The chemistry of the neighbors: detailed abundances in the Sgr and CMa dwarf galaxies
我们总结了我们正在进行的调查结果的化学丰度在人马座矮椭球星系（Sgr dSph）和大犬座超密度（CMa）。在Sgr dSph中分析了12颗RGB星，加上5颗在相关的球状泰山7中，以及3颗CMa候选成员。从氧到铕，多达23种元素的详细丰度已经得到。
2005-09-13 astro-ph
Towards simulating the photometry, chemistry, mass loss and pulsational properties of AGB star populations in resolved galaxies
扩展和更新网格的TP-AGB轨道已实施的TRILEGAL人口合成代码，它产生模拟恒星目录的星系给定的质量，距离，恒星形成历史和年龄-金属丰度的关系，包括银河系前景人口。在模拟的恒星参数中，我们现在包括表面化学，质量损失率，脉动模式和LPV周期。这使我们能够在AGB模型预测和观测之间执行一系列一致性检查，我们刚刚开始探索。我们提出了几个例子的模型-数据比较，主要是关于近红外和变化数据的AGB恒星在麦哲伦星云。
2007-01-18 astro-ph
Evolution of Chemistry and Molecular Line Profile during Protostellar Collapse
了解恒星形成核心中的化学演化是使用分子发射正确评估物理条件的必要先决条件。我们遵循的化学和分子线剖面的演变，通过整个恒星的形成过程，包括一个自洽的处理动力学，尘埃连续辐射转移，气体能量学，化学，分子激发，和线辐射转移。特别是，化学代码跟随着一个气体包裹，当它向中心下降时，通过密度，尘埃温度和气体温度的区域，这些区域由于包裹的运动和中心源的亮度变化而发生变化。我们结合了一系列的Bonnor-Ebert球体和由内而外的崩溃模型来描述从前原恒星阶段到后期阶段的动力学。丰度分布的总体结构显示出复杂的行为，可以理解为分子的冻结和蒸发之间的相互作用。我们发现，气相CO的存在或不存在有一个巨大的影响，对不太丰富的物种。此外，环境辐射场和晶粒的性质有重要的影响，化学演化，丰度的变化有很大的影响预测的发射线轮廓。多转换和多位置观测是必要的约束参数和解释观测正确的物理条件。良好的空间和光谱分辨率对于区分进化阶段也很重要。
2004-08-04 astro-ph
XDR Chemistry in the Circumnuclear Disk of NGC 1068
我们研究了塞弗特2星系NGC1068的中央发动机可能对200 pc环核气盘（CND）化学的反馈影响。为此，我们利用IRAM 30 m望远镜对NGC 1068的CND进行了多组分/多跃迁的分子气体观测。几种分子物种的丰度已被估计，包括HCN、CN、CS、HCO+、SiO和HOC+。我们报告在这个星系中的重大SiO发射的检测，以及在第一次河外探测的活性自由基HOC+。我们的结论是，在CND分子气藏的化学可以最好地解释在X射线主导区（XDR）模型的框架。
2003-10-28 astro-ph
Molecular fluorine chemistry in the early Universe
大爆炸核合成的一些模型表明，在早期宇宙中形成了非常高的重子密度区域，并产生了除锂以外的重元素，如氟F。我们提出了一个全面的化学氟在后复合时代。计算F，F-和HF的丰度，作为红移z的函数，进行。主要结果是，早期宇宙的化学条件可以导致HF的形成。当中性氟的初始丰度为10（-15）时，双原子分子HF的最终丰度接近3.75 10（-17）。这些结果表明，氟HF分子在黑暗时代已经存在。这可能对原始物体的演化和宇宙微波背景辐射的各向异性产生影响。氟的氢化物HF可能影响来自原始物体的发射线强度的增强，并且可能产生光谱-空间波动。
2007-09-26 astro-ph
Molecular Line Observations of the SiO Maser Source IRAS 19312+1950
IRAS 19312+1950是一个独特的SiO脉泽源，具有丰富的分子射电谱线，尽管SiO脉泽源通常被认为是富氧演化星，与富碳环境相比，其化学相对简单。IRAS 19312+1950丰富的化学性质给星周化学研究提出了一个问题，即它是否是一颗富氧演化星，但其演化地位仍有争议。本文简要回顾了IRAS 19312+1950的观测结果，并介绍了最近在脉泽谱线上进行VLBI观测的初步结果。
2008-02-28 astro-ph
The chemistry of transient microstructure in the diffuse interstellar medium
几十年来，人们一直在银河系和河外源观测到弥漫的星际介质中的瞬态微结构，通常是原子和离子线，最近则是分子线。显然，瞬态微观结构中有分子成分。在本文中，我们探讨了可能出现在这样的微观结构的化学。我们使用PDR代码来模拟相对高密度、低温、非常低的视觉消光和非常短的经过时间的条件，这些条件适合于这些对象。我们发现，在参数空间中存在一个明确的区域，在这个区域中可能会发现可探测到的分子种类丰度，最佳匹配模型是那些星际微结构年轻（<100年）、小（~100天文单位）和密集（>10^4 cm^-3）的模型。
2004-12-13 astro-ph
The impact of shocks on the chemistry of molecular clouds: high resolution images of chemical differentiation along the NGC1333-IRAS2A outflow
本文详细研究了与低质量原恒星NGC 1333-IRAS 2A相关的流出物中的化学物质，其尺度为3”（650 AU）。介绍了OVRO和BIMA干涉仪的毫米波长孔径合成观测以及Onsala 20米望远镜和CSO的（亚）毫米单碟观测。高准直的原恒星流出物与来自中央原恒星的分子凝聚物~15000 AU的相互作用清楚地被HCN、SiO、SO、CS和CH 3OH等分子物质追踪。特别是SiO痕迹之间的流出和分子凝聚的界面处的一个狭窄的高速组件。多过渡单碟观测用于区分化学冲击的分子凝聚，并解决其中的物理条件。统计平衡计算表明，静态和冲击分量的温度分别为20 K和70 K，密度接近10^6 cm^{-3}。在冲击区，CH_3OH、SiO和含硫分子的丰度显著增加，增加了2 ~ 4个数量级。HCO+仅在地震后出现，这与地震中HCO+通过谷物地幔释放H2O而被破坏的模型一致。N2 H+显示窄线，不受外流的影响，而是探测周围的云。HCN，H2 CO和CS的丰度的差异被认为是不同的流出区域之间，并建议有关的原子碳丰度的差异。相比，温暖的内部部分的原恒星信封，更高的丰度，特别是CH 3OH和SiO被发现在外流，这可能是有关的区域之间的密度差异。
2003-11-05 astro-ph
Reduction of chemical networks. I. The case of molecular clouds
提出了一种分析和简化化学网络的新方法，并将其应用于分子云中的化学。使用该技术，我们研究了同时减少UMIST 95数据库中化学反应和物种数量的可能性。此外，我们做了同样的减少，但与“客观的技术”，以比较两种方法。我们发现，这是可能的计算一氧化碳和分数电离准确地与显着减少化学网络的情况下，纯气相化学的丰度。对于涉及表面反应的气体-颗粒化学，还原是不值得的。与“客观技术”相比，我们的约简方法更有效，但也更耗时。
2002-12-04 astro-ph
Spiral Galaxies as Enantiomers: Chirality, an Underlying Feature in Chemistry and Astrophysics
螺旋星系是轴对称的物体，当投影到平面上时显示2D手征。共同与四面体分子的特点指出，特别是存在一个优选的手性模态遗传星系中的氨基酸和糖。环境效应可以影响原本孤立的恒星系统的内在手性，因此在哈勃星系形态序列中可以识别手性的逐渐丧失。
2005-09-16 astro-ph physics.chem-ph physics.space-ph
The Chemistry of Extragalactic Globular Clusters
本文给出了邻近早型星系中球状星团VLT/FORS光谱的初步结果。我们的项目旨在研究球状星团（子）种群的化学组成并确定其年龄。第一个结果表明，不同的星系主机从少到显着的中间年龄人口，后者有α元素比铁比接近太阳比老人口，显示α元素增强类似于漫射恒星光。
2002-10-18 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 cloud chemistry and the importance of dielectronic recombination
单电荷离子的双电子复合（DR）是一种在分子云化学模型中经常被忽略的反应途径。在这项研究中，我们包括最先进的DR数据，他$^+$，C $^+$，N $^+$，O $^+$，Na $^+$，和Mg $^+$在用于模拟致密的分子云，原恒星和扩散分子云的化学模型。我们还更新了H $^+$、He $^+$、C $^+$、N $^+$、O $^+$、Na $^+$和Mg $^+$的辐射复合（RR）速率系数为当前最先进的值。新的RR数据对模型的影响不大。然而，列入DR的结果在气体颗粒模型的致密，冷分子云的一些表面和气相物种的演变显着差异。我们发现，在这个模型中，当我们包括DR时，在$10^4$-$10^6$年的时间，655种物种中有74种的丰度相差2倍。在这74种物种中，有16种的丰度相差至少10倍。我们发现最大的差异是在尘埃颗粒表面形成的物种。这些差异主要是由于添加了C $^+$ DR，它增加了中性C的丰度，从而增强了C在尘埃上的吸积。这些结果可能是重要的分子云的升温阶段时，表面物种解吸到气相中。我们还注意到，对于Si $^+$、P $^+$、S $^+$、Cl $^+$和Fe $^+$，不存在可靠的最新RR或DR数据。需要对这些离子进行现代计算，以更好地约束分子云模型。
2008-09-25 astro-ph
Coupling the dynamics and the molecular chemistry in the Galactic center
银河系中心（GC）云以非圆速度运动的物理条件并不为人所知。为了更好地理解GC分子气体突出的物理条件的起源以及大尺度动力学对这些物理条件的可能影响，我们利用已发表的CO（1-0）数据，选择了一组属于GC分子气体运动学组分的云。我们用CS和SiO的J=2-1线作为高密度气体和激波化学的示踪剂，对各组分的致密气体进行了测量。我们已经检测到CS和SiO的排放在所有的运动学组件。非圆轨道上的云的气体密度和SiO丰度与核环（GCR）中的云相似。因此，在所有的运动学成分中，都有能够承受潮汐切变的稠密云。然而，在GCR之外没有恒星形成的证据。像在其他星系中观察到的那样，在棒长轴上的尘埃带中预期的高相对速度和切变可能会抑制恒星的形成过程。在非圆形速度云中得到的高SiO丰度可能是由于产生尘埃带的大规模冲击造成的
2006-03-31 astro-ph
Non-Thermal Chemistry in Diffuse Clouds with Low Molecular Abundances
利用哈勃太空望远镜上的戈达德高分辨率摄谱仪，对C I星向9颗恒星的星际吸收光谱进行了高质量的分析。我们的样品由两条视线补充，23 Ori和B1 Sco，使用Federman，Welty和Cardelli的C I测量。我们的研究考虑了具有已知CH+吸收的方向，但仅考虑C2和CN的吸收上限。这种限制使我们能够专注于CH+化学主导含碳分子生产的区域。几个多重峰的剖面合成产生了C I精细结构水平的列密度和多普勒参数。平衡激发分析，使用测得的柱密度以及从H2激发的温度，导致气体密度的值。这些密度，结合CH，CH+，C2和CN柱密度的测量，提供了与CH+生产相关的CH量的估计，这反过来又限制了在这种环境中CH+形成的现有理论。我们发现，对于我们的星际云样本，平均30- 40%的CH来自CH+化学，在某些情况下，它可以高达90%。本文提出了一个简单的含CH+气体非平衡生成的化学模型，用于预测CH+、CO+、HCO+、CH 2+和CH 3+等气体的柱密度。再次，我们的研究结果表明，非热化学是必要的，以占CH和CO在这些云的观测丰度。
2003-02-06 astro-ph
Star formation at very low metallicity. I: Chemistry and cooling at low densities
我们提出了一个简化的化学和热模型，旨在允许计算效率高的研究贫金属气体的热演化在大型数值模拟。我们主要的简化是忽略了重元素的分子化学。模型中唯一保留的分子化学是分子氢的形成和破坏。尽管这个主要的简化，该模型允许在一个大体积的参数空间内的气体的热演化的准确治疗。它适用于温度50 < T < 10000 K和金属丰度0 < Z < 0.1 Z_solar。在金属丰度Z = 0.1 Z_solar的气体中，在没有入射紫外辐射场的情况下，氢的数密度n_H < 500 / t_char cm^-3是有效的，其中t_char是该问题中感兴趣的特征物理时标的百万年尺度。如果Z << 0.1 Z_solar，或者如果存在强紫外辐射场，则模型在显著更高的密度下保持准确。我们还讨论了这个模型的一些可能的应用。
2007-08-23 astro-ph
Chemical processes in star forming regions
本文将回顾致密分子云的气相和颗粒表面化学的基本概念，低质量和高质量恒星形成的地方。将介绍以分子冻结和氘分馏为主的冷星前云核的化学。然后，根据最近的观测结果，将讨论原恒星诞生后的云演化、热核和激波化学。也将提供原行星盘化学的简要摘要。其目的是确定在恒星形成过程的各个步骤中重要的气体示踪剂，指出天体化学领域仍然存在的主要问题。
2005-04-13 astro-ph
Chemistry and Dynamics in Pre-Protostellar Cores
我们比较了分子谱线发射和尘埃连续谱发射的强度分布，并模拟了三个不同的前原恒星核的分子谱线轮廓，以测试动力学演化与化学演化的关系，以及我们是否可以使用不同的化学示踪剂来识别特定的动力学演化阶段。我们采用尘埃连续辐射，通过计算尘埃辐射的辐射转移，得到输入的密度和温度结构。我们的研究结果表明，化学演化是依赖于动力学过程，这可以给不同的演化时间尺度，以及密度结构的核心。
2002-12-06 astro-ph
Insights into the Carbon chemistry of Mon R2
为了了解Mon R2中超紧（UC）HII区域周围致密PDR的化学性质，我们观察到了C3 H2和C2 H的一系列mm波长跃迁。此外，我们还追踪了其他分子的分布，如H13 CO+，SiO，HCO和HC 3 N。这些数据，连同最近检测到的活性离子，已被认为是确定的物理条件和模型的PDR化学。然后我们鉴定了两种分子。第一组由反应性离子（CO+、HOC+）和小分子烃（C2 H、C3 H2）形成，追踪PDR的表面层，并且可能暴露于高UV场（因此我们称其为“高UV”或HUV）。HUV物质预计将在2 < Av < 5 mag的可见光中占主导地位。第二组（较少暴露于UV场，因此称为“低UV”或LUV）包括HCO和SiO，并且主要存在于PDR的边缘（Av > 5 mag）。虽然HUV分子的丰度可以用气相模型来解释，但对于所研究的LUV分子，情况并非如此。虽然可能缺乏一些有效的气相反应，但颗粒化学听起来像是一种可能的机制，能够解释所观察到的HCO和SiO的增强。在这种情况下，紫外光子与颗粒的相互作用对分子气体化学产生了重要影响，并构成了UC HII区域雕刻其宿主分子云所产生的电离前沿的第一个证据。围绕UC HII区域的气体层的物理条件和运动学来自HUV分子。为了重现观测结果，需要氢分子密度大于4 × 10^6 cm^（-3）。如此高的密度表明，HII区可能是由周围的高密度分子气体的压力限制。
2005-08-14 astro-ph
The chemistry of fluorine-bearing molecules in diffuse and dense interstellar gas clouds
我们提出了一个理论研究的含氟分子在弥漫和致密的星际气体云的化学。星际氟的化学性质与其他任何元素的化学性质都不同，因为-与在扩散或密集分子云中发现的任何其他元素的中性原子不同-原子氟与分子氢发生放热反应。在星际气体云内获得的各种条件下，该反应的产物-氟化氢-被预测为星际氟核的主要气相储存器。我们的模型预测了暗云中HF柱的密度约为1.E+13 cm-2，而在总视反射率小至0.1 mag.的弥漫星际气体云中，HF柱的密度可达1.E-11 cm-2。这种弥漫云可通过平流层红外天文台在243.2微米处J = 1 - 0跃迁的吸收谱线光谱进行探测（Herschel Space Observatory（HSO）CF+离子被预测是第二丰富的含氟分子，其典型的柱密度比HF低约100倍;其最低的两个旋转跃迁在毫米波光谱区域，CF+可以从地面观测站检测到。类星体光谱中的HF吸收是高红移分子气体的潜在探测器，在能够探测低柱密度系统中的H2的紫外/光学观测与探测高消光和大分子分数的介入分子云的射电/毫米波观测之间提供了可能的桥梁;当红移超过~ 0.3时，HF有可能在几个大气传输窗口中被地基亚毫米波观测站探测到。
2005-04-13 astro-ph
A Unified Monte Carlo Treatment of Gas-Grain Chemistry for Large Reaction Networks. I. Testing Validity of Rate Equations in Molecular Clouds
在这项研究中，我们证明了第一次，统一的蒙特卡罗方法可以应用到大型反应网络中的气体颗粒化学模型。具体来说，我们建立了一个含时的气体颗粒化学模型的星际介质，涉及约6000气相和200颗粒表面反应。这个模型是用来测试的有效性的标准和修改后的速率方程方法在模型中的密集和半透明的分子云，并指定在何种条件下使用的随机方法是可取的。我们发现，在25- 30 K的温度下的H $_2$ O，NH $_3$，CO和许多其他的气相和表面物种在随机模型中的气相丰度不同于那些在确定性模型中的数量级以上，至少，当隧道占和/或扩散能比结合能低3倍。在这种情况下，涉及轻物质的表面反应比相同物质的吸积进行得更快。相比之下，在没有隧道和高结合能的模型中，当表面复合的典型时间尺度大于吸积到晶粒上的时间尺度时，我们在相同的温度范围内获得了Monte Carlo和确定性计算结果之间几乎完美的一致性。在较低的温度（$\sim10$ K）的气体，特别是表面丰度的最重要的分子是不受随机过程的影响。
2008-10-09 astro-ph
