メインラインは非検出で、サテライトラインの 1612 MHz でのみ検出。スペ クトルの形は非対称で、負速度側が急で鋭い。 Wilson, Barrett (1972) はタイプII OH/IR の特徴として以下の３つを挙げた。
（１）OH が 1612 MHz で最強。
（２）スペクトルが双峰型で外側の縁が内側より急で鋭い。
（３）二つの峰の強度比は典型的には 2 : 1 で、正峰、負峰どちらが高いか はばらばら。
彼らは強度比の例外として、 R Aql で 正：負 = 18 : 1, IRC -10529 では 逆に負峰が圧倒的であることを指摘した。Vy 2-2 はこの非対称ピークを持つ OH/IR 星の仲間と言えるだろう。
距離
Vy 2-2 の距離は不明である。輝線の視線速度 Vlsr = -70 km/s からは運動 距離 19 - 20 kpc が出る。ただし、視線速度が膨張効果を含んでいると、この 距離は大きな過大評価となる。
(Gaia EDR3 では Plx なし。 )
ダスト質量
Cohen, Barlow 1974 が与えたダスト質量の式
Md = (ρLirλ)/(6πσT4)
ここに ρ = ダスト物質の密度、λ = ピーク波長。
に、ρ = 3 g cm-3, λ = 20 μm, T = 190 K, Lir = 4.9 10-9 ergs s-1 cm-2 を代入して、
Md = 1.4 10-6 (D/kpc)2 Mo である。ダスト/ガス比は Cohen, Barlow 1974 によると非常に低く 5 10-5 であるが、 真偽不明。
電離ガス
Vy 2-2 は電波連続波源で、そのスペクトルはフリーフリー放射の特徴を 示す。1.4 - 25 GHz までは光学的に厚い。その電離域は電子密度 n = A r-2、e = 10,000 K 、rin = 1.3 1015 (D/kpc) cm, rout = 6.0 1015 (D/kpc) cm, A = 3.2 1036 (D/kpc)3/2 cm-1 でフィットされる。それから電離 ガスの質量を評価すると M = 1.6 10-4 (D/kpc)5/2 Mo となる。 この値は FIR から求めたガス質量と同程度である。しかし、ダ ストが電離シェル内に分布しているのか、その外側の中性ガス領域に限られる かは不明である。
赤嶺ラインの吸収？
Vy 2-2 は中央に光学的に厚い電離ガス星雲があり、その外側に中性ガスと ダストの層が広がっているのであろう。
図１．(a) Vy 2-2 の全1004 チャネル 1612 MHz スペクトル。 (b) 上の拡大図。
OH/IR 星のモデルでは、メーザーは動径方向に放射される。 恐らく、電離域の向こう側からの赤峰メーザー線は光学 的に厚い星雲で吸収されるのであろう。光学的に厚い端の周波数 25 GHz で τ = 1 と仮定すると τ(1612 HGHz) = 320 である。
進化段階
Vy 2-2 はVyssotsky, Miller, Walter 1945 に発見され、PN と分類された。 スペクトルは [OIII], [NeIII], HeI, [SII], [OI], [NII] 輝線からなり、 かなり高温と思われる。Vy 2-2 は強い熱電波源でもある。 Marsh 1975 は恒星状の外観と高い電子密度とから、 形成途上の PN ではないかと述べた。 この天体から通常は AGB 星に限られる OH メーザーが検出されたことは、 Vy 2-2 が外層を放出し、しかしまだ外層を完全には電離しきっていない 過渡的段階にあることを窺わせる。
