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
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
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
Infrared characteristics of sources associated with OH, H$_{2}$O, SiO and CH$_{3}$OH masers
我们收集了所有已发表的OH，H2O，SiO和CH 3OH脉泽的文献。这四个脉泽的相关红外源用MSX PSC星表进行了鉴别。我们寻找与四个脉泽相关的源的共同红外特性，并进行统计研究。与恒星OH、恒星H_2O和SiO脉泽有关的MSX源集中在一个小区域内，与星际OH、星际H_2O和CH_3OH脉泽有关的MSX源也集中在一个小区域内。[A][-[E]图。这些结果为寻找OH、H_2O和SiO脉泽共存的恒星脉泽样品和OH、H_2O和CH_3OH脉泽共存的星际脉泽样品提供了新的依据。
2013-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Asymmetric distributions of H2O and SiO masers towards V627 Cas
我们对H2O 6（1，6）- 5（2，3）进行了同步观测。（22.235080 GHz）和SiO v= 1，2，J = 1 - 0，SiO v = 1，J = 2 - 1，3 - 2（43.122080，42.820587，86.243442和129.363359 GHz）脉泽对疑似D型共生星V627 Cas的观测。在这里，我们提出了从2016年1月到2018年6月的五个时期的H2O和SiO v = 1，2，J = 1 - 0，SiO v = 1，J = 2 - 1脉泽的天体测量注册地图。SiO脉泽斑的分布没有明显的环状结构，而H_2O脉泽斑的分布在观测历元上呈现出偏北-西北-偏西的特征。根据双极外流和热伴星白矮星的存在两种情况，讨论了V627 Cas中H2O和SiO脉泽的这种不对称分布。我们对SiO v = 1和v = 2脉泽进行了环拟合，估计了冷红巨星的预期位置。SiO v = 1脉泽的环半径比SiO v = 2脉泽的环半径稍大。我们假设V627 Cas的SiO脉泽环的物理尺寸是红巨星SiO脉泽环半径（\sim 4 au）的典型尺寸，得出V627 Cas的距离为\sim 1 kpc。
2020-06-02 astro-ph.GA 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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
Multi-epoch imaging polarimetry of the SiO masers in the extended atmosphere of the Mira variable TX Cam
我们给出了一个时间序列的天气图像的线偏振v=1，J=1-0 SiO脉泽发射到米拉变量，TX凸轮。这些数据包括43个单独的历元，在大约每两周采样一次，光学脉动相位范围为0.68至1.82。这些图像的角分辨率约为500微弧秒，并使用甚长基线阵列（VLBA），在43 GHz频段的谱线，偏振模式下工作。我们以前发表的总强度时间序列的脉动相位范围内，本文提供的线性偏振图像序列和相关的动画表示的线性偏振形态随时间的演变。我们发现一个主要的切向偏振形态，在线性偏振特性在各个组件的寿命，和更强的线性偏振内投影壳比在较大的投影壳半径的持久性高。我们提出了一个初始的偏振自行分析检查可能的动力学影响的磁场的组件运动在扩展的大气中的晚型，演化的恒星。
2009-04-17 astro-ph.SR
Outflow Structure and Velocity Field of Orion Source I: ALMA Imaging of SiO Isotopologue Maser and Thermal Emission
利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的科学验证数据，我们已经确定并成像了三个一氧化硅同位素28 SiO v=0，1，2和29 SiO v=0和28 Si 18 O v=0的五个旋转跃迁（J=5-4和J=6-5），频率范围从214到246 GHz朝向猎户座BN/KL区域。在射电源I的位置，基态28 SiO、29 SiO和28 Si 18 O的发射在东北-西南方向上呈现出扩展的双极形状，表明这些同位素示踪出流（~18 km/s，P.A. ~ 50度，直径~5000 AU），由这个嵌入的大质量年轻恒星天体（YSO）驱动。而在小范围内（10-1000 AU）源I的外流具有良好的空间和速度结构，如SiO脉泽的甚长基线干涉（VLBI）成像所探测到的，大尺度（500-5000 AU）的热SiO与ALMA探测揭示了复杂的结构和速度场，很可能与BN/KL地区的环境对源I流出的影响有关。振动激发的物质的发射在源I的位置处达到峰值。这种发射是紧凑的，并且在~1.5”（~600 AU，距离420 pc）的角分辨率下不能分辨。2-D高斯拟合到各个速度通道定位在100 AU的半径内的发射峰，即它们跟踪流出的最内部部分。与脉泽v= 1 J=1-0跃迁相似的v= 1 J=5-4谱线的窄光谱轮廓和空间分布，为迄今已知的与源I相关的最高旋转激发（频率> 200 GHz）SiO脉泽发射提供了证据。脉泽发射将使源…
2012-10-09 astro-ph.SR
The Bulge Asymmetries and Dynamical Evolution (BAaDE) SiO Maser Survey at 86 GHz with ALMA
我们报告了使用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）观察到的第一批1，432个源，来自膨胀不对称和动力学演化（BAaDE）调查，其目的是从银河系渐近巨分支（AGB）恒星中的SiO脉泽获得数万个视线速度。从红外色选样品中获得了71%的86 GHz SiO脉泽的探测率，当考虑到可能的富氧星时，使用中途空间实验（MSX）的颜色在[D]-[E] <= 1.38的区域中分离时，探测率提高到80%。根据银河系的分布、扩展CS辐射的存在以及可能的运动学关联，[D]-[E] > 1.38的源群可能由年轻的恒星天体或行星状星云组成。对于SiO检测，我们研究了单个SiO过渡是否提供可比的恒星视线速度，并发现任何SiO过渡适合于确定恒星AGB视线速度。最后，我们讨论了相对SiO检测率和线强度的背景下，电流泵模型。
2019-09-04 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
Hot Ammonia around Young O-type Stars. II. JVLA imaging of highly-excited metastable ammonia masers in W51-North
我们利用1 cm波段的JVLA，以~0.2角分辨率，在W51 IRS 2中，对氨分子的5个高激发亚稳反转跃迁（J，K）=（6，6），（7，7），（9，9），（10，10），和（13，13）进行了测量。我们目前的探测热（扩展）氨发射的五个反转线，旋转状态的能量范围从400到1700 K，和点状氨脉泽发射的（6，6），（7，7）和（9，9）线。热氨的发射速度约为60 km/s，接近云的系统速度，在东西方向上延长4”，并被HII区域W51 d，W51 d1和W51 d2所限制。氨脉泽位于热氨示踪的致密团的东端，距其发射峰向东偏移0.65”，峰值速度约为47.5km/s。在系统速度附近没有检测到脉泽成分。氨脉泽与由深埋YSO W51-North激发的（稀有）振动激发SiO脉泽相距0.65”（3500 AU）。这就排除了两种脉泽是由同一个物体激发的。有趣的是，氨脉泽起源于与SMA成像的SO2亚毫米线中的峰值相同的天空位置，跟踪W51-North周围的星周盘/环。此外，来自最高激发的氨谱线（10，10）和（13，13）的热辐射显示出两个主要的凝聚，一个主要的凝聚是在W51-North方向，与SiO/H2O脉泽有关，另一个较弱的峰值位于氨脉泽位置。我们提出了一个方案，在SO2排放中看到的环是一个环绕双星盘周围（至少）两个高质量的YSO，W51北（激发SiO脉泽）和附近的同伴（激发氨脉泽），分离3…
2014-11-04 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
Polarization morphology of SiO masers in the circumstellar envelope of the AGB star R Cassiopeiae
一氧化硅脉泽发射已被发现在许多演化恒星的拱星信封在各种振动激发的旋转过渡。它被认为是接近恒星光球层的风动力学的良好示踪剂。研究了AGB星R-Cas星周包层的偏振形态。我们绘制了SiO脉泽在v=1，J=1-0跃迁时的线偏振和圆偏振图。线偏振通常为百分之几十，而圆偏振为百分之几。对于较低总强度的发射，分数偏振倾向于较高。我们发现，在一些孤立的功能的分数线偏振似乎超过100%。我们发现法拉第旋转是不可忽略的，但约为15 °，这可以在偏振发射中产生小尺度结构，同时总强度更平滑并且部分地被分辨。偏振角在不同的特征之间有很大的差异，但有一种倾向，即倾向于平行或垂直于恒星的径向方向。在一些特征中，偏振角突然翻转90度。我们发现我们的数据处于可以应用Goldreich等人（1973）的模型的范围内，并且当磁场接近55度时会导致极化角翻转。在视线范围内极化角配置与径向磁场一致，但不排除其它配置。
2013-02-11 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
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
SiO Maser Line-width Diagnostics of AGB Stars and Red Supergiants: The RSG-adjacent Region in the FWZI--Luminosity Plane
School of Physics and Astronomy, Sun Yat-sen University（中山大学物理学院）；CSST Science Center for the Guangdong-Hong Kong-Macau Greater Bay Area, Sun Yat-sen University（中山大学粤港澳大湾区宇宙线科学中心）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理学院）；Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿物理研究所）
该研究通过分析SiO脉的零强度全宽（FWZI）与光度，定义了FWZI-光度平面中邻近RSG的经验区域，筛选出10个待验证的高优先级天体，为区分AGB星与RSG提供了新的诊断依据。
2026-10-14 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
A Feature Movie of SiO Emission 20-100 AU from the Massive Young Stellar Object Orion Source I
我们对大质量的YSO猎户座源I的28 SiO v=1 & v=2，J=1-0脉泽辐射进行了多历元VLBA成像。同时观察到两个SiO跃迁，其角分辨率为~0.5 mas（d=414 pc时为~0.2 AU）。在这里，我们探索的全球性和运动学的排放，通过两个19时代的动画电影跨越21个月（2001年3月19日至2002年12月10日）。这些电影提供了迄今为止最详细的动态和时间演化的分子物质在~20-100 AU的大质量（~> 8 M_sun）YSO。大部分的SiO脉泽围绕源I位于一个X形的轨迹，在南/东武器的排放主要是蓝移，并在北部和西部主要是红移。此外，中速发射的桥连接发射分布的红色和蓝色侧。我们测量了超过1000个脉泽特征的自行，发现了沿四个臂径向向外迁移和与桥相切的运动的组合。我们解释的SiO脉泽所产生的广角双极风从旋转，边缘盘。沿着延伸的、弯曲的灯丝探测到微波激射特征表明，磁场可能在风的发射和/或成形中起作用。我们的观测似乎支持这样一种观点，即M ~> 8M_sun的恒星是通过盘介导吸积形成的。然而，我们不能排除源一盘可能是在一次近距离接触后形成或改变的。（节录）。
2009-11-12 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
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
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
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
A Comparison of the Velocity Parameters of SiO v=1, J=1-0 and J=2-1 Maser Emission in Long Period Variables
本文分析了47个长周期变星（LPV）的SiO脉泽谱的多历元观测结果。速度参数是重要的通知和约束的SiO脉泽发射的理论模型和提取信息的双星轨道。Mira和R Aquarii（R Aqr）是两个已知的双星系统。这47个LPV是澳大利亚望远镜国家设施（ATNF）Mopra望远镜监测计划的121个来源之一。2008年至2012年期间，每年进行数次观测，目前仍在继续。SiO光谱来自v=1，J=1-0（43.122 GHz;以下简称J10）和v=1，J=2-1（86.2434 GHz;以下简称J21）跃迁。对于47个LPV中的41个，我们在457次观测中几乎同时观察到两种转变。我们已经确定并比较了两个跃迁--VC 10、VC 21、VR 10和VR 21的速度质心（VC）和速度辐射范围（VR）。这两个转变的VC平均在0.13 km s-1之内，但有时相隔几km s-1。平均而言，VC 10的积极性略高于VC 21。在这两个过渡的VC值进行了比较，以证明使用这两个过渡提取双星轨道参数。由47个源的635个观测值得出的算术平均值VR 10为6.4 km s-1，标准差为3.4 km s-1，而由41个源的485个观测值得出的平均值VR 21为4.2 km s-1，标准差为2.8 km s-1。VR 10和VR 21的出现次数随速度范围的变化具有不同的分布规律。VR的差异表明，J21和J10的排放量…
2013-03-10 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
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
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
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
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
29SiO and 30SiO J=1--0 maser signatures in Galactic AGB stars: the impact of third dredge up and turbulence velocity
Leiden University（莱顿大学）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；Joint Institute for VLBI ERIC (JIVE)（甚长基线干涉测量欧洲研究基础设施合作组织联合研究所）；University of New Mexico（新墨西哥大学）
本研究通过分析红外颜色选择的 BAaDE 巡天数据，识别出 35 个同位素体主导的 43 GHz SiO 脉泽谱，提出这些特征源于经历第三次挖掘且湍流速度极低（<1 km/s）的 AGB 星，导致特定跃迁的粒子数反转增强。
2026-05-22 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
Submillimetre water masers at 437, 439, 471, and 474 GHz towards evolved stars. APEX observations and radiative transfer modelling
在这里，我们的目标是将437，439，471和474 GHz的亚毫米水脉泽对准演化恒星的样本。我们使用阿塔卡马探路者实验（APEX）观察亚毫米水的过渡和CO（4-3）线对11个演变的恒星。样本包括半正则和Mira变星，以及一颗红超巨星。我们对水脉泽进行了辐射转移模拟。我们还使用CO观测来确定恒星的质量损失率。在11颗演化恒星的样本中，有7颗在437、439、471和474 GHz处显示出一个或多个脉泽。因此，我们发现这些脉泽是常见的演化恒星拱星信封。在恒星速度附近探测到脉泽谱线的事实表明，它们很可能起源于我们目标的内部星周包层。我们尝试性地将脉泽的存在与目标恒星的变异程度联系起来，也就是说，脉泽更有可能出现在米拉变星中，而不是半规则变星中。我们认为，这表明强冲击的重要性，创造必要的条件，脉泽。通常，437 GHz线是这里所研究的脉泽线中观察到的最强脉泽线。我们不能在我们的辐射转移模型中重现上述发现。在一般情况下，我们发现脉泽发射是非常敏感的尘埃温度在这里研究的线。为了产生强的脉泽辐射，尘埃温度必须明显低于气体动力学温度。除了运行网格的模型，以确定最佳的物理条件，强脉泽在这些线，我们进行了平滑的风建模，我们不能重现所观察到的线条形状。这也表明脉泽必须主要来自内包层。
2020-05-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
