HCN to HCO^+ Millimeter Line Diagnostics of AGN Molecular Torus I : Radiative Transfer Modeling
我们探索毫米线诊断的模糊分子环面建模的流体动力学模拟与三维非LTE辐射转移计算。基于活动星系核周围分子环的高分辨率流体动力学模拟结果，计算了HCN和HCO^{+}两种代表性高密度示踪剂的转动谱线强度.三维辐射转移计算揭示了一个复杂的激发态的非均匀环，即使是一个空间均匀的化学结构假设。我们的研究结果表明，HCN必须比HCO^{+}更丰富，以获得高比例（$R_{HCN/HCO+}\sim 2$）在一些附近的星系中观察到。在积分强度和柱密度之间的关系中存在显著的分散性，表明HCN（1-0）和HCO^{+}（1-0）线作为高密度示踪剂可能存在缺点。阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）将揭示外部星系中亚秒差距尺度的非均匀分子环面的内部结构。利用高分辨率流体动力学模拟计算分子谱线的三维辐射转移是一种强有力的工具，可以为星系中心区的分子谱线诊断提供物理基础。
2007-08-08 astro-ph
The Serpens Star-Forming Region in HCO+, HCN, and N2H+
这张海报展示了HCO+、HCN和N2 H+朝向巨蛇座恒星形成区的J=1-0（λ ~3 mm）跃迁的单碟和孔径合成观测。由年轻恒星驱动的喷流会影响其周围云的结构和化学性质，这项工作旨在评估这三种分子谱线的发射在多大程度上受这些过程的支配。在巨蛇座星系中，我发现N2 H + 1-0可以追踪物质总量，除了在两个区域中，它们都位于激波的稍前方。相比之下，HCO+，特别是HCN的排放量主要由受外流影响的地区决定。一个以前未知的强烈冲击区域位于年轻恒星SMM 4西北约0.1 pc处。有一个显着的空间偏移之间的峰值HCN和N2 H+发射与冲击区。我构建了一个简单的，定性的化学模型，其中N2 H+的排放增加的磁性前体的C型冲击，而N2 H+被破坏更深的冲击，中性加热和物种，如HCN和水被释放从冰冷的颗粒地幔。我的结论是，N2 H+是一个可靠的示踪剂的云材料，和未解决的观测HCO+和HCN将占主导地位的流出物的影响的材料。
2002-11-25 astro-ph
First Detection of HCO+ Emission at High Redshift
本文报道了利用甚大阵观测到的四叶型类星体（z=2.56）的HCO+（1-0）辐射。这是首次在高红移（z>2）处探测到电离分子气体发射。HCO+发射是一种类似HCN的恒星形成指示剂，在恒星形成的分子云中追踪致密的分子氢气（n（H_2）~= 10^5 cm^{-3}）。我们得到经透镜校正的HCO+谱线光度为L '（HCO+）= 3.5 x 10^9 K km/s pc ^2。结合我们的新结果与CO和HCN的测量从文献中，我们发现一个HCO+/CO光度比为0.08和一个HCO+/HCN光度比为0.8。这些比值落在低z恒星形成星系中发现的相同关系的分散范围内。然而，如果最近提出的HCO+/HCN光度比与远红外光度之间的关系成立，那么对于立体式来说，HCO+/HCN光度比接近于1是不可能的。我们得出结论，HCO+和HCN光度之间的比率接近1可能是由于这两条线的发射是光学厚和热化的，并出现在类似体积的密集区域。的CO，HCN和HCO+光度表明，三叶草是一个复合AGN-星爆系统，在以前的发现，在这个系统中的总红外光度的约20%的结果从尘埃加热的恒星形成，而不是加热的AGN。HCO ~+是高红移稠密分子气体的一个很好的示踪剂。
2006-05-17 astro-ph
Millimeter Interferometric HCN(1-0) and HCO+(1-0) Observations of Luminous Infrared Galaxies
利用Nobeyama毫米波阵列（NMA）对Arp 220、Mrk 231、IRAS 08572+3915和VV 114四个亮红外星系和He 2-10一个Wolf-Rayet星系进行了毫米波干涉观测。同时观测到HCN（1-0）和HCO+（1-0）分子谱线，并导出了它们的亮度温度比。还获得了四个LIRG的高质量红外L波段（2.8-4.1微米）光谱，以更好地限制它们深埋在尘埃和分子气体中的能量来源。当与我们以前用NMA观测到的其他LIRG相结合时，最终的样本包括9个LIRG（12个LIRG的核），具有可用的干涉测量HCN（1-0）和HCO+（1-0）数据，足以与已知的AGN和星暴星系进行比较，以研究整体趋势。我们发现，LIRGs与发光的掩埋活动星系核签名在其他波长往往表现出高HCN（1-0）/HCO+（1-0）的亮度温度比所看到的活动星系核占主导地位的星系，而沃尔夫-拉叶星系He 2- 1 - 0显示一个小的比例。一个增强的HCN丰度的星际气体周围的强X射线发射活动星系核，一些化学计算预测，是一个自然的解释，我们的结果。
2007-09-11 astro-ph
A New Probe of Dense Gas at High Redshift: Detection of HCO+(5-4) Line Emission in APM 08279+5255
利用IRAM Plateau de Bure干涉仪观测了宽吸收线类星体APM 08279 +5255在z=3.911处的HCO+（5-4）辐射。这是首次在如此高的红移下探测到这种分子离子。在未进行透镜效应校正的情况下，推断出的谱线光度为L '（HCO+）=（3.5+-0.6 x10 ^10 Kkms^-1pc^2）。HCO+ J=5-4的源位置与前人报道的HCNJ =5-4和高JCO线观测结果在误差范围内一致。HCO ~+谱线的中心速度和宽度与HCN的结果一致.这一结果表明，HCO+（5-4）发射大致来自HCN探测的相同的环核区域。然而，APM 08279 +5255中测得的HCN（5-4）/HCO+（5-4）强度比明显大于简单辐射转移模型预测的强度比，该模型假设碰撞激发和相等的分子丰度。这可能意味着[HCN]/[HCO^+]的丰度比在这个源中特别大，或者J=5的转动能级主要由红外荧光辐射激发。
2006-05-25 astro-ph
HCN and HCO+ Observations of the Galactic Circumnuclear Disk
本文介绍了高空间分辨率（5.1”× 2.7”）OVRO毫米阵列观测星系内部3 pc的HCN（J=1-0）和HCO+（J=1-0）辐射。环核盘（CND）的HCN和HCO+发射呈明显的环状分布，峰值在半径1.6pc处。HCO+/HCN排放比通常为~0.4，但具有显著变化。在2.12微米处，HCN发射与H_2发射在CND的主发射瓣和四个灯丝中有很好的相关性。电离气体和CND之间的多个相互作用区域也被发现--小螺旋的西臂在空间和运动学上与CND的电离内缘一致，而北臂可能与CND的东北延伸部分相连。随着HCN图空间分辨率的提高，我们在CND内分辨出了许多特征直径为7”（0.25pc）的致密分子气体核。对于26个更孤立的核心，我们测量的大小，速度宽度，和综合通量。我们估计三个质量为每个核心：维里质量，光学厚的质量，并假设光学薄HCN发射的下限质量。维里质量和光学厚质量与典型质量（2-3）× 10^4 M_sun和总CND气体质量10^6 M_sun非常一致。这些核心质量所暗示的内部密度平均为（3-4）× 10^7 cm^-3，足以稳定地抵抗来自Sgr A* 和中心恒星浓度的潮汐扰动。这种潮汐稳定性表明CND的寿命更长。核心内较高的密度和质量可能支持恒星的形成，无论是在CND本身还是在一个向内部秒差距下降的核心内，从而提供了一个在星系内部角秒内形成年轻恒星星族的机制。
2005-02-25 astro-ph
The Dense Gas in the Central Kiloparsec of NGC 6946
利用BIMA和CARMA干涉仪观测了邻近旋涡星系NGC 6946中心的HCN和HCO+ J=1-0跃迁。利用BIMA SONG CO图，我们研究了IHCN/ICO和IHCO/ICO积分强度比随星系中心千秒差距半径的变化，发现它们在星系中心有很强的集中.我们利用2 MASS K_S波段的图像来计算恒星的表面密度，然后构造一张流体静力学中面压力图。我们将PDR模型应用于观测到的I_HCN/I_HCO+积分强度比，以计算稠密气体示踪剂发射区中分子氢的数密度，发现在我们的地图上，它大致恒定在10^5 cm^-3。我们探讨了两个假设的稠密气体的分布。如果HCN和HCO+排放来自密度较低的气体分布内部的自重力密度峰，则在致密气体的内部速度分散和密度峰的大小之间存在线性比例。或者，HCN和HCO+的排放可能来自均匀分布在整个中心并受环境压力约束的致密气体，类似于朝向银河系中心观察到的情况。我们发现这两种假设都是合理的。拟合了I_HCN、I_HCO+和I_CO之间的关系，证明了静液中面压力与I_HCN和I_HCO+之间的关系，并给出了幂律拟合。我们证实了Blitz和Rosolowsky（2006）在高流体静力学中平面压力区（10^6-10^8 cm^-3 K）中发现的压力与气体分子原子比之间的关系式的有效性。
2007-09-30 astro-ph
Molecular Tracers of the Central 12 pc of the Galactic Center
我们使用BIMA阵列对银河系中心进行了成像，其中包含19个指向的HCN（1-0）、HCO+（1-0）和H 42-alpha发射马赛克，速度分辨率为5 km/s，角分辨率为13“x 4”。5'场包括环核环（CND）和部分20和50 km/s的云。HCN（1-0）和HCO+追踪CND和附近的巨大分子云，而H 42-α发射追踪Sgr A West的电离气体。我们发现CND在~ 45“半径处的HCN和HCO+发射中有一个确定的外缘，并且似乎是由两个或三个不同的分子气体流围绕核旋转组成。在CND之外，HCN和HCO+追踪了高速气体的致密团块，以及来自20和50 km/s云层的光学厚发射。一个由压缩气体和尘埃组成的分子脊，在NH3排放和自吸收的HCN和HCO+中被追踪到，包裹在Sgr A东的东部边缘。就在这个脊的内部有几个气体弧，这些气体弧是由Sgr A东与50公里/秒的云的影响加速的。HCN和HCO+排放跟踪延伸的Sgr A西，这似乎是一个独立的流的中性和电离气体和尘埃以外的CND起源的北臂。宽线宽和OH脉泽发射标志着北臂和CND的交叉点。与NH_3和1.2mm尘埃观测结果的比较表明，HCN和HCO+优先追踪CND，是比NH_3和尘埃更弱的GMC示踪剂。我们讨论了银河系中心的发射机制和环境的可能方案，这可以解释这些图像中的差异。
2000-11-17 astro-ph
Diagnostics of irradiated dense gas in galaxy nuclei. II. A grid of XDR and PDR models
\abridged活跃星系的核心拥有大量的年轻恒星，一个吸积的中心黑洞，或两者兼而有之。为了确定辐射源附近分子气体的物理条件，建立了数值模型。这些模型确定了暴露于X射线和远紫外线辐射的分子气体的热和化学平衡，作为深度的函数。我们提出了一个网格的XDR和PDR模型，跨越范围的密度，辐射和列密度。我们发现，例如[SiII] 35 μ m/[CII] 158 μ m的精细结构线比在XDR中比在PDR中大，对于给定的密度、列和辐照强度。我们发现，线比HCN/HCO+和HNC/HCN，以及柱密度比CN/HCN，区分PDR和XDR。对于XDR（PDR），如果密度超过10^5 cm^-3且柱密度>10^23 cm^-2，HCN/HCO+ 1-0比值<1（>1）。对于<1 - 0 ^ 22.5 cm^-2的色谱柱，XDR HCN/HCO+ 1-0比值大于1，尽管单个HCN 1-0和HCO+ 1-0谱线强度较弱。对于中等密度（n=10^4-10^5 cm^-3）和强辐射场（>100 erg s^-1 cm^-2），XDR中HCN/HCO+的比值也会比PDR大。在XDR中，HCN/CO 1-0的比率通常较小，并且XDR中的HCN排放相对于CO仅在柱数>10^{23} cm^{-2}且密度<10^4 cm^-3的情况下增加。对于相同的总能量输入，XDR中的CO通常比PDR中的更热。这导致XDR中更高的C…
2006-10-13 astro-ph
Is HCN a True Tracer of Dense Molecular Gas in LIRGs and ULIRGs?
我们提出的第一次HCO+调查的结果探测致密的分子气体含量的16个发光和超亮红外星系（LIRGs和ULIRGs）的样本。先前的工作，基于HCN（1-0）的观测，已经表明LIRGs和ULIRGs与正常星系相比，含有更高比例的致密分子气体。虽然HCO+发布的图片部分证实了这一结果，但我们发现了HCN（1-0）/HCO+（1-0）光度比与星系的IR光度（L（IR））之间有趣的相关性。这种趋势使人们对HCN作为LIRG和ULIRGs中致密分子气体含量的无偏定量示踪剂的使用产生了怀疑。一个合理的解释所观察到的趋势的方案意味着，来自嵌入AGN的X射线可能在L（IR）> 1 e12 Lsun的分子气体化学中起主导作用。我们讨论了这一结果对了解LIRG、ULIRG和高红移富气星系的影响。
2006-02-15 astro-ph
Infrared 2-4 Micron Spectroscopy and Millimeter Interferometric HCN and HCO+ Observations of the Individual Merging Components of Arp299
我们目前的地基红外K-（2-2.5微米）和L-波段（2.8-4.1微米）光谱，以及在3毫米的干涉观测，为单独的合并组件（A，B和C）的发光红外星系Arp 299。我们调查的存在和位置的推定掩埋活动星系核（AGN）推断从以前的X射线观测在E > 10 keV。我们的亚弧秒分辨率的红外光谱清楚地表明，假定的掩埋活动星系核驻留在核B1（B的子组件），基于一个非常低的等效宽度的3.3微米多环芳烃排放，一个弱的2.3微米CO吸收功能，和一个大的时间变化的K-和L-波段连续通量。在组分C中，我们发现在L处有强的3.1微米的冰吸收，在K处有弱的2.3微米的CO吸收，正如在被掩埋的活动星系核中所预期的那样;然而，一个中心集中的年轻超级星团是一种替代的可能性，因为这个组分的红外光度适中，而且是非星系核。红外线最亮的核心A的红外线K-和L-波段光谱是典型的没有明显活动星系核特征的正常星暴。我们的干涉观测同时获得HCN（J=1-0）和HCO+（J=1-0）的发射线与4 arcsec的分辨率，我们发现HCN HCO+的亮度温度比是低的星暴核中发现的所有主要合并组件的Arp 299。即使在活动星系核B中，这个低比率也可能是由于存在大量的高密度分子气体，其化学成分主要是由共存的星暴和/或激波所控制，而不是由中心的强X射线发射活动星系核所控制。
2006-08-15 astro-ph
Prevalence of compact nuclear starbursts in nearby Seyfert galaxies
本文利用野边山毫米波阵列和彩虹干涉仪对邻近Seyfert星系的CO（1- 0），HCN（1- 0）和HCO $^+$（1- 0）谱线进行了成像观测。一些被观测到的赛弗特星系包括NGC 1068、NGC 1097、NGC 5033和NGC 5194在几个100 pc尺度上都表现出很强的HCN（1- 0）发射。在Seyfert核中观测到的HCN（1- 0）/CO（1- 0）和HCN（1- 0）/HCO $^+$（1- 0）谱线比（分别为$>$ 0.2和$>$ 1.8）在核星暴星系的中心区从未观测到过。另一方面，NGC 3079、NGC 3227、NGC 4051、NGC 6764、NGC 7479和NGC 7469的核中的分子线比率与核星暴星系中的分子线比率相当。我们认为，HCN发射的升高来源于X射线照射的致密分子环面或XDR靠近活性核。我们的HCN/CO和HCN/HCO $^+$图将提供一个新的强有力的诊断活动星系的核动力源。根据我们的诊断，我们观察到3的5个1型塞弗特（6的10个）主机紧凑的核星暴。我们的结果也支持在其他波长的观测，如L-波段PAH光谱。所提出的方法将是至关重要的调查极端尘埃核，如ULIRGs和高Z亚毫米星系，因为这些分子线是没有尘埃消光。作为一个例子，我们提出了HCN和HCO $^+$的LIRG NGC 4418的观测，这表明存在一个埋藏的活动核。
2005-08-19 astro-ph
Molecular abundances in the Magellanic Clouds I. A multiline study of five cloud cores
利用~（13）CO（1- 0）和~（12）CO（1- 0）分别绘制了大麦哲伦星云的9个HII区和3个HII区，以研究麦哲伦星云中星际介质的物理性质。对于N113的分子核心被发现有一个峰的位置，它不同于相关的HII区域的20弧秒。在该分子核附近，~（12）CO和~（13）CO的Tmb峰线温度分别为7.3K和1.2K，是迄今为止在麦哲伦星云中发现的最高温度。为了研究星际介质的化学性质，我们研究了与LMC中的N113、N44 BC、N159 HW和N214 DE以及SMC中的LIRS 1，36相关的各种分子种类的分子浓度。推导了$I$（HCO+）/ $I$（HCN）和$I$（HCN）/ $I$（HNC）强度比以及$I$（13 CO）/ $I$（C18 O）比的下限。一般来说，HCO+比HCN强，HCN比HNC强。高的相对HCO+强度与超新星遗迹和年轻恒星的高电离通量一致，可能与大范围的HCO+发射区相结合。大部分HCN来自相对致密的云核。相对于HNC，热的或冲击的气体增强HCN。根据化学模式计算，预测在云核方向上，当角分辨率较高（$>$ 30角秒）时，$I$（HCN）/ $I$（HNC）接近1。将维里质量与从积分CO强度获得的那些进行比较，对于N113提供了$1.8 \times 10^{20}$ \，mol\，cm $^{-2}$ \，（Kkms）$^{-1}$的H2质量-CO光度转换…
1996-06-13 astro-ph
Dense Molecular Gas and Star Formation in Nearby Seyfert Galaxies
利用野边山毫米波阵和彩虹干涉仪对邻近Seyfert星系中心的CO（1-0）、HCN（1-0）和HCO $^+$（1-0）线进行了成像观测。初步结果表明，7个Seyferts星系中有3个星系的HCN/CO和HCN/HCO $^+$比值异常高，这在核星暴星系中是不可能出现的。我们认为，增强的HCN发射起源于X射线照射的致密遮蔽环面，这些分子线比可以是一个新的诊断工具，以寻找“纯”活动星系核。根据我们的HCN图，我们认为NGC 1068、NGC 1097和NGC 5194是“纯”活动星系核，而NGC 3079、NGC 6764和NGC 7469的Seyfert核可能是“复合核”。
2002-06-23 astro-ph
Luminous HC3N line emission in NGC4418 - buried AGN or nascent starburst?
IRAM 30 m观测显示，被深深遮蔽的红外发光星系NGC 4418具有丰富的分子化学-包括异常明亮的HC 3 N线发射。我们还检测到：邻-H2 CO 2-1，3-2; CN 1-0，2-1; HCO+，1-0。3-2，HCN 3-2，HNC 1-0，3-2（暂定OCS 12-11）。HCN、HCO ~+、H_2CO和CN的谱线发射与密度n=5 × 10E_4 - 10E_5cm ~（-3）和气体温度T_k =80-150 K的条件相符合。然而，HNC和HC 3 N两者都比需要更高气体密度的其他物质显著更受激发-或通过例如中红外泵浦的辐射激发。HCN线强度比HCO+和HNC的3-2过渡，在对比的HCN发射是最明亮的1-0线的先前的发现。我们初步认为，所观察到的分子线发射是一致的年轻的星爆，在那里的排放可以被理解为新兴的致密，温暖的气体与额外的PDR组件。我们发现，X射线化学是不需要解释所观察到的毫米线发射，包括HCN/HCO+ 1-0和3-2线比。发光的HC 3 N谱线发射是致密的恒星形成气体的预期特征。一个深埋的活动星系核不能被排除，但它对周围分子介质的影响是有限的。然而，应该对X射线控制区（XDR）的HC 3 N丰度进行详细建模。辐射激发的可能性也应进一步研究
2007-05-21 astro-ph
The irradiated ISM of ULIRGs
超大型IRGs的核内有大质量的年轻恒星，或一个吸积的中心黑洞，或两者兼而有之。结果是暴露于X射线（1-100千电子伏，XDR）和远紫外线辐射（6-13.6 eV，PDR）的分子气体。注意HCO+、HCN、HNC、OH、H2O和CO等物质。HCN/HCO+和HNC/HCN的线比率区分PDR和XDR。用HIFI/Herschel观察到的非常高的J（>10）CO线在XDR和PDR之间非常好地区分。在XDR中，很容易产生大量的热（T>100 K）H2O和OH。在PDR中，只有OH产生得类似。
2007-09-21 astro-ph
Synthesis Imaging of Dense Molecular Gas in the N113 HII Region of the Large Magellanic Cloud
我们目前的孔径合成成像的致密分子气体在大麦云云，采取了原型毫米接收器的澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）。我们对N113 HII区的观测表明，在HCO ~+、HCN和HNC的1-0线上有一个约6 ″（1.5pc）半高宽的凝聚，而在C_2H中则很弱。将ATCA的观测结果与莫普拉望远镜的单碟图和瑞典-欧洲南方天文台亚毫米望远镜的灵敏光谱进行比较，结果表明，凝结是一个质量约为10^5太阳质量的分子云中质量约为10^4太阳的大质量团。该团块的中心邻近一个紧凑的，模糊的HII区域，这是一个线性结构的无线电连续源的一部分，延伸到整个分子云。我们认为，团块代表了一个可能的网站触发恒星形成。检查作为干涉仪基线长度的函数的积分线强度，我们发现的证据减少HCO+/HCN和HCN/HNC比较长的基线。这些趋势是一致的HCO+排放的一个重要组成部分，在一个扩展的团块信封和较低的HCN/HNC丰度比在致密的核心。
2006-04-08 astro-ph
Compact starburst in the central regions of Seyfert galaxies
我们利用野边山毫米波阵对本宇宙中Seyfert星系和星暴星系的CO（1- 0）、HCN（1- 0）和HCO $^+$（1- 0）线进行了高分辨率的“3D”成像观测。我们探测到了这些赛弗特星系中相当一部分的发光HCN（1- 0）发射（我们的子样本中有12个），这表明其中一些塞弗特星系，如NGC 3079，NGC 3227，NGC 4051，NGC 6764和NGC 7479，确实伴随着紧凑的核星暴，给出了HCN（1- 0）光度与恒星形成星系中恒星形成速率之间的紧密相关性。然而，我们认为，这些塞弗特星系中的一些星系，包括NGC 1068，NGC 1097，NGC 5033和NGC 5194，HCN（1- 0）发射的升高并不意味着那里存在大规模的恒星爆发。这是因为这些Seyfert核显示出异常高的HCN（1- 0）/HCO $^+$（1- 0）比（2- 3），这在我们的样本中的星爆核中从未观察到。这可能是由于在这些塞弗特星系中心的X射线主导区（XDR）中HCN分子过多。
2007-04-21 astro-ph
Molecular abundances in the Magellanic Clouds III. LIRS 36, a star-forming region in the SMC
小麦哲伦星云恒星形成区LIRS 36探测到CO、CS、SO、C2 H、HCO+、HCN、HNC、H2 CO和C3 H2。C18 O、NO、CH 3OH和最显著的CN都没有被探测到，而稀有同位素13 CO和C34 S则被发现。这是迄今为止对重元素损耗超过四倍的星际介质进行的最广泛的分子多线研究。X = N（H_2）/ I_{CO}的转换因子约为4.8 x 10^{21} cm-2（Kkms-1）^{-1}，略大于当地的银河系盘值。然后，CO（1- 0）束平均柱密度变为N（H2）~ 3.7 x 10^{21} cm-2，密度n（H2）~ 100 cm-3。I（\HCOp）/I（HCN）和I（HCN）/I（HNC）谱线强度比> 1，并跟踪暴露于高电离通量的热（Tkin > 10 K）分子气体。对CS J=2- 1、3- 2和5- 4谱线的探测意味着存在一个高密度核，n（H2）= 10^5 - 10^7 cm-3。与LMC中的恒星形成区相比，CN 1- 0线比HCN，HNC和CS的相应的地面旋转跃迁弱得多。CO、CS、HCO+和H2 CO丰度比银河系盘云中的相应值小10倍。
1997-10-23 astro-ph
High Resolution Mappings of the L=1.3 deg Complex in Molecular Lines : Discovery of a Proto-Superbubble
本文报道了银河系中央分子带l=1.3度复合体的分子线观测结果。我们拍摄了CO J=1-0，HCN J=1-0，HCO+ J=1 - 0，SiO J=1-0和J=2-1谱线的高分辨率图。发现该复合体富含致密分子气体的壳和弧。我们已经确定了9个扩展壳HCN地图和紧凑的SiO功能与壳。在LSR速度大于110 km ^-1的气体中，HCN/CO、HCO+/CO和CO的强度比J=3-2/J=1-0被相干增强了几倍。高速气体具有高密度[n_H ~ 10^4.5 cm^-3]和高SiO/13 CO强度比，表明气体受到冲击。典型的HCN/HCO+的强度比被发现是2.3，是由几个因素比在银河系盘云高。壳层的典型动能和膨胀时间分别估计为10^（50.9 - 52.5）erg和10^（4.6 - 5.3）yr。动能可以由多颗超新星和/或超超新星爆炸提供，爆炸速率为10^（-3 - -4）yr^-1。这些估计表明，膨胀壳作为一个整体可能处于超级气泡形成的早期阶段。这个原始超级气泡可能起源于10^（6.8 - 7.6）年前的一次大质量团簇形成。
2007-01-30 astro-ph
The chemistry of compact planetary nebulae
我们报告的几个分子物种（13 CO，HCN，HNC，CN，HCO+和N2H+）在紧凑的行星状星云样品的高灵敏度毫米观测。有些物质，如HCO+和CN，与AGB恒星周围的包层甚至星际云相比特别丰富。我们已经估计了柱密度比的以下平均值：CN/HCN~2.6，HCO +/HCN~0.5，和HNC/HCN~0.4。因此，这些致密PNe中的分子包膜的化学组成似乎介于原始PNe（如CRL 2688或CRL 618）和进化良好的PNe（如Ring、M4 - 9或Hisp）之间。根据对CO同位素的观测，我们估计了12 C/13 C比值在10~<12 C/13 C~<40之间。这些值低于标准的渐近巨分支模型的预期，并建议非标准的混合过程。所观察到的分子丰度进行比较，最近的建模工作，我们的结论是，观察很好地解释，在一般情况下，与时间相关的气相化学模型中，电离率提高了几个数量级的平均星际值。因此，我们的观察证实，PNe的中性壳层中的化学物质基本上是由来自热中心恒星的高能辐射控制的。化学过程的复杂性由于与中心恒星的性质以及包层的几何形状和结块程度有关的许多因素而增加。PN化学的几个方面，仍然有待理解的框架内讨论的可用的化学模型。
2002-10-31 astro-ph
Molecules in Southern Dense Cores I: Mopra and SEST Millimetre-Wave Observations
我们使用Mopra和SEST射电望远镜观测了24个南偏角在-30度以南的密集分子云中84和147 GHz之间的分子线跃迁。本文讨论了CO，CS，C_2H，CH_3OH，HCN，HNC，HCO ~+，HC_3 N，OCS，HNCO和SO分子及其几种同位素异构体的2-mm和3-mm跃迁的观测结果，包括CO，CS，HCO ~+，HCN和HNC的~（12）C，~（13）C和~（18）O同位素异构体的发射比。本文列出了每种分子云的定标观测资料，并讨论了该样品的一些一般性质。ATCA的Mopra天线的校准过程在附录中描述。
2003-12-17 astro-ph
Evidence of enhanced star formation efficiency in luminous and ultraluminous infrared galaxies
本文介绍了利用IRAM 30 m望远镜对HCN和HCO^+的J=1-0和3-2谱线进行的新观测，这些谱线用于探测17个本地发光和超亮红外星系（LIRGs和ULIRGs）样本中的致密分子气体含量。这些观测结果使我们能够推导出描述本星系和高红移星系的FIR光度（L_FIR）和HCN（1-0）光度（L '_HCN（1-0））之间相关性的幂律的更新版本。我们首次提出了清晰的观测证据，即在LIRG和ULIRG中，稠密气体的恒星形成效率（SFE_dense）（以L_FIR/L '_HCN（1-0）的比值来衡量）明显高于正常星系，这一结果最近在高红移星系中也被发现。这可能意味着，在L_FIR >= 10^11 L_sun时，由稠密气体导出的肯尼卡特-施密特定律在统计学上有显著的上升。我们使用了一个单相大速度梯度（LVG）辐射转移代码来拟合三个独立的线比来自我们的观察。分析结果表明，在我们样本中大量的LIRG和ULIRG中，[HCN]/[HCO^+]丰度比可能比正常值高出一个数量级。在高L_FIR下HCN的过量意味着作为L_FIR的函数的L_FIR/L ′_HCN比率的所报道的趋势将低估SFE_dense的潜在的更显著的变化。用两相LVG模型得到的结果证实了在高LFIR时必须降低L 'HCN（1-0）-到-M_dense的转换因子。我们讨论了这些发现对使用HCN作为局域和高红移亮红外星系中致密分子…
2007-12-04 astro-ph
Dense and Warm Molecular Gas between Double Nuclei of the Luminous Infrared Galaxy NGC 6240
利用Nobeyama毫米波列阵和RAINBOW干涉仪对NGC 6240的~（12）CO（1- 0），HCN（1 -0），HCO ~+（1-0）和~（13）CO（1-0）分子谱线进行了高空间分辨率观测。所有观测到的分子发射线都集中在星系的双核之间的区域。但HCN和HCO+的分布比12 CO的分布更紧凑，且与恒星形成区不一致。HCN/12 CO谱线强度比为0.25，这表明双核之间的大部分分子气体是致密的。将观测到的高HCN/13 CO强度比（5.9）与大速度梯度计算结果进行比较，表明分子气体是致密的[n（H_2）=10^{4-6} cm^-3]，温度较高（T_kin>50 K）。在NGC 6240中观察到的结构可以用分子气体和恒星形成的时间演化来解释，这是由两个星系核几乎迎头碰撞或非常近距离的相遇引起的，伴随着致密的气体和恒星形成区。
2005-07-07 astro-ph
Chemistry in Disks. II. -- Poor molecular content of the AB Aur disk
我们研究的分子内容和化学的拱盘周围的赫比格Ae星AB Aur在（亚）毫米波长。我们的目标是重建AB Aur盘的化学历史和组成，并将其与低质量，较冷的金牛T星周围的盘进行比较。我们观察AB Aur磁盘与IRAM平台德布尔干涉仪在C-和D-配置中的CS，HCN，C2 H，CH 3OH，HCO+，和CO同位素的旋转线。使用迭代最小化技术，观测柱密度和丰度的推导。这些值进一步比较与一个先进的化学模型的结果，该模型是基于一个稳态的喇叭形盘结构的垂直温度梯度，和气体颗粒化学网络与表面反应。我们在1- 0跃迁中坚定地检测到HCO+，暂时检测到HCN，而没有检测到CS，C2 H和CH 3OH。所观察到的HCO+和13 CO柱密度以及HCN，CS，C2 H，和CH 3OH的柱密度的上限与建模结果和以前的研究是很好的协议。AB Aur盘具有更多的CO，但与DM Tau盘相比，其他分子种类的丰度较低。这主要是由中央赫比格A0恒星的强烈紫外线照射引起的，这导致了一个更热的磁盘，其中CO冻结不会发生，因此表面形成复杂的含CO分子可能会受到抑制。
2008-09-19 astro-ph
Molecular absorption and its time variations in Cen A
本文给出并分析了新的高质量的J=0- 1HCO ~+、HCN、HNC和CS的J=1-2谱线的吸收谱。此外，还探测到H_（13）CO ~+的J=0-1谱线。新的高信噪比HCO+光谱允许与7年前获得的结果进行比较。在光谱中没有发现明显的变化，由此我们可以限制连续谱源的大小。相对分子丰度与银河系相一致。给出了HCO+（0-1）的高信噪比光谱的参数化，以供将来寻找光谱变化时参考。
1997-01-14 astro-ph
Molecular gas in extreme star-forming environments: the starbursts Arp220 and NGC6240 as case studies
我们报道了在两个超亮红外星系Arp 220和NGC 6240中对12 ^CO、HCN和HCO^+分子谱线发射以及HNC J=1-0和HNCO的单碟多跃迁测量。使用这个新的分子线清单，结合文献中现有的数据，我们编制了迄今为止最广泛的分子线数据集等星系。许多旋转跃迁，其不同的激发要求，允许研究的分子气体在很宽的范围内的不同密度和温度具有显着的冗余，从而允许在这两个系统中的致密气体的性质良好的约束。致密气体（>10^5-6 cm^-3）的质量（~（1-2）x 10^10 Msun）占了它们分子气体质量的大部分，这与它们的红外光度一致，这些光度是由强烈的恒星爆发提供动力的，同时由O、B星团辐射压力对恒星形成的致密分子气体进行自我调节。高激发态HCN跃迁所跟踪的气相比亚热激发态HCO^+谱线（两个星系）的密度高~（10-100）x。这两个相态与银河系GMC中的密度-尺寸幂律（但指数更陡）相一致，HCN谱线描绘的区域比HCO^+更致密、更紧凑。这是否是真的在红外发光，恒星形成星系一般还有待观察，并强调需要观察分子跃迁与高临界密度的明亮（U）LIRGs样本在本地宇宙-一个任务，其中HI-FI仪器上赫歇尔是理想的适合做。
2008-10-13 astro-ph
Molecular Inventories and Chemical Evolution of Low-mass Protostellar Envelopes
本文介绍了第一个实质性的研究的化学信封周围的18个低质量的前和原恒星物体的物理性质以前已来自辐射转移建模的尘埃连续排放的样本。本文报道了HCO ~+、N_2H ~+、CS、SO、SO_2、HCN、HNC、HC_3 N和CN等9种分子（不计同位素）24个跃迁的单皿谱线观测结果。线强度被用来约束的分子丰度相比，蒙特卡罗辐射转移建模的线强度。基于各种物种丰度之间的相关性构建了经验化学网络。例如，可以看出，HCO+和CO丰度是线性相关的，两者都随着包封质量的降低而增加。CS、SO和HCN等物质未显示出随包膜质量变化的趋势。特别是，在物体的“进化阶段”与主要含硫或含氮物种的丰度之间没有看到任何趋势。在含氮物种的CN，HNC和HC 3 N的丰度被发现是密切相关的，这可以从化学网络的考虑来理解。发现CS/SO丰度比与CN和HC 3 N的丰度相关，这可能反映了对原子碳丰度的依赖性。HCO+和HCN的氘化之间存在反相关性，反映了气相氘化机制的不同温度依赖性。丰度与其他原恒星环境进行了比较。特别是它被发现，在寒冷的外壳以前研究的0级原恒星IRAS 16293 -2422的丰度是在良好的协议与平均丰度为0级对象的样本。
2003-12-09 astro-ph
Widespread HCO emission in the M82's nuclear starburst
我们提供了M82核的高分辨率（~ 5“）图像，显示存在广泛的甲酰基自由基（HCO）发射。的HCO地图，第一次获得的外部星系，揭示了存在一个结构盘的~ 650 pc的全直径。HCO在平面上的分布模拟了M82中其他分子/电离气体示踪剂所显示的环形态。更准确地说，环跟踪HCO，CO和HII区域嵌套，HCO环位于分子环面的外缘。星系云中HCO的观测表明，HCO的丰度在电离气体和分子气体之间的界面处强烈增强。在M82中测得的HCO的总体丰度令人惊讶地高（X（HCO）~ 4x 10 ^{-10}）表明其核盘可以被视为一个巨大的光子主导区域（PDR），大小约为650 pc。各种嵌套气体环的存在，最高的HCO丰度出现在外圈（X（HCO）~ 0.8x10^{-9}），表明PDR化学在盘中传播。我们讨论了推断的大丰度的HCO在M82的背景下，一个星暴演化的情况下，描绘M82的核心作为一个进化的星暴。
2002-07-16 astro-ph
Observation of Infrared and Radio Lines of Molecules toward GL2591 and Comparison to Physical and Chemical Models
我们已经观察到乙炔和HCN在13微米附近的吸收对GL 2591的振转跃迁。我们还观察到CS，HCN，H2CO和HCO+的转动线。结合数据进行分析的模型与云的密度梯度和离散区域的热，致密的气体，可能在红外源附近的信封。在产生红外吸收的气体中，HCN的丰度提高了400倍，这与涉及在温度升高时分子耗尽到晶粒上和随后升华的化学模型一致。
1995-05-24 astro-ph
A survey of the HCN J=1-0 hyperfine lines towards class 0 and I sources
在24个0类和I类年轻天体上观测到HCN 1-0超精细谱线。我们研究了它们的线形和速度位移如何随相对光学深度而变化，并将它们与Mardones等（1997）和Gregersen等（1997）以前观察到的CS 2-1，H2 CO 2（12）-1（11）和HCO+ 4-3和3-2跃迁进行了比较。结果表明，这些分子并不总是表现出相同的谱线不对称性，HCN与CS之间的速度漂移相关性要比HCN与H_2CO之间的好。尽管本研究的光束尺寸较大，但HCN F=2-1的最不透明跃迁的速度漂移与CS的速度漂移大致相同，这表明HCN F=2-1线可能比CS线对YSO的内部运动更敏感。当从F=0-1到2-1时，注意到许多源的速度偏移的系统变化。速度的单调下降（蓝移）明显更频繁。一个详细的辐射转移模型，允许线重叠的HCN被用于L483，它显示了令人信服的签名，在0.1秒差距的规模下降。看来，观测到的线与标准的Shu（1977）模型不相容，但与密度和下落速度分别增大6倍和0.5倍，并包含扩散、静态、湍流和几何厚包络线相拟合。
1999-02-25 astro-ph
The location of the dense and ionized gas in the NGC 2023 PDR
VLA和BIMA阵列被用于获得反射星云NGC 2023光子主导区（PDR）的高分辨率（1 - 0 -20”）观测，C+由8.6 GHz的C91 a复合线追踪，致密分子气体由HCN和HCO+（1-0）追踪。使用的VLA，连续发射检测到在8.6 GHz的微弱的HII区域与HD 37903。C91 a的辐射来自一个0.4 pc长的暗条，从激发星HD 37903的东面延伸到南面。在灯丝三个C91 a块可以区分，每一个与间接振动激发的H2发射的方向朝着HD 37903。HCO+发射具有叠加在更扩展的分量上的cluronically外观。一般来说，C91 a比PDR模型预期的HCO+排放更接近激发星。HCO+和HCN的形态非常相似。基于C91 a的线宽朝向其中一个团簇，可以推导出电离碳层中的动力学温度的极限为170 K。这个数值与H2密度约为10^5/cm^3的PDR模型一致。然而，这一结果表明，令人惊讶的低限制的湍流在PDR。我们在PDR中探测到一个紧凑的3 mm连续源，它似乎是一个密度为10^7/cm ^3、直径为0.03秒差距、质量为6个太阳的冷“核”。我们的结论是，它可能是在人民民主党内部形成的。在附录中，使用Effelsberg 100米望远镜对C91 a复合线向另外五个PDR的观测进行了描述。
2000-06-19 astro-ph
Molecular abundances in low-mass protostellar envelopes
本文介绍了对一颗原恒星包层化学结构的研究。使用一维辐射转移模拟其粉尘连续排放的信封的物理模型被用作输入单盘线观测的蒙特卡罗模拟，以建立不同来源的化学库存。CO和HCO+丰度被发现与信封质量相关：最大质量信封的来源显示最低的丰度，支持这些分子的耗尽在更冷，更密集的环境中是最有效的想法。其他分子如CS和HCN没有显示出类似的趋势。氘代物种如DCO+和DCN也显示出与包层质量和温度相关的迹象：HCO+的氘分馏对于样品中最冷和最大质量的包层是最突出的，同时与HCN的分馏反相关。这对低温气相氘化学形成了限制。
2002-11-24 astro-ph
A multi-transition molecular line study of inward motions towards massive star-forming cores
对29个大质量恒星形成核进行了多跃迁3 $ $ mm分子线单点和成图巡天，以寻找向内运动的特征。对每个源观察到多达七种不同的跃迁，光学粗线HCO $^+$（1-0）、CS（2-1）、HNC（1 - 0）、HCN（1-0）、$^{12}$ CO（1-0）和光学细线C $^{18}$ O（1-0）、$^{13}$ CO（1-0）。导出了每种源的光学粗线和光学细线C $^{18}$ O（1-0）峰值速度之间的归一化速度差（$δ$ V $_{\rm CS}$，$δ$ V $_{\rm HCO^{+}}$）。在大多数源的HCO $^+$（1-0）或CS（2-1）或HNC（1-0）观测中可能存在显著的向内运动。我们的观察结果表明，CS（2-1）和HCO $^+$（1-0）之间的蓝移线不对称谱线发生率有显著差异。HCO $^+$（1-0）显示出最高的明显不对称特征，这可能是由于CS（2-1）和HCO $^+$（1-0）之间的光学深度不同。HCO $^+$（1-0）似乎是最好的向内运动示踪剂。多谱线转换的映射观测使我们能够识别出六个强入轨候选者G123.07-6.31，W75（OH），S235 N，CEP-A，W3（OH），NGC 7538。下落签名被扩展到线性尺度$>0.2 \:$ pc。
2008-10-06 astro-ph
Aperture Synthesis Images of Dense Molecular Gas in Nearby Galaxies with the Nobeyama Millimeter Array
为了研究星系中致密分子气体的分布及其与中心活动（星暴和活动星系核）的关系，我们利用Nobeyama毫米波阵对邻近旋涡星系的HCN（1-0）和HCO+（1-0）辐射进行了成像观测。在星暴星系中，我们发现致密的分子气体与恒星形成区之间存在很好的空间重合。HCN与CO在亮温标上的积分强度之比R（HCN/CO）在星爆区高达0.1 ~ 0.2，在这些区域之外迅速下降。相比之下，我们发现一个显着的减少HCN排放的后恒星爆核，尽管有很强的CO浓度。在这些静止星系的中央几个100 pc区域的R（HCN/CO）值是非常低的，0.02至0.04。一个粗略的相关性R（HCN/CO）和Ha/CO的比率，这是一个指标的恒星形成效率，发现在几个100 pc的规模。致密分子气体在总分子气体中的比例，从R（HCN/CO）测量，可能是控制恒星形成的重要参数。在一些塞弗特星系，我们发现非常高的R（HCN/CO）超过0.3。这些非常高的比例从来没有观察到，即使在强烈的星爆地区，这意味着极高的R（HCN/CO）和塞弗特活动之间的物理联系。
1999-09-24 astro-ph
Resolving the chemistry in the disk of TW Hydrae I. Deuterated species
利用亚毫米波阵列（SMA）在角秒尺度上观测了金牛座T星长蛇座TW周围盘中的几种氘代物质，包括DCN J=3-2和DCO+ J=3-2谱线，以及HDO 3（1，2）-2（2，1），ortho-H2 D + 1（1，0）-1（1，1）和para-D2 H + 1（1，0）-1（0，1）跃迁的上限。我们还观测了HCN J=3-2，HCO+ J=3-2和H_（13）CO + J=4-3谱线，并与它们的氘代同位素作了比较。我们约束的径向和垂直分布的光盘中的各种物种的拟合数据，使用一个模型，其中的分子发射从一个照射吸积盘采样与二维蒙特卡罗辐射转移代码。我们发现DCO ~+的分布与HCO ~+的分布有很大的不同。D/H比推断的变化至少有一个数量级（0.01至0.1）的半径<30 AU to >70 AU和DCO+的丰度在半径大于90 AU的快速下降。使用一个简单的分析化学模型，我们将存在这些分子的圆盘层的电离度x（e-）=n（e-）/n（H2）限制为~10^-7。假设DCN的分布遵循HCN的分布，则DCN与HCN的比值被确定为1.7 \pm 0.5 \times 10^-2;然而，该比值对HCN的垂直分布约束很差非常敏感。解析的DCO+的径向分布表明，{ \it原位}氘分馏仍然活跃在TW长蛇座盘，必须考虑在环星吸积盘的分子演化。
2008-03-19 astro-ph
