Deuterium fractionation of nitrogen hydrides: detections of NHD and ND$_2$
虽然氨是一个丰富的分子，通常观察到对致密的星际介质，它还没有确定其主要的形成途径是从气相离子分子反应或颗粒表面的氢添加吸附氮原子。氘分馏可用作限制形成机制的工具。在致密的星际介质中经常观察到高丰度的氘代分子，氘代分子与主要同位素体之间的比率相对于元素D/H比率提高了几个数量级。在氨的情况下，其三重氘代同位素体的检测暗示高丰度的氘代中间氮自由基，ND，NHD和ND $_2$。然而，到目前为止，在星际介质中只探测到ND。在本文中，限制氨的形成，我们的目的是确定NHD/NH $_2$和ND $_2$ /NHD丰度比，并比较它们与纯气相和颗粒表面化学模型的预测。我们搜寻了NHD和ND $_2$向0级原恒星IRAS 16293 -2422的基本转动跃迁，而NH、NH $_2$和ND向IRAS 16293 -2422的基本转动跃迁先前已被探测到。NHD和ND $_2$均在朝向源的吸收中被检测到。NH $_2$：NHD：ND $_2$的相对丰度比接近8：4：1。这些比率可以通过我们的气相化学模型在2 - 3倍内再现。从颗粒表面化学预期的统计比也与我们的数据相一致。对ND $_2$中邻位与对位比的进一步研究，无论是理论上还是观察上，都可能为更好地理解氮氢化物化学带来新的限制。
2020-09-25 astro-ph.GA
Theoretical studies of carbon isotopic fractionation in reactions of C with C$_{2}$: dynamics, kinetics, and isotopologue equilibria
我们目前对星际碳分馏的理解取决于天体化学动力学模型的解释。然而，包括的各种反应在其（估计）速率系数中具有很大的不确定性，特别是那些涉及C与C $_{2}$的反应。在这项工作中，我们提供的理论热速率系数作为所有可能的气相同位素交换反应的C+C $_{2}(X^{1}Σ_{g}^{+},a^{3}Π_{u})$的温度的函数。为此，我们采用准经典的轨迹方法，与先前获得的势能面C $_{3}$规定的碰撞伙伴之间的力量。计算的速率系数显示出正的温度依赖性，并显着不同于以前的理论估计。虽然正向反应是快速的，并且由于产物的零点能含量较低而固有地放热，但是反向过程具有温度阈值。对于每一个反应考虑，分析三个参数的Arkius-Kooij公式提供了很容易内插/外推相关的向前和向后的速率。这些形式可以进一步引入天体化学网络。除了适当的动力学属性，我们还提供了这些过程的平衡常数，从而确认其突出的整体C分馏化学。在这方面，发现$^{13}$ C + $^{12}$ C $_{2}(X^{1}Σ^{+}_{g})$和$^{13}$ C + $^{12}$ C $_{2}(a^{3}Π_{u})$反应特别明显，特别是在致密分子云的典型温度下。对于这些反应，并考虑平衡和随时间变化的化学，理论$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值作为气体动力学温度的函数也被导出，并显示与现有的模型化学和观测数据的C $_{2…
2021-01-30 astro-ph.GA
Spin-state chemistry of deuterated ammonia
目的。我们的目标是开发一个化学模型，其中包含一个一致的描述自旋态化学反应涉及化学物种与多个氘核。我们将该模型应用到氘代氨的特定情况下，推导出各种自旋态比的值。方法.我们应用对称性规则在完整的混乱的假设计算分支比表之间的化学物种，包括多个质子和/或氘的反应。气相和颗粒表面化学的反应集是使用自动化程序生成的，该程序可形成任何给定反应的所有可能的自旋态变体，最多可包含6个H/D原子。单点和修改的Bonnor-Ebert模型被用来研究氨及其同位素的密度和温度依赖性，以及相关的自旋态比。结果我们发现，自旋态比的氨同位素，在后期，从他们的统计值非常不同。该比率对密度的变化相当不敏感，但呈现强烈的温度依赖性。我们推导出高峰值（$\sim$ 0.1）的氘馏分在氨中，与以前的（气相）模型。氘分馏在高密度下最强，对应于高度耗尽，并且还呈现温度依赖性。我们发现，在5至20 K的温度范围内，氘分馏峰在$\sim$ 15 K，而大多数的邻/对（和Meta/对$\rm ND_3$）的比例在10 K时呈现最小值（邻/对$\rm NH_2D$，而不是在此温度下的最大值）。结论.由于密度和温度的依赖性，发现在丰度和自旋态比的氨及其同位素，很明显，氨及其氘代形式的观测可以提供重要的约束的物理结构的分子云。
2015-07-10 astro-ph.GA
Nitrogen fractionation in ammonia and its insights on nitrogen chemistry
本研究通过观测三个不同演化阶段天体源的氨同位素，验证了前恒星核氨冰富集$^{15}$N的假说，明确了星际氮分馏的形成机制与氨的主要生成路径。
2023-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
$^{13}$C isotopic fractionation of HC$_{3}$N in two starless cores: L1521B and L134N (L183)
为了研究HC $_{3}$ N的主要形成途径，我们利用Nobeyama 45 m射电望远镜在45 GHz波段对两个低质量无星核L1521 B和L134 N（L183）观测了HC $_{3}$ N的正常核素和三个$^{13}$ C同位素的$J=5-4$转动谱线. L1521 B中三种$^{13}$ C同位素体的丰度比推导为[H $^{13}$ CCCN]：[HC $^{13}$ CCN]：[HCC $^{13}$ CN] = 0.98（± 0.14）：1.00：1.52（± 0.16）（1 σ）。分馏模式与Taurus Molecular Cloud-1中氰基多炔峰的分馏模式一致。这种分馏模式表明HC $_{3}$ N的主要形成途径是C $_{2}$ H $_{2}$和CN之间的中性-中性反应。另一方面，发现它们在L134 N中的丰度比为[H $^{13}$ CCCN]：[HC $^{13}$ CCN]：[HCC $^{13}$ CN]= 1.5（± 0.2）：1.0：2.1（± 0.4）（1 σ），这与L1521 B中的丰度比不同。由此推测，HNC与CCH的反应可能是L134 N中HC $_{3}$ N的主要生成途径。我们发现，即使在相似的物理条件下，同一分子的主要形成途径也不相同。我们讨论了L134 N和L1521 B/TMC-1之间分馏模式差异的可能因素。
2017-07-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nitrogen isotopic ratios in Barnard 1: a consistent study of the N2H+, NH3, CN, HCN and HNC isotopologues
今天在太阳系不同天体中测量到的15 N同位素丰度比被认为与原太阳星云中发生的15 N分馏效应有关。本研究的目的是把限制在星前阶段发生的15 N分馏的程度，通过观察D，13 C和15 N-取代的同位素对B1 b。在分析中考虑了来自氮氢化物家族的两种分子，即N2 H+和NH3，以及来自腈家族的两种分子，即HCN、HNC和CN。作为第一步，我们模拟连续发射，以获得云的物理结构，即气体温度和H2密度。这些参数随后被用作非局部辐射转移模型的输入，以推断各种分子的径向丰度分布。我们的模型表明，在包含B1-bS和B1-bN核心的区域中，所有分子都受到尘埃颗粒耗尽的影响。虽然高水平的氘分馏的衍生，我们得出结论，没有分馏发生在氮化学的情况下。与化学家族无关，分子丰度与14 N/15 N ~300一致，这是代表母体气体元素原子丰度的值。在B1 b区域15 N分馏效应的无效性可能与相对较高的气体温度有关，约17 K，这是云的最内部的代表。由于这一区域显示出耗尽到尘埃颗粒上的迹象，我们不能排除这些分子在B1 b历史的早期就富集了15 N的可能性，而且这种富集可能已经被纳入了冰盖。因此，有必要在较冷的源中重复这种研究，以测试这种可能性。
2013-09-23 astro-ph.GA
Nitrogen Fractionation in External Galaxies
在我们银河系的恒星形成区，14 N/15 N的比值从陨石、彗星和原行星盘的$\sim$ 100到星前和恒星形成核心的$\sim$ 1000不等，而在外部星系，很少有单盘大尺度测量这个比值的结果是100-450。到目前为止，同位素分馏对这些变化的贡献程度是未知的。在本文中，我们提出了一个理论化学研究的氮分馏在外部星系，以确定的物理条件，可能导致的14 N/15 N比的传播从太阳值$\sim$ 440，从而评估的贡献，在ISM中的化学反应的氮分馏。我们发现，氮分馏的ISM富集的主要原因是高的气体密度，高通量的宇宙射线的帮助。
2019-04-26 astro-ph.GA
Implication of Formation Mechanisms of HC5N in TMC-1 as Studied by 13C Isotopic Fractionation
利用野边山射电天文台的45米射电望远镜观测了Taurus分子云-1中HC 5 N正常粒子和5个13 C同位素的J = 9-8和16-15转动跃迁，研究了HC 5 N向氰基多炔峰的形成机制。我们检测到五个13 C同位素具有高的信噪比之间的12和20，以及正常的物种。五种HC_5 N ~（13）C同位素体的丰度比为：[H_（13）CCCC_CN]：[HC_（13）CCCN]：[HCC_（13）CCCN]：[HCC_（13）CCN]：[HCC_（13）CN]= 1.00：0.97：1.03：1.05：1.16（0.19）。我们没有发现任何显着差异之间的5个13 C同位素。平均[HC 5 N]/[13 C同位素体]丰度比被确定为94（6），这略高于本地星际元素12 C/13 C的60-70比。在此基础上讨论了可能的形成途径。
2015-12-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon isotopic fractionation in molecular clouds
从理论的角度研究了碳分馏与时间相关的化学，包括同位素选择性光解离和低温同位素交换反应的不同模型。最近的化学模型预测，后者可能会导致耗尽的$^{13}$ C在腈轴承物种，与$^{12}$ C/ $^{13}$ C的比例高出两倍的元素丰度比68在当地ISM。由于碳同位素比值常用于双同位素法计算$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值，因此详细研究碳分馏以避免错误的假设是很重要的。在这项工作中，我们实现了一个新的同位素交换反应的气体-颗粒化学模型，并研究了它们在稠密和冷分子气体的背景下的引入。特别是，我们研究了$^{12}$ C/ $^{13}$ C比率的HNC，HCN和CN使用网格模型，温度和密度范围从10到50 K和2 $\times$ 10 $^{3}$到2 $\times$ 10 $^{7}$ cm $^{-3}$，分别。我们提出了一个可能的$^{13}$ C交换通过$^{13}$ C + C $_{3}$ $\rightarrow$ $^{12}$ C + $^{13}$ CC $_{2}$反应，这不会导致稀释，而是在$^{13}$ C增强，从原子碳形成的分子。这种效果是有效的，在一个范围内的时间之间的CO的形成和其冻结的谷物。此外，我们表明，$^{12}$ C/ $^{13}$ C比率的腈预测是一个因素0.8-1.9不同的本地值为68大规模的恒星形成区。这一结果也影响了$…
2020-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The CN/C15 N isotopic ratio towards dark clouds
了解太阳系宇宙物质组成的起源是一个中心问题，不仅在宇宙化学和天体化学领域，并需要各种方法相结合。对彗星物质中同位素比率的测量提供了对原太阳星云内容的强有力的限制。然而，它们与母体乌云的成分之间的关系仍然是非常难以捉摸的。在本文中，我们带来了新的限制的基础上的氮的同位素组成的乌云，目的是了解的化学过程，负责所观察到的同位素比例。我们观测到了C $^{15}$ N向两个无星暗云L1544和L1498的基本转动跃迁。我们能够推导出柱密度比的C $^{15}$ N对$^{13}$ CN对相同的云，并获得CN/C $^{15}$ N同位素比，这被发现是$500\pm75$为L1544和L1498。因此，这些值与441的原太阳值略微一致。此外，该比率大于在HCN中测量的氮的同位素比率。此外，我们提出了模型计算的氮在乌云中的化学分馏，这使得人们有可能了解如何CN可以被剥夺的$^{15}$ N和HCN可以同时富集在重氮。N2 H+的非分馏，但是，仍然是一个悬而未决的问题，我们提出了一些化学方法来减轻模型预测和观察到的比率之间的差异。
2013-08-20 astro-ph.GA
Depletion of heavy nitrogen in the cold gas of star-forming regions
我们使用气冰天体化学模拟研究了分子云形成和演化过程中的氮同位素分馏。我们发现，大量的气体可以成为贫化重氮（15 N），由于15 N富集冰的形成。在从氮原子到N2的化学转变附近，N15 N被选择性地光解，这导致15 N在氮原子中富集。当富含15 N的原子氮通过颗粒表面反应转化为氨冰时，大量气体中的15 N被耗尽。在散装气体中的15 N耗尽的水平可以高达两个元素的氮同位素比相比，取决于光解吸产率的氨冰的一个因素。一旦氮同位素在分子云中的气体和固体之间有差异地分配，它应该留在恒星形成的后期阶段（例如，星前核），只要氨冰的升华是无效的。我们的模型表明，在恒星形成区的冷气中，所有含氮分子都可以耗尽15 N，这至少在定性上与星前核L1544的观测结果一致。在我们的模型中，冰冷的物种显示15N和氘分馏。氘和15 N在冰幔内的分馏模式不同，反映了它们的分馏机制：氘的浓度从冰幔下层到上层几乎单调递增，而15 N的浓度在一定深度处达到最大值，并向表层递减。
2018-03-19 astro-ph.EP astro-ph.GA
$^{13}$C Isotopic Fractionation of CCH in Two Starless Cores: L1521B and L134N
利用Nobeyama 45 m射电望远镜，在84 - 88 GHz波段对两个无星核L1521 B和L134 N（L183）进行了CCH及其两个$^{13}$ C同位素体$^{13}$ CCH和C $^{13}$ CH的观测。我们探测到了C $^{13}$ CH，信噪比（S/N）为4，而在两片乌云中均未探测到$^{13}$ CCH谱线。在L1521 B和L134 N中，正常种的柱密度分别为（$1.66 \pm 0.18$）$\times 10^{14}$ cm $^{-2}$和（$7.3 \pm 0.9$）$\times 10^{13}$ cm $^{-2}$（$1 σ$）。计算L1521 B和L134 N中$N$（C $^{13}$ CH）/ $N$（$^{13}$ CCH）的柱密度比分别为$>1.1$和$>1.4$。$^{13}$ CCH比C $^{13}$ CH丰度低的特征可能是乌云的共同特征。此外，我们发现CCH的$^{12}$ C/ $^{13}$ C比在L1521 B和Taurus Molecular Cloud-1（TMC-1）中的HC $_{3}$ N高出2倍以上。在L134 N中，CCH和HC $_{3}$ N之间$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值的差异似乎小于L1521 B和TMC-1中的差异。我们讨论了CCH的$^{13}$ C同位素分馏的起源，并调查…
2019-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical nitrogen fractionation in dense molecular clouds
含氮分子在不同的天文环境中，如在星际介质或在太阳系中，显示出不同的同位素分馏水平。星际化学模型无法在冷分子云中诱导氮分数，因为15 N的交换反应大多效率低下。在这里，我们开发了一个新的气体颗粒模型的氮分馏，包括一个彻底的搜索新的氮分馏反应和原子耗尽到星际尘埃粒子的现实描述。我们表明，虽然致密的分子云气相化学单独导致非常低的分馏，14 N原子优先耗尽的气相由于原子氮的质量依赖的晶粒表面粘附率。然而，假设一个基本的14 N/15 N比为441（等于太阳风值），我们的模型导致只有低的15 N富集的所有含N的物种在气相中合成的预测14 N/15 N比在360-400的范围内。较高的富集水平既不能用这种机制来解释，也不能通过化学来解释，有两种可能的解释。(I)局部ISM中的元素14 N/15 N比较小，正如Romano等人最近的工作所建议的那样，由于电子复合速率常数随同位素的变化而变化，假设15 NNH+和15 NNH+耗尽。(II)N2光解离导致扩散分子云中的可变氮分馏，其中光子起重要作用，这在致密分子云形成期间是保守的，如Furuya & Aikawa的工作所建议的。
2020-12-14 astro-ph.GA
Can Galactic chemical evolution explain the oxygen isotopic variations in the Solar System?
原始陨石中的许多物体具有氧同位素组成，这些氧同位素组成使它们处于一条独特的、与质量无关的分馏线上，在三同位素图上斜率为1。最流行的模型是假设CO的自屏蔽作用产生了富含16 O的CO和贫含16 O的H2O，H2O随后与星际尘埃结合，在太阳星云中形成相对贫含16 O的固体。另一个产生富含16 O的气体和缺乏16 O的固体的不同储层的模型表明，这些储层是由银河系化学演化（GCE）产生的，如果太阳系的尘埃成分比气体成分年轻一些，并且这两种成分都位于O三同位素图中的斜率1线上。我们认为，GCE是不是在太阳系中的氧同位素的质量无关分馏的原因。GCE的情况是矛盾的，在附近的分子云和年轻的恒星天体的18 O/17 O比的观测。当考虑到恒星喷出物在星际介质中的不完全混合效应时，GCE产生斜率线的可能性很小。此外，太阳系尘埃比气体年轻的假设需要不寻常的时间尺度，或者存在理论上预计不会发生的重要星尘成分，而且迄今为止还没有发现。
2012-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuteration of ammonia in the starless core Ophiuchus/H-MM1
氨及其氘代同位素探测稠密分子云核的物理条件。为了测试目前对这些分子的自旋态化学的理解，我们用APEX、GBT和IRAM 30米望远镜观测了NH3、NH 2D、NHD 2、ND 3和N2 D+的谱线，这些谱线朝向蛇夫座致密的无星核心。用气体-颗粒化学模型结合辐射转移计算对观测结果进行了解释。化学模型区分了轻氢分子、氨及其氘代形式的不同核自旋状态。在岩芯中发现了高氘分馏比，NH_2D/NH_3 =0.4，NHD_2/NH_2D =0.2，ND_3/NHD_2 =0.06。NH_2D和NHD_2的邻位/对位比与相应的核自旋统计权重接近。化学模型可以近似地再现所观察到的丰度，但预测一致太低的邻/对-NH 2D，和太大的邻/对-NHD 2的比例。N2 H+和NH3在致密气体中的寿命是其强氘化的先决条件，这可以归因于N2在晶粒表面上的化学惰性。化学模型和观测结果之间的差异可能是由于该模型假设氨的主要气相氘代反应完全混乱，这意味着所有的核在反应碰撞中混合。相反，如果这些反应是通过质子跳跃/氢提取过程发生的，则可以预期统计自旋比。目前的研究结果表明，虽然氘的氨的变化与物理条件和时间，氨同位素的核自旋比不探测云的演化阶段。
2016-12-22 astro-ph.GA
Isotopic ratios as probes of star formation and the origin of molecular gas in the Central Molecular Zone
Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CAB），西班牙国家研究委员会-国家航空航天技术研究所）
本研究通过分析分子云G+0.693−0.027的同位素比例，揭示CMZ中存在冷宁静气体成分，且¹²C/¹³C比例高于公认值，支持银河中心由低化学处理气体补充的情景。
2026-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
First detection of 13CH in the interstellar medium
近年来，大量的高光谱分辨率观测亚毫米和FIR跃迁的亚甲基（CH），已经证明了这个自由基是一个有价值的代理H2，可用于表征分子气体内的星际介质（ISM）在银河系尺度上，包括CO-暗成分。在这里，我们报告的发现13 CH同位素在ISM中使用的upGREAT接收器上SOFIA。我们探测到了2 THz频率从基态到四个高质量恒星形成区跃迁的三个超精细结构分量，并确定了13 CH柱密度。ISM中普遍存在的含碳分子已经将碳的两种稳定同位素12 C/13 C丰度之间的比值的确定变成了银河系化学演化研究的基石。虽然随着银河系距离显示出上升的梯度，但当使用不同分子（CO，H2 CO等）的观测值测量时，该比率显示出取决于所使用的示踪剂的系统变化。这些观察到的不一致性可能来自光学深度效应、化学分馏或同位素选择性光解离。CH是由C+通过UV驱动或顺磁驱动的化学反应形成的，它反映了C+的分馏，并且不像以前用于确定12 C/13 C同位素比的其他分子那样显示出任何显著的分馏效应，这使它成为整个银河系12 C/13 C比值的理想示踪剂。因此，通过将13 CH的导出的柱密度与先前获得的主要同位素体12 CH的相应跃迁的SOFIA数据进行比较，我们导出了朝向Sgr B2（M）、G34.26+0.15、W 49（N）和W51 E的12 C/13 C同位素比率。将我们的12/13 CH值与以前的银河系同位素梯度计算值相加…
2020-07-02 astro-ph.GA
First detection of NHD and ND$_2$ in the interstellar medium
在星际介质（ISM）中的氘分馏过程在氮同位素家族中已被证明是高效的。迄今为止，观察仅限于氨（NH $_2$ D、NHD $_2$、ND $_3$）和亚胺根自由基（ND）同位素体。我们希望探索由\emph{Herschel Space Observatory}提供的高频窗口，以寻找氘代形式的氨基自由基NH $_2$，并将观察结果与我们的综合气体颗粒化学模型的预测进行比较。利用最近在NHD和ND $_2$的高频率下获得的新的分子光谱数据，在对0级IRAS 16293-2422的光谱调查中搜索了这两种同位素体，该源中NH $_3$、NH及其氘代变体先前已被检测到。我们使用HIFI（远红外外差仪器）在关键计划“恒星形成区的化学赫歇尔调查”（CHESS）的框架内进行的观测。我们报告首次探测到星际NHD和ND $_2$。这两个物种都被观察到吸收对连续的原恒星。通过对它们的超精细结构的分析，确定了它们的精确激发温度和柱密度值。后者与亲种NH $_2$的柱密度相结合，推导出氘在氨基中的分馏。在低质量的原恒星IRAS 16293-2422中测量的amidogen D/H比与相关物种imidogen的D/H比相当，远高于氨的D/H比。对这些物种的进一步观察将使我们对ISM中氨的形成和氘代反应的机制有更多的了解。最后，我们指出了目前的可能性，进一步探讨这些物种在亚毫米波长。
2020-07-15 astro-ph.GA
Deuterated ammonia in Galactic massive star-forming regions
我们提出了敏感的观测NH 2D在110.153599 GHz对50个银河系大质量恒星形成区的IRAM 30米望远镜。NH 2D跃迁被检测到朝向36个物体，产生72%的检测率。通过假设具有固定激发温度的局部热平衡条件，推导出每个源的NH 2D、HC 3 N和C 18 O的柱密度。利用文献中的NH3信息，计算了19个来源的NH $_3$的氘比，定义为NH 2D与NH 3的丰度比。氘分馏的变化范围在恒星形成的后期区域较大，在0.043 ~ 0.0006之间。G081.75+00.78（DR 21）中NH3的氘比最高为0.043。我们还发现NH_3的氘比随星系中心距离的增大而增大，随线宽的增大而减小。
2022-04-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Seed of Life in Space (SOLIS) XI. First measurement of nitrogen fractionation in shocked clumps of the L1157 protostellar outflow
氮同位素比值在太阳系和起源不明的恒星形成系统中有很大的变化范围。气相中的化学反应是可以改变$^{14}$ N/ $^{15}$ N比的可能过程之一。我们的目标是调查是否以及如何通过星际介质中的冲击波，可以影响氮同位素的相对分数。进行这种研究的理想地点是L1157外流，那里有几个受冲击的团块。我们首次测量了原恒星外流L1157的两个激波团B1和B 0中的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值，该比值来自H $^{13}$ CN（1-0）和HC $^{15}$ N（1-0）线的干涉图。在B1中，我们发现H $^{13}$ CN（1-0）和HC $^{15}$ N（1-0）发射跟踪团簇的前部，平均柱密度为$N$（H $^{13}$ CN）$\sim$ 7 $\times$ 10 $^{12}$ cm $^{-2}$和$N$（HC $^{15}$ N）$\sim$ 2 $\times$ 10 $^{12}$ cm $^{-2}$。在该区域中，H/$^{13}$ CN（1-0）/HC/$^{15}$ N（1-0）的比率非常均匀，平均值为$\sim$/$\pm$ 1。在较小的块B 0 e中也测量到相同的平均值。假设标准的$^{12}$ C/ $^{13}$ C = 68，我们得到$^{14}$ N/ $^{15}$ N = 340 $\pm$ 70，与通常在星前核和原恒星中发现的类似。我…
2021-04-02 astro-ph.GA
Combined model for $\rm ^{15}N$, $\rm ^{13}C$, and spin-state chemistry in molecular clouds
本文提出一个耦合碳氮同位素与自旋态化学的气体-尘埃模型，应用于前恒星核零维模拟，发现同位素比随时间显著变化且存在空间梯度，需详细模拟以正确解释观测。
2023-10-17 astro-ph.GA
Seeds of Life in Space (SOLIS). XIII. Nitrogen fractionation towards the protocluster OMC-2 FIR4
同位素分馏是研究太阳系化学历史的重要工具。特别是，氮的同位素分数（14 N/15 N）是较低的彗星和其他原始SS机构相对于测量值的原太阳星云，这表明在SS形成的15 N的局部化学富集。因此，对SS前体中氮分馏的干涉研究对于我们获得关于我们的天体化学起源的线索是必要的。在这项工作中，我们研究了14 N/15 N比的变化，在一个最接近的类似环境中，SS的诞生：原星团OMC-2 FIR 4。我们提出的第一个比较高角分辨率HCN和N2 H+使用干涉数据。我们分析了OMC-2 FIR 4原星系团中HCN同位素H13 CN和HC 15 N的观测结果，特别是在IRAM空间生命种子大型计划的背景下，NOEMA的跃迁H13 CN（1-0）和HC 15 N（1-0）。我们将我们的结果与N2 H+及其15 N同位素的ALMA获得的档案数据分析相结合。我们的研究结果表明，HCN的比例从~250到500的小区域变化。候选原恒星所在的FIR 4中心区域的比值在很大程度上是一致的（~300）。它们也显示出从已知具有高宇宙射线电离率的原星团部分到具有较低速率的部分几乎没有变化。我们还发现N2 H+的比例在不同区域从~200到~400之间有很小的变化。这些结果表明，我们的观测探测的小线性尺度上发生的物理参数的局部变化似乎不影响HCN或N2 H+中的14 N/15 N比，因此这与所使用的分子无关。此外，由宇宙射线引起…
2022-01-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The 15N-enrichment in dark clouds and Solar System objects
在L183和L1544星前核观测到H13 CN和HC 15 N基本转动跃迁的谱线强度，其同位素比值分别为140 6 14 N/15 N 6 250和140 6 14 N/15 N 6 360。数值范围反映了核心内的真实空间变化。星前核中氮同位素比值的现有测量结果的综合分析表明，携带腈官能团的分子似乎是系统地富含15 N的化合物，那些携带胺官能团。提出了含腈和含胺星际分子间15 N-增强差异的化学起源。这为太阳系天体的几个观测提供了新的线索：（i）木星的NH 3和太阳风N+中类似的N同位素分馏;（ii）彗星HCN和CN中的15 N富集（这可能代表直接的星际遗传）;以及（iii）原始宇宙物质中有机物中观察到的15 N富集。太阳系天体中含氮分子同位素组成的巨大变化可能只是反映了它们起源于不同的星际氮库。
2013-02-26 astro-ph.GA
High $^{12}$C/$^{13}$C isotopic ratios toward G+0.693-0.027: evidence for gas inflow to the Central Molecular Zone
Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Joint ALMA Observatory（ALMA联合天文台）；Star and Planet Formation Laboratory, Cluster for Pioneering Research, RIKEN（理化学研究所前沿研究集群恒星与行星形成实验室）
研究通过光学薄分子示踪剂校正同位素分馏，确定CMZ分子云G+0.693−0.027母体物质的初始$^{12}$C/$^{13}$C比，分析光谱数据并与模型比较，得出较高比值，支持CMZ由银河系盘气体流入补充的情景。
2026-07-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel/HIFI observations of [CII] and [13CII] in PDRs
最近，我们引入了详细的同位素化学的KOSMA-tau模型的光子主导的区域（PDR）的碳同位素体的丰度作为PDR参数的函数给出理论预测。结合特定几何结构的辐射转移计算，我们估计了[CII]/[13 CII]谱线的可能强度比。在这里，我们将这些预测与新的观察结果进行比较。我们在一些PDR中对[CII] 158微米线进行了Herschel/HIFI观测。在所有的来源中，我们观察到至少两个超精细组件的[13 CII]过渡允许确定[CII]/[13 CII]强度比，经过一些修订的内在超精细比。从更新的KOSMA-tau模型的结果比较的强度比，我们确定的情况下占主导地位的化学分馏和占主导地位的主要同位素线的光学深度的情况下。[CII]/[13 CII]强度比的可观察到的增强，由于化学分馏主要取决于几何形状和速度结构，而不是气体密度和辐射场。在我们的观测中，[CII]/[13 CII]的积分谱线强度比值总是由主同位素谱线的光学深度决定的。然而，一个增强的强度比发现特定的速度分量在几个来源：红移的材料在超紧凑的HII区域Mon R2，在猎户座酒吧的湍流轮廓的翅膀，并可能在NGC 7023的蓝色机翼。猎户座酒吧的[13 CII]线的映射允许导出C+柱密度图，确认C+层的温度分层，与酒吧的化学分层一致。所有来源的C+柱密度表明，在[CII]峰值排放的位置，气相碳的主要部分是C+的形式。
2012-11-14 astro-ph.GA
A tale of two isotopes: Spatial variation in HCN fractionation toward young cores
Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CAB），西班牙国家科学研究委员会-国家航空技术研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
该研究通过观测与模拟分析年轻原核中HCN同位素的空间变化，发现其与H$_2$柱密度相关，源于$^{12}$C/$^{13}$C比变化，提醒需评估该比变化后才可采用双同位素法推导$^{14}$N/$^{15}$N比。
2026-07-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
No nitrogen fractionation on 600 au scale in the Sun progenitor analogue OMC-2 FIR4
我们显示了第一个干涉图的14 N/15 N的比例获得的阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）对类太阳形成的原星团OMC-2 FIR 4。我们观测到N_2H ~+、~（15）NNH ~+、~（15）NH ~+（1-0）和~（15）N_2D ~+（2-1），并由此导出~（14）N/~（15）N和~（15）D/H的同位素比值。这个目标是最接近太阳形成环境的目标之一。具有对应于~600 Au的合成束的ALMA图像显示，丰度较低的同位素体的发射分布在几个~10”（即~0.02~pc或4000 Au）的核心中，嵌入在更扩展的N2 H+发射中。总的来说，我们的结果表明：（1）14 N/15 N在整个区域的核心尺度上没有变化，（2）14 N/15 N不依赖于温度的变化。我们的研究结果还表明，在原始太阳系天体中发现的14 N/15 N变化可能不是从原星团阶段继承的，因此必须在其他地方找到原因。
2020-03-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Precision Analysis of $\mathrm{^{12}C / ^{13}C}$ Ratios in Orion IRc2 Acetylene Isotopologues via $χ^2$ Fitting
本研究利用SOFIA高分辨率红外光谱，通过χ²拟合方法分析猎户座IRc2区域乙炔同位素体，得到更精确的¹²C/¹³C比值，修正传统方法偏差并降低不确定性，开发TOPSEGI工具助力星际同位素研究。
2025-02-26 astro-ph.GA
The Isotopic Links from Planet Forming Regions to the Solar System
同位素比率为理解物质的起源提供了一个强有力的工具，包括太阳系天体中的挥发性和难熔物质。最近对分子同位素的高灵敏度观测，特别是ALMA的观测，为我们提供了关于恒星和行星形成区以及太阳系天体中氢、碳、氮和氧同位素比率的新信息。太阳系探测任务，如罗塞塔和卡西尼，给了我们进一步的新见解。与此同时，最近发展的复杂模型同位素化学，包括详细的气相和颗粒表面反应网络，使人们有可能讨论如何同位素分馏在恒星和行星形成的地区是印记到尘埃颗粒的冰地幔，保存记录的初始同位素状态的太阳系材料。本章回顾了最近在太阳系外行星形成区，星前/原恒星核和原行星盘，以及在我们的太阳系的对象-彗星，陨石和行星/卫星大气中的分子同位素观测的进展，并讨论了它们之间的联系，通过同位素化学模型。
2022-03-21 astro-ph.EP astro-ph.GA
Multiple nitrogen reservoirs in a protoplanetary disk at the epoch of comet and giant planet formation
在太阳系原始天体中测得的氮同位素比率显示出很大的数值范围，其来源仍然未知。一个关键的问题是这些氮同位素库是早于彗星形成阶段还是晚于彗星形成阶段，另一个核心问题是阐明能够产生14 N/15 N同位素比值变化的过程。围绕前主序星运行的卫星为观测原太阳星云类似物的化学成分提供了独特的机会，因此可以为太阳系和行星形成盘中氮的起源建立一个全面的设想。我们目前的光谱和空间分辨观测的超精细结构的4-3旋转跃迁的HCN和它的主要同位素H13 CN和HC 15 N的磁盘轨道的800万年的TTauri星TW Hya。空间平均HCN/H13 CN和HCN/HC 15 N丰度比分别为86+/-4和223+/-21。后一个数值明显低于该星盘中CN：C15 N的比值323+/-30，因此首次提供证据表明，在巨行星和彗星形成阶段，星盘中存在两个氮同位素储存库。此外，我们发现了明显的证据表明HCN与HC 15 N的比例随着半径的增加而增加。外盘的比值为339+/-28，与在本地星际介质中的直接测量结果非常吻合，也与星系演化计算预测的整体氮同位素比值非常吻合。在r=20 au的彗星形成区，这个比值要低3倍，为121+/-11。这种径向增加定性同意的情况下，其中选择性光解的N 2是占主导地位的分馏过程。然而，我们的同位素比率和HCN发射层的动力学温度定量不同意磁盘中的氮化学模型。
2019-11-15 astro-ph.GA
15N Fractionation in Infrared-Dark Cloud Cores
氮是宇宙中最丰富的元素之一，它的14 N/15 N同位素比率有可能提供有关太阳形成的初始环境的信息。最近的发现表明，太阳系可能形成于一个巨大的星团，因为陨石中存在的短寿命放射性同位素只能用超新星的影响来解释。该项目的目的是确定冷的、巨大的致密岩心样品在其演化的初始阶段的14 N/15 N比。我们观测了HCN，H13 CN，H15 N，HN 13 C和H15 NC的J=1-0跃迁。IRDC被认为是大质量恒星和星团的前身。假设LTE和15 K的温度，计算HCN、H13 CN、HC 15 N、HN 13 C和H15 NC的柱密度，并确定每个芯的14 N/15 N比。在我们的IRDC核心样品中测量的14 N/15 N比在HCN中介于~70和>763之间，在HNC中介于~161和~541之间。它们与地球大气层（TA）和原太阳星云（PSN）的值一致，并与低质量恒星前核中测量的比值一致。然而，在岩心C1、C3、F1、F2和G2中测得的14 N/15 N比与使用具有腈官能团（-CN）和氮杂环（-NH）的含氮分子对相同块状岩心进行的类似研究的结果不一致，尽管比值范围相似。在4个IRDC中，我们测量到相对较低的14 N/15 N比IRDC G，这与在小宇宙物质和原行星盘中测量的相当。低平均气体密度的云表明，气体密度，而不是气体温度，可能是主导参数影响的初始氮同位素组成的年轻PSN。
2017-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Complex Organic Molecules in Protostars with ALMA Spectral Surveys (COMPASS) III. CH$_3$OH isotopic fractionation in the low-mass protostar BHR71-IRS1
Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Université de Toulouse（天体物理学与行星学研究 institute，图卢兹大学）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（尼尔斯·玻尔研究所，哥本哈根大学）；Physikalisch-Meteorologisches Observatorium Davos und Weltstrahlungszentrum (PMOD/WRC)（达沃斯物理气象观测站和世界辐射中心（PMOD/WRC））；Universität Bern（伯尔尼大学）；Seoul National University（首尔国立大学）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；Institute of Astronomy, Department of Physics, National Tsinghua University（国立清华大学物理系天文研究所）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学，法国国家科学研究中心，IPAG）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；RIKEN（理化学研究所）
本研究利用ALMA COMPASS巡天数据，在低质量原恒星BHR71-IRS1中探测多种甲醇同位素体，测量其柱密度与氘分馏，发现氘化程度随甲基中氘原子数增加而升高，为理解恒星形成区甲醇形成与演化提供关键观测约束。
2026-10-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new measurement of the Galactic $^{12}$C/$^{13}$C gradient from sensitive HCO$^+$ absorption observations
本研究通过灵敏HCO⁺吸收观测精确测量银河系$^{12}$C/$^{13}$C梯度，推导了不同区域的同位素比值，给出新的梯度表达式，揭示了光深与化学分馏对高密度区同位素比值的影响。
2024-09-30 astro-ph.GA
The first interferometric measurements of NH$_2$D/NH$_3$ ratio in hot corinos
氮在恒星和行星形成过程中的化学演化仍然没有完全了解。氨（NH $_3$）是理解恒星形成云分子演化和氮同位素分馏的关键物质。本文利用Karl G. Jansky甚大阵列（VLA）我们在空间上解决了二进制（以下4A 1和4A 2），并检测到紧凑的发射NH $_3$过渡与高激发能（$\gtrsim$ 100 K）从附近的原恒星，表明NH $_3$冰升华在内部热区域。NH $_3$柱密度估计为$\sim 10^{17}-10^{18}$ cm $^{-2}$。我们还检测到两个NH $_2$ D转换，使我们能够限制氨的氘分馏。4A 1和4A 2中的NH $_2$ D/NH $_3$比率与$\sim 0.3-1$一样高。与文献中的天体化学模型比较，NH $_2$ D/NH $_3$的高比值表明NH $_3$冰的形成主要开始于体冰形成完成后的星前阶段，恒星形成云中的初始氮库可能是原子氮（或N原子），而不是含氮物质如N $_2$和NH $_3$ . IRAS 4A核的物理性质的影响进行了讨论。
2022-10-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Nitrogen and hydrogen fractionation in high-mass star forming cores from observations of HCN and HNC
氮的两种稳定同位素$^{14}$ N和$^{15}$ N之间的比例在地球大气层（$\sim 272$）和太阳前星云（$\sim 441$）中得到了很好的测量。有趣的是，一些原始的太阳系物质显示出相对于前太阳星云的$^{15}$ N值的富集。然而，由于在致密恒星形成区的测量数量有限，目前还不清楚这些富集是否以及如何与过去的化学历史联系在一起。在这方面，致密的核心被认为是包含中等质量和高质量恒星的星团的前身，是重要的目标，因为太阳系可能诞生在一个丰富的恒星星团中。在这项工作中，我们展示了IRAM-30 m观测的结果J=1-0的分子HCN和HNC的旋转过渡，和他们的$^{15}$ N轴承对应物，对27个中/高质量致密的核心分为三个演化类别：高质量无星核心，高质量原恒星的对象，和超紧凑的HII地区。为了寻找同位素比D/H与$^{14}$ N/ $^{15}$ N之间的关系，我们还观察到了DNC（2-1）转动跃迁。我们推导出$359\pm16$在HCN中和$438\pm21$在HNC中的平均$^{14}$ N/ $^{15}$ N比，分散度约为150-200。我们没有发现$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值随演化阶段的变化趋势。这一结果与从N-$_{2}$ H-$^{+}$及其同位素体中发现的结果一致，尽管N-$_{2}$ H-$^{+}$的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比…
2017-09-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
High nitrogen and carbon isotopic ratios in the interstellar comet 3I/ATLAS
University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University of Liège（列日大学）；United States Naval Academy（美国海军学院）；Northumbria University（诺森比亚大学）；Auburn University（奥本大学）；Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；Catholic University of America（美利坚天主教大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；University of Padova（帕多瓦大学）
研究星际彗星3I/ATLAS的高氮和碳同位素比值，揭示其可能起源于低金属licity恒星外围盘。
2026-03-07 astro-ph.EP astro-ph.GA
Detection of 15NH2D in dense cores: A new tool for measuring the 14N/15N ratio in the cold ISM
氨是冷致密岩心最好的示踪剂之一。它也是星际冰的一种次要成分，因此，它是原太阳星云中重要的氮储存库之一，与气相氮一起，以N2和N的形式存在。对太阳系中各种氮源和氮库的一个重要诊断是14 N/15 N同位素比值。虽然太阳系存在良好的数据，但在星际介质中的相应测量很少，质量也很低。在成功探测到氨的单氘、双氘和三氘同位素体之后，我们在致密核中寻找了15 NH 2D，作为研究致密分子气体中14 N/15 N比的新工具。在IRAM-30 m望远镜上，我们获得了86.4 GHz的15 NH_2D（1（1，1）-1（0，1））邻位谱线的深积分，同时获得了85.9 GHz的NH_2D邻位谱线。在Barnard-1b、NGC 1333-DCO+和L1689 N中检测到o-15 NH 2D，而我们获得了LDN 1544和NGC 1333-IRAS 4A的上限，以及对L134 N（S）的初步检测。NH 2D中的14 N/15 N丰度比介于350和850之间，类似于原始太阳的值~ 424，并且可能高于陆地的270。
2009-03-18 astro-ph.GA
Isotopomer-Specific Carbon Isotope Ratio of Complex Organic Molecules in Star-Forming Cores
National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（综合研究大学院大学）；RIKEN Cluster for Pioneering Research（理化学研究所前沿研究集群）；The University of Tokyo（东京大学）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）
本研究通过构建新的天体化学反应网络，解析恒星形成核心中复杂有机分子的同位素omer特异性碳同位素比值，揭示其形成路径与环境。
2025-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundance of HCN and its C and N isotopologues in L1498
最近在CN和HCN中测量到的附近原行星盘中氮的同位素比率表明，在彗星形成阶段存在一个分馏的氮库。这个水库提出了一个3：1富集15 N相对于元素比330，彗星和太阳之间的相同，这表明类似的过程是负责分馏的原太阳星云（PSN）和PSN类似物。然而，氮的分馏是如何发生的是一个悬而未决的问题。以前获得的HCN/HC 15 N丰度比表明，HCN可能是富含15 N的星前核，虽然怀疑仍然对这些测量，依赖于双同位素方法。在这里，我们提出了直接测量的HCN/H13 CN和HCN/HC 15 N丰度比在L1498星前核心的基础上的空间分辨光谱的HCN（1-0），（3-2），H13 CN（1-0），和HC 15 N（1-0）。我们使用最先进的辐射转移计算ALICO，一维辐射转移代码能够处理超精细（HF）重叠。通过对L1498尘埃辐射图的分析，我们得到了一个新的物理结构。我们还使用了新的，高精度的HCN-H2高频碰撞率，这使我们能够定量再现HCN（1-0）和HCN（3-2）光谱的所有特征，特别是异常的高频线比。特别注意致力于获得有意义的丰度比的不确定性。所得值HCN/H13 CN =45（3）和HCN/H15 N =338（28）表明碳在HCN中分馏，但氮没有分馏。对于HCN/HC 15 N丰度比，我们的研究在一定程度上验证了基于单激发温度假设的分析。与其他测量结果的比较表明，显着的核心到核心的变化。此外…
2018-03-29 astro-ph.GA
Gas-phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS) XI. The evolution of HCN, HNC, and N2H+ isotopic ratios in starless cores
本文利用IRAM 30m数据测定23个无星核心中HCN、HNC和N2H+的氘分数及14N/15N比率，结合化学模型约束其化学年龄，揭示氘分数可作为核心演化示踪剂，并发现HCN的氮同位素比率高于原恒星阶段，暗示原恒星阶段存在氮分馏过程。
2025-07-14 astro-ph.EP astro-ph.GA
Stratified NH and ND emission in the prestellar core 16293E in L1689N
在星前冷核和年轻原恒星周围的包层中通常发现氘的高度分馏。由于氘化学给化学模型带来了很强的限制，因此常被用来推断地核历史或分子形成途径。虽然有大量的观测资料是关于星际氘稳定分子，相对较少的氢化物自由基的氘化所知，因为它们的基本旋转跃迁是在高频率，大气中大多是不透明的。氮氢化物自由基是氮化学中的重要物种，因为它们被认为与氨的形成有关。观察表明氨是强氘代的，[NH 2D]/[NH3]约为10%。模型预测类似的高[ND]/[NH]比率，但到目前为止，只有一个观测确定这个比率是可用的，对原恒星IRAS 16293 -2422的信封。为了测试模型的预测，我们在这里的目的是确定[ND]/[NH]在一个密集的，无星的核心。我们观察了NH和ND在16293 E与Herschel空间天文台上的HIFI光谱仪作为CHESS保证时间键计划的一部分，并推导出这两个物种的丰度使用非LTE非本地辐射转移模型。NH和ND都在源中被检测到，ND在发射中，NH在吸收中对冷尘埃发射产生的连续谱。然而，我们的模型表明，ND发射和NH吸收来自云的不同层，进一步证明了它们的不同速度。在核心的中心区域，我们可以将[ND]/[NH]比的下限设定为~ 2%。这一估计与最近的氮化学纯气相模型是一致的
2015-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interstellar CN and CH+ in Diffuse Molecular Clouds: 12C/13C Ratios and CN Excitation
我们提出了非常高的信噪比吸收线观测CN和CH+沿13条视线通过弥漫的分子云。检查数据，以提取12 CN/13 CN和12 CH +/13 CH+的精确同位素比，以评估扩散云化学的预测。我们对12 CH +/13 CH+的研究结果证实，如果CH+的形成涉及非热过程，则该比率不会偏离局部星际云中的环境12 C/13 C比率。我们发现，12 CN/13 CN，然而，可以显着分馏远离环境值。在我们的样品中的12 CN/13 CN比率的分散性与最近的12 CO/13 CO调查中发现的相似。对于已经确定两个比率的视线，12 CN/13 CN比率通常以与12 CO/13 CO相反的意义进行分馏。CO的化学分馏是选择性光解和同位素电荷交换之间竞争的结果。12 CN/13 CN和12 CO/13 CO之间的反比关系来自于扩散云核中CN和CO的共存。然而，与CN的同位素电荷交换反应可能会减轻12 CN/13 CN在低12 CO/13 CO比的视线中的增强。对于两条具有高12 CO/13 CO值的视线，我们的结果表明，约50%的碳被锁定在CO中，这与这些视线探测分子云包络的概念是一致的，其中预计将发生从C+到CO的转变。CN转动激发的分析得出T_01（12 CN）的加权平均值为2.754 +/- 0.002 K，这意味着超过宇宙微波背景的温度仅为29 +/- 3 mK。这种适度的过量消除了对电子和中性碰…
2010-12-06 astro-ph.GA
Molecular isotopologue measurements toward super star clusters and the relation to their ages in NGC253 with ALCHEMI
本研究利用ALCHEMI数据测量NGC253中六个超星团区域的CO、HCN和HCO+同位素体比值，结合RADEX模型和恒星种群模型，发现这些比值与年龄无显著趋势，表明其驱动因素可能是初始质量函数和分馏效应。
2024-02-16 astro-ph.GA
From local chemistry to galactic evolution: unlocking the power of interstellar isotopes with ALMA2040
该研究提出用灵敏度提升一个数量级、瞬时带宽至少512 GHz的ALMA2040，探测星际同位素体，解析局部化学处理与星系演化的关联，确立分子同位素为相关定量探针。
2026-10-16 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
$^{14}$N/$^{15}$N ratio measurements in prestellar cores with N$_2$H$^+$: new evidence of $^{15}$N-antifractionation
内容：$^{15}$ N分馏已被观察到显示大的变化天体物理源，这取决于目标的类型和所使用的分子示踪剂。目前的化学模型无法再现这些变化。目标：到目前为止，仅在一个星前源L1544中精确测量了$_2$ N/ $^{15}$ N的比例，其中发现了强烈的分馏水平，以及$^{15}$ N的耗尽（$^{14}$ N/ $^{15}$ N $\: \approx 1000$）。为了了解N $_2$ H $^+$中的反分馏是否是这类源的共同特征，本文将样品扩展到另外三个真正的星前核。研究方法：我们用IRAM 30米望远镜观测了L183、L429和L 694 -2中的N $_2$ H $^+$、N $^{15}$ NH $^+$和$^{15}$ NNH $^+$。我们模拟的发射与非本地辐射传输代码，以获得准确的估计的分子柱密度，包括一个光学厚N $_2$ H $^+$。我们使用了最新的碰撞速率系数，并与这些我们也重新分析了以前发表的L1544光谱。结果如下：所获得的同位素比值在$630-770$范围内，与最近的化学模型预测的$\approx 440$值有很大差异，接近原太阳值。我们的星前核样本显示二氮烯鎓中$^{15}$ N的高水平消耗，与先前在L1544中发现的一样。为了解释这些结果，需要对N化学网络进行修正。
2018-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA-PILS survey: Formaldehyde deuteration in warm gas on small scales toward IRAS 16293-2422 B
在原恒星周围的包层中观察到的氘分馏的增强程度证明了低温下化学的重要性，与前恒星和原恒星核心有关。甲醛是形成甲醇和更复杂分子的重要物质。在这里，我们提出了第一个研究甲醛氘代小尺度周围的原型低质量原恒星IRAS 16293-2422使用高空间和光谱分辨率阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的意见。在ISM中首次检测到甲醛的许多同位素体，其中H $_2$ C $^{17}$ O和D $_2^{13}$ CO。HDCO谱线所覆盖的较高能级的大范围有助于将激发温度限制在106 $\pm$ 13 K。使用导出的柱密度，甲醛显示氘分馏HDCO/H $_2$ CO=6.5 $\pm$ 1%，D $_2$ CO/HDCO=12.8 $^{+3.3}_{-4.1}$ %，和D $_2$ CO/H $_2$ CO=0.6（4）$\pm$ 0.1%。导出的同位素比为$^{16}$ O/ $^{18}$ O=805、$^{18}$ O/ $^{17}$ O=3.2和$^{12}$ C/ $^{13}$ C=56。HDCO/H $_2$ CO比低于以前的研究中发现的，突出了解释内暖区单碟观测的不确定性。D $_2$ CO/HDCO比值仅略大于HDCO/H $_2$ CO比值。这与一氧化碳冻结在颗粒上时冰中形成的甲醛是一致的，大部分氘代反应发生在星前核心阶段的末期。与现有的随时间变化的化学模型的比较表明，源…
2017-11-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Determining the methanol deuteration in the disk around V883 Orionis with laboratory measured spectroscopy
该研究结合实验室光谱与ALMA观测测定V883 Ori星盘中两种单氘代甲醇的柱密度和D/H比，揭示低CH$_2$DOH/CH$_3$OD比并强调精确光谱数据的重要性。
2025-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterium Enrichment of the Interstellar Medium
尽管星际介质中氘原子的丰度很低，但观测证据表明，在气相和冰中的几种物质可能会被严重分馏。我们探索氘富集的各个方面，通过构建一个化学演化模型在气相和颗粒相。根据不同的物理参数，气体和颗粒可以通过化学物质的交换相互作用。HCO ~+和N_2H ~+是ISM中两种丰富的气相离子，它们的氘分馏效应通常被用来预测分子云不同区域的电离度。为了有一个更现实的估计，我们考虑一个坍缩云的密度轮廓。我们提出了重要的星际分子的径向分布，以及它们的氘同位素。我们进行量子化学模拟研究同位素替代对这些重要星际物种光谱性质的影响。我们计算了最重要的氘代物种（中性和离子）的振动（谐波）频率。还计算了这些分子的转动和畸变常数，以预测这些物种的转动跃迁。我们比较振动（谐波）和旋转过渡计算我们与现有的观测，实验和理论结果。我们希望我们的研究结果将有助于观察员在他们的追求几个迄今未观察到的氘物种。
2019-02-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
