演化的中低质量恒星的风和外流。然而，对于后期恒星质量损失的物理学的许多细节仍然知之甚少，从风发射机制到质量损失的几何形状和时间尺度。理解AGB风的主要挑战之一是AGB演化阶段的特征在于高度复杂和动态过程之间的相互作用，包括径向脉动，冲击，磁场，由于尘埃和分子形成引起的不透明度变化以及大规模对流。总的来说，这些现象导致观测到的恒星性质在几天到几年的时间尺度上发生变化。因此，探测AGB恒星复杂的大气物理学需要精确的空间分辨率，再加上在短期和长期尺度上的时间监测。利用甚长基线干涉测量法（VLBI）对AGB星的风和外流中产生的分子脉泽谱线进行观测，提供了一种最强大的工具，可用于测量具有超高空间分辨率的大气动力学、物理条件和磁场（即，高达数十微弧秒，对应于d~ 150 pc时的~0.002R*），并具有在几天到几年的时间尺度上跟踪特征和现象的能力。未来十年的观测进展将使我们能够同时观测到数量空前的、波长从厘米到亚毫米的脉泽跃迁。在演化的恒星中，对风和外流中的脉泽的观测有望为大气物理和质量损失过程提供突破性的新见解。
2019-03-13 astro-ph.SR
Electric vector rotations of π/2 in polarized circumstellar SiO maser emission
本文研究了单个一氧化硅脉泽特征的详细亚毫弧秒偏振特性，该特征的偏振电矢量位置角显示出约π/2的旋转。这样的旋转是一个特征的观测签名的拱星SiO脉泽检测到对一些晚型，演化的恒星。我们采用了一种新的校准方法，精确的圆VLBI偏振测量在毫米波，目前详细的斯托克斯{I，Q，U，V}属性，这一功能。我们分析了分数的线性和圆偏振作为投影角距离的功能的范围内，并比较这些测量对几个理论模型提出的尖锐旋转的电矢量的位置角偏振SiO脉泽发射。我们发现这种旋转很可能是由于视线与投影磁场之间的夹角θ与脉泽传播的临界范弗莱克角相交而引起的。分数线偏振分布m_l（θ）与偏振脉泽输运的标准模型符合较好，而分数圆偏振分布m_c（θ）与标准模型的符合较差。
2011-10-23 astro-ph.SR
Searching for OH maser emission towards the MIPSGAL compact Galactic bubbles
我们进行了无线电观测，从169个未分类的MIPSGAL紧凑的银河系气泡的样本中寻找OH 18厘米脉泽发射。这些来源被认为是不同类型的演化恒星的星周包层。我们的观测旨在揭示MIPSGAL气泡的性质，因为它们的特性是恒星和星系演化精确物理模型发展的基本帮助。微波激射器的发射与低质量和中等质量恒星生命的最后阶段有关，这些恒星可能构成MIPSGAL气泡的一个重要部分。特别是OH脉泽通常被观测到朝向后AGB星。我们的观测是用绿岸望远镜进行的，对于每个源，产生了围绕四个OH 18-cm跃迁的光谱。将观测结果与档案干涉仪数据进行了比较，以排除附近来源的可能污染。主要结果是，OH脉泽发射是不是一个共同的特点之间的MIPSGAL泡，只有一个确定的检测。我们的结论是，在MIPSGAL泡沫的后AGB星可能是非常罕见的。
2015-10-01 astro-ph.SR
Model of the vibrationally excited H$_2$O maser at 658 GHz in circumstellar envelopes around asymptotic giant branch stars
本文提出了富氧渐近巨星分支星周围分子第一激发振动态内$1_{10}-1_{01}$谱线上H $_2$ O脉泽的模型。这表明微波激射云位于星周包层的内层，那里有强烈的尘埃形成。计算考虑了属于H $_2$ O分子的五个最低振动态的转动能级。该模型预测了658 GHz脉泽在H $_2$分子浓度$10^9 - 10^{11}$ cm $^{-3}$和高邻位H $_2$ O浓度$ \gtrsim 10^5$ cm $^{-3}$时的增益值约为$10^{-14} -10^{-13}$ cm $^{-1}$。气体温度$1000 - 1500$ K被认为是脉泽有效工作的必要条件。结果提出了其他脉泽跃迁的激发振动态的分子。
2015-03-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Radio and IR interferometry of SiO maser stars
SiO脉泽星的无线电和红外线干涉测量法以可比的空间分辨率提供关于大气和星周环境的补充信息。在这里，我们提出的最新结果的大气结构和尘埃凝聚区的AGB星的基础上，我们最近的红外光谱干涉观测，这代表了环境的SiO脉泽。我们讨论，作为一个例子，新的结果，同时VLTI和VLBA观测的Mira可变AGB星R CNC，包括VLTI近红外和中红外干涉，以及VLBA观测的SiO脉泽发射朝向这个源。我们目前的初步结果，从监测活动的高频率SiO脉泽发射向进化的恒星获得的APEX望远镜，这也是ALMA图像的SiO发射区的前体。我们推测，扩展分子大气中的大尺度长周期混沌运动可能是观测到的大气分子层偏离点对称性以及观测到的高频SiO脉泽辐射不稳定变化的物理原因
2012-04-16 astro-ph.SR
Water maser detections in southern candidates to post-AGB stars and Planetary Nebulae
我们的目的是研究后AGB和PN演化阶段恒星包层中水脉泽的发生率和特征。我们已经使用了64米的天线在帕克斯（澳大利亚）寻找水脉泽发射在22 GHz，对一个样本的74个源的IRAS颜色特征的后AGB星和PNE，在10月$< -32 °$。在我们的样本中，39%的来源是PNe或PNe候选者，50%是后AGB恒星或后AGB候选者。我们已经探测到了四个新的水脉泽，它们都是光学遮蔽源：三个在PNe候选者中（IRAS 12405-6219，IRAS 15103-5754和IRAS 16333-4807）;一个在后AGB候选者中（IRAS 13500-6106）。PN候选者IRAS 15103-5754具有喷泉特征，它可能是这类PN中发现的第一个。我们证实了论文I中提出的趋势，即在AGB后阶段水脉泽的存在有利于具有大规模包络的遮蔽源。我们提出了水脉泽在后AGB和PN阶段的演化方案，其中“喷泉”脉泽可以在后AGB和早期PN阶段发展。后来的PNe将显示出低速脉泽发射，无论是沿着喷流还是靠近中心物体，只有中心脉泽留在更进化的PNe中。
2009-06-21 astro-ph.SR
Maser and Infrared Studies of Oxygen-Rich Late/Post-AGB Stars and Water Fountains: Development of a New Identification Method
我们探索了一种有效的方法来识别演化恒星的富氧信封在晚期或后AGB阶段的恒星演化，其中包括一类罕见的对象-“喷泉”。我们的方法认为，OH和H2O脉泽光谱，近红外Q参数（这些是颜色指数占消光效应），和远红外AKARI颜色。本文首先介绍OH和H_2O脉泽的最新研究结果。有108个颜色选择的物体：其中53个在三个OH脉泽线（1612，1665和1667 MHz）中观察到，有24个探测（16个新的1612 MHz）;其中106个在H2O脉泽线（22 GHz）中观察到，有24个探测（12个新的）。我们确定了一个新的潜在的喷泉源，IRAS 19356 +0754，与大的速度覆盖的OH和H2O脉泽发射。此外，还首次报道了几个具有高速OH脉泽发射的天体。然后计算被测物体的Q参数以及红外[09]-[18]和[18]-[65] AKARI颜色。我们认为，这些红外特性是有效的分离非球面从球形物体，但形态可能不一定与进化状态。尽管如此，通过综合考虑脉泽和红外特性，可以提高识别富氧晚期/后AGB星的效率。
2014-08-20 astro-ph.SR
An updated catalog of OH-maser-emitting planetary nebulae
目标。我们研究了同时具有OH脉泽和射电连续谱发射的行星状星云（以下简称OHPNe）的特征。它们被认为是非常年轻的PNE，因此，它们可能是了解PNE形成和演化的关键对象。方法.我们查阅了文献，寻找射电连续谱和OH脉泽对演化恒星的干涉观测，包括几次调查的信息。我们还处理了射电连续谱和OH脉泽观测对PNE的甚大阵列数据档案。干涉观测所提供的高位置精度使我们能够确认或拒绝OH脉泽和射电连续辐射之间的关联。结果我们发现，共有6个PNe目前OH脉泽和无线电连续辐射，证实了无线电干涉观测。这些是真正的OHPNE。确认OHPNe目前的双极形态在解决他们的电离发射在不同波长的图像，这表明OH脉泽发射PNe的非球形质量损失现象有关。PNe中的OH脉泽光谱呈现明显的不对称性，倾向于显示相对于系统速度的蓝移发射。它们的红外线颜色表明，这些天体中的大多数都是非常年轻的PNE。OHPNe不形成一个同质的群体，似乎代表了各种不同的进化阶段。我们认为，在AGB阶段抽运的OH脉泽可能会消失在后AGB阶段，但重新出现，一旦源成为PN和它的无线电连续辐射被放大的OH分子。因此，OH脉泽发射可能会持续更长的时间比以前假设的1000年后，AGB阶段结束。在Pne中，由于中心恒星质量较多，因此微波激射器的寿命可能会更长，从而使包层中的大量气体电离。
2012-09-25 astro-ph.SR
A search for water maser emission toward obscured post-AGB star and planetary nebula candidates
22 GHz的水脉泽辐射是研究AGB中近球形质量损失到后AGB阶段准直质量损失转变的有用探针。反过来，一旦光电离开始，后AGB阶段的准直喷流可以确定行星状星云（PNe）的形状。我们打算发现新的情况下，后AGB星和PNe与水脉泽发射，包括喷泉或水脉泽发射PNe。我们观察到水脉泽发射的样本中的133个对象，与一个显着的分数后AGB和年轻的PN候选源具有较强的遮蔽。我们在其中15个中检测到这种发射，其中7个是首次报道。我们确定了三个喷泉候选者：IRAS 17291-2147，其水脉泽组件的总速度扩展约为96 km/s，还有两个源（IRAS 17021-3109和IRAS 17348-2906）显示水脉泽发射超出OH脉泽覆盖的速度范围。我们还确定IRAS 17393-2727可能是一个新的水脉泽发射PN。在遮蔽物体中的检测率（14%）高于光学对应物（7%），与以前的结果一致。水脉泽发射似乎在近红外双极物体中很常见（43%的检测率）。像IRAS 17291-2147这样的喷泉候选者的水脉泽光谱显示出比其他人明显更少的脉泽成分（例如，IRAS 18113-2503）。我们推测，大多数后AGB可能显示水脉泽发射足够宽的速度扩展（> 100公里/秒）时，观察足够的灵敏度和/或足够长的时间。因此，可能有必要挑出一组特殊的“喷泉”，可能是由它们的高脉泽光度定义的。我们还建议，在PN的水和OH脉泽的存在…
2015-05-18 astro-ph.SR
