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
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
Rapidly-evolving episodic outflow in IRAS 18113-2503: clues to the ejection mechanism of the fastest water fountain
喷泉是演化的恒星，在从渐近巨星分支过渡的早期阶段显示出准直的质量损失，为非对称行星状星云的形成提供了有价值的见解。我们报告的多历元VLBI观测结果，确定的空间和三维运动学结构的H2O脉泽与喷泉IRAS 18113-2503。脉泽跟踪三对高速（~150-300 km/s）双极弓形激波，尺度为0.18“（~2000 au）。膨胀速度的弓冲击表现出指数下降的函数，从中央恒星的距离，这可以解释为一个情节，喷气驱动的外流减速由于在拱星信封的阻力。利用我们的模型，我们估计初始喷射速度约为840 km/s，喷射周期约为10年，最年轻的喷射周期约为12年，H2O脉泽区域内的平均包络密度n（H2）约为10^6 cm^（-3）。我们假设IRAS 18113-2503拥有一颗中心双星，间距约为10 au，揭示了喷泉中高速准直外流发射机制的新线索。
2018-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Infrared SED Modeling of Velocity-Excess Maser Sources: Identifying Incipient Water-Fountain Candidates
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空间科学中心）
通过红外光度学建模发现速度过剩可识别水喷泉候选体，表明喷流形成和形态转变的早期阶段。
2025-12-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Annual Parallax Distance and Secular Motion of the Water Fountain Source IRAS 18286-0959
本文报道了利用VLBI射电天体测量探测（VERA）对“喷泉”源IRAS 18286-0959（I18286）中水汽脉泽的天体测量观测结果。这些观测得到的年视差为IRAS 18286-0959，pi=0.277+/-0.041 mas，对应的日心距离为D=3.61（+0.63）（-0.47）kpc。测量了脉泽特征的年视差，其绝对自行为（mu_alpha，mu_delta）=（-3.2 +/-0.3，-7.2 +/-0.2）[mas/yr]。在I18286特征群的内部运动中，脉泽特征的内在运动似乎并不跟踪I18286双极喷流的运动。考虑到这种内在运动，微波激射特征的导出运动大致等于微波激射源I18286本身的运动。I18286接近银河系中平面（z~10 pc）表明I18286中喷泉源的母星应该是中等质量的AGB/post-AGB星，但系统源运动与银河系旋转曲线预期的大偏差的起源仍然不清楚。
2013-01-31 astro-ph.SR
H2O Maser Polarization of the Water Fountains IRAS 15445-5449 and IRAS 18043-2116
本文描述了两个后AGB源d46（IRAS 15445-5449）和b292（IRAS 18043-2116）的高速外流中22 GHz H2O脉泽的形态和线偏振。这些观测是使用澳大利亚望远镜紧凑阵列进行的。两个源都探测到了不同程度的饱和脉泽发射。我们还提出了d46的中红外图像覆盖的脉泽特征，我们已经观察到的双极结构的红移波瓣的分布。所观察到的脉泽和以前的无线电连续观测的相对位置表明，continnum产生沿蓝移瓣的喷流。这可能是由于同步辐射，意味着在喷流中存在强磁场。对d46脉泽特征测量的分数极化水平表明，极化矢量跟踪发射区磁场的极向分量。对于b292的H2O脉泽，我们测量了低水平的分数线偏振。在这个源的水脉泽区域的线性极化可能表明占主导地位的环形或极向磁场分量。由于未检测到圆极化，因此无法确定磁场强度。然而，我们提出了一个3西格玛评估的上限强度的磁场在微波激射器发射区的两个观察到的源。
2011-08-09 astro-ph.SR
Do Water Fountain Jets Really Indicate the Onset of the Morphological Metamorphosis of Circumstellar Envelopes?
来自“喷泉”源的小尺度双极喷流具有较短的动力学年龄，被认为是中等质量恒星拱星包层形态变态开始的指示。这种过程通常发生在渐近巨分支（AGB）阶段的末端。然而，最近的研究发现，WFs可能是AGB星，甚至是早期的行星状星云。这一事实促使人们认为，在形态转变过程的开始，WF可能不一定是对象。在目前的工作中，我们表明，WFs可以有不同的包络形态，通过研究他们的光谱能量分布剖面。有些WF有类似于通常的AGB星的球形外壳，而另一些则有更常见于后AGB星的非球形外壳。结果表明，WFs可能并不代表形态变态的最早阶段。我们进一步认为，WF喷流的动力学年龄，它可以计算出从微波激射器自行，可能不是真正的喷流的年龄。动力学年龄不能用来证明信封开始变成非球面的那一刻，也不能告诉对象的具体进化状态。WF喷流可能是一个更大的发展良好的喷流的最里面的部分，这不一定是一个年轻的喷流。
2016-11-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of the outflow in the water fountain source IRAS 18043$-$2116
本研究通过观测水喷泉源IRAS 18043$-$2116的H$_2$O脉泽，发现速度跨度约540 km/s的快速外流，张角约60度，时间尺度约30年，并确认连续谱增强，探讨了其向行星状星云演化的过程。
2023-03-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bow shocks in water fountain jets
本文简要介绍了对IRAS 18043-2116和IRAS 18113-2503的VLBI脉泽天体测量分析。这两个不寻常的喷泉在其高速准直喷流驱动的外流中具有壮观的双极弓形激波。22 GHz的H2O脉泽结构和速度清楚地表明，喷流形成于非常短暂的，幕式的爆发，这可能表明幕式吸积在下面的二元系统。
2018-04-08 astro-ph.SR
A Search for Asymmetric Kinematic Components in Circumstellar Envelopes Using OH Main Line Masers
本研究通过比较星周OH主线与卫星线的速度范围，结合红外双色图和光变曲线分析，识别出8个存在球对称膨胀偏差的冷星CSE，揭示了OH主线脉泽对CSE动力学研究的广泛适用性及不同演化阶段脉泽发射区域的差异。
2024-12-01 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
The spatiokinematical structure of H_2O and OH masers in the "water fountain" source IRAS 18460-0151
利用甚长基线阵和欧洲VLBI网，我们在“喷泉”源IRAS 18460-0151中观测到22.2GHzH_2O和1612 MHz OH脉泽。H_2O脉泽谱具有很宽的视速度范围（~310 km/s），在蓝移边缘（~ 68 km/s <~ 17 km/s）和红移边缘（~ 240 km/s）以及系统速度附近（~ 112 km/s <~ 133 km/s）有三组发射特征。前两个H_2O光谱分量显示出天空中高度准直的高速双极喷流，其角距约为120毫弧秒（mas）（线长240 AU），三维流速约为160 km/s。流动动力年龄估计仅为~6年（2006- 2007年观测时期）。有趣的是，系统速度分量清楚地显示出一个半径约为36 AU的球形扩张外流，流速约为9 km/s。另一方面，OH脉泽谱显示出双峰，速度间隔约为25 km/s（VLSR = 111 - 116和138- 141 km/s），这是典型的OH/IR星的星周包层。两个高速H_2O分量的速度积分亮度峰之间的角偏移约为25 mas（50 AU）。红移脉泽斑的偏移方向和排列大致垂直于水脉泽流的轴。对H_2O和OH脉泽的高精度天体测量表明，准直的快速喷流和缓慢膨胀的外流来自一个或多个位于15 mas（30 AU）以内的源。另一方面，准直喷流的系统速度（Vsys ~87- 113 km/s）的估计值有很大的不确定性。这使得很难对IRAS 1846…
2013-07-14 astro-ph.SR
High Velocity Precessing Jets from the Water Fountain IRAS 18286-0959 Revealed by VLBA Observations
本文报道了与“喷泉”IRAS 18286-0959有关的22.2GHz水脉泽辐射的多历元VLBA观测结果。我们认为，该天体是水脉泽辐射追踪的第二个高度准直双极旋进外流的例子，另一个是W 43 A。探测到的水排放峰值分布在-50 ~150 km/s的速度范围内。发现70%以上的脉泽特征的空间分布是沿着一个从东南向西北延伸的螺旋喷流（喷流1）高度准直的，其余的特征似乎跟踪另一个具有不同方向的螺旋喷流（喷流2）。这两股喷流形成了一个“双螺旋”模式，跨越约200毫弧秒。用双极旋进喷流模型对脉泽分布进行了合理的拟合。计算得到喷流1和喷流2的三维速度分别为138 km/s和99 km/s。喷流1的岁差周期约为56年。对于射流2，测试了三种可能的模型，它们给出了运动学参数的不同值。我们建议，两个喷流的外观是一个单一的驱动源与显着的自行的结果。
2011-08-10 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
A database of circumstellar OH masers
我们提出了一个新的数据库的拱星OH脉泽在1612，1665，和1667 MHz的银河系。该数据库（2.4版）包含13655个观测数据和2341个在至少一次跃迁中检测到的不同恒星。在1612 MHz的检测被认为是完整的，直到2014年底，只要他们发表在参考论文。只有在1983年之后公布的情况下，才包括主线（1665和1667 MHz）的检测和所有跃迁中的未检测。该数据库包含两个最强脉泽峰的通量密度和速度、壳层的膨胀速度和恒星的径向速度。为大约100颗恒星（占所有OH脉泽恒星的$<$ 5\%）提供了与自20世纪70年代开始发表的脉泽辐射干涉观测和监测计划的链接。可通过网络（www.hs.uni-hamburg.de/maserdb）访问数据库，从而可在锥体中搜索单个来源和来源清单。通过确定通量密度和/或速度的范围，可以在选定的天空区域进行一般搜索。访问这些数据的其他方法是通过德国虚拟天文台和VizieR天文目录库。
2015-08-26 astro-ph.GA 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
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
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
FLASHING: Project Overview
本文概述FLASHING项目，利用野边山45米望远镜监测水喷泉源的H$_2$O和SiO脉泽，发现喷流加速/减速及星周包层破坏的证据。
2023-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Testing the Hypothesis that Methanol Maser Rings Trace Circumstellar Disks: High Resolution Near-IR and Mid-IR Imaging
毫弧秒VLBI地图的区域包含6.7 GHz的甲醇脉泽发射导致最近发现的环形分布的脉泽斑点和似是而非的假设，他们可能会跟踪拱星盘周围形成高质量的恒星。我们的目的是通过在近红外和中红外以高空间分辨率成像这些区域来测试这一假设，并将观察到的发射与从脉泽环的几何形状推断的预期红外形态进行比较。在近红外区域，我们使用了Altair/NIRI的Gemini North自适应光学系统，而在中红外区域，我们使用了Gemini South仪器T-ReCS和超分辨率技术的组合。所得到的图像在近红外和中红外都具有约150 mas的分辨率。我们讨论了预期的年轻和大规模的吸积（原）恒星周围的星周物质的分布和什么样的红外发射几何形状将预期不同的脉泽环方向的假设下，脉泽是来自星周盘。基于所观察到的红外发射几何形状的四个目标，在我们的样本和SED建模的结果与微波激射环的大规模年轻恒星物体，我们没有找到令人信服的证据支持的假设，甲醇脉泽环居住在拱星盘。
2012-06-01 astro-ph.SR
Vibrationally excited HCN transitions in circumstellar envelopes of carbon-rich AGB stars
上下文HCN是富碳渐近巨星支（AGB）星的星周包层中含量仅次于H $_{2}$和CO的分子。它的振动激发态内的转动线是富C CSE最内层区域的特殊示踪剂。目标。我们的目标是约束的物理条件的CSE的富C星使用HCN分子的热谱线。此外，我们还寻找新的HCN脉泽，并探测HCN脉泽的时间变化，这将有助于阐明它们的泵浦机制。方法.我们用APEX 12 m亚毫米望远镜观测了16颗富C AGB星在地面和12个振动激发态内的各种HCN转动跃迁。结果我们从13颗富C星中检测到68条振动激发HCN谱线，其中包括39条热跃迁谱线和29条脉泽谱线，这表明振动激发HCN谱线在富C星中普遍存在。对于来自样品的两个物体，为从不同振动激发态的热跃迁构建的布居图给出了约800-900 K的激发温度，证实它们来自CSE的热最内部区域（即，r<20 $R_{*}$）。在探测到的脉泽中，有23个是新探测到的，结果将已知的HCN脉泽线总数扩展到富C星的47%。特别是首次在天文源中探测到J=2-1（0，3 $^{1e}$，0），J=3-2（0，2，0），J=4-3（0，1 $^{1f}$，0）脉泽。我们的观测证实了2-1（0，1 $^{1e}$，0）脉泽在几年时间尺度上的时间变化。我们的数据分析表明，所有检测到的HCN脉泽是不饱和的。为了激发HCN脉泽，气体动力学温度为${\gtrsim}$ 700 K，H $_{2}$数密…
2022-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
SiS in the circumstellar envelope of IRC +10126: maser and quasi-thermal emission
我们提出了新的Effelsberg-100米，ATCA和VLA的IRC +10216的拱星包络（CSE）的旋转SiS过渡的观测。由于高角分辨率实现的ATCA观测，我们明确地证实，分子的J=1-0过渡表现出脉泽行动在这个CSE，作为第一次提出超过三十年前。脉泽辐射的径向速度峰值在当地标准的静止速度-39.862 $\pm$ 0.065 km/s处，表明它来自几乎完全加速的壳层。监测观测显示了SiS（1-0）脉泽的时间变化。两个最低的$J$硅准热发射线跟踪一个更广泛的发射区域比以前的高J硅观测。它们的分布表明，SiS准热辐射由两部分组成：一部分非常致密（半径<1.5”，对应于<3 $\times 10^{15}$ cm），另一部分向外延伸到半径>11”。在东北部发现了一个不完整的贝壳状结构，这表明存在SiS壳。在这个CSE中还显示了簇状结构。SiS（1-0）脉泽的增益（蓝移一侧的光学深度约为-5，假设在整个谱线速度范围内反转，则红移一侧的光学深度约为-2）表明它是不饱和的。SiS（1-0）脉泽可以用红外泵浦引起的振转激发来解释，并提出红外连续辐射是主要的泵浦源。
2017-06-08 astro-ph.GA 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
Polarisation of molecular lines in the circumstellar envelope of the post-Asymptotic Giant Branch star OH 17.7-2.0
（删节）长期以来，磁场在行星状星云（PNE）形成中的作用，无论是直接还是通过二元相互作用增强后间接，一直是一个争论的话题。根据脉泽的偏振观测，我们已经推断出前PNe附近的大尺度磁场。然而，由于脉泽探测非常特定的区域，它仍然是不清楚的，如果脉泽的结果是在拱星包络（CSE）的固有磁场的代表。分子线极化可以提供有关磁场的重要信息。从脉泽观测确定的场形态和在更扩散的CO气体中观察到的场形态之间的比较，可以揭示两种示踪剂探测相同的磁场。我们比较了ALMA对后渐近巨星分支（post-Asymptotic Giant Branch）/pre-PNe星OH~17.7-2.0附近分子线偏振的观测与以前在1612~MHz OH脉泽区的偏振观测。我们在$\sim4\%$水平上检测到CO~ $J=2-1$分子的线极化，显示出有序的线极化结构。我们发现，在对OH脉泽线偏振矢量的法拉第旋转进行修正后，OH和CO线偏振辐射跟踪同一个大尺度磁场。CO线性极化的结构函数分析揭示了一个平面的天空磁场强度$B_\perp\sim1$ ~mG的CO区域，与以前的OH塞曼观测一致。ALMA CO分子线极化与脉泽观测的一致性表明，两者都可以用来确定CSE中的磁场。OH 17.7-2.0周围存在强的有序磁场，表明磁场可能参与了这种双极前PNe的形成。
2023-02-02 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
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
Deep into the Water Fountains: The case of IRAS 18043-2116
在后渐近巨星分支（post-AGB）恒星的星周包层（CSE）中，大尺度（数百到数千AU）双极结构的形成知之甚少。这些结构的形状，从快速分子流出的发射跟踪，表明在这些CSE的最里面的区域的动力学并不只取决于中央恒星的辐射场的能量。深入喷泉是一个观测项目，基于三个望远镜设施进行的项目结果：卡尔G。Jansky甚大望远镜阵（JVLA）、澳大利亚望远镜紧凑阵（ATCA）和甚大望远镜（SINFONI-VLT）。本文报道对WF星云IRAS 18043 $-$ 2116的观测结果：在1.5GHz - 8.0GHz频率范围内探测到射电连续辐射，在22 GHz探测到H $_{2}$ O脉泽光谱特征和射电连续辐射，在近红外探测到H $_{2}$振转辐射线。高速H $_{2}$ O脉泽的光谱特征和探测到的激波激发H $_{2}$发射可能产生于喷流驱动风传播的结果而被扫起的分子层中。使用导出的H $_{2}$柱密度，我们估计了$10^{-9}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$数量级的分子质量损失率。另一方面，如果所检测到的无线电连续通量是由于热无线电喷流的传播而产生的，则与流出的电离物质相关的质量损失率为10 $^{-5}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$的量级。旋转圆盘的存在可能是对估计的质量损失率的合理解释。
2017-02-16 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
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
Protostellar Outflows at the EarliesT Stages (POETS). VII. Circumstellar gas kinematics traced by water masers inside the HC HII region NGC7538 IRS1
本文通过多历元 VLBA 与全球 VLBI 观测 NGC7538 IRS1 的 22 GHz 水脉泽，确认两个埋藏 YSO 及其盘、激波与光致蒸发盘风运动。
2025-03-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
CO J=3-2 Emission from the "Water Fountain" Sources IRAS 16342-3814 and IRAS 18286-0959
利用阿塔卡玛亚毫米波望远镜实验（ASTE）10 m望远镜观测到了来自“喷泉”源的COJ =3-2辐射，该源表现出由水脉泽辐射跟踪的高速准直恒星喷流。我们检测到来自两个源的CO排放，IRAS 16342-3814和IRAS 18286-0959。IRAS 16342-3814 CO发射的光谱很好地符合高斯分布，而不是抛物线分布，速度宽度（FWHM）为158+/-6 km/s，强度峰值为VLSR = 50+/-2 km/s。该恒星的质量损失率估计约为2.9x10^-5 M_sun/yr。我们的形态运动学模型表明，CO排放是光学薄，并与双极外流，而不是与（冷和相对较小）环面。IRAS 18286-0959 CO排放的速度宽度（FWHM）为3.0+/-0.2 km/s，小于AGB包层中通常看到的速度宽度。CO辐射的速度宽度很窄，这表明它可能来自星际分子云或缓慢旋转的拱星包层，其中含有水脉泽源。
2009-11-07 astro-ph.SR
Extremely Strong ^{13}CO J=3-2 Line in the "Water Fountain" IRAS 16342-3814: Evidence for the Hot-Bottom Burning
2010-2011年，利用阿塔卡马亚毫米波望远镜实验（ASTE）10 m望远镜观测到了4个COJ =3-2谱线的“喷泉”源。喷泉的来源是演化的恒星，形成高速准直射流跟踪水脉泽发射。仅从IRAS 16342-3814中检测到CO线。目前的工作证实，^{12}CO与^{13}CO的谱线强度比在系统速度下约为1.5。我们讨论了非常低的^{12}CO与^{13}CO强度比的起源，作为富氧恒星中“热底燃烧”的可能证据，以及IRAS 16342-3814中的CO强度变化。
2012-04-13 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
The Astrometric Animation of Water Masers towards the Mira Variable BX Cam
我们报告VLBI监测观测的22 GHz水（H $_{2}$ O）脉泽周围的米拉变量BX凸轮，这是进行了EAVN合成恒星脉泽动画（ESEMA）项目的一部分。从2018年5月到2021年6月，共获得了37个历元的数据，时间间隔为3-4周，跨越了大约3个恒星脉动周期（$P= \sim$ 440 d）。特别是，VERA站上装备的双光束系统被用来测量H $_{2}$ O脉泽特征的运动学和弛豫。测量的视差，$π=1.79\pm 0.08$ mas，与$Gaia$ EDR 3和之前测量的VLBI视差一致，误差水平在1- $σ$内。根据$Gaia$ EDR 3数据和KVN成像的环状43 GHz一氧化硅脉泽分布的中心位置，估算了中心星的位置。三维H-$_{2}$-O脉泽运动学表明，星周包层以$13\pm4$ km·s $^{-1}$的速度膨胀，但脉泽特征的空间分布和速度分布都不对称.此外，我们的密集监测程序实现的H $_{2}$ O脉泽动画显示了冲击波在BX凸轮的拱星包层中的传播。
2022-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
A kinematic study of the disc-outflow system around a high-mass protostar G59.783+0.065 probed by methanol and water masers
本研究通过VLBI观测大质量恒星形成区G59.783+0.065的甲醇与水脉泽，揭示其复杂II类甲醇脉泽源于外流-吸积边界处多个同时激发的星周结构，完善了大质量原恒星盘-外流系统的运动学认知。
2023-10-04 astro-ph.GA 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
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
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
Maser Studies in Evolved Stars
高分辨率的脉泽发射图提供了晚型恒星拱星包层中发生的过程的非常详细的信息。SiO脉泽提供了AGB星周围最内层壳层的特别详细的照片。正在取得相当大的进展，以提供天体测量对准的多跃迁同时观测这些脉泽，这是需要更好地约束模型。鉴于现有大量高质量数据，现在应该开发模型来全面解释所有微波激射特征（空间分布、变异性等）。新一代仪器（VERA，VSOP-2），新的观测技术（频率-相位转换），和新的模型承诺我们的知识在这个问题上的重要改进。
2009-06-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of periodic and alternating flares of the methanol and water masers in G107.298+5.639
甲醇和水蒸气脉泽是高质量恒星形成早期阶段的标志，但通常认为，由于不同的激发过程，它们探测恒星环境的不同部分。在这里，我们提出的中等质量的年轻恒星对象G107.298+5.639的观测，揭示了第一次，34.4 d耀斑的6.7 GHz的甲醇脉泽发射交替与耀斑的个人功能的22 GHz的水脉泽。高角分辨率数据显示，两种脉泽中有少数组分的周期性行为在位置和速度上一致，而所有的周期性水脉泽组分都出现在360 au的甲醇脉泽区。脉泽耀斑可能是由星周盘或原双星盘中周期性吸积不稳定性引起的红外辐射场变化引起的。观测结果不支持恒星脉动或种子光子通量变化作为源中周期性的基本机制。
2016-04-04 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
Low- and high-velocity `water fountains': different evolutionary stages
Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理研究所，西班牙高等科学研究理事会）；Instituto de Astrofísica, Departamento de Física y Astronomía, Facultad de Ciencias Exactas, Universidad Andrés Bello（安德烈斯贝略大学精确科学学院天体物理学系天体物理研究所）
本研究通过K波段光谱将水喷泉分为低速冷巨星型与高速高温/激发型，表明二者代表不同post-AGB演化阶段，且喷流速度随演化增加。
2025-10-06 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
FLASHING: New high-velocity H$_2$O masers in IRAS 18286$-$0959
我们在其中一个“喷泉”源IRAS~18286 $-$ 0959中发现了H $_2$ O脉泽发射的新高速分量，自2018年12月以来，该源已在新的FLASHING（Nobeyama Generation对SiO和H $_2$ O脉泽点火的最佳遗产采集）项目中使用Nobeyama 45 m望远镜进行了监测。脉泽谱显示了新的、极高的膨胀速度（$>$ 200 km~s $^{-1}$在视线上的投影）分量，其中一些在谱中相对于系统速度对称地分布。它们还在2019年3月使用KaVA（KVN和VERA组合阵列）进行了映射。我们确定了其中一些脉泽成分比已证实与已知双极外流有关的其他高速成分（50- 200 km~s $^{-1}$）更靠近中心恒星系统。2011年以后，新的组分将在速度超过300 km~s $^{-1}$的快速准直喷流中闪烁，但没有被探测到。最快的新成分似乎表明这些光谱中的快速减速，然而我们目前的监测仍然太稀疏，无法明确地确认它（高达50 km~s $^{-1}$ yr $^{-1}$），也太短，无法揭示它们的最终膨胀速度，这将等于已经观察到的膨胀速度（$v_{\rm exp}\sim$ 120 km~s $^{-1}$）。这种极端速度分量的未来发生可能提供一个很好的机会来调查可能的经常性外流点火。因此，母包层的雕刻将被快速喷流夹带的致密气体追踪，并表现出相对稳定的脉泽特征的壮观分布…
2020-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
SMA observations towards the compact, short-lived bipolar water maser outflow in the LkHα 234 region
本文介绍了亚毫米波阵列（SMA）1.35 mm亚角秒角分辨率观测LkHα 234中等质量恒星形成区的结果。尘埃排放来自$\sim$ 5 arcsec（$\sim$ 4500 au）的对流结构，该结构包围着VLA 1-3和MM 1，垂直于该区域检测到的不同流出。最演化的天体位于尘埃沉积结构的东南边缘，最年轻的天体位于东北边缘。VLA 1、VLA 3和MM 1周围的拱星结构半径在$\sim$ 200和$\sim$ 375 au之间，质量在$\sim$ 0.08-0.3 M $_{\odot}$范围内。VLA 2的1.35 mm发射来自于一个质量为$\sim$ 0.02 M $_{\odot}$的未分辨（r $< 135$ au）拱星盘。这个源是一个紧凑的（$\sim$ 4000 AU），低径向速度（$\sim$ 7公里秒$^{-1}$）SiO双极流出，接近天空的平面。我们的结论是，这种外流是“大规模”的对应物的短命的，情节，双极流出观察到通过H $_2$ O脉泽在小得多的尺度（$\sim $ 180 AU），并已创建的几个情节准直事件的材料喷射的积累。VLA 2和VLA 3周围的拱星气体温度很高（$\sim$ 130 K），并且呈现出可以追踪自转的速度梯度。VLA 2和VLA 3之间有一座温暖而稠密的分子气体桥。我们讨论的可能性，这座桥可以跟踪之间的气体流VLA 3和VLA 2，增加吸…
2016-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
A dearth of OH/IR stars in the Small Magellanic Cloud
我们提出了有针对性的观测结果和调查的1612-，1665-和1667-MHz拱星OH脉泽发射的渐近巨星分支（AGB）的恒星和红超巨星（RSG）在小麦哲伦云（SMC），使用帕克斯和澳大利亚望远镜紧凑阵列射电望远镜。在我们对明亮的长周期大振幅变星的观测中，没有发现明显的OH脉泽发射，这些变星的光谱和光度已被证实是M中晚期的光谱类型。这些观测比SMC中的任何OH脉泽探测深3 - 4倍。使用自举方法与LMC和银河OH/IR星样本和我们的SMC观测上限，我们已经计算出的可能性没有检测到脉泽发射的任何两个源被认为是顶级脉泽候选人小于0.05%，假设一个类似的抽运机制作为LMC和银河OH/IR源。我们已经进行了人口比较的麦哲伦云，并使用斯皮策IRAC和MIPS测光确认，我们已经观察到所有的高光度SMC源，预计将表现出脉泽发射。我们怀疑，在银河系和大麦哲伦星系的OH/IR星相比，金属丰度的减少可能会削减最大质量的冷星的演化结束时的尘埃风阶段。我们还怀疑，在拱星信封的变化超出了简单的缩放丰度和风速与金属丰度的条件。
2017-10-05 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
ALMA Observations of the Water Fountain Pre-Planetary Nebula IRAS 16342-3814: High-velocity bipolar jets and an Expanding Torus
我们绘制了“喷泉”双极行星前星云IRAS 16342-3814的~0.“35分辨率使用ALMA。我们发现：（i）两个高速的、多节的、类似喷流的分子外流;（ii）一个中心的高密度（>几个x 10 ^6 cm^{-3}）、直径为1300天文单位的膨胀环面;（iii）前身AGB的拱星包层，它是在过去的~455年里，由于质量损失率突然大幅增加到>3.5 x 10^{-4} Msun/yr而产生的。如果是由热辐射尘埃引起的，则在中心源（690 mJy）0.89 mm处的强连续辐射意味着大量（0.017 Msun）非常大（~ mm尺寸）的颗粒。测得的膨胀年龄的上述结构组件意味着环（年龄~160年）和年轻的高速流出（年龄~110年）后不久，在AGB的质量损失率急剧增加。假设IRAS 16342中的喷流是一个二元模型，IRAS 16342中占主导地位的喷流的高动量率意味着一个高的最小吸积率，排除了标准的邦迪-霍伊尔-利特尔顿风吸积和风洛希瓣溢出（RLOF）模型与白矮星或主序星。最有可能的是，需要从共同的包络演化内运行的主要或吸积模式增强RLOF。
2016-12-16 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 sensitive search for methanol line emission toward evolved stars
我们提出了一个敏感的搜索甲醇线发射在演化的恒星在1厘米，旨在检测，第一次，甲醇脉泽在这类对象。我们的样本包括后AGB恒星和年轻的行星状星云（PNe），其质量损失过程和拱星结构类似于年轻的恒星物体（YSO），在那里检测到甲醇脉泽。I类脉泽搜索了73个对象，而II类的搜索了16个。未检出。未探测到I类甲醇脉泽表明，尘埃颗粒中的甲醇生产和/或在演化物体的冲击区域中其气相丰度的增强不如YSO中有效。我们认为，相对更先进的PNE可能有更好的概率窝藏II类脉泽。
2014-03-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of 22 GHz Water Masers in the Serpens South Region
使用Karl G.利用Jansky甚大阵（VLA），我们对巨蛇座南区22 GHz，6_{1，6}-5_2，3} H_2O脉泽进行了观测。甚长基线天线阵（VLBA）在VLA探测之后也观测到了脉泽。我们第一次在巨蛇座南部地区检测到H2O脉泽，这些脉泽被发现与三个0-I类物体有关，包括巨蛇座南部星团中两个最亮的原恒星，称为CARMA-6和CARMA-7。我们还检测到H2O脉泽与源没有流出或喷流功能。我们认为，这个来源很可能是一个背景AGB星投射在巨蛇座南方向。发射点的空间分布表明，在三个0-I类物体的脉泽出现非常接近的原恒星，并可能激发在冲击驱动的原恒星喷流和拱星材料之间的相互作用。通过对22 GHz水脉泽源和162个YSO的辐射热光度分布的比较，我们确定了一个水脉泽源的辐射热光度极限为L_Bol ~ 10 L_Sun。然而，脉泽发射在强度和速度扩散上都表现出很强的变化性，因此我们的观测可能错过了与低光度源相关的脉泽。我们还报告了11个新的源，在22 GHz的无线电连续发射。
2021-07-22 astro-ph.GA 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
OH and H2O maser variations in W33B
活跃的恒星形成区W33 B是OH和H2O脉泽发射源，位于中心天体周围的不同区域。其目的是获得完整的斯托克斯模式的极化OH脉泽发射，跟踪其变化和调查耀斑和长期变化的H2O脉泽和个人的排放功能的演变。2008年至2014年期间，在Nançay射电望远镜（法国）上进行了若干次18厘米波长的OH线观测; 1981年至2014年期间，在Pushchino射电天文台（俄罗斯）的22米射电望远镜上进行了1.35厘米波长的H2O线观测（长期监测）。我们已经观察到强烈的变化，在主要的1665-和1667-MHz的OH线，以及在1612-MHz的卫星线的发射功能。在1665-MHz OH谱线上以62 km/s的速度和1667-MHz谱线上以62和64 km/s的速度探测到塞曼分裂。估计磁场强度为2 - 3 mG。H2O的发射特征形成细丝，具有径向速度梯度的链，或更复杂的结构，包括大尺度的。在W33 B区域的羟基脉泽的长期观测显示，在1612-MHz的线与IIb型拱星脉泽的双峰轮廓特征窄带偏振发射。对W33 B水汽脉泽的30年监测表明，该脉泽有几次强的H_2O线耀斑。所观察到的径向速度漂移的H2O的排放功能表明传播的激励波在微波激射介质的径向速度梯度。在OH和H_2O脉泽中，物质的某些湍流运动被推断出来。
2014-12-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
CO observations of water-maser post-AGB stars and detection of a high-velocity outflow in IRAS 15452-5459
渐近巨星分支星（AGB星）向行星状星云（PNE）过渡的演化阶段的许多方面仍然知之甚少。一个重要的问题是AGB星的拱星包络如何从球对称转变为在PNe中经常观察到的轴对称结构。在许多情况下，有明确的证据表明，PNe的星周包络的形成与喷流/准直风的形成及其与残留AGB包络的相互作用有关。由于演化时间较短，处于这一阶段的对象很少，但它们的识别为测试演化模型提供了有价值的探针。我们已经观察到（亚）毫米CO旋转过渡与APEX望远镜在一个小样本的恒星托管高速OH和水脉泽。这些目标被认为是最近离开AGB的，这是由微波激射器跟踪的风的存在所表明的，其速度大于在该阶段所观察到的速度。我们已经对几条CO谱线进行了观测，范围从J=2-1到J=7-6。在IRAS 15452-5459中，我们探测到星云中心区域的快速分子外流，并估计质量损失率在1.2 × 10 ^{-4} Msun yr^{-1}（假设光学薄发射）和4.9 × 10 ^{-4} Msun yr^{-1}（光学厚发射）之间。我们利用我们在345 GHz的连续测量来限制长波长的发射，对该目标的SED进行建模。对于2.5千秒差距的距离，我们估计光度为8000 Lsun和0.01 Msun的尘埃质量。通过[CII]线（158 μ m）的通量，我们计算出拱星包层的总质量约为12 Msun，但该线可能受到星际污染的影响。
2012-03-22 astro-ph.SR
