Probing Hypergiant Mass Loss with Adaptive Optics Imaging & Polarimetry in the Infrared: MMT-Pol and LMIRCam observations of IRC +10420 & VY Canis Majoris
我们对著名的超巨星IRC +10420和大犬座VY进行了2 - 5微米的自适应光学（AO）成像和偏振测量。IRC +10420的成像偏振测定法（MMT-Pol为2.2微米）解析了具有30%固有偏振的星云发射，具有高表面亮度，表明光学厚散射。这种偏振辐射在恒星周围径向和方位角上的相对均匀分布证实了先前的研究，即散射尘埃主要位于天空平面上。使用与2.2微米处的偏振测量一致的散射光约束，外推到3 - 5微米波段的波长预测散射光分量显著低于在我们的LBT/LMIRCam 3 - 5微米AO成像中观察到的星云通量。假设这种多余的发射是热的，我们发现一个色温~ 500 K是必需的，远远超过了典型的天体物理尘埃的发射率修正的平衡温度。VY CMa的星云特征被发现是高度偏振的（高达60%），在1.3微米，再次与光学厚散射所需的重现所观察到的表面亮度。这颗恒星独特的星云特征被称为“西南团块”，在3.1微米的偏振测量中也被清楚地检测到，与IRC+10420不同，这与散射光一致。这两个超巨星星云的高内禀偏振与演化尘埃恒星周围典型尘埃的光学厚散射是相容的，其中多重散射的去偏振效应被颗粒的低折射率所减轻。
2015-05-16 astro-ph.SR
Spectroscopic time-series analysis of R Canis Majoris
大犬座R是一小群大陵五型恒星的原型，轨道周期短，质量比低。之前在其光变曲线中检测到的短期振荡尚未得到证实。我们调查了一个新的时间序列的高分辨率光谱的目的是得到改进的恒星和系统参数，寻找可能的影响，在观测到的光谱的第三个组成部分，寻找活动的迹象大陵五系统，并寻找径向速度的短期变化。我们将复合光谱分解为二元组分的光谱。然后，我们分析了这两颗恒星的高信噪比光谱。使用一个新开发的程序代码的基础上改进的最小二乘反卷积的方法，我们能够确定的径向速度的两个组件也在主日食。这使我们能够开发出一个更好的系统模型，包括罗斯特-麦克劳克林效应，并获得改进的轨道参数。结合光谱分析的结果，我们得到了精确的恒星和系统参数。我们进一步推导出至少一个振荡频率为21.38c/d。它只能在主食期间被探测到，并证实了以前的测光发现。结果表明，由于日食映射效应，非径向脉动模式的振幅放大。光谱中He_（1，1）线的存在表明了R-CMa体系中的传质。对它的洛希几何形状的计算证明，冷的次级成分可能充满了它的洛希瓣。在观测到的光谱中没有发现系统中存在第三个天体的证据。
2018-04-17 astro-ph.SR
ALMA observations of TiO$_2$ around VY Canis Majoris
二氧化钛（TiO $_2$）是一种难熔物质，可能在富氧恒星周围的尘埃凝聚序列中发挥关键作用。迄今为止，气相TiO $_2$仅在红超巨星VY CMa的复杂环境中被探测到。我们的目标是限制分布和激发的TiO $_2$周围的VY CMa，以澄清其在尘埃形成的作用。我们分析了从ALMA科学验证数据中提取的TiO $_2$的光谱和通道图。我们探测到TiO $_2$的15个跃迁，并首次空间分辨了发射。这些图显示了一个高度聚集的、各向异性的外流，其中TiO $_2$发射可能是暴露于恒星辐射场的气体的痕迹。一个大致东西向的，加速的双极结构被发现，其中蓝色的组件运行和周围的固体连续组件打破。在一些过渡中可以看到西南方向的明显尾巴，与光学和近红外线的特征一致。我们发现，TiO $_2$的一个显着的部分仍然在尘埃形成区以外的气相中，并建议，这种物种可能只发挥了很小的作用，在尘埃冷凝过程中周围的极端富氧的演化恒星，如VY CMa。
2015-06-02 astro-ph.SR
An Interferometric Spectral-Line and Imaging Survey of VY Canis Majoris in the 345 GHz Band
用亚毫米波阵对富氧红超巨星大犬座VY在279 ~ 355 GHz之间进行了谱线测量。223个光谱特征，从19个分子（不计算其中一些同位素物种），包括旋转光谱的TiO，TiO 2，和AlCl的第一次在这个源。所有光谱特征的参数和图集。用~0.9角秒的合成光束对每条谱线进行观测，揭示了VY CMa周围星云的复杂运动学和形态。许多分子是在高转动能级或激发振动能级上观察到的。根据这些数据，确定了亚毫米波连续谱的主要来源（尘埃）和高激发分子气体（恒星）之间的距离约为0.15弧秒。与SMA观察到的分子气体，和一些在红外波长和哈勃太空望远镜的光学散射光观察到的弧和结之间的明显的巧合被确定。这里提出的意见提供了重要的限制氧占主导地位的环星环境的分子化学和更深层次的复杂环星环境的VY CMa。
2013-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA sub-mm maser and dust distribution of VY Canis Majoris
冷的、进化的恒星有丰富的、丰富的风。这些风的结构和它们加速的方式并不为人所知。我们需要通过研究从脉动恒星表面到大约10个恒星半径的动态来提高我们的理解，在那里尘埃上的辐射压力是完全有效的。一些红超巨星有高度不对称的星云，暗示着额外的力。我们检索了ALMA科学验证数据，提供了VY CMa的亚毫米线和连续发射的图像。这使我们能够以毫角秒的精度定位水脉泽，并解决尘埃连续。658-，321-和325-GHz脉泽位于不规则的，厚壳在不断增加的距离，从中心的膨胀。这是第一次被确认为恒星的位置，与一个紧凑的峰值偏移的最明亮的连续发射的西北部。脉泽壳层（和尘埃形成区）重叠，但在十-金尺度上相互避免。它们的分布与激发模型大致一致，但条件和运动学似乎因风碰撞、聚集和不对称而变得复杂。
2014-11-05 astro-ph.SR
Parallax of Galactic Cepheids from Spatially Scanning the Wide Field Camera 3 on the Hubble Space Telescope: The Case of SS Canis Majoris
我们提出了一个高精度的视差测量12天的造父变星SS大犬座，通过空间扫描与哈勃太空望远镜（HST）上的宽视场相机3（WFC 3）获得。空间扫描使天体测量的精度达到20-40 μ as，比定点观测好一个数量级。SS CMa是第二颗利用HST进行视差测量的造父变星，也是18颗长周期（>~ 10天）造父变星中的第一颗，这些造父变星的选择是为了改善其周期-光度关系的校准，并最终允许确定哈勃常数H_0优于2%。发现SS CMa的视差为348 +/- 38 μ as，对应于2.9 +/- 0.3 kpc的距离。我们还提出了一个改进的静态几何失真的WFC 3获得使用空间扫描观测的校准领域，与一个典型的幅度<~0.01像素的规模为100像素。
2016-01-01 astro-ph.CO astro-ph.IM astro-ph.SR
The ISO Long Wavelength Spectrometer line spectrum of VY Canis Majoris and other oxygen-rich evolved stars
利用ISO长波光谱仪（LWS）观测了各种富氧恒星周围星周包层的远红外光谱。我们研究了高信噪比的ISO LWS观测的发光超巨星，VY CMa，目的是确定所有的谱线。通过特别注意水线，我们的目标是分离其他物种的谱线，特别是为即将到来的观测做准备，这些观测将使用Herschel PACS覆盖相同的光谱范围，并使用Herschel HIFI和SOFIA以更高的光谱分辨率进行观测。我们已经开发了一种拟合方法来考虑混合水线，使用一个简单的加权方案来分配通量。我们已经将这种方法应用到其他几个明星，我们比较VY CMa。我们给出了未混合的H2O和CO线的线通量，并给出了几种可能的nu_2=1振动激发水线的检测。我们还确定了混合线的OH，一个未混合和几个混合线的NH3，和一个可能的检测H3O+。
2009-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Arcsecond resolution mapping of Sulfur Dioxide emission in the circumstellar envelope of VY Canis Majoris
本文报道了红超巨星VY CMa星周包层中SO2辐射的亚毫米波阵观测结果，其角分辨率为~1”。SO2排放出现在三个不同的流出区域周围的中央连续峰排放，是空间上无法解决的。资料来源中没有提到双极结构。第四个SO2源被确定为以系统速度为中心的球形风。我们估计的SO2柱密度和旋转温度假设本地热平衡（LTE），以及使用RADEX进行非LTE辐射转移分析。在外流和球形风中，SO2的柱密度约为10^16 cm^-2。与现有的两个母体物种OH和SO的地图比较表明，SO2的分布与OH的分布是一致的。丰度比f_SO2/f_SO在所有半径大于3 × 10^16 cm的情况下都大于1。与SO、PN和SiS分子相比，SO2以碎片团块形式分布。这些观测结果支持了特定的星周化学模型，该模型预测f_SO 2/f_SO>1，并可能暗示了诸如冲击等局部效应在星周包层中SO 2产生中的作用。
2011-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
VLTI-MATISSE L- and N-band aperture-synthesis imaging of the unclassified B[e] star FS Canis Majoris
大犬座FS（FS CMa，HD 45677）是一颗未分类的B[e]星，被一个倾斜的尘埃盘所包围。FS CMa的演变阶段仍有争议。在环绕星周盘附近，探测到了一个双极外流。红外孔径合成成像为我们提供了一个独特的机会来研究磁盘结构。目的：我们的目的是研究FS CMa盘在中红外L和N波段的强度分布。研究方法：我们用MATISSE仪器（多光谱中红外光谱实验）在低光谱分辨率模式下对FS CMa进行孔径合成成像，以获得L和N波段的图像。我们计算的辐射转移模型，重现的L-和N-波段的强度分布的解决磁盘。结果：我们提出了在3.4-3.8和8.6-9.0微米波长波段重建的FS CMa的L-和N-波段孔径合成图像。在L波段图像中，可以看到倾斜的拱星盘的内缘区域和中心物体，空间分辨率为2.7毫角秒（mas）。解决了一个角直径为6 × 12 mas的内盘腔。L-波段盘由一个明亮的西北（NW）盘区和一个暗得多的东南（SE）区组成。这些图像表明，我们正在观察NW盘边缘的明亮内壁，它位于盘的远端。在N波段，只能看到明亮的NW盘区。除了导出倾斜度和内部盘半径之外，通过辐射转移建模拟合重建的亮度分布允许约束最内部盘结构，特别是内部盘边缘的形状。
2021-11-24 astro-ph.SR
Absolute Dimensions and Apsidal Motion of the Young Detached System LT Canis Majoris
本文首次报道了短周期（P~1.76天）年轻离体双星LT CMa的新的高分辨光谱。通过结合新的径向速度曲线和已发表的光变曲线的分析结果，我们确定了质量，半径和温度的值如下：M_1= 5.59（0.20）M_o，R_1=3.56第二次反应M_2=3.36（0.14）M_0，R_2= 2.04（0.05）R_0，T_eff2= 13140（800）K。静态吸收功能，除了那些来自紧密的二进制组件被检测到的几个光谱区域。如果像光变曲线解所支持的那样，这些吸收特征来自第三颗恒星，那么它的径向速度被测量为RV_3=70（8）km s^-1。证明了该双星系统的轨道是偏心的（e=0.059），因而存在拱点运动。估计的近星点经度线性推进对应于该系统的拱点运动U=694+/-5 yr。发现LT CMa的平均内部结构常数logk_2，obs =-2.53比其理论值logk_2，theo =-2.22小，表明恒星的质量更集中.发现LT CMa的光度距离（d=535+/-45 pc）远小于CMa OB 1星协的距离（1150 pc），这排除了成员资格。与目前太阳金属丰度的恒星演化模型的比较表明，LT CMa（3500万年）比CMa OB 1协会（300万年）要古老得多，证实LT CMa不是CMa OB 1的成员。运动学和动力学分析表明，LT CMa是在银河系的圆形轨道，属于年轻的薄盘人口。
2010-08-24 astro-ph.SR
ALMA Observations of Anisotropic Dust Mass-loss in the Inner Circumstellar Environment of the Red Supergiant VY Canis Majoris
导致尘埃形成的过程及其随后在推动冷演化恒星质量损失中所起的作用是一个深入研究的领域。在这里，我们提出了高分辨率ALMA科学验证数据的连续辐射周围的高度演化的富氧红超巨星VY CMa。这些数据使我们能够在321 GHz和658 GHz的空间分辨率分别为129 mas和59 mas的情况下研究其内部拱星环境中的尘埃，从而使我们能够在空间尺度上追踪尘埃，最低可达11 R $_{\star}$（71 AU）。两个突出的灰尘成分被检测和解决。最亮的尘埃成分C位于恒星东南方334 mas（61 R $_{\star}$），尘埃质量至少为$2.5\times 10^{-4}$ M $_{\odot}$。它的尘埃发射率光谱指数在其峰值时为$β=-0.1$，这意味着它在这些频率下具有光学厚度，具有$T_{d}\lesssim 100$ K的冷核心。有趣的是，ALMA数据中没有一个分子的发射接近这个巨大尘埃团的峰值。另一个主要的尘埃成分VY位于恒星的位置，包含总尘埃质量为$4.0 \times 10^{-5} $ M $_{\odot}$。它还包含一个较弱的尘埃特征，在$60$ R $_{\star}$向北延伸，总成分具有典型的尘埃发射率光谱指数$β=0.7$。我们发现，至少$17\%$周围的尘埃质量VY CMa位于一个更安静的大致球形的恒星风中喷出的团块，静态尘埃质量损失率为$5 \times 10…
2014-11-27 astro-ph.SR
High Resolution Infrared Imaging & Spectroscopy of the Z Canis Majoris System During Quiescence & Outburst
我们提出了自适应光学光度学和光谱在JHKL波段随着高光谱分辨率K波段光谱的每个组成部分的大犬座Z系统。我们的高角分辨率测光的这个非常年轻的（<100万年）的二进制，包括FU奥利对象和赫比格Ae/Be星，收集后不久，2008年爆发，而我们的高分辨率光谱收集在一个静止阶段。我们的光度测定最终确定爆发完全是由于嵌入的Herbig Ae/Be成员，支持早期工作的结果，并且光学可见的FU Ori分量在同一时期的光度略有下降（约30%），与以前关于FU Ori类型系统的可变性的工作一致。此外，我们的高分辨率K-波段光谱明确表明，2.294微米的CO吸收功能的复合光谱的系统中看到的是完全由于FU Ori组件，而在同一波长的一个突出的CO发射功能，长期怀疑与最内层地区的一个拱星吸积盘，可以分配给赫比格Ae/Be成员。这些发现与之前对该复杂系统的分析（例如，Malbet et et al 2010，Benisty et al. 2010）形成对比，该分析将CO排放分配给FU Ori组分。
2012-12-11 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.IM
HIFISTARS Herschel/HIFI observations of VY Canis Majoris. Molecular-line inventory of the envelope around the largest known star
为了深入了解红色超巨星VY CMa周围温暖（100-1000 K）气体的物理条件和运动学，我们使用Herschel空间天文台的HIFI仪器对sub-mm/FIR中的分子线进行了灵敏的高光谱分辨率观测。我们观察到CO、H2O和其他分子种类，采样激发能从几十到几千K。这些观测是赫歇尔保证时间密钥计划HIFISTARS的一部分。在基态以上约100、300和750 K，我们探测到了~（12）CO和~（13）CO的J=6-5、J=10-9和J=16-15谱线（以及~（13）CO的J=9-8谱线）。这些线对于改进VY CMa周围包络的内部层的建模至关重要。我们还检测到27线的水及其同位素，96线的物种，如NH 3，SiO，SO，SO 2 HCN，OH和其他，其中一些来自振动激发能级。有三条线路没有明确指定。我们的观察证实VY CMa的包层必须由两个或多个分离的成分组成。在外层的分子激发显着低于在内部的，导致强的自吸收的配置文件中的分子线，光学厚在这个外部信封，例如，低洼线的H2O。除了最丰富的物种，CO和H2O，大多数的分子发射检测到在这些sub-mm/FIR波长产生的信封的中心部分。VY CMa的光谱在振动激发线中非常突出，这是由中心区域存在的强IR泵浦引起的。与其他大质量演化恒星的包络相比，VY CMa的辐射在这些振动激发线中特别强烈，以及来自H13 CN，SO和NH3等不太丰富的物质的辐…
2013-10-09 astro-ph.SR
A large shell around the hypergiant VY Canis Majoris
利用SPHEREx数据探测到红超巨星VY CMa周围一个直径约14'至15'的近圆形外壳，可能由恒星风从邻近恒星形成区清扫物质形成，但发射机制仍需进一步观测确认。
2026-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
On massive dust clumps in the envelope of the red supergiant VY Canis Majoris
红超巨星VY CMa的包层长期以来一直被认为是一个极端的例子，可能发生在其他冷而大质量的演化恒星中。最近对包层的亚毫米观测显示，在距离恒星800质量的范围内有大量的尘埃团，这加强了VY CMa中剧烈质量损失现象的图像。我们以0.1”的角分辨率和前所未有的灵敏度提出了新的ALMA观测结果，揭示了有关尘埃团块的进一步细节。我们解决更多的离散功能，并确定一个submm对应的一个更遥远的丛西南已知的视觉观察。最亮的一团，命名为C，在观测中被解析。气体与团簇C的分辨连续发射相对，产生吸收的分子光谱。除了SW团块，没有发现分子发射与尘埃团块，我们建议，尘埃结构有一个低的气体含量。我们试图通过三维辐射传输模型再现尘埃团的属性。虽然一个丛配置解释的意见被发现，它不是唯一的。所有团块到恒星辐射的光学深度非常高，这使得建模非常具有挑战性，并且需要不切实际的高尘埃质量。有人建议，尘埃功能的子结构，例如孔隙度，允许更深的穿透恒星光子内的团块比在一个均匀的配置。一个多世纪以来，估计的团块年龄与恒星视觉通量的变化之间的比较表明，它们形成的机制并不是通过增强或强烈减弱的可见光来唯一表现的。这项研究表明，VY CMa的尘埃质量损失事件在所有已知的非爆炸性恒星中确实是无与伦比的。这些事件的起源仍然是一个悬而未决的问题。
2019-07-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
First detections of FS Canis Majoris stars in clusters. Evolutionary state as constrained by coeval massive stars
FS CMa星是低光度的天体，显示出B[e]现象，其演化状态仍然是一个谜。这些恒星被不明来源的温暖尘埃致密盘所包围。然而，FS CMa恒星在同时代人群中的成员身份从未得到证实。在年轻的大质量星系团Mercer 20和Mercer 70中发现的低光度线发射体促使我们研究这类天体的性质。我们打算确认成员同时代的人口，以通过集群的性质来描述这些发射线恒星。利用ISAAC/VLT中分辨光谱和NICMOS/HST测光方法对Mercer 20和Mercer 70进行了新的表征。利用我们的观测结果和周围的文献资料，研究了每个簇的共演化性和新发现的B[e]天体的成员关系。还研究了B[e]星的红外过剩和窄带光度特性。我们确认并分类了22个新的星团成员，包括沃尔夫-拉叶星和蓝超巨星。B[e]天体的光谱类型（O 9-B1.5 V）和径向速度与其余的星团成员是一致的，而Mg II，Fe II]和[Fe II]的发射特征在它们的光谱中被确定。这些恒星的年龄分别为450万年和600万年，它们显示出轻微的红外线过剩。我们确认FS CMa星的存在，在同时代的人口美世20和美世70。我们讨论了FS CMa恒星的性质和演化状态，抛弃了后AGB性质，并引入了一个新的假说合并。提出了一种基于窄带帕邢α光度学的年轻大质量星系团FS CMa候选者的新搜索方法，并在其他星系团的光度数据中进行了测试，产生了三个新的候选者。
2015-02-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
First VLBI Imaging of SiO $v=0$, $J=1 \rightarrow 0$ Masers in VY Canis Majoris
利用VERA望远镜首次对红超巨星VY CMa的SiO $v=0$和$v=3$态$J=1\rightarrow 0$脉泽进行VLBI探测，精确定位了致密且高亮度的$v=0$脉泽斑，揭示了其与星风强激波及剧烈质量抛射的关联。
2025-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Epsilon Canis Majoris: The Brightest EUV Source with Surprisingly Low Interstellar Absorption
在视差距离$d = 124\pm2$ ~pc处的B2恒星$ε$ CMa主导了本星际云（LIC）的H I光电离。与之前的估计相比，$ε$ CMa的视差距离更近，它的绝对星等$M_V =-3.97\pm0.04$要暗0.9等。我们将距离测量与积分通量$f = (41.5\pm3.3) \times 10^{-6}~{\rm erg~cm}^{-2}~{\rm s}^{-1}$和角直径$θ_d = 0.80\pm0.05$ ~mas相结合，以产生一组一致的恒星参数：半径$R = 10.7\pm0.7~R_{\odot}$，质量$M = 13.1\pm2.3~M_{\odot}$，重力$\log g = 3.50\pm0.05$，有效温度$T_{\rm eff} \approx 21,000$ ~K和光度$L \approx 20,000~L_{\odot}$。这些参数将Epsilon CMa置于$β$ Cephei不稳定带之外，与其观察到的缺乏脉动一致。观察到的EUV光谱产生氢光电离率$Γ_{\rm HI} \approx 10^{-15}$ s $^{-1}$（在地球上）。莱曼极限下的总通量衰减因子（$Δ_{\rm LL} = 5000\pm500$）是恒星大气（$Δ_{\rm star} = 110\pm10$）和星际介质（$Δ_{\rm ISM} = 45\pm5$）中的衰减与光学…
2024-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Polarisation Observations of VY Canis Majoris Water Vapour 5{32}-4{41} 620.701 GHz Maser Emission with HIFI
背景：对富氧恒星演化过程中的水蒸气脉泽发射仍然知之甚少。额外的观测，包括偏振研究和同时观测不同的脉泽跃迁，最终可能会导致更大的洞察力。目标：我们的目的是阐明VY CMa水汽脉泽的性质和结构的一部分，通过观测测试的理论预测的相对强度的620.701 GHz和22.235 GHz脉泽组件的ortho水汽。方法：在其高分辨率模式（HRS）的Herschel红外外差仪器（HIFI）提供了0.125 MHz的频率分辨率，对应于0.06 km/s的视线速度，我们采用它来获得在620.701 GHz的VY CMa频谱中脉泽尖峰的强度和线性偏振。利用设在Effelsberg的马克斯-普朗克射电天文学研究所的100米望远镜对22.235千兆赫微波激射器进行的同时地面观测提供了620.701千兆赫与22.235千兆赫的发射比。结果：我们报告的第一个天文探测到的水蒸气脉泽发射在620.701 GHz的日期。在VY CMa中，620.701和22.235 GHz极化都很弱。在620.701千兆赫的微波激射峰值叠加在似乎是一个广泛的发射组件，共同推出不对称的恒星。我们观察到的620.701 GHz的发射在两个时代21天，既要测量潜在的方向的线性极化脉泽组件，并获得这些组件的寿命的措施。虽然我们没有检测到显着的极化水平在核心的线，他们上升到约6%，在其翅膀。
2010-09-05 astro-ph.IM astro-ph.SR
Beta Canis Majoris: The Other Major Ionization Source of the Local Interstellar Clouds
该研究通过恒星参数和EUVE观测，量化了β CMa对本地星际云的电离贡献，发现其与ε CMa相当，且二者曾于440万年前近距离经过太阳，电离通量高出180-200倍。
2025-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Large-Scale Ejecta of Z CMa -- Proper Motion Study and New Features Discovered
本研究针对Z Canis Majoris早型双星的大尺度外向流开展研究，测量了其各特征的自行与运动学年龄，还通过深场图像发现了新的暗弱弧形关联特征，填补了该外向流发现近35年来的研究空白。
2023-05-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Search for Light Hydrides in the Envelopes of Evolved Stars
我们报告了一个搜索的双原子SiH，PH，FeH沿视线对IRC+10216和VY大犬座的化学丰富的拱星信封。这些分子被认为是在这些恒星光球附近的高温区域形成的，然后可能通过气相和尘埃颗粒相互作用进一步反应，导致更复杂的物质，但尚未受到观测的限制。我们使用SOFIA上的GREAT光谱仪在600 GHz到1500 GHz的四个光谱窗口中搜索这些分子的旋转发射线。虽然在我们的搜索中没有检测到目标物种，但我们报告了它们在每个来源中的上限丰度，并讨论了它们如何影响目前对致密拱星介质中氢化物化学的理解。我们将这些粒子的未检测归因于其紧凑的源尺寸，形成的高障碍以及与风中其他分子反应的倾向。
2020-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distance and Kinematics of the Red Hypergiant VY CMa: VLBA and VLA Astrometry
本文报道了利用甚长基线阵（VLBA）对大犬座VY（\vycma）43 GHz SiO脉泽辐射进行相位参考VLBI观测的天体测量结果。我们测量了0.83 $\pm$ 0.08 mas的三角视差，对应于1.20 $^{+0.13}_{-0.10}$ kpc的距离。与以前的研究相比，SiO脉泽的空间分布发生了很大的变化，而其总的范围保持不变。脉泽斑的内部运动高达1.4PDMATHABMP，对应于8PDMATHABMQ，并表现出膨胀的趋势。在模拟脉泽斑的膨胀后，我们导出了\mux \ = $-2.8 \pm 0.2$和\muy \ = $2.6 \pm 0.2$ \masy \的中心星分别向东和向北的绝对自行。根据VLBA观测的脉泽分布，以及射电光球与补充甚大阵（VLA）观测的43 GHz SiO脉泽发射之间的相对位置，我们估计了\vycma \在平历元2006.53的绝对位置为：\ra \ = 07 \h 22 \m 58 \decs 3259 $\pm$ 0 \decs 0007，\dec \ = $-$ 25 \arcdeg 46 \arcmin 03 \decas 063 $\pm$ 0 \decas 010. VLBA观测的\vycma \的位置和自行与依巴谷卫星测量的值有很大的不同。这些差异最有可能与不均匀性和尘埃散射的光学光在拱星信封。VLBA测量的绝对自行表明，\vycma…
2011-09-14 astro-ph.SR
