Correlating Infall with Deuterium Fractionation in Dense Cores
我们提出了一个调查HCO+（3-2）的观测指向致密的核心与以前的测量N（N2 D+）/N（N2 H+）。在这次调查的26个核心中，有5个显示出向外运动的光谱特征，9个既没有向内也没有向外运动，11个似乎正在下降，还有一个没有被检测到。我们将氘分馏程度与根据HCO+光谱计算的下落速度进行比较，发现[D]/[H] > 0.1的核心比[D]/[H]比较小的核心更有可能具有向内运动的特征。在质量超过热金斯质量的堆芯中，入流运动也更为常见。测量到的最快的坠落速度属于我们调查中的两个原恒星核心之一，L1521 F，观察到的运动通常在声速的量级。
2013-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterium and $^{15}$N fractionation in N$_2$H$^+$ during the formation of a Sun-like star
虽然化学模型预测N $_2$ H $^+$中的氘分馏是恒星形成过程中一个很好的演化示踪剂，但氮的分馏仍然是一个知之甚少的过程。最近的模型质疑了类似的演变趋势，预计在N $_2$ H $^+$的两个分馏机制，基于一个经典的情况下，在冷气体中发生的离子中性反应应该引起的N $_2$ D $^+$，$^{15}$ NNH $^+$，和N $^{15}$ NH $^+$的丰度增强。在ASAI IRAM-30 m大型计划的框架内，我们研究了氘和$^{15}$ N在N $_2$ H $^+$中的分馏，这是类太阳恒星形成过程不同演化阶段的最佳代表。我们的目标是最终确认（或否认）经典的“离子中性反应”的情况下，预测一个类似的趋势D和$^{15}$ N分馏。我们没有发现从$^{15}$ NNH $^+$和N $^{15}$ NH $^+$同位素同源物的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比的任何演化趋势。因此，我们的研究结果证实，在类太阳恒星的形成过程中，核心演化与$^{15}$ N的分馏无关。$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值与时间无关，这一点也在高质量恒星形成核心中发现，这表明在彗星和原行星盘中发现的$^{15}$ N富集不太可能发生在核心尺度上。然而，我们已经坚定地证实了H/D比的演化趋势，N $_2$ H $^+$ /N $_2$ D $^+$比在前恒星核心阶段之前下降，在原恒…
2018-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Deuterium Fractionation Timescale in Dense Cloud Cores: A Parameter Space Exploration
氘分数[N $_2$ D $^+$ ]/[N $_2$ H $^+$ ]可以提供有关致密冷气体结构年龄的信息，这对于与云核形成和演化的动力学模型进行比较很重要。在这里，我们介绍了一个完整的化学网络与物种含有多达三个原子，与氧化学，其中涉及H $_3$ O $^+$和它的氘代形式的反应已被添加，显着提高了与全面的化学网络的一致性例外。氘化学和H $_2$和H $_3^+$同位素的自旋状态包括在这个主要的气相化学模型。我们研究了氘化学对模型参数的依赖性：密度（$n_{\rm H}$），温度，宇宙线电离率和重元素的气相耗尽因子（$f_{\rm D}$）。我们还探讨了随时间变化的冻结出的气相物种和动态演化的密度在各种速率相对于自由落体崩溃的影响。对于一个广泛的模型参数，时间尺度达到大值的$D_{\rm frac}^{\rm N_2H^+} \gtrsim 0.1$，在一些低质量和高质量的无星核心，是相对较长的本地自由落体的时间尺度相比。这些结论不受引入时间依赖性冻结和考虑具有演变密度的模型的影响，除非初始$f_{\rm D} \gtrsim$ 10。对于基准模型参数，实现$D_{\rm frac}^{\rm N_2H^+} \gtrsim 0.1$需要塌缩进行的速度至少比自由落体塌缩的速度慢几倍，这可能表明磁场在支持无星核心中的动态重要作用，从而调节恒星形成。
2015-02-26 astro-ph.SR
Deuterium Fractionation: the Ariadne's Thread from the Pre-collapse Phase to Meteorites and Comets today
太阳系大约在46亿年前由分子云内部的物质凝结而成。本章的目的是试图重建所发生的事情。为此，我们将我们对银河系天体的理解与我们对彗星、陨石和太阳系小天体的知识结合起来，这些天体最终将形成新的太阳和行星系。我们的具体工具是分子氘化，即分子中氘相对于氢的量。这是阿里阿德涅的线索，它帮助我们从太阳系可能的历史迷宫中找到出路。本章回顾了氘分馏在前星核、原恒星、原行星盘、彗星、行星际尘埃颗粒和陨石中的观测和理论，并将它们联系在一起，试图建立一个连贯的太阳系形成历史的图景。我们强调本章的跨学科性质，它聚集了来自不同社区的研究人员，共同目标是了解太阳系历史。
2014-03-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Warm water deuterium fractionation in IRAS 16293-2422 - The high-resolution ALMA and SMA view
迄今为止，测量低质量原恒星内部温暖区域的水氘分馏一直受到单碟地面和空间望远镜角分辨率差的阻碍。使用（亚）毫米波长干涉仪观测水同位素有可能阐明这一问题。从阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对IRAS 16293 - 2422在692.07914 GHz处H2 - 18 O的5（3，2）-4（4，1）跃迁以及在203.40752 GHz处H2 - 18 O的3（1，3）-2（2，0）和3（1，2）-2（2，1）给出了225.89672 GHz的HDO从亚毫米波阵列（SMA）的跃迁。692 GHz的H2 - 18O谱线朝向双星的两个组成部分。朝向其中一个组分"源B"，在朝向连续体的吸收中看到该线，从系统速度略微红移，而在系统速度下在离源处看到发射。对于另一个组分，"源A"，也用SMA检测到两条HDO和H2 - 18O线。由H2 - 18O跃迁估算激发温度为124 +/-12 K。计算出的HDO/H2O比值为（9.2 +/-2.6）* 10 ^（-4）--明显低于之前在靠近源的温暖气体中的估计值。它也比外包络中推导的比率低约5倍。我们的观测揭示了太阳系尺度上原恒星附近水汽的物理和化学结构。朝向源B检测到的红移吸收指示着下沉。激发温度与原恒星附近水冰蒸发的图像一致。这里推导出的低HDO/H2O比率表明，原恒星内部区域与地球海洋和彗星之间的差异比以前认为的要小。
2012-11-28 astro-ph.SR
Isotopic Anomalies in Primitive Solar System Matter: Spin-state Dependent Fractionation of Nitrogen and Deuterium in Interstellar Clouds
在陨石和行星际尘埃颗粒中发现的有机物质富含D和15 N。这与携带这些同位素异常的官能团（腈和胺）是由原太阳星云中的离子分子化学形成的想法一致。低温下星际分馏的理论模型预测D和15 N都有很大的富集，可以解释碳质陨石中测得的最大同位素富集。然而，最近的测量表明，在一些原始样品中，大的15 N富集与D中的一个不相关，并且一些富含D的原始材料显示很少（如果有的话）15 N富集。通过考虑自旋状态的依赖性，在涉及的邻位和对位形式的H2的离子-分子反应中，我们表明，氨和相关分子可以表现出这样一个广泛的分馏15 N和D在致密的云核。我们还表明，虽然腈，HCN和HNC，含有最大的15 N富集，这是不相关的极端D富集。因此，这些计算支持太阳系15 N和D同位素异常具有星际遗产的观点。我们还将我们的结果与现有的天文观测结果进行了比较，并简要讨论了未来对该模型的测试。
2012-08-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Deuterium Fractionation in the Ophiuchus Molecular Cloud
目标。我们测量氘分数，RD，和CO-消耗因子，FD，对一些无星和原恒星的核心在L1688地区的蛇夫座分子云复杂和搜索的变化基于环境的差异在L1688。本文还讨论了N_2H ~+和N_2D ~+（1-0）线示踪的稠密气体的运动学性质。方法.通过对L1688不同区域的33个致密核中N2 H+和N2 D+的J=1-0跃迁的观测，测量了RD。fd估计已完成使用C17 O（1-0）和850微米粉尘连续排放的SCUBA调查。所有的线路观测都是用IRAM 30米天线进行的。结果致密的核心显示出大的（2-40%）氘分数，在L1688的子区域之间具有显著的变化。一氧化碳消耗系数也因区域而异（1-7）。两种不同的相关性之间的氘分数和CO-耗尽因子：核心在A，B2和I显示增加RD与FD增加，类似于以前的研究氘分数在星前核心;核心在B1，B1 B2，C，E，F和H显示一个陡峭的RD-FD相关性，与大氘分数发生在相当安静的气体与相对较低的CO冻出因子。这些可能是最近形成的，集中的无星核心，还没有开始收缩阶段的原恒星形成。我们还发现，氘分数的影响的湍流量，尘埃温度和距离热源在所有区域的L1688，虽然没有发现明确的趋势。
2015-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple paths of deuterium fractionation in protoplanetary disks
我们研究了原行星盘中H $_2$和H $_3^+$的氘化学和核自旋态化学。氘分馏的多种途径被发现，交换反应与D原子，如HCO $^+$ + D，是有效的，除了那些与HD。在一个颗粒大小适合乌云的圆盘模型中，分子的冻结在外部中平面是严重的，而圆盘表面被屏蔽了紫外线辐射。因此，包括DCO $^+$在内的气体分子在盘表面变得丰富，这倾向于使它们的柱密度分布相对平坦。如果尘埃颗粒已经增长到毫米级，中性物质的冻结速率降低，气体分子的丰度，包括DCO $^+$和N $_2$ D $^+$，在冷的中平面增加。湍流扩散将盘表面的D原子和自由基传输到中平面，并将中平面中的稳定冰物种传输到盘表面。因此，湍流对化学的影响是多方面的;而DCO $^+$和N $_2$ D $^+$丰度的增加或减少取决于区域，HCN和DCN在气体和冰的最内半径大大减少，与没有湍流的模型相比。当宇宙射线穿透磁盘，H $_2$的ortho-to-para ratio（OPR）被发现是热的磁盘中，除了在冷（$\lesssim 10$ K）的中平面。我们还分析了H $_3^+$和H $_2$ D $^+$的OPR，以及H $_2$ D $^+$、DCO $^+$和N $_2$ D $^+$的主要反应，以分析推导它们在冷中平面中的丰度。
2018-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cold Deuterium Fractionation in the Nearest Planet-Forming Disk
本文利用ALMA对TW Hya盘的DCO$^+$和DCN进行高分辨率观测与激发分析，发现二者源于20–30 K的行星形成中平面，并提示40 au内气相C/O升高。
2023-01-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Water deuterium fractionation in the high-mass star-forming region G34.26+0.15 based on Herschel/HIFI data
了解水的氘分馏作用对于限制星际云中水的形成机制是非常重要的。用赫歇尔空间天文台上的HIFI仪器以及地面单碟望远镜对高质量恒星形成区G34.26+0.15进行了HDO和H $_2^{18}$ O跃迁观测。检测到10条HDO谱线和3条H $_2^{18}$ O谱线，覆盖了22-204 K的高能级范围。我们使用非LTE 1D分析来确定作为包络中半径的函数的HDO/H $_2$ O比率。考虑了具有不同水丰度分布的模型，以重现所观察到的线剖面。发现热芯（$\sim$ 3.5 $\times$ 10 $^{-4}$ - 7.5 $\times$ 10 $^{-4}$）中的HDO/H $_2$/O比低于较冷包层（$\sim$ 1.0 $\times$ 10 $^{-3}$ - 2.2 $\times$ 10 $^{-3}$）中的HDO/H $_2$/O比。这是第一次发现HDO/H $_2$ O比率的径向变化发生在高质量源中。该源的化学演化被建模为其半径的函数，并且观察结果相对较好地再现。化学模式与观测结果的比较得出红外暗云阶段后$\sim$ 10 $^5$年的年龄。
2014-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemo-dynamical deuterium fractionation in the early solar nebula: The origin of water on Earth and in asteroids and comets
太阳系中水的形成和演化以及地球上水的起源是天文学中最有趣的问题之一。关于地球上的水的起源，流行的假说是通过富含水的小太阳系天体输送的。本文研究了太阳星云早期历史中水的同位素和化学演化。将一个包含多氘物质和核自旋态的气粒化学模型与稳态太阳星云模型相结合。为了计算初始丰度，我们模拟了100万年的冷而暗的TMC 1-类星前核的演变。计算了100万年以上太阳星云的两个含时化学模型：（1）层流模型和（2）二维湍流混合模型。我们发现，径向向外增加的H2O D/H比是浅的化学动力学星云模型相比，层流模型。这与通过快速气相过程更有效地去分馏HDO有关，因为2D混合模型允许水冰向内运输并热蒸发或向上运输并光解吸。层流模型显示地球水的D/H比在r ~<2.5 AU，而对于二维化学动力学模型，该区域较大，r ~<9 AU。类似地，奥尔特族彗星的水的D/H比约为2.5-10 x 10-4，在层流和2D模型中分别在约2-6 AU和约2-20 AU内实现。我们发现，关于水的同位素组成和彗星的起源，混合模型似乎优于层流模型。
2014-01-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Deuterium fractionation as a multi-phase component tracer in the Galactic Centre
中央分子区（CMZ）包含了银河系的大部分质量，但其恒星形成率比银河系圆盘低一个数量级。这可能与CMZ中的大部分气体处于温暖（$>$ 100 K）和湍流阶段，几乎没有物质处于恒星前阶段的事实有关。在这封信中，我们提出了对HCN，HNC，HCO $^{+}$，和N $_{2}$ H $^{+}$朝向CMZ分子云G+0.693-0.027的氘分馏（D/H比）的观测。这些观测首次清楚地表明，除了具有$\sim$ 20 km s $^{-1}$线宽的温暖的、密度较小的和湍流较弱的宽分量外，还存在一个更冷、密度较大和湍流较小的窄分量，其线宽为$\sim$ 9 km s $^{-1}$。HCO $^{+}$和N $_{2}$ H $^{+}$的D/H比$\le$ 6 $\times$ 10 $^{-5}$非常低，接近宇宙值（$\sim$ 2.5 $\times$ 10 $^{-5}$），而衍生自广泛组分的HCN和HNC的高D/H比$>$ 4 $\times$ 10 $^{-4}$证实了腈类存在高温氘化途径。对于窄组分，我们推导出D/H比$>$ 10 $^{-4}$和激发温度的$7$ K的所有分子，这表明动力学温度$\le$ 30 K和H $_2$密度$\ge$ 5 $\times$ 10 $^{4}$ cm $^{-3}$，至少一个数量级大于宽组分。这封信中提出的方法可以识别恒星形成边缘的云，即…
2022-02-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of N$_2$D$^+$ in a protoplanetary disk
氘分馏在太阳系中的观测，以及在星际和拱星物质，通常用于限制挥发物的形成环境。对于原行星盘，这种方法受到了检测到的氘分子数量少的限制，即DCO $^+$和DCN。基于ALMA周期2对金牛座T星AS 209周围盘的观测，我们报告了在一个原行星盘中首次探测到N $_2$ D $^+$（J=3-2）。这些数据与以前的N $_2$ H $^+$（J=3-2）的亚毫米阵列观测一起使用，估计盘平均D/H比为0.3- 0.5，比以前导出的其他年轻恒星周围的DCN/HCN和DCO $^+$ /HCO $^+$的盘平均比高一个数量级。N-$_2$ H $^+$中的高分馏与模型预测一致。AS 209中存在丰富的N-$_2$ D $^+$，这也表明，N-$_2$ D $^+$和N-$_2$ D $^+$ /N-$_2$ H $^+$的比值可以发展成为有效的氘化学、运动学和盘CO雪线外电离过程的探针。
2015-08-14 astro-ph.SR
Hydrogen isotope exchanges between water and methanol in interstellar ices
热核中气相分子的氘分馏被认为反映了星际冰的组成。然而，甲醇的氘化是一个主要的难题，因为同位素比值[CH 2DOH]/[CH 3 OD]，这是预测为3的标准颗粒化学模型，是大得多（~20）在低质量的热corino和显着较低（~1）在高质量的热核。甲醇氘化在低质量和大质量原恒星之间的二分法目前还不清楚。在这项研究中，我们报告了一个简化的速率方程模型的氘化学发生在冰地幔的星际颗粒。我们分别以IRAS 16293-2422和Orion~KL致密岭为原型，将该模型应用于热Corino和热核的化学反应。化学是基于在低温下的统计初始氘化，随后是热氢/氘（H/D）交换水和甲醇之间发生的预热阶段。交换动力学被纳入使用实验室数据。发现[CH 2DOH]/[CH 3 OD]比与水的D/H比成反比，这是由于甲醇和水的羟基（-OH）官能团之间的H/D交换平衡。我们的模型能够重现观测到的[CH 2DOH]/[CH 3 OD]比值，前提是IRAS 16293-2422中水冰[HDO]/[H2O]的原始分馏约为2%，Orion~KL中约为0.6%。我们的结论是，在热的核心测量的分子D/H比可能不代表原来的地幔，因为可交换的氘原子的分子可以与水冰在升温阶段的平衡。
2015-11-03 astro-ph.SR
Chemical study of intermediate-mass (IM) Class 0 protostars. CO depletion and N2H+ deuteration
我们正在对IM 0类原恒星的代表性样本中的原恒星封套进行物理和化学研究。在我们的第一篇论文（Criminal et al. 2010）中，我们确定了原恒星包层的物理结构（密度-温度径向分布）。在这里，我们研究了CO耗尽和N2 H+氘代。我们用IRAM 30米望远镜观测到了C_（18）O、C_（17）O、N_2 H ~+和N_2D ~+的毫米谱线。在此基础上，我们利用辐射转移程序计算了C18 O、N2 H+和N2 D+在其包层上的径向丰度分布。此外，我们模拟了原恒星包层的化学性质。所有的C18 O 1-0图都很好地拟合，假设C18 O丰度在原恒星包层内向内减少，直到气体和尘埃达到CO蒸发温度20- 25 K，CO被释放回气相。0类IM中的N2 H+氘分馏为[N2 D +]/[N2 H +]=0.005-0.014，比星际介质中的元素[D/H]值高两个数量级，但比星前团块低10倍。化学模型占C18 O和N2 H+的意见，如果我们假设的CO丰度是2倍低于内信封的典型值。这可能是由于CO在蒸发和/或CO被恒星UV辐射光解之前在颗粒表面转化为CH 3OH的结果。氘分馏不能用化学模型来拟合。这种差异很可能是由于我们的模型假设为球形几何形状，忽略了双极外流和恒星紫外辐射等重要现象的影响。更重要的是，氘分馏是依赖于邻-对氢的比例，这是不可能达到稳态值在这些原恒星的动态时间尺度。
2010-07-05 astro-ph.SR
First measurements of 15N fractionation in N2H+ toward high-mass star forming cores
我们报告的第一次测量的同位素比14N/15N在N2H+对一个统计上显着的高质量恒星形成的核心样本。这些来源属于大质量恒星形成过程的三个主要演化类别：大质量无星核心、大质量原恒星天体和超致密HII区域。同时测量了CN中的~（14）N/~（15）N。由N2H+得出的14 N/15 N比值显示出较大的差异（从~180到~1300），而由氯化萘得出的比值介于地球大气中测得的数值（~270）和原太阳星云中测得的数值（~440）之间，大部分来源的比值都在误差范围内。然而，这种不同的传播可能是由于N2H+同位素体中检测到的来源多于CN同位素体中检测到的来源。14N/15N比值随源演化阶段的变化不明显，说明时间对氮的分馏作用似乎无关。我们还发现了14N/15N（来自N2H+）和H/D同位素比值之间的可能关系。这表明，15 N富集不能与导致D富集的参数相联系，与最近的化学模型预测一致。然而，这些模型无法重现所观察到的14 N/15 N的大范围扩散，指出模型中可能仍然缺少一些重要的氮分馏途径。
2015-06-17 astro-ph.SR
Deuterium chemistry and D/H ratios in Class 0/I proto-brown dwarfs
我们对16颗0/I类原棕矮星和4颗平类/II类棕矮星中的几种氘代物质进行了首次广泛的观测调查。用IRAM 30米望远镜在DCO $^{+}$（3-2）、DCN（3-2）、DNC（3-2）和N $_{2}$ D $^{+}$（3-2）谱线上进行了观测。DCO $^{+}$ /H $^{13}$ CO $^{+}$、DCN/H $^{13}$ CN和DNC/HN $^{13}$ C比值相对较高，并且分别显示出比DCO $^{+}$ /HCO $^{+}$、DCN/HCN和DNC/HNC比值更窄的范围。衍生自这些分子的原BD的平均D/H比在$\sim$ 0.02-3的范围内。低温气相离子分子氘转移和粮食表面反应需要解释增强氘分馏。原始BD的非常致密和寒冷的内部（$n_{H_{2}}$ $\geq$ 10 $^{6}$ cm $^{-3}$，T $\leq$ 10 K）为这些核心中的有效氘分馏提供了合适的条件。D/H比和CO消耗因子之间没有相关性，除了DCN/HCN比显示出可能由于DCN和HCN分子的峰值发射区域的差异而导致的强反相关性。在$\sim$ 0.002- 40 L $_{\odot}$的较宽范围内，我们发现DCO $^{+}$ /HCO $^{+}$有升高的趋势（r = -0.7）和DCN/HCN（r = -0.6）比值，几乎恒定的DNC/HNC（r = -0.4）和DNC/H…
2022-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
First detection of deuterated methylidyne (CD) in the interstellar medium
本文首次利用 APEX 12m 望远镜在 IRAS 16293-2422 中探测到星际介质中的 CD，并通过气相化学模型表明 CD/CH 丰度比可反映暖氘化学并约束气体温度。
2023-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing midplane CO abundance and gas temperature with DCO$^+$ in the protoplanetary disk around HD 169142
这项工作的目的是了解哪些中平面条件下探测的DCO $^+$排放在磁盘周围的赫比格Ae星HD 169142。我们探讨了DCO $^+$形成途径对气体温度和CO丰度的敏感性。用ALMA在0.3”的空间分辨率下观察到DCO $^+$ $J$ =3-2跃迁。HD 169142 DCO $^+$径向强度分布图显示，在半径<30 AU处有一个温暖的内部成分，在约50-230 AU处有一个宽的环状结构，在100 AU处有一个峰值，正好超过毫米晶粒边缘。我们模拟的DCO $^+$发射在HD 169142与物理磁盘结构改编自文献，并采用了一个简单的氘化学网络，以调查通过冷氘分馏途径通过H $_2$ D $^+$的DCO $^+$的形成。通过CH $_2$ D $^+$的热氘分馏途径的贡献近似使用中间盘层中的恒定丰度。参数化模型表明，需要改变文献模型的中平面气体温度和CO丰度，以恢复观测到的DCO $^+$径向强度分布。最佳拟合模型在z/r < 0.1的区域包含一个阴影的冷中平面，气体温度降低8 K，刚好超过毫米晶粒边缘的CO损耗因子为5，当r > 120 AU时气体温度降低2 K。温氘分馏途径在30-70 K之间以恒定的DCO $^+$丰度2.0 $\times$ 10 $^{-12}$实施。DCO $^+$发射探测HD 169142外盘中的冷物质储库，该储库未被毫米连续谱、SED或来自12 CO、…
2018-02-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The TW Hya Rosetta Stone Project I: Radial and vertical distributions of DCN and DCO+
分子的D/H比值常被用来探测太阳系挥发物的化学历史。然而，目前还不清楚太阳星云的哪些部分拥有活跃的氘分馏化学。为了解决这个问题，我们提出了0”.2-0”.4 ALMA观测DCO+和DCN 2-1，3-2和4-3对TW Hya附近的原行星盘，作为TW Hya Rosetta Stone项目的一部分，增加了档案数据。DCO+的特点是在70金半径卵石盘的激发温度为~40 K，表明从温暖的，升高的分子层发射。然而，DCN存在于甚至更高的温度下。DCO+和DCN都在内盘中呈现大量的发射空腔，而在外盘中，DCO+和DCN形态发散：大多数DCN发射起源于峰值约30 μ m的窄环，一些额外的扩散DCN发射存在于较大的半径处，而DCO+存在于延伸超过卵石盘的宽结构环中。基于参数磁盘丰度模型，这些发射模式可以解释为一个接近恒定的DCN丰度外腔，并增加DCO+丰度与半径。似乎有一个活跃的氘分馏化学在TW Hya周围的多个磁盘区域，但不是在冷的星子形成的中平面和内部磁盘。需要更多的观测来探索在后面这些区域中是否真的不存在氘分馏，以及它的缺乏是否是一个共同的特征，或者是旧TW Hya盘特有的东西。
2020-11-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Search for H$_3^+$ isotopologues toward CRL 2136 IRS 1
氘代星际分子相对于其主要同位素的丰度通常远高于冷的致密星际介质中的总元素D-H比。H $_3^+$及其同位素体在氘分馏中起关键作用;然而，迄今为止，尚未根据经验测量这些同位素体相对于H $_3^+$的丰度。我们的目的是限制相对丰度的H $_2$ D $^+$和D $_3^+$在冷外信封的热核CRL 2136 IRS 1。我们使用VLT的CRIRES光谱仪、IRTF的iSHELL光谱仪和SOFIA上的EXES光谱仪对H $_3^+$及其同位素体进行了三次观测。此外，通过iSHELL观察到2.3 $μ$ m处的CO泛音带，以表征视线上的气体。与先前的观察一样，在CRL 2136 IRS 1方向检测到H $_3^+$离子。H $_2$ D $^+$和D $_3^+$谱线的光谱导致未检测到。$N({\rm H_2D^+})/N({\rm H_3^+})$和$N({\rm D_3^+})/N({\rm H_3^+})$的3个$σ$上限分别为0.24和0.13。CO的布居图由温度为58 K和530 K的两个暖气体组分再现，假设转动能级的局部热力学平衡（LTE）分布。冷气体（PDMATHAMT 20 K）对朝向CRL 2136 IRS 1的CO分子柱仅做出微小贡献。在稠密云中氘分馏的临界条件是低温和CO耗尽。考虑到修改后的云性质，在CRL 2136 IRS 1中没有检测到H $_3^+$同位素体…
2019-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Deuterium Fractionation across the Infrared Dark Cloud G034.77-00.55 interacting with the Supernova Remnant W44
本研究通过观测与超新星遗迹W44相互作用的红外暗云G034.77-00.55的N₂H⁺氘化率，发现激波区域氘化水平显著升高，为激波触发恒星形成提供了间接证据，同时指出需更高分辨率研究明确氘化物质结构。
2023-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
First detection of CHD$_{2}$OH towards pre-stellar cores
通过氘分馏追踪恒星和行星形成过程中物质的遗传。我们在这里报告的第一次检测到双氘甲醇对前恒星的核心。我们研究了氘分馏甲醇，CH $_{3}$ OH，对两个无星和两个前星的核心。我们得出的D/H比为0.8-1.9 $\%$与CH $_{2}$ DOH在前恒星的核心H-MM 1和L 694 -2，与测量更先进的0/I类对象和彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko一致，表明在前恒星阶段产生的直接化学联系。此外，CHD $_{2}$ OH/CH $_{2}$ DOH的柱密度比为$\sim$ 50-80 $\%$，与0/I类天体的柱密度比一致，表明CHD $_{2}$ OH的有效形成机制，可能通过H原子添加到D $_{2}$ CO中。在两种预聚物中，CH $_{2}$ DOH/CH $_{3}$ OH和CHD $_{2}$ OH/CH $_{3}$ OH柱密度比分别为：恒星核的氘代比两个无星核B68和L1521 E的氘代大，反映了早期核甲醇氘代的演化趋势。
2022-12-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterium chemistry of dense gas in the vicinity of low-mass and massive star forming regions
氘与氢原子的标准星际比（D/H）是$\sim 1.5 \times 10^{-5}$。然而，氘分馏实际上被发现在不同程度上增强，在冷的，黑暗的核心，大质量恒星形成区域周围的热核心，不冷的核心，以及低质量恒星形成区域周围的温暖核心（{ \it，热corino）。在本文中，我们调查的整体差异，氘化学之间的热核和热corino。我们用气体颗粒化学模型模拟了低质量和大质量恒星形成区周围致密气体的化学性质。我们研究了不同的核心密度、气体物质对尘埃颗粒的消耗效率、坍缩模式和原恒星的最终质量对恒星形成区化学演化的影响。我们发现，氘化学是，在一般情况下，最敏感的变化的耗尽效率的粮食表面上，与观察一致。此外，结果表明，在热的核心比在热corino的化学是更敏感的坍缩核心的最终密度的变化。最后，我们发现，氘硫轴承物种在致密气体周围的热核心和corinos的比例可能是很好的演化指标，以类似的方式作为他们的非氘同行。
2014-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
SOFIA/GREAT observations of OD and OH rotational lines towards high-mass star forming regions
只是最近，OD，氘同位素的羟基，OH，已成为可访问的星际介质;光谱线从这两个物种已被观察到在超太赫兹和远红外制度。在这里，我们研究了银河系13个大质量恒星形成区的OD和OH旋转线，目的是限制OD丰度，并推断其分子包层中OH的氘分馏。利用红外天文同温层观测站（SOFIA）观测了1.3 THz（$215~μ$ m）的OD的$^2Π_{3/2}$ $J=5/2-3/2$基态跃迁和1.84 THz（$163~μ$ m）的OH旋转激发线。我们还使用了已发表的高光谱分辨率SOFIA数据的OH基态跃迁在2.51太赫兹（$119.3~μ$ m）。我们的研究结果表明，从$^2Π_{3/2}$ OD $J=5/2-3/2$基态跃迁的吸收是普遍的高质量恒星形成的活动场所周围的致密团块。我们进行了详细的辐射转移建模，以调查我们的样品的大部分在内部信封的OD丰度分布。我们的建模表明，部分吸收来自于更致密的内部，而SOFIA所看到的大部分吸收来自于外层的冷层，我们对分子丰度的限制表明氘分馏的强烈增强。我们发现OD丰度和热光度质量比之间存在弱的负相关关系，这是一个演化指标，表明OD丰度随时间缓慢下降。与HDO的比较显示了类似的高氘分馏的两个物种中的冷信封，这是0.48%的顺序为最好的研究源，G34.26+0.15。我们的研究结果是一致的化学模型，有利于快速交换反应，形成OD在稠密的冷气体。
2022-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for DCO+ as a probe of ionization in the warm disk surface
在这封信中，我们模拟了原行星盘中DCO $^{+}$的化学性质。我们发现，DCO $^{+}$丰度的总体分布是定性类似的CO，但占主导地位的薄层位于内部磁盘表面。为了了解它的分布，我们研究了不同的关键气相氘化途径，可以导致DCO $^{+}$的形成。我们的分析表明，最近的更新，在涉及CH $_2$ D $^{+}$作为母体分子的DCO $^{+}$有利于氘分馏反应在温暖的条件下。因此，DCO $^{+}$的形成在发生X射线电离的盘的内部温暖表面层中增强。我们的分析指出，DCO $^{+}$不是一个可靠的CO雪线示踪剂，如前所述。因此，我们预测，DCO $^{+}$是一个示踪剂的活性氘，特别是X射线电离的内盘。
2015-03-09 astro-ph.SR
Probing the initial conditions of high-mass star formation -- IV. Gas dynamics and NH$_2$D chemistry in high-mass precluster and protocluster clumps
恒星形成的初始阶段是一个复杂的区域研究，因为它的密度高，温度低。在这样的条件下，许多分子通过冻结在尘埃颗粒上而从气相中耗尽。然而，氘代物质可以保持气态，因此是理想的示踪剂。我们调查的气体动力学和NH $_2$ D化学在8个大规模的前/原团簇块。我们分别用PdBI和VLA给出了8个团簇的NH $_2$ D 1 $_{11}$-1 $_{01}$（85.926 GHz）、NH $_3$（1，1）和（2，2）观测结果。结果表明，氘分馏与动力学温度之间的分布在$T_{\rm kin}=16.1$ K附近有一个数密度峰，NH-$_2$-D核主要位于13.0 ~ 22.0 K之间。我们检测到七个极高的氘分馏的$1.0 \leqslant D_{\rm frac} \leqslant 1.41$的情况。我们发现，NH $_2$ D发射似乎并不完全符合尘埃连续或NH $_3$峰的位置，但往往围绕恒星形成的活动区。这表明NH $_{2}$ D已经被中心的年轻恒星天体（YSO）由于加热而破坏。检测到的NH $_2$ D线非常窄，中值宽度为$\rm 0.98\pm0.02 km/s$。被提取出来的NH $_2$ D核心是引力束缚的（$α_{\rm vir} < 1$），可能是星前或无星的，并且可能形成中等质量或高质量的恒星。用NH $_3$（1，1）作为动力学示踪剂，我们发现了非常复杂的动力学运动，它可…
2020-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterium Escape on Photoevaporating Sub-Neptunes
本文结合扩散限制与能量限制光致蒸发模型，模拟亚海王星H/He包层的氘逃逸，指出小包层、弱逃逸行星可显著提升D/H比，并给出半径谷上边界为最佳观测目标。
2023-08-18 astro-ph.EP 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
Planets Around Low-Mass Stars (PALMS). III. A Young Dusty L Dwarf Companion at the Deuterium-Burning Limit
我们报告发现了一颗年轻的M3.5V恒星2 MASS J 01225093 -2439505的L型伴星，预计距离为1.45”（~52 AU），这是我们自适应光学成像搜索年轻低质量恒星周围太阳系外巨行星的一部分。2 MASS 0122-2439 B具有非常红的近红外颜色，类似于HR 8799行星和该领域中已知最红的年轻/尘埃L矮星。中等分辨率（R~3800）1.5-2.4 $μ$ m光谱揭示了L4-L 6的近红外光谱类型和角H带形状，证实了它的低温和年轻的年龄。根据到主星的测光距离（36 +/- 4 pc）和我们从Keck/HIRES对2 MASS 0122 - 2439 A的径向速度测量，2 MASS 0122 - 2439 AB的运动学与~ 1.2亿年AB Dor年轻移动群的成员略微一致。我们对该系统采用AB Dor群年龄，但高能量发射、缺乏Li I $λ$ 6707吸收和2 MASS 0122-2439 B的光谱形状表明可能在10-120百万年的范围内。2 MASS 0122-2439 B的年龄和光度落在一条“热启动”演化模型质量轨道重叠的地带，这是氘燃烧的结果。2 MASS 0122-2439 B的隐含质量约为12-13 Mjup或22-27 Mjup（如果是AB Dor成员），或可能低至11 Mjup（如果采用更宽的年龄范围）。演化模型预测了2 MASS 0122-2439 …
2013-07-08 astro-ph.SR
Fractionation in young cores: Direct determinations of nitrogen and carbon fractionation in HCN
本研究通过IRAM 30m望远镜观测6个年轻核的HCN谱线，对比直接NLTE辐射转移建模与间接双同位素法的氮、碳分馏测定结果，发现间接法存在缺陷，直接法未观测到HCN氮分馏的恒星形成演化趋势。
2024-03-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterium Chemodynamics of Massive Pre-Stellar Cores
$\rm N_2H^+$的高水平氘分馏（即，$\rm D_{frac}^{N_2H^+} \gtrsim 0.1$）经常在星前核（PSC）中被观测到，而探测$\rm N_2D^+$是识别难以捉摸的大质量PSC的一种很有前途的方法。然而，达到如此高水平的氘化所需的物理和化学条件仍然不确定，因为PSC的$\rm N_2H^+$和$\rm N_2D^+$观察的诊断效用也不确定。我们进行3D磁流体力学模拟的一个大规模的，动荡的，磁化PSC，加上一个复杂的氘化天体化学网络。虽然核心有一些磁场/湍流的支持，但它在重力作用下在大约一个自由落体时间内崩溃，这标志着模拟的结束。在此期间，我们的基准模型实现了相对较低的$\rm D_{frac}^{N_2H^+} \sim 0.002$。然后，我们调查的影响，初始的邻-对位比的$\rm H_2$（$\rm OPR^{H_2}$），温度，宇宙射线（CR）电离率，CO和N-物种耗尽因子和先前的PSC化学演变。我们发现，高CR电离率和高损耗因子允许模拟的$\rm D_{frac}^{N_2H^+}$和绝对丰度匹配观测值在一个自由落体时间。对于$\rm OPR^{H_2}$，虽然较低的初始值有助于$\rm D_{frac}^{N_2H^+}$的生长，但与观察到的系统相比，氘代的空间结构过于广泛。对于一个例子模型与CR电离率升高和显着的重元素耗尽，然后，我们研究…
2021-01-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterium burning in objects forming via the core accretion scenario - Brown dwarfs or planets?
目标。我们的目的是研究氘燃烧的对象形成根据核心吸积的情况下，在热和冷启动的假设和什么最低氘燃烧质量限制，这些对象被发现。我们还研究了燃烧过程如何影响物体的结构和光度。此外，我们要测试和验证我们的结果进行比较，他们已经存在的热启动模拟没有考虑，但是，形成过程。方法.提出了一种计算行星形成和演化自洽耦合模型中天体氘燃烧的新方法。我们讨论了哪种理论是用来描述氘燃烧的过程，以及它是如何实现的。结果我们发现，根据热启动方案形成的对象的行为大致相同的方式在以前的作品中发现的进化计算，没有考虑的形成。然而，对于冷启动物体，人们发现物体在氘燃烧期间膨胀，而不是部分稳定地抵抗收缩。在热启动和冷启动这两种情况下，固体堆芯的质量对氘燃烧的最小质量极限都有影响。然而，质量极限13 MJ的一般位置保持大致相同。所有研究参数均无法使该质量限值的变化超过0.8 MJ。由于氘燃烧，热启动和冷启动物体的光度在~200百万年后变得相当。
2012-10-14 astro-ph.EP 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
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
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
ALMA observations of water deuteration: A physical diagnostic of the formation of protostars
水的氘分馏可以作为恒星形成期间水的化学和物理演化的示踪剂，并可以限制太阳系天体中水的起源。我们确定HDO/H $_2$ O比率在内部温暖的气体朝向三个低质量的0类原恒星被选择为在孤立的核心，即，与任何云复合体无关。以前的来源，其中HDO/H $_2$ O的比例已经建立了所有的一部分，更大的恒星形成复合体。以这些孤立的原恒星为目标，可以比较孤立和聚集区域的水化学，以确定当地云环境的影响。我们给出了225.897 GHz和241.562 GHz的HDO $3_{1,2}$ - $2_{2,1}$和$2_{1,1}$ - $2_{1,2}$跃迁以及203.407 GHz的H $_2^{18}$ O $3_{1,3}$ - $2_{2,0}$跃迁的ALMA观测结果。高角分辨率（0 \farcs 3-1 \farcs 3）允许研究内部温暖的包络气体。HDO/H $_2$ O比率的模型独立的估计获得，并与以前的确定在温暖的气体向低质量的原恒星。我们检测到目标水向S/N > 5的三个源的转换。我们确定L483、B335和BHR 71-IRS 1的HDO/H $_2$ O比率分别为（$2.2\pm0.4$）$\times 10^{-3}$、（$1.7\pm0.3$）$\times 10^{-3}$和（$1.8\pm0.4$）$\times 10^{-3}$，假设$T_\mathrm{ex} = 1…
2019-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterated methanol in the pre-stellar core L1544
利用IRAM 30 m望远镜，我们绘制了前星核L1544的甲醇辐射图，并观测到了L1544尘埃峰附近的单氘代甲醇（CH $_2$ DOH和CH $_3$ OD）。在96.7 GHz的三个CH $_3$ OH发射线上进行非LTE辐射转移建模，使用Bonnor-Ebert球体作为源的模型。我们还假设了一个中心递减的丰度分布，以考虑到分子在内核中的冻结。假设LTE激发和光学薄发射，推导出CH $_2$ DOH的柱密度。CH $_3$ OH发射具有高度不对称的形态，类似于围绕尘埃峰的不均匀环，其中CO主要冻结在尘埃颗粒上。这些观测提供了一个准确的测量甲醇氘在冷的星前气体。导出的丰度比为[CH $_2$ DOH]/[CH $_3$ OH] $= 0.10\pm 0.03$，明显小于在低质量0类原恒星中发现的丰度比，也小于在L1544的其他分子中测量到的氘分数。在L1544中观察到的低氘分馏和CH $_3$ OH发射的形态表明，我们主要追踪核心的外部，在那里CO刚刚开始冻结到尘埃颗粒上。
2014-08-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecules with ALMA at Planet-forming Scales (MAPS). X. Studying deuteration at high angular resolution toward protoplanetary disks
氘分馏取决于各种物理和化学参数。因此，太阳系中物质的形成位置和热历史往往是通过测量其D/H比来研究的。这就需要了解行星形成时期的氘化过程。我们的目标是研究这些过程，通过径向分辨DCN/HCN（在0.3”分辨率）和N $_2$ D $^+$ /N $_2$ H $^+$（0.3至0.9”）柱密度比对五个原行星盘观测的分子与ALMA在行星形成尺度（MAPS）大计划。在所有五个来源中检测到DCN，其中一个是新报告的检测。N $_2$ D $^+$在四个来源中检测到，其中两个是新报告的检测。我们推导出柱密度分布，使我们能够在高分辨率下研究DCN/HCN和N $_2$ D $^+$ /N $_2$ H $^+$比率的空间变化。DCN/HCN对于磁盘的不同部分变化很大，范围从$10^{-3}$到$10^{-1}$。特别是，与外盘相比，内盘区域通常显示出显著较低的HCN氘代。此外，我们的分析证实，两个氘分馏通道是活跃的，这可以改变的D/H比内池的有机分子。在$\sim$ 50 au以外的冷外部区域发现了N $_2$ D $^+$，在整个盘样品中，N $_2$ D $^+$ /N $_2$ H $^+$的范围在$10^{-2}$和1之间。这与理论预期的N $_2$ H $^+$氘化仅通过低温通道进行是一致的。本文是《天体物理学杂志增刊》MAPS特刊的一部分。
2021-11-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Extended emission of D2H+ in a prestellar core
背景：近年来，H2 D+和D2 H+分子作为冷的和贫化的致密分子云核的探针受到了极大的关注。这些离子是分子氘分馏的基础，这是在恒星形成区域观察到的一个共同特征。H2 D+现在被常规地观察到，但是寻找其同位素体D2 H+仍然是困难的，因为其基对位跃迁的频率很高（692 GHz）。目的：我们观察了冷星前核中H2 D+和D2 H+的分子跃迁，以表征氘化学的根源。研究方法：由于APEX望远镜上灵敏的多像素CHAMP+接收器满足了所需的优良天气条件，我们不仅成功地探测到位于L1688云中的H-MM 1星前核中的D2 H+，而且还获得了有关其发射空间范围的信息。我们还在同一来源中检测到372 GHz的H2 D+。我们使用非LTE辐射转移代码和最先进的自旋相关化学模型分析这些检测。结果：这是首次在太空中安全检测到D2 H+。此外，发射在CHAMP+阵列的几个像素上延伸，即在至少40“的尺度上，对应于~ 4800 AU。我们推导出列密度的顺序为1 E12 - 1 E13 cm-2的LTE近似中的两个分子取决于假设的温度，和高达两个数量级更高的基础上的非LTE分析。结论：我们的模型表明，在核心中心的CO消耗水平必须非常高（>10，甚至>100，如果核心的温度约为10 K），与其他核心中直接测量的CO消耗水平相矛盾。观察H2 D+空间分布和直接测量H-MM 1中的CO消耗对于确认目前研究氘基础的化学模…
2010-09-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
Molecular Cloud Cores with High Deuterium Fraction: Nobeyama Single-Pointing Survey
我们提供了对分布在五种不同环境（$λ$ Orionis、Orion A、B、银河平面和高纬度）的普朗克银河冷团中嵌入的207个致密核心进行单点测量的结果，以识别处于恒星形成边缘的致密核心，以研究恒星形成的初始条件。我们观察到这些核心的8个分子线在76-94 GHz的Nobeyama 45米望远镜。我们发现早期类型的分子（例如，CCS）具有低检测率，并且晚型分子（例如，N $_2$ H $^+$，c-C $_3$ H $_2$）和氘代分子（例如，N $_2$ D $^+$，DNC）具有高检测率，表明大多数核是化学进化的。发现氘分数（D/H）随着距离的增加而减小，这表明对于远芯（$>$ 1 kpc），氘分数遭受D/H对线之间的差分束稀释。对于位于相似距离的$λ$ Orionis、Orion A和B，D/H没有显著差异，这表明在这三个区域中观察到的化学性质没有系统差异。我们在猎户座地区确定了至少八个高D/H核心，两个在高纬度地区，这是最有可能接近恒星形成的开始。没有明确的证据表明在无星阶段湍流的演化变化，这表明湍流的耗散不是恒星形成开始的主要机制，从0.04 pc的光束大小的观测判断。
2020-07-24 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
Water D/H in 3I/ATLAS as a Probe of Formation Conditions in Another Planetary System
University of Michigan（密歇根大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；The Catholic University of America（美利坚天主教大学）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；Case Western Reserve University（凯斯西储大学）；University of California, Berkeley（加利福尼亚大学伯克利分校）；Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université Paris Cité（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎西岱大学）
通过ALMA观测3I/ATLAS的水氘/氢比，发现其氘富集程度远高于地球和太阳系彗星，暗示其形成环境温度更低、辐射更弱，可能来自不同物理化学条件的行星系统。
2026-04-14 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
USco1621 B and USco1556 B: Two wide companions at the deuterium-burning mass limit in Upper Scorpius
我们的目标是识别类似的气体巨行星，作为非常年轻的恒星的广泛分离的同伴。为了识别这些天体，我们交叉关联了可见光和红外巡天望远镜（VISTA）半球巡天（VHS）和英国红外望远镜红外深空巡天星系团巡天（UKIDSS GCS）星表，以寻找1195个已知的上天蝎座成员（USco;年龄$\sim$ 5 - 10百万年，距离$\sim$ 145 pc）的共同自行伴星。我们介绍了上天蝎座两颗早期M星的两颗非常宽的亚星伴星：USCO 1621 B和USCO 1556 B的发现和光谱特征。我们获得了候选者的光学和近红外低分辨率光谱，以确定它们的光谱能量分布，并确认它们的成员资格。我们还获得了主恒星和次恒星的自适应光学图像，以寻找双星和近伴星的迹象。我们确定了两个伴星的光学光谱型为M8.5，USco 1621 B和USco 1556 B的近红外光谱型分别为L0和L0.5。这两个同伴的光谱显示出明显的年轻标记。与理论进化模型的比较给出了估计的质量为0.015 $\pm$ 0.002和0.014 $\pm$ 0.002 M $_{\odot}$，温度分别为2270 $\pm$ 90和2240 $\pm$ 100 K。对于USco 1621和USco 1556系统，两个系统组分之间的物理分离分别为2880 $\pm$ 20和3500 $\pm$ 40 AU。我们在自适应光学图像中没有发现任何额外的近伴。这两个…
2019-12-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Broadband infrared spectroscopy of methanol isotopologues in pure, H2O-rich, and CO-rich ice analogues
Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；University of Kent（肯特大学）；HUN-REN Institute for Nuclear Research (Atomki)（匈牙利研究与教育网络核物理研究所）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Catania（意大利国家天体物理研究所卡塔尼亚天文台）
研究通过实验室红外光谱和非谐振动计算，分析了甲醇及其氘化同位素在类天体冰中的光谱特征，揭示了氘化甲醇的可靠标识符，为恒星和行星形成前的星化学模型提供约束。
2026-02-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Sonora Substellar Atmosphere Models. VII. Flame Skimmer: Cloud-free Atmospheric and Evolutionary Models for the Coldest Substellar Objects
University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of California Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；NASA Ames Research Center（美国国家航空航天局艾姆斯研究中心）；SETI Institute（SETI研究所）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）；University of Arizona（亚利桑那大学）
本文提出Sonora Flame Skimmer无云亚恒星大气与演化模型，拓展参数空间并更新相关框架，揭示高金属丰度冷却更慢等结果，所有模型公开可用。
2026-08-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
