Detection of HNC and tentative detection of CN at z=3.9
高红移星系的分子谱线辐射对研究星系形成和演化具有重要意义。微弱的信号只能用最大的毫米波望远镜检测到，如IRAM干涉仪。本文报道了在类星体APM 08279 +5255中探测到HNC的J = 5-4线和CN的N= 4-3线。这是在如此高的红移下检测到的第4和第5种分子种类。导出的HNC和CN线强度是HCN J= 5-4的0.6和0.4倍。如果HNC和HCN是共空间的，并且它们的J= 5-4的谱线是碰撞激发的，那么[HNC]/[HCN]丰度比必须等于0.6，在2倍的范围内，类似于它在冷的银河系云中的值，并且比与银河系HII区域相关的热分子气体大得多。然而，荧光红外辐射可能在HNC和HCN的激发中起重要作用。
2006-12-13 astro-ph
Improved HCN/HNC linelist, model atmospheres and synthetic spectra for WZ Cas
我们建立了一个准确的数据库，5200 HCN和HNC旋转振动能级，从现有的实验室数据确定。Harris等人（2002）的线性方程中的20~000个能级被赋予近似的量子数。将这些分配、实验室确定的能级和Harris等人（2002）的能级纳入新的能级列表。提出了一种新的线性化方法，其中频率是使用实验室确定的能级计算的，否则使用从头计算的能级。然后，新的线性方程组被用来计算新的模型大气和合成光谱的碳星WZ Cas。这导致更好地拟合WZ Cas的光谱，其中在3.56微米处的吸收特征以比先前可能的更高的准确度再现。我们通过将Si的丰度降低到[Si/H] =-0.5 dex来改善HCN吸收特征的再现，然而，对$Δv=2$ CS带头的强度的预测过高。
2005-12-14 astro-ph
Hydrogen Isocyanide in Comet 73P/Schwassmann-Wachmann (Fragment B)
2006年5月10日至11日，我们使用加州理工学院亚毫米波天文台（CSO）获得了彗星73 P/Schwassmann-Wachmann（碎片B）中HNC/HCN丰度比的灵敏度3 σ上限为1.1%。这个极限比以前在距离太阳1 AU的中等活动彗星中测量的值低7倍。73 P/Schwassmann-Wachmann彗星除了HCN外，几乎没有挥发性物质。因此，低HNC/HCN比率反对由HCN生产的聚合物生产HNC。然而，从氨和碳化合物（如乙炔、甲烷或乙烷）产生的大分子或聚合物的热降解似乎是对在中等活动彗星中观察到的HNC/HCN比率变化的合理解释，包括本文报道的彗星73 P/Schwassmann-Wachmann中非常低的比率。类似的聚合物以前曾被用来解释在彗星CN中测量到的异常14 N/15 N比率。
2007-11-28 astro-ph
Spatially Resolved Chemistry in Nearby Galaxies I. The Center of IC 342
我们已经拍摄了附近螺旋星系IC 342中心半千秒差距的八个分子--C2 H、C34 S、N2 H+、CH 3OH、HNCO、HNC、HC 3 N和SO--的毫米线发射。使用OVRO制作5”（~50 pc）分辨率图像。使用这些地图，我们得到一个图片的核区域内的单个GMC的sizescale的化学。除了SO之外，所有的都检测到明亮的发射。不同的分子在形态上有明显的差异。执行主成分分析以量化图像之间的相似性和差异。这个分析显示，虽然所有的分子都是零阶相关的，也就是说，它们都是在密集的分子云中发现的，但有三种不同的分子群，它们的发射位置在核区域内。N_2H ~+、C_（18）O、HNC和HCN是致密分子气体分布广、亮度高、综合性好的示踪剂。PDR化学的示踪剂C2 H和C34 S仅来自辐射场高的中心50-100 pc区域。第三组的分子，CH 3OH和HNCO，以及相关的酒吧引起的轨道冲击的预期位置。HNCO与已确定的冲击示踪分子CH 3OH的良好相关性证明，这种化学性质尚不确定的分子确实是由谷物加工产生的。观察到HC 3 N与3 mm连续谱发射密切相关，这表明年轻的星暴是最温暖、最密集的分子气体的所在地。我们将我们的HNC图像与Downes等人（1992）的HCN图像进行比较，以产生第一个高分辨率的河外HCN/HNC图：HNC/HCN比率在整个核内接近1，这两种气体示踪剂与恒星形成的相关性非…
2004-10-02 astro-ph
Enhanced HCN(1-0) Emission in the Type-1 Seyfert Galaxy NGC 1097
用野边山毫米波阵和NRO 45 m望远镜在CO（1-0）和HCN（1-0）谱线上观测了低光度1型Seyfert星系NGC 1097的中心kpc区。我们发现NGC 1097的活动核附近的HCN辐射有显著的增强，大部分CO辐射来自环核星暴环（r = 10”或700 pc，D = 14.5 Mpc），而HCN辐射主要由核上一个强的未分辨峰所支配。在45米口径的望远镜光束中，HCN与CO的亮度温标积分强度比约为0.11（对于CO，r < 510 pc;对于HCN，r < 640 pc），而在较小口径的望远镜光束中（在中心r < 350 × 150 pc区域内），HCN与CO的亮度温标积分强度比达到0.34。NGC 1097中CO和HCN的这些性质与2型塞弗特星系NGC 1068和NGC 5194（M 51）中的性质相似。
2002-10-26 astro-ph
Overluminous HNC Line Emission in Arp220, NGC4418 and Mrk231 - Global IR Pumping or XDRs?
我们发现，HNC J=3-2发射是明亮的HCN 3-2发射的1.5至2.3倍，在超明亮的合并Arp 220和Mrk 231和明亮的IR星系NGC 4418。我们还报告了在Mrk 231中检测到HNC J=4-3。由于I（HNC）>I（HCN）通常被认为是冷（10 - 20 K）暗云的特征，因此在超亮星系中的温暖分子气体中，HNC的过亮发射是意料之外的。由于所研究星系的分子气体是温暖的（T_k > 40 K），我们对过亮HNC提出了两种不同的解释：a）HNC激发受中红外连续谱转动能级泵浦的影响; b）XDR（X-ray Dominated Regions）影响HNC的丰度。HNC可能在21.5微米亮温50 K时被抽运，这表明HNC抽运可能在温暖的、具有致密红外核的超亮星系中很常见。另一方面，这三个星系要么被怀疑掩埋了活动星系核，要么活动星系核的存在是明确的（Mrk 231），这表明X射线可能影响ISM化学。我们的结论是，无论是泵和XDR的替代品意味着分子云合奏明显不同于那些典型的恒星形成区域在银河系中，或ISM的不太极端的星暴星系。HNC分子显示出成为极端核环境的额外重要示踪剂的潜力。
2006-12-05 astro-ph
NMA Survey of CO and HCN Emission from Nearby Active Galaxies
利用野边山毫米波阵对邻近的Seyfert星系的CO（1-0）和HCN（1-0）辐射进行了高分辨率（几角秒）观测。基于所观察到的CO分布和运动学，我们建议，一个小规模（几个100 pc -几kpc）的潜在的扭曲似乎是必要的塞弗特活动，虽然它不是一个充分条件。我们还发现，在Seyfert星系中心的Toomre的Q值往往大于1，这表明在Seyfert核周围的环核分子气体盘将是引力稳定的。HCN/CO的积分强度比（R_HCN/CO）的范围超过一个数量级，从0.086到0.6。具有高RHCN/CO的Seyfert星系可能具有扩展的（r ~ 100 pc尺度）遮蔽物质包层。kpc尺度喷流/外流的存在也可能与极高的R_HCN/CO有关。
1999-09-17 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
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
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
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
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
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
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
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
Molecular Gas in NUclei of GAlaxies (NUGA): VI. Detection of a molecular gas disk/torus via HCN in the Seyfert2 galaxy NGC6951?
对附近活动星系的几项研究表明，活动星系核中HCN与CO的强度比明显高于星暴（SB）环境。HCN增强可以由许多不同的效应引起，例如更高的气体密度/温度、UV/X射线辐射和非碰撞激发。由于活动星系经常表现出强烈的环核SB，高角分辨率/灵敏度的观测是至关重要的解开SB的影响，从核活动对周围的分子气体的化学。HCN的增强和核活动的紧密关系可能有资格HCN作为一个理想的示踪剂的分子气体接近活动星系核，提供补充和额外的信息，通过CO。NGC 6951房屋核和SB活动，使其成为一个理想的试验台，在其中研究不同的激发条件对分子气体的影响。我们使用IRAM PdBI的新ABCD配置以高角分辨率（1“）观察NGC 6951中的HCN（1-0）。我们在它的核中检测到非常紧凑（<50 pc）的HCN发射，支持以前的核气体结构的暗示。我们的观察还揭示了HCN的排放在SB环，并解决它成几个峰，导致HCN和CO的分布之间的更高的一致性比以前报道的。我们发现核中HCN与CO的强度比（>0.4）显著高于SB环（0.02-0.05）。至于NGC 1068，这可能是由于X射线主导的气体化学导致中心的HCN丰度较高，但基于这些观察结果，不能完全排除更高的气体密度/温度或HCN的额外非碰撞激发。紧凑的HCN排放与旋转的气体在一个环核盘/环面。
2007-01-13 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
Dense Molecular Gas Associated with the Circumnuclear Star Forming Ring in the Barred Spiral Galaxy NGC 6951
利用Nobeyama毫米波阵列和45 m望远镜对2型Seyfert的寄主棒旋星系NGC 6951的环核恒星形成环进行了高分辨率（3”-5”）CO（1-0）和HCN（1-0）观测。我们发现，大部分的HCN排放与环核环，在那里发生蓬勃的恒星形成。HCN/CO的积分强度比在恒星形成环中也有所增强，HCN/CO的峰值为0.18，与NGC 253和M82的星爆相当。研究了稠密分子气体的形成机理。我们发现，沿轨道拥挤的冲击并没有有效地促进致密分子气体的形成，但增强了低密度GMC的存在。相反，气体的重力不稳定性可以解释致密分子气体的形成。NGC 6951的Seyfert核的HCN/CO比是一个相当正常的值（0.086），而其他Seyfert核NGC 1068和M51的HCN/CO比值则非常高，约为0.5。
1998-08-21 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
Dense gas in nearby galaxies XVI. The nuclear starburst environment in NGC4945
利用瑞典ESO亚毫米波望远镜（SEST）对邻近的星暴星系NGC 4945进行了多线毫米波研究。该研究涵盖了82 GHz至354 GHz的频率范围，包括19个分子的80个跃迁。1.3给出了核源的毫米连续谱数据。大量的分子种类表明存在一个突出的高密度星际气体成分，其特征是$n_{\rm H_2}\sim10^5$ cm $^{-3}$。计算了分子种类的丰度，并与星爆星系NGC 253和M 82以及星系源观测到的丰度进行了比较。显然，在NGC 4945的核环境中，HNC“过多”。当HNC/HCN $J$ =1- 0线强度比为$\sim$ 0.5时，HNC/HCN丰度比为$\sim$ 1。HCN是亚热激发的（$T_{\rm ex}\sim$ 8 K），CN的激发更少（$T_{\rm ex}\sim$ 3- 4 K），表明它来自密度较小的气体组分，其$N$ =2- 1线可以是光学薄的，即使其$N$ =1- 0发射是中等光学厚的。总的来说，NGC 4945的丰度分数表明，星暴已经达到了一个介于NGC 253和M 82之间的演化阶段。碳、氮、氧和硫同位素比率也被确定。在不确定性的范围内，NGC 4945和NGC 253的核区域的碳和氧同位素比率似乎是相同的。高的$^{18}$ O/ $^{17}$ O、低的$^{16}$ O/ $^{18}$ O和$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值，或…
2004-05-18 astro-ph
Diagnostics of irradiated gas in galaxy nuclei. I: A Far-ultraviolet and X-ray dominated region code
我们提出了一个远紫外（PDR）和X射线为主区（XDR）的代码。我们包括并讨论了与辐照气体有关的热和化学过程。一个精心设计的化学网络，并仔细处理多环芳烃和H2的形成，破坏和激发。对于这两个代码，我们计算四个深度依赖模型不同的密度和辐射场，相关的条件下，在星爆星系和活动星系核。对于总气柱密度在~10^20 ~~10^25 cm^-2之间的情况，我们对PDR和XDR物理进行了详细的比较。我们显示了一些精细结构线的累积线强度（例如，[CII]、[OI]、[Cl]、[SiII]、[FeII]），以及许多物质的累积柱密度和柱密度比（例如，CO/H2、CO/C、HCO+/HCN、HNC/HCN）。PDR和XDR结果的比较表明，XDR的柱密度比在N_H=10^22 cm^-2时几乎是恒定的，这与PDR不同。例如，PDR中的CO/C从边缘到N_H=10^22 cm^-2的变化超过四个数量级。在柱密度较低的XDR中，CO/C和CO/H2的比值较低，而在NH> 10^23 cm^-2时则升高。在大多数柱密度N_H > 10^21.5 cm^-2的情况下，XDR中的HNC/HCN比值也较低，但在较高的N_H下，HNC/HCN比值的增加较为温和。
2005-02-22 astro-ph
The coupling of dynamics and molecular chemistry in galaxies
虽然最好的示踪剂的分子组成和它的动态在星系是CO分子，其激发是由它的同位素和（2-1）/（1-0）的比例，更密集的气体是由分子，如HCN，HNC，HCO+或CN，现在被广泛用于探测恒星形成区域，或量化的影响，核活动的星际介质。本文回顾了最近在附近星系的观测，这些分子线比作为诊断工具的气体的物理条件，也是它的化学性质。根据活动星系核或星暴的接近程度，这些差别很大。差异的起源尚不清楚，可能是由于不同的密度、温度、化学丰度或气体的非碰撞激发（例如，Aalto等人，2007年; Krips等人，2007年）。HCN或HNC谱线的增强不仅可以由更高的气体密度/温度引起，还可以由UV/X射线辐射和全局IR泵浦引起。化学成分可以由恒星暴附近的PDR区域支配，或者由围绕活动星系核的分子环中的X射线支配（XDR区域）。根据不同的模型，这些区域中预期的分子线比率不同（Meijerink et al. 2007）。
2007-09-24 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
Observational evidence of the formation of cyanopolyynes in CRL618 through the polimerization of HCN
在CRL 618中，使用在覆盖81-356 GHz频率范围的完整线路调查中获得的数据，探索了氰基多炔家族的连续成员的丰度比。不同分子探索的Jup范围如下：HCN和HNC为1至4，HC 3 N为9至39，HC 5 N为31至133，HC 7 N为72至85（超过Jup=85时未检测到）。我们已经初步探测到了HC 7 N的最低振动激发态（nu_15，62 cm^-1）。通过扩展我们以前的几何模型和辐射转移模型，进行了数据分析，该模型是根据对HC_3N几个振动激发态转动谱线的研究建立的。这里分析的新线需要模拟高速风（HVW）分量和较冷的星周气体，残留的AGB阶段的CRL 618。从这组统一校准的线推导出的HC 3 N/HC 5 N和HC 5 N/HC 7 N丰度比在不同的区域在3和6之间，与CSM和ISM中的标准值相似，并且与之前从ISO观测和化学模式获得的估计一致。然而，HC 3 N、HC 5 N和HC 7 N相对于HCN的丰度比比AGB富C星（如IRC+10216）的丰度比至少大两个数量级。这一事实表明，在向行星状星云阶段的短暂过渡中，HCN迅速再加工成更长的氰基聚炔链。以前在该对象中发现了聚乙炔链（C（2n）H2）的类似行为。
2005-04-11 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
Distribution and Kinematics of the Circum-nuclear Molecular Gas in the Seyfert 1 Galaxy NGC 3227
利用IRAM Plateau de Bure干涉仪（PdBI）对NGC 3227中12 CO（1-0）、12 CO（2-1）和HCN（1-0）分子谱线进行了新的干涉观测。我们在~（12）CO（2-1）谱线上获得了前所未有的角分辨率，约为0.6“，相当于在17.3Mpc的距离上只有约80 pc。绘制的12 CO排放主要集中在8 ''以内，占30 m CO线总通量的20%。12 CO发射被分解成直径约为3“的不对称核环。HCN谱线发射在我们的分辨率为~ 2.4“时大部分未被分辨，并且包含所有的单碟通量。我们已经将所观察到的分子气体运动分解为圆形和非圆形分量，揭示了在环核区域中约80%的气体表现出纯圆形旋转。我们发现的证据酒吧流到核环和环周长上的红移发射结。在中心弧秒内，气体表现出明显的反向旋转。这种行为可以用内部分子气体盘的翘曲来解释，而不是用核杆势中的气体运动来解释。我们探测到的分子气体的距离只有~ 13 pc的核与速度约为75公里/秒的系统速度，并发现，在中心弧秒内的旋转曲线再次上升。这是第一次在距离塞弗特星系核如此之小的距离上用干涉测量法探测到毫米CO线辐射。这些测量结果表明，在15秒差距内，封闭质量的下限约为2 × 10^7 M_solar。
1999-11-27 astro-ph
