An interferometric search for SiO maser emission in planetary nebulae
本研究针对行星状星云中SiO脉泽极为罕见的问题，构建两类样本并利用澳大利亚望远镜致密阵列开展干涉观测，未发现与行星状星云成协的SiO脉泽，为相关恒星演化与质量损失研究提供了观测约束。
2024-10-30 astro-ph.GA 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
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
Pilot VLBI Survey of SiO v=3 J=1--0 Maser Emission around Evolved Stars
在这封信中，我们报告了对12颗长周期变星中的4颗：WX Psc，R Leo，W Hya和T Cep的甚长基线干涉（VLBI）观测中SiO v=3 J=1- 0脉泽发射的探测。对WX Psc和T Cep的检测是新的。我们还介绍了利用VLBI射电天体测量探索（VERA）对两颗恒星WX Psc和W Hya及其位置参考连续谱源J010746.0+131205和J135146.8-291218的SiO v=2和v=3 J=1- 0脉泽辐射的成功天体测量观测。测量了位置基准连续光源和SiOv =3脉泽光斑相对于作为条纹相位基准的SiOv =2脉泽光斑的相对坐标。因此，微弱的连续光源与明亮的脉泽光源相位相反。这意味着多个SiO脉泽线图可能配准到一个共同的坐标系与10微弧秒级的精度。
2012-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Long-term Simultaneous Monitoring Observations of SiO and H2O Masers toward the Mira Variable WX Serpentis
本研究通过12年的射电监测，发现米拉变星WX Serpentis的SiO与H₂O脉泽强度变化均与光学光变相关但相位滞后不同，且H₂O脉泽存在非对称外向流，证实热脉动渐近巨星分支早期已出现非对称外流结构。
2025-01-16 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
Missing flux in VLBI observations of SiO maser at 7mm in IRC+10011
VLBI观测的SiO脉泽恢复最多40-50%的总流量由单碟观测在任何光谱通道。一些先前的研究似乎表明，至少有一部分损失的通量被分成许多弱分量，而不是在一个大的解决发射区。利用HSA的高灵敏度和高分辨率，我们研究了AGB星7 mm波段SiO脉泽VLBI观测中的漏通量问题，得到了IRC+10011的高动态范围图。我们的结论是，丢失的流量主要包含在许多非常弱的脉泽组件。
2017-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simultaneous 183 GHz H2O Maser and SiO Observations Towards Evolved Stars Using APEX SEPIA Band 5
我们调查使用183 GHz的H2O脉泽的物理条件和质量损失过程中的拱星信封的演化恒星的表征。利用APEX SEPIA波段5观测了2颗红超巨星和3颗渐近巨星分支星的183 GHz H2O谱线。同时，我们观察到的线在28 SiO v0，1，2和3，并为29 SiO v0和1。我们检测到的183 GHz的H2O线对所有的恒星的峰值通量密度大于100焦耳，包括一个新的检测VY CMa。对所有5个目标，水线的迹象是由于微波激射器的发射，并具有较高的峰值通量密度比SiO线。SiO线似乎起源于热和脉泽过程。与模拟和模型的比较表明，183 GHz脉泽发射可能会延伸到更大的半径比SiO脉泽发射和类似或更大的半径比水脉泽在22，321和325 GHz的拱星信封。我们推测，一个突出的蓝移功能在W Hya 183 GHz的频谱放大恒星的连续性，并位于一个类似的距离从恒星作为主线OH脉泽发射。从比较的个别偏振，我们发现，SiO脉泽线性偏振分数的几个功能超过了标准脉泽假设下允许的最大分数，需要强各向异性泵浦的脉泽过渡和强饱和脉泽发射。然而，H2O脉泽的低偏振分数符合非饱和脉泽的预期。183 GHz H2O脉泽可以提供演化恒星质量损失过程的强有力探测。使用ALMA波段5对这条谱线进行更高角分辨率的观测，将能够详细研究星周包络中的发射位置，还可以提供关于磁场强度和结构的信息。
2017-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nuclear Stellar Disk-like Nature in the Kinematics of SiO Maser Stars around Sagittarius A*
本文利用ALMA两个历元的SiO脉泽观测数据，分析银河系中心Sgr A*周围恒星的运动学，发现其自行沿银道面分布且三维速度接近或超过开普勒轨道上限，表明这些恒星属于核恒星盘而非核恒星团。
2025-02-05 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
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
Simultaneous VLBI Astrometry of H2O and SiO Masers toward the Semiregular Variable R Crateris
我们首次获得了22.2 GHz H2O和42.8，43.1和86.2 GHz SiO脉泽发射朝向半规则b型变量（SRb）R Crateris的天体测量注册地图，在三个时期（2015年5月21日和2016年1月7日和26日）使用韩国甚长基线干涉测量网络。SiO脉泽的空间结构呈环状，而H_2O脉泽则呈极不对称的单侧外流结构，位于SiO脉泽特征的南部。我们还发现86.2 GHz SiO脉泽的光斑分布在一个内部区域，而43.1 GHz SiO脉泽的光斑分布在内部区域，这与以前已知的变星中86.2 GHz SiO脉泽的分布不同。86.2 GHz SiO脉泽的不同分布似乎与SRb R Crateris的泛音脉动模式所引起的复杂动力学有关。此外，我们估计的基础上的SiO脉泽，这是必不可少的解释的形态和运动学的拱星包络的环形拟合的中心星的位置。估计的恒星坐标与盖亚测量的位置很好地对应。
2018-10-17 astro-ph.SR
Observations of the 86 GHz SiO maser sources in the Central Parsec of the Galactic Centre
我们提出的3毫米观测SiO脉泽源在银河系中心（GC）的观测结果与澳大利亚望远镜紧凑阵列之间的$2010-2014$，沿过渡的SiO分子在$v = 1, J = 2-1$在86.243 GHz和$v = 2, J = 2-1$在85.640 GHz。我们还介绍了阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的3毫米观测结果。我们从ATCA数据中探测到5个脉泽源，IRS 7，IRS 9，IRS 10 EE，IRS 12 N和IRS 28，从ALMA数据中探测到20个脉泽源，其中包括4个新的脉泽源。这些源主要是晚型巨星或发射线星与强大的星周脉泽发射。我们分析这些源并计算它们的自行。我们还研究了脉泽辐射的变化。IRS 7、IRS 12 N和IRS 28表现出$1 - 2$年量级的长周期变率，而其他源在观测时间尺度上表现出通量密度的稳定增加或减少和不规则变率。这种行为与以前的观察结果是一致的。
2019-09-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
SiO and H2O Maser Observations of Red Supergiants in Star Clusters Embedded in the Galactic Disk
本文给出了Stephenson的2号星团和Mercer等（2005）的4号、8号和13号星团中红超巨星的SiO和H $_2$ O脉泽谱线的射电观测结果，Stephenson的2号星团和西南附近的星团中包含了15颗以上的红超巨星。我们在Stephenson的2号脉泽中心探测到一个，在西南聚集的SiO脉泽谱线中探测到三个，在H_2O脉泽谱线中也探测到这四个中的三个。这4个天体的平均径向速度为96 km/s^{-1}，运动学距离为5.5 kpc，位于Scutum-Crux旋臂的底部附近。此外，在CO J=1- 0线上对这些星团的映射观测显示，与原型红超巨星星团相比，斯蒂芬森的2号星团周围仍然存在相当数量的分子气体。122号。这表明气体排出的时间尺度在单个星系团中差异很大。
2010-02-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
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
Astrometrically registered maps of H2O and SiO masers toward VX Sagittarii
超巨星人马座VX是H2O和SiO脉泽的强发射源。然而，以往的VLBI观测都是单独进行的，这使得在空间上连续追踪物质的向外转移变得困难。在这里，我们提出的天体测量注册，同时映射到VX人马座的22.2 GHz的H2O和43.1/42.8/86.2/129.3 GHz的SiO脉泽。在尘埃形成层上方探测到的H2O脉泽具有不对称分布。多次跃迁的SiO脉泽呈近似圆环状，表明在几个恒星半径范围内存在球对称风。这些结果为小分子气体团簇转化为不均匀尘埃层后，气流的不对称性增强提供了有力的证据。与43.1/42.8/86.2GHzSiO脉泽相比，129.3GHzSiO脉泽产生于最外层。129.3 GHz微波激射器的环尺寸在光学最大值附近最大化，表明辐射泵浦占主导地位。
2018-07-12 astro-ph.SR
Registration of H$_2$O and SiO masers in the Calabash Nebula, to confirm the Planetary Nebula paradigm
我们报告的天体测量注册的VLBI图像的SiO和水脉泽OH231.8+4.2，标志性的原行星状星云也被称为葫芦星云，使用KVN和源/频率相位参考。这是第一次，有力地证实了SiO脉泽的对齐，接近AGB星，驱动双瓣结构与水脉泽的流出。我们能够追踪到过去几十年中水脉泽的整体运动为19 km/s，并推断这个膨胀阶段的年龄为38 $\pm$ 2年。将这个结果与距离相结合，可以进行完整的3D重建，并证实水脉泽位于已知的大尺度对称轴上并沿着对称轴扩展，并且外流只有几十年的历史，因此几乎可以肯定质量损失正在进行中。因此，我们的结论是，一氧化硅发射标志着星云的恒星核心，水的排放痕迹的膨胀，必须有多个时期的喷射驱动的宏观尺度结构。
2018-04-13 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
3D Kinematics of Stellar SiO Masers in the Galactic Center
我们目前的3D速度测量和加速度限制的恒星在几个秒差距的银河系中心（GC）的黑洞，Sgr A*，43和86 GHz的拱星脉泽发射的观测的基础上。在2013年，2014年和2020年使用甚大阵列（VLA）进行观测，并在2015年和2017年使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）进行观测。我们总共探测到28个脉泽，其中4个是新探测到的。结合这些数据与现存的脉泽天体测量，我们计算恒星的自行和加速度的不确定性低至~10 $μ$作为年$^{-1}$和0.5 $μ$作为年$^{-2}$，分别对应于约0.5公里秒$^{-1}$和0.04公里秒$^{-1}$年$^{-1}$在8千秒差距。我们测量径向速度脉泽光谱与~0.5公里秒的$^{-1}$的不确定性，虽然这样的测量的精度和准确性推导的基础恒星速度是有限的一些脉泽的复杂的光谱轮廓。因此，我们测量的径向加速度限制与典型的不确定性约0.1公里秒$^{-1}$年$^{-1}$。我们分析了由此产生的3D速度和加速度相对于预期的运动产生的质量分布在GC模型。
2022-02-25 astro-ph.GA 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
Probing the fast outflow in IRAS 15452-5459 with ATCA observations of OH, H2O, and SiO masers
OH、H2 O和SiO的脉泽谱线通常在富氧AGB星中观测到，但它们在渐近巨星分支（AGB）阶段结束后的存在与非球形质量损失过程有关。IRAS 15452-5459是一颗后AGB恒星，拥有一个沙漏状星云，其脉泽线非常奇特。我们用澳大利亚望远镜紧凑阵观测了所有这三种脉泽，其角分辨率分别为6“、0.6”、0.3“和1.7”，波长分别为18 cm、13 mm、7 mm和3 mm。虽然在OH和水脉泽中经常看到双峰，并解释为由于扩展包络，但只有极少数来源显示具有类似光谱轮廓的SiO线。我们的观察证实了在86 GHz的SiO的双峰的检测，在43 GHz的低J脉泽中看到相同的光谱形状。在水线上也检测到一个双峰，它覆盖了与SiO脉泽相同的速度范围。热激发线的SiO的检测在7和3毫米，跨越相同的速度范围内作为这个物种的脉泽线。虽然在更高的角分辨率的观测是可取的，以进一步研究脉泽斑点的空间分布，目前的数据允许我们得出结论，SiO脉泽分布在沙漏形状，可能是由于尘埃粒子的溅射引起的冲击传播。相反，复杂的OH分布是由于快速流出和正交结构的发射。
2013-06-07 astro-ph.SR
Time variations of H2O and SiO masers in the proto-Planeatry Nebula OH231.8+4.2
在2009-2015年期间，使用韩国VLBI网络的21米天线同时监测了双极原行星状星云OH 231.8 +4.2中的H2O（22 GHz）和SiO脉泽（43，86，129 GHz）。这两个物种表现出周期性的通量变化，与中央恒星的光学光变曲线，相位延迟高达0.15的脉泽通量变化相对于光学光变曲线。SiOv = 2、J = 1-0和H_2O脉泽的通量密度随时间减小，暗示它们可能在1 - 0 -20年内消失。然而，在2010年左右似乎有一个短暂的强烈H2O脉泽发射事件。我们还发现了这些脉泽的速度剖面中的系统行为。H2O脉泽成分的速度似乎是非常恒定的，这表明该星云中双极外流的弹道运动。另一方面，那些的SiO脉泽团块显示出系统的径向加速度的单个团块，收敛到流出速度的H2O脉泽团块。测量了探测到的谱线的零功率全宽，估算了H_2O脉泽和SiO热谱线追踪的致密双极外流的膨胀速度，并讨论了SiO脉泽区向赤道方向膨胀的可能性。我们所有的分析都支持OH231.8的中心宿主星接近AGB阶段的尖端，并且由于早期的后AGB演化，质量损失率最近开始下降。
2019-07-03 astro-ph.SR
First detection of 22 GHz H2O masers in TX Camelopardalis
用韩国VLBI网络单碟射电望远镜对Mira变星TX Cam方向的H $_{2}$ O $6_{16}-5_{23}$，SiO $J$ = 1- 0，2- 1，3- 2和$^{29}$ SiO $v$ = 0，$J$ = 1- 0谱线进行了同步时间监测观测。从2013年4月10日（$ϕ$ = 3.13）到2014年6月4日（$ϕ$ = 3.89）的五个历元（包括最小光学相位），第一次在恒星速度附近检测到TX Cam的H $_{2}$ O脉泽发射。H $_{2}$ O脉泽的强度与SiO脉泽相比非常弱。本文研究了SiO_2微波激射器$v$ = 1，$J$ = 1- 0，$J$ = 2- 1和$J$ = 3- 2微波激射器天线峰值温度比随相位的变化。根据观测到的光学相位，还研究了H $_{2}$ O和SiO脉泽峰值速度随恒星速度的变化。在我们的观测期间，H $_{2}$ O脉泽的辐射发生在恒星速度附近.另一方面，SiO脉泽的峰值速度与恒星速度相比，表现出一定的扩散。SiO $J$ = 2- 1和$J$ = 3- 2脉泽的峰值速度相对于恒星速度的扩展比SiO $J$ = 1- 0脉泽的峰值速度相对于恒星速度的扩展小。这些多频率的同时观测将为脉泽泵浦模型提供一个很好的约束条件，并为根据不同的激发条件研究恒星大气和包层提供一个很好的探针。
2014-12-29 astro-ph.SR
SiO maser astrometry of the red transient V838 Monocerotis
利用VLBA方法对红新星V838 Mon的v=1，J=1-0跃迁进行了多历元观测。我们模拟了脉泽斑点的位置，得到了0.166+/-0.060 mas的视差。将该视差与其他距离信息相结合，得到5.6+/-0.5 kpc的距离，这与V838 Mon的光回波的建模偏振测量图像的6.1+/-0.6 kpc的独立几何距离一致。结合这些结果，并包括弱约束盖亚DR 2视差，产生距离的最佳估计为5.9+/-0.4 kpc。脉泽斑点位于ALMA探测到的SiOJ =5-4的热辐射峰附近。V838 Mon的自行证实了它是银河系外旋臂中一个小型疏散星团的成员。
2020-04-03 astro-ph.GA astro-ph.IM 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
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
SiO masers and 7 mm Continuum in Mira and R Aqr
AGB星与一颗在近轨道上的次级恒星之间的相互作用是解释为什么一些AGB星会发展成非球面行星状星云的一个可能的解释。这项研究使用毫米观测的连续和SiO脉泽发射在几个共生的Miras寻找证据的两颗恒星之间的相互作用。分析了JVLA在~45质量分辨率下的新观测结果，对连续谱和SiO脉泽进行了成像.检测到三个目标中的两个，并获得准确配准的连续谱和线图像。在Mira中，没有发现组分B和A之间相互作用的明确证据。R Aqr有一个众所周知的喷流，来自第二颗恒星。喷流可能会扰乱AGB星的拱星包层，或者可能只是接近与它对齐。
2021-07-20 astro-ph.SR
Infrared color separation between thin-shelled oxygen-rich and carbon-rich AGB stars
我们提出了43 GHz的VLA光谱的51 AGB源的目标验证红外（IR）的颜色切割旨在分离富碳（C）和富氧（O）AGB源在整个银河系。颜色切割是基于2 MASS和MSX光度测定的$[K_s]-[A]$与$[A]-[E]$颜色-颜色图中的一条简单线，最初是从膨胀不对称和动态演化（BAaDE）样品中的SiO检测率得出的。该划分是完全支持的光谱，这表明，SiO脉泽检测位于富O侧，SiO nondetectors和一个单一的HC $_3$ N检测发现富C侧的划分。我们进一步比较的颜色切割与分类的源的基础上低分辨率光谱（LRS）从红外天文卫星（IRAS），并找到良好的协议，验证了该部门是一个可靠的和有效的方法来区分O-和C-丰富的AGB源。这些观测还表明，BAaDE勘测中在42.9 GHz附近检测到的单线几乎肯定是$^{29}$ SiO v=0线。这种罕见的同位素跃迁比占主导地位的$^{28}$ SiO线更亮的SiO脉泽源以前没有报道过，我们的观察表明，这些源可以逆转它们的行为，使$^{28}$ SiO和$^{29}$ SiO的典型比例在几年内恢复。
2020-08-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Resolving discrepancy in the pPN OH231.8+4.2
OH 231.8 +4.2是一个典型的前行星状星云（pPN）。它是一个被双极星云包围的双星系统。几年前，作者对它进行了广泛的研究，并进行了几次VLBI观测，从中获得了SiO（7 mm）和H_2O（1.3 cm）脉泽发射的质量分辨率图。H2O脉泽被发现分布在两个区域沿对称轴的星云定向近南北描绘出一个双极流出和他们的天体测量位置被精确测量。SiO脉泽，指示了双星系统中Mira分量的位置，形成了垂直于星云轴的结构。除了两个脉泽的相对位置之外，光源的总体图像看起来令人满意。令人惊讶的是，SiO脉泽，暂时放置在250 mas（370 AU）从外流的表观中心。利用ALMA观测到86 GHz的SiO脉泽辐射，并精确地导出了Mira分量的位置。结合我们以前的VLBA数据和我们新的ALMA观测，我们现在能够对这个惊人的pPN的内部进行更完整和详细的描述。
2019-05-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
ATLASGAL: 3-mm class I methanol masers in high-mass star formation regions
本文基于IRAM 30米望远镜对408个ATLASGAL团块的3毫米谱线巡天，系统研究84、95和104.3 GHz的I类甲醇脉泽，发现大量新脉泽并揭示其与SiO示踪的激波及大质量恒星形成早期演化阶段的关联。
2023-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simultaneous VLBA polarimetric observations of the v={1,2} J=1-0 and v=1, J=2-1 SiO maser emission toward VY CMa: maser morphology and pumping
本文给出了超巨星VY CMa偏振分量能级v=1 J=1-0、v=2 J=1-0和v=1 J=2-1 SiO脉泽辐射的毫角秒尺度比较。这些观测在两个时期内使用λ= 7 mm和λ= 3 mm的VLBA。我们的目标是使用的相对特性和空间分布的过渡在个别解决脉泽组件提供观测限制SiO脉泽激发和泵浦模型。我们发现，许多v=1 J=1-0和v=2 J=1-0的功能重叠在第二个观察时期，在可比的灵敏度。v=2 J=1-0发射主要位于几个v=1 J=1-0区域内，并且在东北包络中具有高度的形态相似性，支持局部碰撞泵浦。我们发现v=1 J=1-0和J=2-1特征之间的空间重叠比以前报道的要高得多。然而，重叠的v=1 J=2-1发射通常比流体动力学模型预测的要弱，这可能是由于低密度碰撞泵浦。整体脉泽形态包含几个大规模的功能，是持续多年，并可能与内在的物理环星条件。我们的数据不能区分竞争的近拱星体动力学模型，但本地化的不均匀的质量损失提供了证据。
2013-09-09 astro-ph.SR
A Phase Dependent Comparison of the Velocity Parameters of SiO v=1, J=1-0 and J=2-1 Maser Emission in Long Period Variables
我们研究了SiO脉泽的速度参数与其起源的长周期变星相位之间的关系。用澳大利亚望远镜国家研究所的莫普拉望远镜测量了v=1，J=1-0（43.122 GHz;以下简称$J_{1\rightarrow0}$）和v=1，J=2-1（86.2434 GHz;以下简称$J_{2\rightarrow1}$）跃迁的SiO光谱。已经观测到121个源，其中包括美国变星协会观察者公报（2011）中包含的47个LPV。极大值和LPV的周期的时代进行了很好的研究。这个数据库的光谱允许相位相关的比较和分析，以前不可能有这么多的源几乎同时观察到的两个过渡在几年的时间跨度。速度质心（$VCs$）和速度范围的发射（$VRs$）已被确定和比较的两个转变作为相位的函数。对于$VC$或$VR$，没有确定明显的相位依赖性。分析结果与过去的观测和现有的SiO脉泽理论进行了比较。
2014-03-19 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
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
KVN Monitoring Obsevations toward the Recent Outburst Symbiotic Star V407 Cygni
利用韩国VLBI网络单碟射电望远镜对D型共生双星V407 Cyg进行了H $_{2}$ O和SiO脉泽谱线的同步时间监测观测。这些监测观测是从2010年3月2日（光学相位$ϕ$ = 0.0），即2010年3月10日新星爆发前8天到2014年6月5日（$ϕ$ = 2.13）进行的。在爆发前8天，我们探测到SiO $v$ = 1，2，$J$ = 1- 0脉泽谱线，其值为0.51 K（$\sim$ 6.70 Jy）和0.71 K（$\sim$ 9.30 Jy），而在爆发后，我们无法在4月2日检测到它们（$ϕ$ = 0.04），5月5日（$ϕ$ = 0.09），5月8日（$ϕ$ = 0.09），或2010年6月5日（$ϕ$ = 0.13）在我们的KVN观测上限内。在重新开始我们的监测观测后，我们从2011年1--0月20日开始探测到SiO $v$ = 2，$J$ = 1- 0脉泽（$ϕ$ = 0.83），并从2011年12月22日开始探测到SiO $v$ = 1，$J$ = 1- 0脉泽（$ϕ$ = 0.92）。这些结果提供了清晰的证据，从新星爆发的冲击和SiO脉泽区的米拉信封之间的相互作用。除SiO $v$ = 1的峰值出现在一个历元外，SiO $v$ = 1，2，$J$ = 1- 0的峰值都出现在相对于恒星速度的蓝移速度上.这些现象可能与爆发后SiO脉泽区的重新分布有关。与恒星脉动相位…
2015-11-10 astro-ph.SR
Constraining Theories of SiO Maser Polarization: Analysis of a $pi$/2 EVPA Change
从渐近巨星分支星的近拱星环境中偏振SiO脉泽发射的完整理论一直是争论的主题，理论范围从经典的塞曼起源到主要的非塞曼各向异性激发或传播效应。具有$\sim π/2$的内部电矢量位置角（EVPA）旋转的特征对理论模型提供了独特的约束。在这项工作中，结果提出了一个这样的功能，坚持在五个时代的SiO $ν=1, J=1-0$ VLBA观测TX凸轮。我们检查拟合预测的依赖性的线性极化和EVPA的角度（$θ$）之间的视线和磁场对理论模型。我们还介绍了$m_c$对$θ$的依赖性及其理论意义的结果。最后，我们讨论了观察到的差异的潜在原因，并继续工作。
2018-07-26 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
The first detection of the 232 GHz vibrationally excited H2O maser in Orion KL with ALMA
我们研究了猎户座KL的ALMA科学验证数据，发现在232.68670 GHz（nu ~ 2 =1，5，5，0 - 6，4，3）处有振动激发的H_2O脉泽谱线。到目前为止，这条线已经在晚型恒星的星周包层中被发现，但在包括猎户座KL在内的年轻恒星中还没有发现。因此，这是第一次检测到的232 GHz的振动激发的H2O脉泽在恒星形成区域。232 GHz脉泽的分布集中在射电源I的位置，这与其它分子谱线有明显的不同。谱在峰值速度为-2.1和13.3 km s-1处呈现双峰结构。它似乎与在源I周围观测到的22 GHz H2O脉泽和43 GHz SiO脉泽一致。因此，源I周围的232 GHz H2O脉泽将被嵌入的原恒星的内部加热所激发，与流出/喷流的根部或源I周围的拱星盘有关，分别由22 GHz H2O脉泽或43 GHz SiO脉泽追踪。
2012-08-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
A long-term VLBA monitoring campaign of the v=1, J=1-0 SiO masers toward TX Cam - I. Morphology and Shock Waves
我们目前的最新和最终版本的电影的SiO脉泽对米拉变量TX凸轮。新的版本包括112帧（78成功地减少历元）的数据，几乎涵盖了三个完整的恒星周期之间的1997年5月24日至2002年1月25日，观察VLBA。在本文中，我们研究的全球形态，运动学和变异的脉泽区。发射的形态被限制在通常类似于环或椭圆的结构中，由于局部现象偶尔会出现偏差。环似乎在收缩和扩张，尽管在第一个周期中没有观察到收缩。脉泽区的宽度和外边界随恒星脉动而变化。我们的数据似乎与每个恒星周期最多产生一次以约7 km/s的速度传播的冲击相一致。沿不同轴的速度差异强烈表明TX Cam中的流出是双极的。投影的贡献进行了检查，我们的结果与最新的理论模型进行了比较。
2013-06-03 astro-ph.SR
Constraining Theories of Polarized SiO Maser Transport: Multi-Epoch Analysis of a $π/2$ Electric Vector Rotation Feature
起源于渐近巨星支星的近圆星环境的SiO脉泽的详细偏振机制还不完全清楚。流行的理论在起源上大致分为塞曼或非塞曼，后者包括各向异性泵浦或各向异性共振散射等效应。预测的线性和圆极化分数和电矢量位置角的行为随理论而变化。特别是，表现出$\sim π/2$的线性偏振的旋转作为频率的函数在其范围内的个别微波激射器的功能，可以被用来作为几个微波激射器偏振输运理论的测试。在本文中，我们分析了一个SiO（$ν=1$，$J=1-0$）脉泽功能对米拉变量，TX凸轮，表现出这种内部偏振旋转，并持续五个时代（跨越$\sim3$个月）。我们比较我们的结果的预测由几个脉泽偏振理论，发现整个功能的线性偏振是一致的几何效应的饱和脉泽起源时，投影磁场和视线（$θ$）之间的角度交叉的范弗莱克角$θ_F \sim 55^{\circ}$。然而，电矢量位置角（EVPA）在特征的空间范围上表现出平滑的旋转，而不是预期的突然的$π/2$翻转。我们讨论这种差异和替代理论的可能解释。还分析了该特征上的圆偏振，并且通过塞曼效应最准确地描述了该圆偏振，该塞曼效应产生了$m_c$与$\cos θ$近似成比例的形式的圆偏振分数。
2018-12-23 astro-ph.SR
SiO Maser Spectra of V407 Cyg after the 2010 March Nova Outburst
我们报告了2010年3月10日经典新星爆发后共生恒星系统V407 Cyg的SiO脉泽辐射的时间变化。虽然SiO $J=1$ -0 $v=1$和43.122和42.821 GHz的2条谱线以前都在双星系统中的mira的包络中被发现，但在新星爆发后，只有$J=1$ -0 $v=2$谱线的微弱发射一直是可检测的。线轮廓表现出显着的变化后几个星期的爆发;组件上的高速侧的系统速度消失后两个星期的爆发，和一个新的持续组件出现在低速侧后。这些观测结果表明，SiO发射区在两周的时间尺度内被新星激波消灭，但一部分微波激射区很快被米拉脉动排出的冷分子气体补充。
2010-12-03 astro-ph.SR
VLBA imaging of the 3mm SiO maser emission in the disk-wind from the massive protostellar system Orion Source I
本文给出了用VLBA在86 GHz（3 mm）观测到的最近的大质量年轻恒星Orion Source I周围的28 SiO v=1，J=2-1脉泽发射的第一幅图像。这些图像具有很高的空间（~0.3 mas）和光谱（~0.054 km/s）分辨率。我们发现3毫米脉泽位于一个由四个臂组成的X形轨迹中，在南臂和东臂有蓝移发射，在北臂和西臂有红移发射。与2001-2002年观测到的7 mm处28 SiO v= 1，2，J=1-0跃迁的图像比较表明，J=2-1跃迁发射的大部分遵循J=1-0发射的流线，并表现出与7 mm处梯度一致的总体速度梯度。虽然3毫米和7毫米的过渡之间存在空间重叠，但平均而言，3毫米的发射位于距离源I更大的投影距离（约44 AU，而7毫米的约35 AU）。v=1，J=1-0和J=2-1跃迁之间的空间重叠暗示了一个温度和密度范围，其中物理条件有利于同一振动态的两个跃迁。然而，在3毫米和7毫米处观测到的大量发射之间的空间偏移可能表明不同的温度和密度范围，以获得最佳的脉泽激发。我们讨论了不同的脉泽泵浦模型，可以解释所观察到的偏移。我们解释的3毫米和7毫米脉泽作为一个单一的广角流出所产生的边缘上的磁盘旋转的东北-西南轴的表面的一部分，与连续的速度梯度表示差分旋转一致的开普勒配置文件中的高质量的原二进制。
2017-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Long-period maser-bearing Miras in the Galactic center: period-luminosity relations and extinction estimates
本文构建370颗银心附近带脉泽米拉变星样本，区分星际与星周消光，并比较LMC红化定律及WISE、MSX中红外周光关系。
2023-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
SiO, 29SiO, and 30SiO emission from 67 oxygen-rich stars. A survey of 61 maser lines from 7 to 1 mm
富氧恒星的星周环境是最强的一氧化硅脉泽发射源之一。碰撞、红外抽运和重叠等物理过程有利于能级粒子数的反转，并产生不同振动态的脉泽发射。尽管有许多观测和理论上的努力，我们仍然没有一个统一的图片，包括所有的物理过程中涉及的SiO脉泽发射。这项工作的目的是提供大量富氧恒星样本的均匀数据。我们提出了一个调查的67富氧星从7到1毫米，在他们的旋转过渡从J=1-0到J=5-4，振动数v从0到6的三个主要的SiO同位素。我们使用了美国宇航局在罗夫莱多的34米天线和IRAM 30米射电望远镜之一。首次尝试探测到一条v=6的脉泽谱线，并探测到新的脉泽谱线。最高的振动水平似乎局限于小体积，大概接近恒星。在几乎一半的样本中，J=1-0，v=2的线通量大于对应的v=1，这可以证实预测的对脉动周期的依赖性。这个数据库是潜在的有用的模型，应考虑大多数的物理代理，时间依赖性，和质量损失率。作为副产品，我们报告检测到了来自其他分子的27条热转动谱线，包括SiS、H2S、SO、SO2和NaCl的同位素。
2021-02-06 astro-ph.SR
Stringent limits on $^{28}$SiO maser emission from the recurrent nova T Coronae Borealis
有迹象表明，已知的第三次爆发的经常性新星T CrB是迫在眉睫，多波长观测前爆发是重要的，以确定系统之前，它爆发。已知CrB在8 $\,μ$ m处显示出SiO的基本振动特征。当预期的爆发发生时，当喷出的物质进入系统中的红巨星的风中时产生的冲击可能可以用SiO脉泽发射来追踪。我们用100 m Effelsberg射电望远镜分别在43.122 GHz和42.820 GHz的频率上观测了系统静止时的$\upsilon=1$、$\upsilon=2$和$J=1\rightarrow0$跃迁中的$^{28}$ SiO辐射。我们没有发现这种排放的证据。
2022-07-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Maser emission from SiO isotopologues traces the innermost 100 AU around Radio Source I in Orion BN/KL
我们使用7 mm波长的甚大阵列（VLA）对三种SiO同位素向Orion BN/KL的五个旋转跃迁（J=1-0）进行成像：28 SiO v= 0，1，2; 29 SiO和30 SiO v=0。我们首次绘制了29 SiO和30 SiO J=1-0发射图，确定了发射的脉泽性质，并证实了与深埋的大质量年轻恒星天体的关联，该天体通常被称为射电源I。28 SiOv =0脉泽发射显示出沿东北-西南轴延伸超过700 AU的双极结构，我们认为它追踪了由源I驱动的双极流出。高亮度的同位素SiO脉泽辐射的成像分辨率约为0.2角秒，其分布更紧凑，通常与28 SiO v= 1，2辐射的分布相似，它可能在以源I为中心的直径<100 AU的区域内追踪到大量气体流。然而，在小于10 AU的小尺度上，致密的29 SiO/30 SiO v=0和28 SiO v= 1，2发射特征可能在位置和视线速度上相互偏移。从基于大速度梯度（LVG）抽运模型的辐射转移分析中，我们得到了29 SiO/30 SiO v=0和28 SiO v= 1，2脉泽的最佳激发的相似温度和密度，明显高于28 SiO v=0脉泽激发的要求。为了解释同位素体（v=0）和主要物种（v= 1，2）之间的小尺度差异，可能需要后续的辐射转移建模，该建模在所有SiO同位素物种的跃迁之间包含非局部线重叠。
2009-04-08 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
SiO masers from AGB stars in the vibrationally excited v=1,v=2, and v=3 states
v=1和v=2 J=1-0（43 GHz）和v=1 J=2-1（86 GHz）SiO脉泽在AGB星中是强的，并已用VLBI绘制成环状分布。v=1，v=2 J=1-0脉泽的那些是相似的，但斑点很少重合，而v=1 J=2-1脉泽则来自更远的分离区域。这些相对位置可以通过模型工具来解释，包括SiO和H2O的两条IR线的重叠。v=3 J=1-0谱线不受任何谱线重叠的直接影响，其光斑结构和位置相对于其它谱线是对标准泵浦模型的一个很好的检验。本文介绍了几颗AGB星中28 SiO的v=1、v=2和v=3 J=1-0脉泽跃迁的单碟和同步VLBI观测。AGB星在v=3 J=1-0跃迁中SiO脉泽辐射的空间分布是由一系列具有环状结构的斑点组成的。整个环的结构是非常相似的，发现在其他43 GHz的过渡，是非常不同的结构的v=1 J=2-1脉泽。然而，不同的43 GHz谱线的各个点的位置很少重合，通常相隔约0.3 AU（在1和5 mas之间）。这些结果很难与标准泵浦模型相一致，标准泵浦模型预测在给定的振动状态内的旋转跃迁的脉泽需要非常相似的激发条件，而不同振动状态的跃迁应该出现在不同的位置。然而，包括谱线重叠的模型倾向于预测v=1，v=2，v=3 J=1-0的粒子数反转在非常相似的条件下发生，而v=1 J=2-1的要求似乎明显不同，并且与观测结果一致。
2014-04-16 astro-ph.SR
ALMA Observation of the 658 GHz Vibrationally Excited H$_{2}$O Maser in Orion KL Source I
利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波天线阵（ALMA）对猎户座KL方向658 GHz的振动激发H $_{2}$ O线（$ν_{2}$ =1，1 $_{1, 0}$ -1 $_{0, 1}$）进行了观测研究。这条线在大质量原恒星候选者源I的位置上被清楚地探测到。的空间结构是紧凑的，大小约为100 AU，并延长沿东北-西南低速（18公里秒$^{-1}$）双极流出跟踪22 GHz H $_{2}$ O脉泽，SiO脉泽，热SiO线。可以看到垂直于双极流出的速度梯度。整体的空间和速度结构似乎类似的321 GHz H $_{2}$ O脉泽线先前检测到的ALMA和振动激发的SiO脉泽发射。658 GHz H $_{2}$ O谱线的亮温估计高于2 $\times$ 10 $^{4}$ K，这意味着它是通过脉泽作用发射的。我们的结果表明，658 GHz的H $_{2}$ O脉泽线是从底部流出的旋转和膨胀的吸积盘观察到的SiO脉泽和321 GHz的H $_{2}$ O脉泽。我们还在646 GHz搜索了另外两条H $_{2}$ O谱线（9 $_{7, 3}$ -8 $_{8, 0}$和9 $_{7, 2}$ -8 $_{8, 1}$），但在Orion KL中没有检测到它们。
2016-01-12 astro-ph.SR
Intermittent maser flare around the high mass young stellar object G353.273+0.641 II: Detection of a radio and molecular jet
我们报告的第一次检测到的无线电连续和分子喷流与占主导地位的蓝移脉泽源，G353.273+0.641。射电喷流沿西北-东南方向延伸3000 au。H $_{2}$ O脉泽被发现聚集在双极射电喷流的根部。通过热SiO（$\upsilon$ = 0，$J$ = 2-1）发射检测分子喷流。SiO的光谱非常宽（-120 - +87 km s $^{-1}$），并以明显的蓝移为主，类似于脉泽发射。观测到的H $_{2}$ O脉泽和SiO之间的几何结构和显著的光谱相似性强烈地表明存在一个脉泽尺度（$\sim$ 340 au）的分子喷流，它被扩展的射电喷流所包围。我们提出了一个“光盘掩蔽”的情况下，作为强大的蓝移优势的起源，光学厚光盘掩盖了紧凑型喷气机的红移波瓣。
2012-09-19 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
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
Maser Observations of Westerlund 1 and Comprehensive Considerations on Maser Properties of Red Supergiants Associated with Massive Clusters
报道了澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）对Westerlund~1（Wd 1）区SiO v=1，J=1-0和H_2O_6（16）-5（23）脉泽谱线的观测结果，并分析了与Wd 1等6个大质量星系团有关的红超巨星脉泽性质。本研究的主要目的是探索利用脉泽辐射来研究大质量星系团和相关星系团性质的可能性。在Wd 1的4个已知RSG中的2个方向上检测到SiOv =1、J=1-0和H2O 6（16）-5（23）脉泽线。脉泽辐射的大速度范围与RSG状态相一致。与没有脉泽发射的RSG相比，有脉泽发射的RSG倾向于表现出更红的对数（F21/F12）和[K-12.13]颜色。来自尘埃辐射转移模型的质量损失率表明，与没有脉泽发射的RSG相比，具有脉泽发射的RSG往往表现出更大的质量损失率。在6个大质量星系团的57个RSG的扩展样本中，SiO线的探测值在绝对光度L上趋于均匀分布，而H2O线的探测值则倾向于分布在L值较大的区域。
2012-09-28 astro-ph.SR
