Polarization Observations of a sample of Excited OH masers
University of South Africa（南非大学）；North-West University（西北大学）
本研究利用绿岸望远镜对21个恒星形成区域的激发态OH脉泽进行全斯托克斯偏振观测，发现新脉泽源并测量磁场，多数结果与先前一致，部分磁场可能变化。
2026-09-18 astro-ph.GA
Astronomical masers and Dicke's superradiance
本文从麦克斯韦-布洛赫方程出发，研究了粒子数反转气体的辐射性质和辐射过程。我们专注于脉泽行动和迪克的超辐射建立他们的关系，在整个辐射过程中的时间演化的系统作为一个功能的位置。我们表明，脉泽行动和超辐射不是竞争的现象，而是互补的，并定义两个不同的辐射强度的限制。当粒子数反转密度和偏振振幅在时间尺度上的变化长于影响其演化的非相干过程的时间尺度时（例如，碰撞），而超辐射定义了当这些条件逆转时发生的快速瞬态状态。我们展示了如何从脉泽制度的超辐射的过渡将发生每当达到临界阈值的列密度的粒子数反转，在这一点上建立了一个强有力的相干性水平的系统和一个强大的辐射突发可以在瞬态制度。这个临界水平也决定了从不饱和脉泽制度过渡到饱和脉泽制度的空间区域，因此超辐射可以被看作是两者之间的中介。我们还量化了相对于两个脉泽制度的超辐射阶段期间获得的辐射强度的增益，并展示了超辐射期间的强相干水平如何很好地适合解释揭示脉泽托管区域中强烈和快速辐射耀斑的观测结果。
2020-04-15 astro-ph.GA physics.optics
Parkes full polarization spectra of OH masers - I. Galactic longitudes 350 through the Galactic Centre to 41
用帕克斯64米射电望远镜对大质量恒星形成区的1665和1667兆赫OH脉泽进行了全偏振测量。在这里，我们提出了104个偏北源的光谱。对于20多个脉泽，我们用ATCA进行了新的测量（也发现了几个迄今未报道的脉泽），在大多数情况下，产生的角秒精度与大多数站点相匹配。位置的改善有助于区分OH脉泽伴随甲醇脉泽从那些没有（被认为是在后期的演变阶段）。在许多站点没有现有的线极化信息，光谱分辨率有时很差，或速度覆盖不完整。这些不足之处是解决目前的帕克斯光谱。整个OH脉泽样品显示出众所周知的高圆偏振特性的优势。我们发现，线性极化也是常见的，但通常要弱得多，我们强调的非常明显的线性极化，可以扩展到100%.Unusually大的速度范围至少25公里/秒的罕见情况下，目前在七个网站。我们对大多数源的光谱测量是在两个时代间隔近一年，并揭示了高稳定性在大多数网站，和显着的变化（超过两个最强的功能的因素），只有五个网站。光谱还为长期变异性提供了有价值的参考，在过去几十年中，10个地点的稳定性很高，4个样品的变异性很大。未来对这些变量的系统监测可能会发现更多的周期性例子，到目前为止，这种现象只在一个来源中得到承认。
2014-02-11 astro-ph.GA
Maser emission during post-AGB evolution
这篇文章回顾了最近的观测结果，天文脉泽对后AGB对象，特别注意喷泉源和原型源OH 231.8 +4.2。这些来源代表了一个短暂的过渡阶段，在渐近巨星分支恒星和行星状星云周围的拱星信封之间的演变。主要的激射物种被认为是和关键结果进行了总结。
2012-10-16 astro-ph.GA
Polarization properties of OH masers in AGB and post-AGB stars
内容：晚型星的基态OH脉泽发射通常是偏振的，如果用高角分辨率和光谱分辨率观测，它仍然是星周包层外部区域磁场结构的有力探测器。所有四个斯托克斯参数的观测都相当稀疏，这是迄今为止发表的最彻底，最系统的研究。目的：我们的目标是确定在一个广泛的样本的恒星，显示丰富的质量损失和搜索的候选对象是非常适合高角分辨率的研究OH脉泽的偏振特性。方法：对117颗AGB和post-AGB星的OH 1612和1667 MHz脉泽跃迁进行了全偏振观测。在1665 MHz线路上也观察到几个目标。结果如下：偏振功能发生在75%以上的源在完整的样本和有没有内在的差异，在发生偏振发射三类不同的红外特性的对象之间。最高的分数极化发生后AGB +PN和Mira+SR类分别在1612和1667 MHz。在不同的演化阶段的源之间的分数极化的差异似乎与混合引起的去极化。极化角在壳的极端侧的对准意味着强度为0.3-2.3 mG的磁场的规则结构。结论：极化OH脉泽特征在AGB星和post-AGB星中普遍存在。对于一个代表性样品的圆形和线性分数偏振之间的关系是一致的标准模型的偏振塞曼分裂高于多普勒线宽，而偏振功能是西格玛分量。
2011-10-04 astro-ph.GA
Maser polarization through anisotropic pumping
本文提出了首个包含各向异性抽运与饱和效应的综合脉泽偏振定量模型，揭示了 SiO、CH$_3$OH 和 H$_2$O 脉泽的偏振机制，并概述了非塞曼圆偏振的产生机制。
2024-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
3D Maser polarization simulation for J=1-0 SiO masers in the circumstellar envelope of an AGB star
本研究通过3D脉泽模拟，基于塞曼分裂研究AGB星SiO脉泽的偏振变化，发现云团长轴方向与磁场方向共同影响偏振，并探讨了视线重叠机制解释偏振平面旋转。
2025-04-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Parkes full polarization spectra of OH masers - II. Galactic longitudes 240 to 350
用帕克斯射电望远镜对261个大质量恒星形成点的1665和1667兆赫OH脉泽进行了全偏振测量。在这里，我们提出了157个南方来源的光谱，补充了我们以前公布的104个北方来源。对于大多数站点，这些是线性偏振的第一次测量，具有良好的光谱分辨率和完整的速度覆盖。我们的光谱表现出众所周知的优势，高度圆偏振的功能，解释为$σ$组件的塞曼模式。集中在一般较弱和罕见的线性极化，我们发现了三个可能的完整塞曼三重峰的例子（线性极化$π$组件，跨越速度由$σ$组件），添加到孤立的例子先前报道。我们还确定了40例可能孤立的$π$成分，与过去认为$π$成分可能极其罕见的观点相矛盾。这些被确认在20个站点，其中一个过渡的高线性极化的功能是伴随着其他过渡的匹配功能，在相同的速度，也具有显着的线性极化。大的速度范围是罕见的，但我们发现八个超过25公里/秒，其中一些表明高速蓝移流出。在一年和几十年的时间尺度上研究了变异性。（200个地点中）有20多个地点在某些显著特征方面表现出高度变异性（强度变化为4倍或4倍以上）。高度稳定的网站是非常罕见的。
2014-02-12 astro-ph.GA
A Curious Case of Circular Polarization in the 25 GHz Methanol Maser Line toward OMC-1
我们报告的探测到的圆偏振签名的斯托克斯$V$轮廓的25 GHz的I类CH $_3$ OH脉泽对高质量恒星形成区OMC-1。这样的特征通常构成塞曼效应的检测。如果是由于OMC-1中的磁场，这将代表25 GHz I类CH $_3$ OH脉泽中塞曼效应的首次探测和发现。Stokes $V$的特征在两次观测中检测到，两次观测具有不同的角分辨率，相隔8年，使用甚大阵列（VLA）;对于我们2009年的D配置观测，$z B_\text{los}$的拟合值为$152 \pm 12$ Hz，其中$z$是塞曼分裂因子，$B_\text{los}$是视线磁场。对于我们2017年的C配置观测，$zB_\text{los} = 149 \pm 19~$ Hz的拟合值，可能是同一个脉泽点。这些对应于$B_\text{los}$在171-214 mG的范围内，这取决于超精细跃迁是负责脉泽线。虽然这些$B_\text{los}$值较高，但并非不可信。如果磁场与冲击区域的氢分子密度成比例增加，那么我们探测到的磁场预测的冲击前磁场值与观测结果一致。在$B_\text{los}$ =171-214 mG的情况下，在这些25 GHz I类CH $_3$ OH脉泽出现的后冲击区域中的磁能将在动能密度上占主导地位，并且至少是冲击中的压力的量级，这意味着磁场将对这些区域的动力学施加显著影响。
2019-12-12 astro-ph.GA
A quantum mechanical approach to establishing the magnetic field orientation from a maser Zeeman profile
最近的比较磁场方向来自脉泽塞曼分裂与来自连续源旋转措施，促使新的分析传播的塞曼分裂组件，推断出的字段方向。为了做到这一点，我们首先回顾不同的电场极化公约在过去的研究中使用。有了这些明确和一致的定义，我们然后表明，对于一个给定的塞曼分裂谱，磁场方向是完全确定和预测的理论依据：当一个磁场是面向远离观察者，左手圆极化观察在较高的频率和右手极化在较低的频率。这与经典的洛伦兹推导是一致的。随后的解释最近的测量，然后提出了一个大规模的字段（跟踪旋转措施）和小规模的字段（跟踪微波激射塞曼分裂）之间的逆转的可能性。
2014-04-23 astro-ph.GA
Possible magnetic field variability during the 6.7 GHz methanol maser flares of G09.62+0.20
最近，我们测量了大质量恒星形成区G 09.62 +0.20中已知最强的6.7 GHz甲醇脉泽的磁场诱导塞曼分裂。这个脉泽是少数几个周期性闪烁的甲醇脉泽之一。利用100米埃费尔斯堡望远镜对G09.62+0.20的6.7 GHz甲醇脉泽进行了观测。除脉泽耀斑峰期的两周外，我们测量到B_（10）的恒定磁场。||~11+-2mG的两个最强脉泽成分，它们之间的距离超过200 AU。在与最强脉泽特征的脉泽耀斑的峰值正好重合的两周时间内，我们测量到塞曼分裂的急剧减少和可能的逆转。脉泽和偏振变化的确切原因仍然不清楚，但它可能与偏振发射的背景放大或附近伴星的大质量原恒星的存在有关。另外，偏振变化可能是由非塞曼效应引起的偏振脉泽发射的辐射转移。
2009-04-30 astro-ph.GA
Simultaneous VLBA polarimetric observations of the v=$\{$1,2$\}$ J=1-0 and v=1, J=2-1 SiO maser emission toward VY CMa II: component-level polarization analysis
本文给出了用VLBA在$λ=7$和$λ=3$ mm观测到的超巨星VY CMa在毫角秒尺度上偏振态v= 1 J =1 - 0，v=2 J=1-0和v=1 J=2-1的SiO脉泽发射的分量级比较。目前的文件的目标是使用测量的偏振特性的单个co-spatial组件检测跨多个过渡，提供几个竞争的理论的偏振脉泽发射的运输的约束。这种方法可以最大限度地减少空间混合的显着影响。我们提出了几个诊断测试，旨在区分脉泽偏振的竞争理论模型的关键功能。然而，重合特征的数量受到灵敏度的限制，特别是在86 GHz的v=1 J=2-1跃迁中，需要更深入的观测。初步结论的基础上，目前的数据提供了一些支持：i）自旋独立的解决方案，线偏振; ii）的影响，几何形状的分数线偏振与强度的分布;和，iii）$π/2$旋转线偏振位置角所产生的跨范弗莱克角（$\sin^2θ=2/3$）之间的脉泽视线和磁场的过渡。有几个列举的非塞曼解释圆偏振的证据较弱。不幸的是，由于重合分量不足，标准塞曼理论预测的J=1-0和J=2-1之间的圆偏振中的预期2：1比率无法最终测试。
2016-05-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
MAGMO: Coherent magnetic fields in the star forming regions of the Carina-Sagittarius spiral arm tangent
我们提出了“MAGMO”项目的试点结果，有针对性地观测了银河系280度至295度的Carina-Sagittarius旋臂切线中6.7 GHz甲醇脉泽发射点的基态羟基脉泽。“MAGMO”项目的目的是确定银河系磁场是否可以用与恒星形成有关的脉泽塞曼分裂来追踪。对23个甲醇脉泽发射点进行了初步观测，并对其中11个和另外6个偏置点探测到基态氢氧脉泽。在这17个地点中，有9个是新探测到1665兆赫脉泽发射的地点，其中3个伴随着1667兆赫发射。超过70%的脉泽特征具有显著的圆偏振，而只有~10%具有显著的线偏振（尽管发现了一些具有高达100%线偏振的特征）。我们发现了11个塞曼对分布在6个高质量恒星形成的地点，隐含的磁场强度在-1.5 mG和+3.8 mG之间，平均磁场强度为+1.6 mG。我们的塞曼分裂的测量意味着一个相干场的取向经历了脉泽网站跨越5.3+/-2.0千秒差距内的船底座人马座螺旋臂切线。
2012-07-15 astro-ph.GA
Polarization properties of methanol masers
多年来，天文微波激射器一直是研究磁场的有效工具。特别是，甲醇可以用来探测原恒星的不同部分，如吸积盘和外流，因为它在大质量恒星形成区产生最强和最常见的脉泽之一。我们研究了选定的甲醇脉泽跃迁的偏振特性，根据新计算的甲醇Landé g因子，并考虑超精细成分。我们比较我们的结果与以前的观察，我们评估的效果，首选超精细泵浦和非塞曼效应。我们使用辐射转移程序CHAMP进行模拟。我们发现的超精细过渡的线性和圆偏振分数的依赖。优选的超精细泵浦可以解释一些高水平的线偏振和圆偏振，以及在所观察到的V形轮廓的S形中看到的一些奇特的特征。甲醇脉泽不受非塞曼效应的显著影响。我们的模型表明，甲醇脉泽发射的线性和圆偏振的百分比取决于超精细过渡是脉泽和它被泵浦的程度。由于非塞曼效应在高亮度温度下变得更加相关，因此获得这些量和脉泽光束角的良好估计是很重要的。对亮温的更好约束将有助于理解非塞曼效应对观测到的偏振百分比的贡献程度。为了检测单独的超精细组分，需要显著小于超精细分离的固有热线宽。
2020-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Polarization Observations of a Sample of 6.7 GHz Methanol Masers
Centre for Space Research, North-West University（北西方大学空间研究中心）；UNISA Centre for Astrophysics and Space Sciences (UCASS), College of Science, Engineering and Technology, University of South Africa（南非大学科学与工程技术学院天体物理学与空间科学中心）
本文研究了21个已知恒星形成区域的6.7 GHz甲醇微波放大器的偏振特性，通过绿银行望远镜的全偏振模式观测，发现偏振特性在谱线中随时间变化，并探讨了磁化场的变化对偏振特性的影响。
2026-05-18 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
EVN observations of 6.7-GHz methanol maser polarization in massive star-forming regions II. First statistical results
磁场直到最近才被纳入大质量恒星形成的理论模拟中。模拟结果表明，磁场在分子外流的形成和动力学过程中起着重要的作用。微波激射器，特别是6.7-GHz CH 3OH微波激射器，是在10-100 AU的最小尺度上研究大质量年轻恒星周围磁场形态的最佳探测器。本文重点关注4个大质量年轻恒星天体，IRAS 06058 +2138-NIRS 1，IRAS 22272 + 6358 A，S255-IR和S231，它们补充了我们之前的2012年样本（第一个EVN组）。从所有这些来源，分子外流已被检测到在过去。七个欧洲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的CH 3OH脉泽在恒星形成的地区，在这第二个EVN组。我们总共探测到128个CH 3OH脉泽云。在我们的样品中，18%的CH_3OH脉泽被检测到分数线偏振（0.8%-11.3%）。在所有的大质量年轻星体中，线偏振矢量都是有序的。我们在IRAS 06058 +2138-NIRS 1（DVz=3.8+/-0.6 m/s）和S255-IR（DVz=3.2+/-0.7 m/s）中测量到显著的塞曼分裂。通过对20个大质量年轻天体的观测，我们发现在两半球的6.7GHz CH_3OH脉泽的线性分布与外流或线性偏振矢量之间没有明显的相关性。另一方面，我们提出的第一个统计证据表明，磁场（规模10-100 AU）主要是沿着大规模的外流方向。此外…
2013-06-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetically aligned dust and SiO maser polarization in the envelope of the red supergiant VY CMa
利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列波段5对红超巨星VY CMa的科学验证观测，研究了SiO热脉泽谱线和尘埃连续谱在~ 1.7mm波长的偏振。我们分析了线和圆偏振，推导出磁场强度和结构，假设线的偏振源于塞曼效应，而尘埃的偏振源于排列的尘埃颗粒。我们还讨论了其他影响，可能会引起所观察到的极化。我们检测到，第一次，显着的偏振（~3%）的拱星尘埃辐射在毫米波长。极化是均匀的，电矢量位置角为$\sim8^\circ$。对于J=4-3的28 SiOv =0，1，2和29 SiOv =0，1谱线，检测到不同水平的线偏振，其中29 SiOv =1脉泽的最强偏振分数约为30%。线性偏振矢量随速度旋转，与早期的观测结果一致。我们还发现显着（高达1%）的圆偏振在几条线，与以前的测量一致。我们的结论是，检测是强大的校准和定期仪器误差，虽然我们还不能完全排除非标准仪器的影响。从磁性排列的晶粒发射是最有可能的起源所观察到的连续极化。这意味着尘埃嵌入在大于13 mG的磁场中。脉泽线极化跟踪磁场结构。气体和尘埃中的磁场与近似的环向场结构一致，但只有更高的角分辨率观测才能揭示更详细的场结构。如果圆极化是由于塞曼分裂，它表明一个磁场强度~1-3高斯，与以前的微波激射观测一致。
2017-04-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Linear polarization of submillimetre masers. Tracing magnetic fields with ALMA
本工作的目的是研究在塞曼频率（gOmega）大于分子态的受激发射率（R）和衰变率（Gamma）的情况下，在ALMA频率范围内的SiO、H2O和HCN脉泽发射是否可以用可观测的分数线偏振水平来探测。我们用辐射转移程序计算了SiO、H_2O和HCN的转动跃迁的分数线偏振随出现的亮温的函数关系，这些跃迁已被观测到在亚毫米波长显示脉泽发射。我们假设典型的磁场强度测量对银河系恒星形成区和拱星信封晚型恒星从以前的VLBI观测。由于Landé g因子尚未报道我们模拟的不同旋转跃迁，我们进行了我们的计算，假设不同分子种类的塞曼频率的保守值。设置一个下限的塞曼频率仍然满足标准gOmega>R和gOmega>Gamma，我们发现分数极化水平高达13%，14%和19%的更高的J转换分析SiO，H2O和HCN，分别不考虑各向异性泵浦或任何其他非塞曼效应。这样的上限是在假设磁场垂直于微波激射辐射传播方向的情况下计算的。根据我们的研究结果，SiO，H2O和HCN脉泽发射的ALMA频率范围内可以检测到适当的线性偏振跟踪磁场结构对恒星形成区和晚型星，即使检测到的偏振已被增强的非塞曼效应。
2013-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
OH maser toward IRAS 06056+2131: polarization parameters and evolution status
我们对高质量恒星形成区IRAS 06056+2131的OH脉泽辐射进行了高角分辨率观测。观测是使用英国无线电干涉仪阵列、多元素无线电连接干涉仪网络（MERLIN）在1665和1667兆赫的OH主线上进行的，此外还有1720兆赫的OH卫星线。本研究的结果显示，发射在1665 MHz线与估计的总强度为$\sim 4$ Jy。我们没有检测到1667-MHz和1720-MHz线路的任何发射。MERLIN的全极化模式使我们能够研究OH脉泽区的磁场。我们的结果表明，IRAS 06056+2131是一个高度圆偏振源。在该跃迁中，识别塞曼对，从该塞曼对推断出$\sim -1.5$ mG的磁场强度。线性极化矢量的方向表明，在OH脉泽发射\textbf{might be}的位置的磁场线与流出的方向一致，被认为是与这个源。讨论了嵌入式原恒星天体的恒星形成演化状况。
2021-01-17 astro-ph.GA 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
Maser maps and magnetic field of OH 300.969+1.147
利用澳大利亚望远镜国家设施的长基线天线阵对南部的OH 300.969+1.147脉泽址进行了研究。同时观察到1665-和1667-MHz的羟基基态跃迁。一系列具有十分之一角秒空间分辨率、速度间隔为0.09公里/秒、在圆偏振两种意义上的图显示了59个小直径脉泽斑。这些斑点分散在2角秒内，与4.3千秒差距处的一个强超紧凑的HII区域相一致。发现了17对相反极化的塞曼斑点，所有这些斑点都产生了对我们的磁场估计（负），范围从-1.1到-4.7 mG，中值为-3.5 mG。OH在6035 MHz和6030 MHz的激发态脉泽也显示塞曼对，显示磁场为-5.0 mG。弱的甲醇脉泽发射与OH脉泽混杂在一起，但没有检测到密切相关的水脉泽。一致的磁场方向发现在这个网站是一个引人注目的特点，其他几个脉泽网站与强HII地区的研究可比的细节。我们解释的网站作为一个成熟的地区接近结束的简短的进化阶段，可以支持脉泽发射。
2009-07-30 astro-ph.GA
Long-term polarimetric observations of OH127.8+0.0
用全偏振模式对来自著名天体OH 127.8 +0.0的OH 1612和1667 MHz脉泽进行了6.5年的监测，并在一个历元上用MERLIN进行了成图。该星的OH光变模式是典型的极长周期AGB星.根据1612 MHz光变曲线和角半径的新测量值确定的距离为3.87（0.28）kpc。在两个频率下，偏振发射的通量紧密地跟随总通量变化，而圆偏振和线偏振的程度在测量精度内是恒定的。在两条线上都存在净极化。在距离恒星5400 au处，由一个可能的塞曼对估算的磁场强度为-0.6 mG。在包层的近端和远端，极化矢量很好地对齐，这意味着磁场具有规则的结构。OH脉泽辐射的偏振特性表明，在星风中存在一个冻结的径向磁场。
2013-02-08 astro-ph.GA
EVN observations of 6.7 GHz methanol maser polarization in massive star-forming regions IV. Magnetic field strength limits and structure for 7 additional sources
MHD模拟表明，在大质量原恒星形成过程中，磁场可以驱动分子外流。在10-100金尺度上观测测量这种磁场的形态和强度的最佳探针是脉泽极化。我们测量质量分辨率的磁场的方向周围的大质量恒星形成区的样本，以确定是否有一个磁场的方向和外流之间的关系。此外，通过塞曼分裂测量估算磁场强度，研究了磁场在大质量恒星形成区动力学中的作用。我们选择了31个大质量恒星形成区的磁通量限制样本进行磁场性质的分子流出特性的统计分析。我们报告的线性和圆偏振发射的6.7 GHz的CH 3OH脉泽对7个大质量的恒星形成区的总样本的EVN。来源为：G23.44-0.18、G25.83-0.18、G25.71-0.04、G28.31-0.39、G28.83-0.25、G29.96-0.02和G43.80-0.13。我们确定了总共219 CH 3OH脉泽功能，其中47和2个显示线性和圆偏振发射，分别。我们测量了所有大质量YSO周围的有序线性偏振矢量和G25.71-0.04和G28.83-0.25的塞曼分裂。由于最近的理论结果，我们能够提供下限的磁场强度从我们的塞曼分裂测量。我们进一步确认（基于~80%的总磁通量限制的样品），磁场的尺度为10-100金优先沿流出轴取向。估计的磁场强度|B_{||}|>61 mG和>21 mG分别朝向G25.71-0.04和G28.83-0.2，表明它在两个区域中主导气体的动力学。
2019-02-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
EVN observations of 6.7 GHz methanol maser polarization in massive star-forming regions. V. Completion of the flux-limited sample
虽然磁场在大规模YSO中发射分子流出的作用已经通过理论论证令人信服地证明，但在观测上，磁场线与分子流出的对齐仍然存在争议。我们的目标是完成质量分辨率的磁场的方向测量周围的大质量恒星形成区（MSFR）的样本，以确定是否磁场和流出对齐。2012年，我们与EVN合作开展了一项大型VLBI活动，通过分析6.7GHz CH 3OH脉泽的偏振发射，测量了31个MSFR样品（通量限制样品）的磁场方向和强度。在本系列的前几篇论文中，我们已经介绍了80%的样本。在这里，我们报告的线和圆偏振辐射的6.7GHz的CH_3OH脉泽对最后五个MSFR的通量限制的样品。来源为G30.70-0.07、G30.76-0.05、G31.28+0.06、G32.03+0.06和G69.52-0.97。我们共探测到209个脉泽，其中15%（0.07%-16.7%）为线偏振发射，2%（0.2%-4.2%）为圆偏振发射。测量塞曼分裂朝向G30.70-0.07、G32.03+0.06和G69.52-0.97。对整个限流样品的统计分析表明，观测结果与三维磁场方向和流出轴之间的差异的双峰分布一致，其中一半磁场方向垂直，另一半平行于流出。此外，我们还确定了6.7GHz甲醇脉泽的线偏振和圆偏振的典型值分别为PI =1.0%-2.5%，Pv=0.5%-0.75%。我们发现，一个典型的塞曼分裂是在0.5米/秒和2.0米/秒之间的范围内。…
2021-11-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The magnetic field of IRAS 16293-2422 as traced by shock-induced H2O masers
激波诱导H2O脉泽是高密度气体中重要的磁场示踪源。水脉泽在高质量和低质量恒星形成区都有发现，它是比较两种质量区域磁场形态的有力工具。在这篇论文中，我们首次在低质量原恒星核IRAS 16293-2422中测定了体积密度高达10^（8-10）cm^-3的磁场。我们的目标是辨别这个源的坍缩状态是否受磁场或其他因素如湍流控制。我们利用甚大阵（VLA）对22 GHz的水脉泽塞曼辐射进行了光谱偏振观测。从斯托克斯V型线轮廓，我们可以估计原恒星周围致密区域的磁场强度。从我们相对高的空间分辨率数据集（~ 0.1”）中可以推断出至少三个脉泽特征的混合，该数据集以清晰的非高斯线轮廓再现。发射在偏振分数和跨通道的位置角方面非常稳定。脉泽斑点与IRAS 16293-2422复杂外流结构的某些组成部分对齐，它们在激波产生的压缩气体区中被激发。激波后的粒子密度在1-3 x 10^9 cm^-3之间，与典型的水脉泽泵浦密度一致。塞曼辐射是由非常强的视线磁场（B ~ 113 mG）产生的。从我们的数据得出的磁场压力是可比的冲压压力的流出动力学。这表明磁场在IRAS 16293-2422的动力学演化中具有重要的能量作用。
2012-03-30 astro-ph.GA
Magnetic Field Structure of Orion Source I
我们观察到极化的SiO旋转过渡从猎户座源I（SrcI）探测磁场在双极流出这个高质量的原恒星。43 GHz $J$ =1-0和86 GHz $J$ =2-1谱线都分别使用甚大阵列（VLA）和阿塔卡玛大毫米/亚毫米阵列（ALMA）以$\sim$ 20 AU分辨率绘制。基态的$^{28}$ SiO跃迁是热辐射和脉泽辐射的混合。在$J$ =1-0和$J$ =2-1跃迁中的偏振位置角的比较允许我们对$10^{4}$弧度m $^{-2}$的可能法拉第旋转设置上限，这将使$J$ =2-1位置角通常扭曲小于10度。外流叶中平滑、系统的极化结构表明，在几百天文单位的尺度上，存在着一个有序的磁场。极化的均匀性表明场强为$\sim$ 30毫高斯。它的强度足以形成双极外流，并可能导致外流底部气体的次开普勒旋转。$^{28}$ SiO $v$ =0脉泽中80-90%的高分数线偏振需要各向异性泵浦。在$v$ =0 $J$ =1-0峰中，我们测量了朝向最强脉泽特征的60%的圆偏振。各向异性共振散射（ARS）可能是造成这种圆偏振的原因。我们还提供了$^{29}$ SiO、$v$ =0、$J$ =2-1脉泽和其他几种SiO跃迁的高振动能级和同位素谱图。
2020-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Amplification of OAM Radiation by Astrophysical Masers
我们扩展了天体物理脉泽传播理论通过介质的塞曼分裂分子响应的情况下，一个非均匀的磁场，并允许一个分量的电场的辐射在传播方向：辐射的特性与轨道角动量。一个经典的减少的控制方程导致一组九个微分方程的强度一样的参数为每个傅立叶分量的辐射的演变。这些参数中的四个对应于标准斯托克斯参数，而其他五个代表电场的$z$分量，以及其与$x-y$平面中的常规分量的耦合。控制方程的一个限制性的解析解证明了斯托克斯参数与轨道角动量的非平凡耦合：电场的$z$分量可以从只有斯托克斯- $I$不为零的背景中增长。控制方程的数值解揭示了辐射模式的径向和角结构的情况下，一个理想的四极磁场垂直于传播方向。在这种理想情况下，辐射轨道角动量的产生，如偏振，可以接近100%。
2014-10-02 astro-ph.GA
Magnetic field regulated infall on the disc around the massive protostar Cepheus A HW2
我们提出的6.7 GHz的甲醇脉泽周围的大质量的原恒星仙王座A HW 2及其相关的光盘偏振观测。这些数据是由多元素无线电链接干涉仪网络获得的。脉泽偏振被用来确定仙王座A HW 2周围的全三维磁场结构。观测结果表明，脉泽探测的是大尺度磁场，而不是孤立的压缩磁场。我们发现，磁场主要是沿原恒星流出和垂直于分子和尘埃盘。从三维磁场方向和沿视线方向的磁场强度的测量，我们能够确定脉泽出现的高密度物质被~23 mG的大尺度磁场穿过。这表明，在仙王座A HW 2的~1000 AU的原恒星环境是轻微的超临界（λ约1.7）和密度和磁场之间的关系是一致的沿磁场线的崩溃。因此，观测结果表明，磁场可能调节吸积到磁盘上。磁场主导了湍流能量的大约三倍，并且足够强大，成为稳定大质量吸积盘和维持大质量恒星形成期间所需的高吸积率的关键组成部分。
2010-02-10 astro-ph.GA
The Discovery of Polarized Water Vapor Megamaser Emission in a Molecular Accretion Disk
首次在NGC 1068分子吸积盘中探测到线偏振水脉泽辐射，揭示了磁场结构并推测脉泽区可能是分子外流源头，同时发现紧凑射电源NGC 1068*并修正中心质量为1660万太阳质量。
2024-10-15 astro-ph.GA
Polarized Maser Emission with In-Source Faraday Rotation
我们讨论的偏振在天体物理脉泽的研究，特别强调的情况下，塞曼分裂是小的多普勒配置文件相比，导致磁子状态之间的过渡混合。推导了分子响应的半经典理论，并将其与单光束和双光束线性脉泽的辐射转移解耦合，得到了一组分子密度矩阵元素的非线性代数方程。新的代码PRISM实现了数值方法来计算这些解决方案。使用棱镜，我们证明了这种情况下，更广泛的分裂之间的平稳过渡。对于一个J=1-0的系统，与参数的基础上的$v=1, J=1-0$过渡的SiO，我们调查的行为的线性和圆偏振之间的角度的函数的传播轴和磁场，并与光学深度，或饱和状态，的模型。我们演示了如何修改的解决方案的法拉第旋转的存在下，产生的各种丰度的自由电子，并强大的法拉第旋转导致额外的角度斯托克斯-Q改变符号。我们将我们的结果与以前的一些模型进行了比较，从Goldreich，Keeley和Kwan在1973年得出的分析极限，到W。沃森和合著者，Lankhaar和Vlemmings在2019年的最新工作。我们发现，我们的结果一般是一致的，与其他作者给出的方法和近似的差异。
2022-12-02 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The magnetic field of a magnetohydrodynamic disk wind: Water maser observations and simulations
本研究通过甚长基线干涉观测水脉泽偏振与电阻-辐射-引力MHD模拟，测量年轻恒星体IRAS 21078+5211盘风的磁场分布，验证了内喷流腔磁场与流线的关系及法拉第旋转的作用。
2023-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rapidly increasing collimation and magnetic field changes of a H2O maser outflow
W75N（B）是一个巨大的恒星形成区，包含三个射电连续源（VLA 1，VLA 2和VLA 3），它们被认为是三个处于三个不同演化阶段的大质量年轻恒星。VLA 1是最进化的，VLA 2是最不进化的源。与VLA 1和VLA 2有关的22 GHz H2O脉泽已在八年中的几个时期被映射。VLA 1中的H2O脉泽沿着射电喷流呈线性分布，而VLA 2中的H2O脉泽则围绕着一个膨胀的壳层分布。此外，水脉泽偏振测量显示磁场与两个结构对齐。利用新的偏振观测的H2O脉泽，我们的目标是确认椭圆膨胀的壳状结构周围的VLA 2，并在同一时间，以确定是否磁场周围的两个源已经改变。利用NRAO甚长基线阵测量了大质量恒星形成区W75N（B）的22 GHz水脉泽的线偏振和塞曼分裂。VLA 1周围的H2O脉泽分布与以前观察到的没有变化。我们对VLA 2周围的H2O脉泽进行了椭圆拟合。我们发现，VLA 1的壳状结构仍在沿平行于热射电喷流的方向膨胀。虽然VLA 1周围的磁场在过去7年中没有发生变化，但VLA 2周围的磁场已根据壳状结构主轴的新方向改变了其方向，并且现在与VLA 1中的磁场对齐。
2014-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Measuring Magnetic Fields from Water Masers in the Synchrotron Protostellar Jet in W3(H$_2$O)
我们报告了对W3（OH）大质量恒星形成复合体中Turner-Welch天体水脉泽的全偏振VLBA观测。这个对象驱动的同步加速器喷流，这是非常特殊的高质量的原恒星，并与强极化水脉泽源，W3（H $_2$ O），使其成为最佳的目标，调查的作用磁场的原恒星磁盘喷流系统的最内层尺度。水脉泽的线偏振辐射提供了局部磁场方向的线索，而圆偏振的塞曼分裂的测量提供了它的强度。水脉泽追踪同步加速器喷流中心的双极、双锥形外流。虽然在几千天文单位的尺度上，从脉泽推断出的磁场平均沿流轴取向，但在更小的尺度上（10秒到100秒天文单位），我们揭示了磁场和速度矢量之间的不对准，这是由于场分量沿激波阵面的压缩引起的。我们的测量结果支持这样一种情况，即磁场将从具有平行于冲击前气体流出速度的主导分量演变而来，其场强为几十mG（密度为$10^7$ cm $^{-3}$），主要由水脉泽激发处的激波后气体中几百mG量级的垂直分量所支配（密度为$10^9$ cm $^{-3}$）。一般的含义是，在未受干扰的（即未受冲击的）拱星气体中，流速将紧密地跟随磁场线，而在受prostostellar喷流冲击的气体中，磁场将重新配置为平行于冲击波阵面。
2016-08-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Monitoring of the polarized $H_{2}O$ maser emission around the massive protostars W75N(B)-VLA1 and W75N(B)-VLA2
本研究利用EVN对W75N(B)中VLA1与VLA2周围22 GHz水脉泽开展6年偏振监测，揭示喷流激波、非对称气体膨胀及局地准静态磁场形态。
2023-02-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
OH Maser Sources in W49N: Probing Magnetic Field and Differential Anisotropic Scattering with Zeeman pairs using the VLBA
我们分析了著名的恒星形成区W 49 N中OH脉泽的VLBA 12小时合成观测，得到了有价值的数据，使我们能够探测脉泽柱和中间星际介质（ISM）中的磁场分布。由几十个OH脉泽源或“点”在1612，1665和1667 MHz的详细的高角分辨率图像（与束宽~20毫弧秒）的数据，揭示各向异性散射展宽，与几十毫弧秒和轴比之间的典型尺寸1.5至3。Desai、Gwinn和Diamond（1994）曾报道过这种各向异性，并解释为由平行于银道面的局部磁场引起的。然而，我们发现：a）视角尺寸平均比Desai等人（1994）报道的小2.5倍，表明散射比之前推断的要小得多; b）散射加宽图像的平均方向与银河平面中磁场所暗示的方向有显著偏差（约10度）。更有趣的是，在我们的设置中的几个塞曼对，显着的差异（高达6西格玛）是明显的，在散射加宽的图像为两个手的圆偏振，即使当表观速度分离小于0.1公里/秒。这可能是法拉第旋转对ISM中衍射效应的贡献的第一个例子。利用塞曼对，我们还研究了磁场在W 49 N复合物中的分布，发现在空间结构函数中没有明显的趋势。在本文中，我们提出的细节，我们的观察和分析导致这些发现，讨论我们的结果的干预各向异性磁离子介质的影响，并提出可能的影响，磁场的结构在这个恒星形成区域。
2013-07-30 astro-ph.GA physics.optics physics.plasm-ph
