The chemistry of ions in the Orion Bar I. - CH+, SH+, and CF+: The effect of high electron density and vibrationally excited H2 in a warm PDR surface
星际CH+和SH+的丰度还没有得到很好的理解，因为它们最有可能的形成通道是高度吸热的。利用Herschel的数据，我们研究了CH+和SH+在一个典型的高紫外光照明光子主导区（PDR），猎户座酒吧的形成。Herschel/HIFI提供了CH+ 1-0和2-1的速度分辨数据以及SH+的三个超精细跃迁。Herschel/PACS提供了CH+的激发和空间分布的信息（直到J=6-5）。CH+ 2-1和1-0跃迁的宽度约为5 km/s，比猎户座棒中致密气体示踪剂的典型宽度（2-3 km/s）要宽得多，与团间介质（如C+和HF）的示踪剂宽度相当。检测到的SH+跃迁比CH+窄，线宽为3 km/s，表明SH+发射主要起源于致密的凝聚。非LTE辐射转移模型表明，电子碰撞影响CH+和SH+的激发，计算CH+的激发需要考虑反应碰撞。与PDR模式的比较表明，CH+和SH+是PDR暖表面区（AV<1.5）的示踪剂，温度在500-1000 K之间。我们还探测到了CF+的5-4跃迁（FWHM=1.9 km/s），其强度与以前观测到的低J CF+向猎户座酒吧的跃迁一致。PDR模型的比较表明，内部的振动能的H2可以解释形成CH+的典型物理条件在猎户座酒吧附近的电离前沿。H2振动激发也是SH+形成的最可能的解释。CH+和SH+的丰度比跟踪这些离子的破坏路径，并通过它，间接地，H，H2和电子丰度的比率作为进入云的深度的函…
2013-01-14 astro-ph.GA
The interstellar chemistry of H2C3O isomers
我们提出了两个H2C3O异构体，propynal和环丙烯酮，对各种无星核心和分子云的检测，以及第三异构体丙二烯酮的上限。我们回顾了控制星际介质中H2C3O异构体丰度的过程，表明所涉及的反应是气相反应。我们发现，这些物种的丰度是由动力学，而不是热力学效应控制。
2015-12-04 astro-ph.GA
Accurate rate coefficients for models of interstellar gas-grain chemistry
考虑了晶粒尺寸和涨落效应，大大改进了模拟晶粒表面化学的方法。然而，目前在气体-颗粒化学的所有实际模型中使用的反应速率系数是不准确的。我们提供了这些关键的速率系数，既准确又容易纳入气体颗粒模型的表达式。我们使用在早期的工作，其中的反应速率系数被定义为一个第一次通过问题，这是用随机游走理论解决得到的确切结果。这里给出的近似反应速率系数很容易包含在所有的星际气体-颗粒化学模型中。与常用的表达式相反，它提供的结果与详细的动力学蒙特卡罗模拟完全一致。我们还显示了涉及多个物种的反应的速率系数。
2009-11-02 astro-ph.GA
Vibrationally Excited Molecular Hydrogen Near Herschel 36
我们提出了第一个高分辨率的紫外光谱对赫歇尔36，一个梯形的大质量恒星系统包含在泻湖星云（M8，NGC 6523）。光谱揭示了物质中分子氢在单一速度或非常小的速度范围内的极端振转激发，这一成分可能位于恒星系统附近并受到荧光激发。总体H $_2$激发与HD 37903相似，但明显大于HD 37903，后者先前显示了UV吸收光谱中观察到的最大振动激发H $_2$柱密度。虽然高激发H $_2$线的速度是一致的，在每个观察，看来，他们经历了$\sim$ 60公里秒$^{-1}$红移在3.6年之间的观察。在这两种情况下，高度激发的物质的速度都不匹配于大部分出现在M8前景中的视线物质的速度。最近的工作显示了异常兴奋的CH和CH $^{+}$线和几个异常宽的扩散星际带朝向赫歇尔36。随着H $_2$激发，所有这些发现似乎都与大质量年轻恒星系统$\sim$ 0.1 pc内的极端环境有关。
2014-04-07 astro-ph.GA
Review of important reactions for the nitrogen chemistry in the interstellar medium
天体化学模型的预测强烈依赖于模拟中使用的反应速率系数。我们回顾了致密星际介质中含氮物种化学的一些关键反应，并提出了新的反应速率系数。评论的细节以与每个反应相关的表格的形式给出。新推荐的速率系数具有不确定性和有效温度范围，并将纳入KIDA（kida.obs.u-bordeaux1.fr）。
2013-10-16 astro-ph.GA
The C(3P) + NH3 reaction in interstellar chemistry: II. Low temperature rate constants and modeling of NH, NH2 and NH3 abundances in dense interstellar clouds
采用连续超音速流动反应器测定了50 ~ 296 K温度范围内C + NH3反应的速率常数。通过脉冲激光光解CBr 4产生C原子。标题反应的动力学直接遵循真空紫外激光诱导荧光（VUV LIF）的C损失和通过H的形成。实验明确地表明，反应在296 K下是快速的，在较低温度下变得更快，在50 K下达到1.8 10-10 cm 3 molecule-1 s-1的值。由于这种反应目前没有包括在天体化学网络中，它对星际氢化氮丰度的影响是通过一个包括气体-颗粒相互作用的稠密云模型来测试的。特别是，在星际NH3合成中起着至关重要的作用的H2的邻-对比的效果进行检查。
2016-03-24 astro-ph.GA
The chemistry of interstellar argonium and other probes of the molecular fraction in diffuse clouds
我们提出了一个一般的参数研究，其中的星际氩（ArH $^+$）的丰度预测使用扩散星际气体云的物理和化学模型。结果已获得作为一个功能的紫外辐射场，宇宙射线电离率，和云消光。没有一组云参数提供一个可接受的适合典型的ArH $^+$，OH $^+$和$\rm H_2O^+$丰度在银河系内的弥漫云观察。相反，观测到的丰度表明，ArH $^+$主要存在于一个单独的种群的小的云总的视觉消光最多0.02兆克每云，其中的列平均分子分数是在范围$10^{-5} - 10^{-2}$，而OH $^+$和$\rm H_2O^+$主要存在于稍大的云与列平均分子分数$\sim 0.2$。这一分析证实了我们先前的建议，即氩分子离子是几乎纯原子气体的独特示踪剂。
2016-07-01 astro-ph.GA
GGCHEMPY: A pure Python-based gas-grain chemical code for efficient simulation of interstellar chemistry
在本文中，我们提出了一个新的气体颗粒化学代码星际云编写的纯Python（GGCHEMPY）。通过与高性能Python编译器Numba相结合，GGCHEMPY与基于Fortran的版本一样高效。借助Python功能，灵活的计算工作流和扩展成为可能。作为一个展示，GGCHEMPY被应用于研究三维投影对分子分布的一般影响，使用两个核心系统，可以很容易地扩展到更复杂的情况。通过比较两个重叠核和两个合并核的分子分布差异，总结出N2H+、HC3N、C2S、H2CO、HCN和C2H等典型的化学差异，这些差异可用于解释分子云的三维结构。
2021-10-21 astro-ph.GA
Interstellar H2 toward HD 37903
我们对HD 37903的星际H2进行了分析，HD 37903是一颗位于NGC 2023反射星云中的热B 1.5 V恒星。Meyer等人（2001年）利用HST观测到的振动激发H2的丰富光谱计算了HD 37903的星际云模型。我们通过包括FUSE卫星观测到的v”=0振动能级来扩展Mayer的分析。T01温度不应被解释为旋转温度，而应被解释为邻位和对位H2之间的热平衡温度。邻位对对位H2的比率是较低的碰撞填充的水平比荧光填充的水平。位于HD 37903前方的云的PDR模型指出，气体温度Tkin=110-377 K，氢密度nH=1874-544 cm^-3，星云距离为0.45 pc。
2011-03-14 astro-ph.GA
Dust evolution, a global view: III. Core/mantle grains, organic nano-globules, comets and surface chemistry
在IaS（THEMIS）的非均匀尘埃演化模型的框架内，这项工作详细研究了与核心/地幔星际和彗星颗粒结构及其对这些迷人颗粒性质的影响有关的表面过程和化学。看来，对星际颗粒表面的性质和化学反应性的现实考虑可以自洽地并在一个连贯的框架内解释：氧的异常消耗，CO暗气体的性质，“极地冰”地幔的形成，3 μ m水冰带上的红翼，在热核中观察到的富氧化学的基础，有机纳米球的起源和在彗星反射光谱中观察到的\sim 3.2 μ m“羰基”吸收带。提出了气相物种与星际介质中碳质a-C（：H）颗粒表面的反应，特别是原子氧以环氧官能团的形式掺入颗粒表面，是解释这些观测结果的关键。因此，宇宙尘埃的化学性质与星际气体的化学性质的关系比以前所认为的要密切得多。因此，目前的星际气体和尘埃化学模型很可能需要进行根本性的修改，以包括这些新的颗粒表面过程。
2021-11-08 astro-ph.GA
The Horsehead nebula, a template source for interstellar physics and chemistry
我们提出了一个总结，我们以前的调查的马头星云的物理和化学结构，并讨论这些研究如何导致进步的理解FUV辐射对致密的星际云的结构。特定的分子示踪剂可用于隔离不同的环境，这些环境对FUV辐射或密度的变化比分子气体的经典示踪剂更敏感：CO同位素或尘埃（亚）毫米连续辐射。它们包括FUV照射界面的HCO或CCH自由基，或冷致密核的分子离子H $^{13}$ CO $^+$、DCO $^+$和其他氘代物质（DNC、DCN）。我们讨论的背景下，赫歇尔和ALMA的未来前景。
2009-05-22 astro-ph.GA
Infrared resonant vibrationally induced restructuring of amorphous solid water
非晶态固体水（ASW）大量存在于星际介质中，它在星际尘埃颗粒上形成地幔，是彗星冰的前体。在太空中，ASW充当星际表面化学的基质，导致复杂的分子，并被认为在质子转移反应中发挥关键作用。虽然ASW被广泛研究，并且通常通过不同的技术得到很好的表征，但是在这些材料中能量诱导的结构变化，例如离子、电子和光子照射，还不太清楚。特定红外（IR）振动模式的选择性泵浦可以帮助理解振动在氢键网络重构中的作用。在这里，我们提出的第一个实验结果在ASW引起的强烈的，近单色的中红外自由电子激光（FEL）辐射的FELIX-2光束线在FELIX实验室在荷兰奈梅亨的Radboud大学。通过反射-吸收红外光谱法监测变化。在共振辐照下，观察到ASW的红外吸收带分布的修改与生长的类晶体的贡献和减少的非晶的贡献。这种现象在自由电子激光辐照的几分钟内就饱和了，使94%以上的辐照过的冰发生了变化。进一步分析了氢键供体和受体的影响，并与分子动力学模拟在分子水平上约束的效果的实验是互补的。
2020-09-02 astro-ph.EP astro-ph.GA cond-mat.mtrl-sci
Structures and Properties of Known and Postulated Interstellar Cations
正离子在星际化学中发挥着重要作用，特别是在寒冷的环境中，化学被认为主要是离子驱动的。然而，与中性物种相比，大多数存在于天体化学反应网络中的阳离子在天体化学文献中没有完全表征。为了填补这一空白，我们进行了新的精确的量子化学计算，以确定262个阳离子的结构和能量，这些阳离子具有多达14个原子，这些原子被假定在星际化学中发挥作用。采用CCSD（T）/aug-cc-pVTZ//M06-2X/cc-pVTZ单点能计算方法计算了电偶极和总电子能。目前的工作补充了Woon和Herbst（2009）的研究，他们描述了星际化学中涉及的200种中性物质的结构和能量。两者合计，这两个数据集可以用来估计是否反应，假设在目前的天体化学反应网络，是可行的从热化学的角度来看，因此，以提高目前的网络用于模拟星际化学的可靠性。我们提供了一个实际的例子的潜在用途的阳离子加上中性数据集。结果表明，两个反应，涉及含硅离子和目前广泛使用的反应网络KIDA和UMIST，不能发生在冷ISM中，因为吸热。
2021-07-23 astro-ph.GA
Detection of interstellar HCS and its metastable isomer HSC: new pieces in the puzzle of sulfur chemistry
我们首次在星际空间中发现了硫代甲酰基自由基（HCS）及其亚稳异构体HSC。这些物质是在分子云L483附近被探测到的，这要归功于IRAM 30米望远镜在3毫米波段的观测。我们推导出7 e12 cm-2的HCS和1.8e11 cm-2的HSC，这转化为相对于H2的2 e-10和6 e-12，分别的分数丰度的光束平均柱密度。虽然这些自由基锁定的硫含量很低，但它们的检测可以对乌云中硫的化学性质提出有趣的限制。有趣的是，发现H2 CS/HCS丰度比相当低，约为1，与氧气类似物的情况下，其中H2 CO/HCO丰度比在乌云中约为10。此外，自由基HCS被发现比其氧类似物HCO更丰富。HSC的氧类似物亚稳物种HOC尚未在太空中观察到。这些观测限制面临的结果，最近的模型的化学硫在乌云。该模型低估了至少一个数量级的HCS的丰度分数，高估了H2 CS/HCS的丰度比，并没有提供一个亚稳异构体HSC的丰度预测。这些观测结果应该会促使人们对星际云中硫的化学性质进行修正。
2018-02-26 astro-ph.GA
Surface chemistry in the interstellar medium - I - H2 formation by Langmuir-Hinshelwood and Eley-Rideal mechanisms
H2的形成仍然是理解星际物理学的一个主要问题。我们根据最新的实验和理论数据研究了H2在星际介质中的形成。我们在Meudon PDR代码中实现了颗粒表面上的详细H2形成机制：i）考虑到扩散过程中不同尺寸的尘埃颗粒的贡献的Langmuir-Hinshelwood机制和ii）Eley-Rideal机制。我们表明，由于这些过程，即使在尘埃温度大于25 K的区域也可以形成H2。我们还表明，形成的Eley-Rideal机制可以是一个重要的来源加热的气体。我们推导出各种天体物理条件下的谱线强度。与通过在UV中的吸收的观察确定的标准形成相比，这种方法导致增强的H2形成速率。我们推导出一些等压和等容模型的H2线强度。
2012-02-02 astro-ph.GA
Photochemistry and astrochemistry: photochemical pathways to interstellar complex organic molecules
星际介质的特点是化学成分丰富多样。它的许多复杂的有机分子被认为是通过冰粒地幔中的自由基化学形成的。当星际冰（由水和其他挥发物组成）暴露在紫外线光子和其他解离辐射源下时，自由基很容易形成，如果足够移动，自由基可以反应形成更大，更复杂的分子。由此产生的复杂有机分子（COM）伴随着恒星和行星形成，并可能最终在新生行星上播种生命的起源。越来越复杂的实验已经证明，已知的星际COM以及前生物有趣的氨基酸可以通过冰的光化学形成。我们回顾这些实验，并讨论了定性和定量的动力学和机械的限制，他们提供的。最后，我们比较了紫外线辐射的影响与其他三个潜在的自由基生产和星际冰化学来源：电子，离子和X射线。
2016-09-11 astro-ph.GA
Surface Diffusion of Carbon Atoms as a Driver of Interstellar Organic Chemistry
本研究通过光激发脱附与共振增强多光子电离方法原位检测冰表面C原子，实验测定其表面扩散活化能为88 meV，发现其在星际冰上约22 K即可激活扩散并驱动复杂有机分子复杂性增加，揭示了碳加成化学在宇宙有机化学演化中的关键作用。
2023-08-04 astro-ph.GA
The 2014 KIDA network for interstellar chemistry
用于研究星际介质中气体和冰的化学成分的化学模型是基于化学反应网络和相关的速率系数。这些反应和速率系数部分是根据文献中的数据编制的。我们在本文中介绍了kida.uva.2014，这是2012年首次发布的kida.uva公共气相网络的新更新版本。除了对许多具体更新的描述之外，我们还说明了与我们的网络kida.uva.2011的先前版本的结果相比，冷密云条件下分子预测丰度的变化。
2015-03-05 astro-ph.GA
Sustained oscillations in Interstellar chemistry models
星际化学模型中的非线性行为已经被认识了25年。不同的机制解释了稳态下多个固定点的可能性，其特征在于气体的电离度。化学振荡也是非线性化学模型的自然行为。我们研究在何种条件下自发持续的化学振荡是可能的，什么样的分叉导致，或淬火，这种振荡的发生。方法.利用常微分方程积分器VODE对星际暗云气相化学模型的初始条件和参数空间进行了研究。我们还记得，在固定温度条件下的各种化学丰度的时间演化取决于密度对宇宙电离率nH/nH比值。我们还报告了自然持续振荡的发生有限，但定义明确的控制参数范围。振荡的周期是在星际过程的特征时间尺度范围内，并可能导致壮观的共振依赖于时间的模型。储层物质（C、CO、NH3等）振荡幅度通常小于因子2。然而，对于低丰度的物质，如HCN，ND 3，这些振幅达到10到1000倍，这可能在诊断中起关键作用。振荡的机制与氮的化学性质密切相关，需要长链的反应，如在多氘过程中发现的。
2020-10-22 astro-ph.GA
The Chemistry of Interstellar OH+, H2O+, and H3O+: Inferring the Cosmic Ray Ionization Rates from Observations of Molecular Ions
我们的模型生产的OH+，H2O+，和H3 O+在星际云，使用稳态光解区域代码，处理冻结出的气体物种，粮食表面化学，和解吸的冰从粮食。该代码包括多环芳烃，这对化学有重要影响。这三种离子的丰度一般都有两个峰，一个峰在A_V<~1，另一个峰在A_V~3-8，其精确值取决于入射紫外线通量与气体密度的比值。当远紫外辐射通量相对较低时（χ<~ 1000; χ= 1=本地星际值），OH+和H2O+的柱标度大致为宇宙线初级电离率（crp）除以氢核密度n。H3 O+柱由第二个峰主导，我们表明，如果存在多环芳烃，N（H3 O+）~ 4x 10 ^{13} cm^{-2}与NH3（crp）或n无关。如果在第二峰处没有多环芳烃或非常小的颗粒，则只有在低电离势金属被严重耗尽时，N（H3 O+）才能达到这样的柱。我们还模拟了星际介质中的漫射云和半透明云，并说明了如何利用N（OH+）/N（H）和N（OH+）/N（H2O+）的观测值来估计它们中的N（crp）/n、χ/n和A_V。我们将我们的模型与赫歇尔对这两种离子的观测结果进行了比较，并估算出W 49 N方向弥漫前景云的δ（crp）约为4-6 x 10^-16（n/100 cm^-3）s^-1，χ/n = 0.03 cm ^-3。
2012-05-29 astro-ph.GA
The effects of local stellar radiation and dust depletion on non-equilibrium interstellar chemistry
星际化学对星系形成很重要，因为它决定了气体冷却的速度，并使我们能够预测离子和分子的可观测光谱线。我们探讨了星际介质（ISM）的化学建模的两个核心方面：（1）本地恒星辐射的影响，电离和加热气体，和（2）金属耗尽到尘埃颗粒，这减少了丰富的金属在气相中。我们运行高分辨率（400 M $_\odot$每个重子粒子）模拟孤立的盘星系，从矮星到银河系质量，使用FIRE星系形成模型与CHIMES非平衡化学和冷却模块。在我们的基准模型中，我们耦合的化学物质的恒星通量计算从恒星粒子使用近似的辐射转移计划，我们实现了一个经验的密度依赖处方的金属耗尽。为了比较，我们还运行模拟与空间均匀的辐射场，没有金属耗尽。我们的基准模型广泛地再现了观测到的HI和H2质量随恒星质量的变化趋势，以及[CII] 158 $μ$ m、[OI] 63 $μ$ m、[OIII] 88 $μ$ m、[NII] 122 $μ$ m和H $α$ 6563 A的线光度随恒星形成率的变化趋势。我们的模拟与均匀的辐射场预测微弱的光度，由高达一个数量级的[OIII] 88 $μ$ m和H $α$ 6563 A，而忽略金属耗尽增加了碳和氧线的亮度的一个因素$\approx$ 2。然而，星系的整体演化并没有强烈地受到局部恒星通量或金属耗尽的影响，除了在矮星系中，包含局部通量导致较弱的流出，因此更高的气体分数。
2022-08-30 astro-ph.GA
The chemistry of chlorine-bearing species in the diffuse interstellar medium, and new SOFIA/GREAT observations of HCl$^+$
我们重新审视了含氯物质在弥漫性星际介质中的化学性质，并对HCl $^+$分子离子和新的天体化学模型进行了新的观测。利用SOFIA上的GREAT仪器，我们观测到HCl分子$^+$在1444 GHz附近向亮THz连续谱源W49 N的$^2Π_{3/2}\, J = 5/2 - 3/2$跃迁。我们检测到与背景源无关的扩散前景气体的吸收，从而能够测量HCl $^+$沿视线的分布。我们解释了观测数据使用更新版本的天体化学模型以前使用的理论研究氯轴承星际分子。发现HCl $^+$的丰度相对于相关的H $_2$ Cl $^+$离子几乎恒定，但观察到的$n({\rm H_2Cl^+})/n({\rm HCl^+})$丰度比超出我们的天体化学模型的预测一个数量级。这种差异表明，${\rm H_2Cl^+}$的主要破坏过程（解离重组）的速率被显着高估了。对于HCl $^+$，模型预测可以提供与沿W49 N视线观察到的柱密度的令人满意的拟合，同时考虑${\rm OH^+}$和${\rm H_2O^+}$柱密度。
2021-06-01 astro-ph.GA
Dust evolution, a global view: I. Nano-particles, nascence, nitrogen and natural selection . . . joining the dots
在IaS（THEMIS）的非均匀尘埃演化模型框架内探索了纳米颗粒在星际化学及其他方面的作用和重要性，重点关注其活性表面化学（nascence），氮掺杂的影响和有趣的纳米颗粒子结构的自然选择。纳米粒子驱动的化学，特别是内在的环氧树脂型结构的作用，可以提供一个可行的路线，以观察到的气相OH在稀薄的星际云途中成为分子云。沥青质中富含芳烃的部分可能为富含芳烃的星际碳质颗粒中存在的结构提供了一个可行的模型。所观察到的这种纳米颗粒结构与氮的掺杂，如果也普遍存在于星际尘埃中，可能会对表面化学和前体前生物物种的形成产生重要和可观察的后果。
2021-11-08 astro-ph.GA
Effects of turbulent dust grain motion to interstellar chemistry
理论研究表明，尘埃颗粒通常在湍流的星际气体中快速移动，这可能通过改变颗粒吸积对星际化学产生重大影响。在这项工作的基础上的数值气体-颗粒化学模拟的影响进行了研究。在典型的暗云环境中，颗粒运动效应的主要特征可概括为：1）气相含量减少（中性和离子）丰度和表面丰度增加了2-3个数量级; 2）现有的化学跳跃向气相物种的早期演化年龄和向表面物种的晚期演化年龄移动了约10倍;（3）在少数例外情况下，某些物种对这种效应不敏感，而另一些物种则表现出相反的行为。这些效应通常从大约10^5年的典型DC模型年龄开始出现。在典型的冷中性介质（CNM）中，颗粒的运动可以帮助克服库仑排斥势垒，使阳离子能够有效地吸积到带正电的颗粒上。因此，晶粒运动大大提高了一些气相和表面物种的丰度的因素高达2-6个或更多的数量级的CNM模型。在典型的分子云（MC）中，颗粒运动效应介于DC和CNM模型之间，但强度较弱。在典型星际介质的化学模拟中，颗粒的运动是一个需要考虑的重要因素。
2015-12-08 astro-ph.GA
The ALMA-ATOMS survey: Vibrationally excited HC$_3$N lines in hot cores
本研究利用ALMA观测60个热核中的振动激发HC₃N*谱线，通过XCLASS识别谱线并基于LTE推导物理参数，发现其激发主要由中红外抽运驱动，为热核物理化学环境研究提供关键数据。
2025-01-13 astro-ph.GA
The chemistry of interstellar molecules containing the halogen elements
虽然它们只是星际介质的次要成分，但含卤素分子因其独特的热化学性质而受到特别关注。在这里，我们提出了一个理论研究的化学星际分子含有卤素元素氯和氟。我们模拟了扩散和密集的分子云，利用更新的估计率的几个关键的化学过程。我们目前的预测已被检测到的三个卤素分子的丰度在星际介质：HF，CF+和HCl。在我们以前的研究含氟星际分子，我们预测HF是主要的气相水库氟内扩散和密集的分子云，我们预计赫歇尔空间天文台检测到广泛的吸收HF J=1-0过渡。我们更新后的模型现在高估了CF+丰度，相对于猎户座酒吧的观测结果，这一差异已经扩大，因为我们现在采用的CF+解离重组率的实验室测量值小于我们以前采用的估计值。这种不一致表明，C+与HF的反应比我们模型中假设的捕获速率进行得更慢;实验室测量这种反应速率将是非常可取的。我们的模型预测扩散云盐酸丰度是类似于先前预测和检测到暂定对zeta Oph。另外两个物种是潜在的可检测的光解区域：H2 Cl+和HCl+分子离子。Ortho-H2 Cl+在地面可观察到的毫米光谱区域中具有最低跃迁，而HCl+的最低转动跃迁可以用赫歇尔的HIFI仪器观察到。
2009-10-10 astro-ph.GA
UV-driven chemistry in simulations of the interstellar medium. I. Post-processed chemistry with the Meudon PDR code
我们的主要目的是估计的影响，假设均匀的密度在PDR化学模型的视线相比，一个更现实的分布，总气体密度可能会有几个数量级的变化。本文的第二个目标是估算CO（J = 1-> 0）线不能正确跟踪的分子氢的量，即所谓的“暗分子气体”。我们使用的结果从磁流体动力学（MHD）模拟作为一个模型的密度结构中发现的湍流扩散ISM没有恒星形成活动。Meudon PDR代码然后通过该模型应用于许多视线，以导出它们的化学结构。据发现，相比于均匀密度假设，最大化学丰度为H2，CO，CH和CN增加了一个因素2至4时，考虑到密度波动的视线。CO，CH和CN的柱密度相对于那些H2的相关性也被发现是在更好的整体协议与观测。例如，在N（H2）> 2.10 ^{20} cm-2时，虽然观测表明d [log N（CO）]= d [log N（H2）]= 3.07 +/-0.73，但我们发现，当假设密度均匀时，d [log N（CO）]= d [log N（H2）]= 14，当包括密度波动时，d [log N（CO）]= d [log N（H2）]= 5.2。
2012-05-25 astro-ph.GA
A Unified Microscopic-Macroscopic Monte Carlo Simulation of Gas-Grain Chemistry in Cold Dense Interstellar Clouds
首次报道了冷星际云中气体-颗粒化学的统一的微观-宏观蒙特卡罗模拟，其中气相和颗粒表面化学均采用随机技术模拟。表面化学模拟与微观蒙特卡罗方法，其中化学发生在一个最初的平面上。表面化学网络由29个反应所引发的吸积物种H，O，C，和CO。四种不同的模型运行不同的，但均匀的物理条件，包括温度，气体密度，和扩散势垒解吸能量比。随着时间的增加，冰冷的星际地幔开始生长。我们的方法使我们能够确定冰的形态，逐层，作为时间的函数，并确定单个分子的环境或环境。我们计算出的丰度可以与冰和气相物种的观测结果以及其他模型的结果进行比较。
2012-09-25 astro-ph.EP astro-ph.GA
Mechanochemical synthesis of Aromatic Infrared Band carriers. The top-down chemistry of interstellar carbonaceous dust grain analogues
星际空间有纳米到微米大小的尘埃颗粒。这些谷物中富含碳的成分发出红外波段的光，几十年来一直被望远镜和卫星远程观测。它们是天体化学尘埃演化的关键成分。大多数这些条带的精确载体仍然是未知的，并且在实验室中不能很好地再现。在这项工作中，我们展示了无序芳香族和脂肪族类似物的高能机械化学合成提供了星际相关的尘埃颗粒。碳基固体在氢气氛下的机械化学研磨产生的粒子与芳香族红外波段（AIB）发射的天体物理观测的光谱匹配。最能再现这些天文红外观测的类似物的H/C比在5 $\pm$ 2%的范围内。这个值远低于弥漫星际氢化无定形碳，另一个银河尘埃颗粒组分中观察到的吸收，它最有可能提供了一个约束的氢化程度最芳香碳尘埃颗粒载体。在AIB中观察到的7.4-8.3 $μ$ m范围内的宽带与氢含量相关，因此与所产生的类似物的结构演变相关。机械化学过程可以被看作是一个实验反应器，以刺激局部高能化学反应。它引入了键无序和氢化学附着在所产生的缺陷上，其效果类似于星际空间与固体的非常局部化的化学反应。从天体物理学的角度来看，这些实验室星际尘埃类似物将用于预测模拟星际条件下的尘埃颗粒演化，包括恶劣的辐射环境。这样的星际类似物提供了一个机会，以获得对其他恒星形成系统中物质循环的全球观点。
2020-04-06 astro-ph.GA
Detection of Interstellar HC$_4$NC and an Investigation of Isocyanopolyyne Chemistry under TMC-1 Conditions
本文报道了用绿岸望远镜首次在星际介质中对TMC-1分子云进行的HC $_4$ NC的天文探测，其最小意义为$10.5 σ$。使用MCMC分析，HC $_4$ NC的总柱密度和激发温度分别确定为$3.29^{+8.60}_{-1.20}\times 10^{11}$ cm $^{-2}$和$6.7^{+0.3}_{-0.3}$ K。除HC $_4$ NC外，还可明确检出HCCNC，但未明确检出HC $_6$ NC。我们建议，解离重组的质子化氰基聚炔，HC $_5$ NH $^+$，和质子化异氰酸酯聚炔，HC $_4$ NCH $^+$，是HC $_4$ NC的主要形成机制，而其破坏是由简单离子和原子碳的反应占主导地位。与建议的化学网络，观察到的HC $_4$ NC和HCCNC的丰度再现令人满意。
2020-08-27 astro-ph.GA
Aromatics and Cyclic Molecules in Molecular Clouds: A New Dimension of Interstellar Organic Chemistry
天体化学是天文学、化学和分子物理学的结合点。根据精确的实验室数据，在星际介质中已经鉴定出200多种熟悉和奇异的分子，其中绝大多数是通过其独特的旋转指纹。尽管有这么多的工作，但在无线电波段，尽管在过去50年里进行了长期和持续的努力，但仍然缺乏地球化学基本组成部分-五元环和六元环-的证据。相比之下，一种特殊的结构基序，高度不饱和的碳在链状排列中，在空间中相当常见。最近在黑暗的分子云TMC-1中发现了最简单的芳香腈--氰基苯，不久之后又在其他的恒星前和可能的原恒星来源中发现了这种物质，这表明芳香化学可能在恒星形成的最早阶段广泛存在。随后在TMC-1中发现的氰基环戊二烯甚至氰基萘提供了进一步的证据，表明相当复杂的有机分子很容易在具有高视觉消光但低温和低压非常低的区域合成。这篇评论的重点是实验室的努力，现在正在进行了解丰富的过渡区之间的线性和平面碳结构，使用微波光谱。我们目前的检测方法的主要特点，优点和缺点，在空间和实验室中发现的分子类型的讨论，以及正在开发的方法来识别复杂混合物中的全新物种。着重于烃的氰化和苯的形成从无环前体的研究突出，是同位素研究可能发挥的作用，在阐明环形成的化学途径。
2021-03-17 astro-ph.GA
Water in the interstellar media of galaxies
本文综述了近年来对银河系星际云和邻近星系核中水的观测结果。突出显示了两项成果：（1）猎户座棒的多线H $_2$ O图显示，PDR中的水化学是由光解离和-解吸作用驱动的，这与恒星形成区不同。(2)H $_2$ O及其离子对5星暴/活动星系核系统的高分辨率光谱揭示了低电离率，不同于从高激发线发现的。我们的结论是水的化学性质强烈依赖于辐射环境，星际云的电离率在星系核和星系盘之间至少降低10。
2015-11-30 astro-ph.GA
First Interstellar Detection of Methyl Carbamate: A New Observational Anchor for Glycine Chemistry
Chongqing University（重庆大学）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）
研究首次在星际介质中检测到甲基碳酰胺，揭示其在甘氨酸化学中的重要性，表明其形成主要由动力学化学过程主导，而非热力学平衡。
2026-05-08 astro-ph.GA
First Time-dependent Study of H2 and H3+ Ortho-Para Chemistry in the Diffuse Interstellar Medium: Observations Meet Theoretical Predictions
弥漫的星际介质中的化学物质引发了物质生命周期中分子复杂性的逐渐增加。能够通过质子捐赠建立新分子键和新分子的关键分子是H3+。它的演化与分子氢密切相关，并且被认为是很好理解的。然而，最近的观察，邻和对位线的H2和H3+在弥漫ISM显示了令人费解的差异，在核自旋激发温度和人口之间的这两个关键物种。与H2不同，H3+似乎脱离了热平衡，这与现代天体化学模型的预测相反。我们进行了第一次随时间变化的建模的para-fractions的H2和H3+在弥漫ISM和比较我们的结果，一组视线的观察，包括本研究中提出的新的测量。我们分离出一组H3+的关键反应，发现解离重组对H3+最低转动态的破坏在很大程度上控制了它的邻位/对位比。除非假设H3+的（1，1）-和（1，0）-态的破坏比大于1：5，否则无法实现与观测的合理一致。此外，将CR电离速率增加到10（-15）1/s进一步改善拟合，而其他单个物理参数（如密度和化学年龄）的变化对预测的邻位/对位比只有很小的影响。因此，我们的研究呼吁新的实验室测量的解离复合率和分支比的关键离子H3+在星际条件下。
2014-09-23 astro-ph.GA
Increased complexity in interstellar chemistry: Detection and chemical modeling of ethyl formate and n-propyl cyanide in Sgr B2(N)
近年来，越来越复杂的有机分子被发现朝向银河系中心源人马座B2。我们希望探索星际化学在恒星形成区域中所能达到的复杂程度。我们用IRAM 30 m望远镜在3 mm范围内对热芯Sgr B2（N）和（M）进行了完整的线测量。我们在LTE近似下分析了这一频谱调查。我们同时模拟了所有已知分子的发射，这使我们能够寻找丰度较低，更复杂的分子。我们比较了推导出的柱密度与预测的耦合气相和颗粒表面化学代码。我们报告了在空间中首次检测到甲酸乙酯（C2 H5 OCHO）和正丙基氰（C3 H7 CN）对Sgr B2（N）。甲酸乙酯和正丙腈相对于H2的丰度估计分别为3.6e-9和1.0e-9。我们的化学建模表明，顺序，分段建设的乙基和正丙基氰化物从其组成的官能团在晶粒表面上是他们最有可能的形成路线。甲酸乙酯主要通过将CH 3添加到衍生自甲酸甲酯的官能团自由基上在晶粒上形成，尽管乙醇也可以是前体。在Sgr B2（N）中检测到两类复杂分子（酯类和烷基氰化物）的下一阶段复杂性，表明星际介质中可能存在其他类型分子的更大复杂性。【摘要】
2009-02-26 astro-ph.GA
Gas-grain models for interstellar anion chemistry
最近发现长链烃阴离子CnH-（n=4，6，8）在各种星际云中大量存在。为了解释它们在密度更大的（星前/原恒星）环境中的大量存在，构建了新的化学模型，其中包括气体-颗粒相互作用。模型，包括吸积的气相物质到尘埃颗粒和宇宙射线诱导的原子解吸能够再现所观察到的阴离子到中性的比例，以及阴离子和中性碳链的绝对丰度，具有合理的准确度。由于氧原子的破坏性作用，氧原子在尘埃中的消耗导致高密度气体中多炔和阴离子的丰度显著增加（n_{H_2} >~ 10 ^5 cm^{-3}）。因此，在L1527等原恒星的包层中观察到的大量含碳链物质可以在不需要热碳链化学的情况下得到解释。发现C6 H-阴离子与中性物的比率对原子O和H丰度和电子密度最敏感。因此，随着核心的演化，原子丰度的下降和电子密度的上升会导致阴离子与中性离子的比例增加。在高密度模型中包含原子的宇宙射线解吸延迟了冻结，这导致了更稳定的阴离子与中性比，与观测结果更一致。我们的模型包括氧原子和碳链阴离子之间的反应，以产生碳链氧化物物种C6 O，C7 O，HC 6 O和HC 7 O，其丰度取决于假设的分支比缔合电子脱离。
2012-02-13 astro-ph.GA
Vibrationally-excited Lines of HC$_{3}$N Associated with the Molecular Disk around the G24.78+0.08 A1 Hyper-compact H$_{\rm {II}}$ Region
我们分析了阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列波段6超紧凑H $_{\rm {II}}$区域G24.78+0.08 A1（G24 HC H $_{\rm {II}}$）的数据，并报告了HC $_{3}$ N（$v_{7}=2$，$J=24-23$）的振动激发线的检测。HC $_{3}$ N（$v_{7}=2$，$J=24-23$，$l=2e$）的振动激发线的空间分布和运动学特征与CH $_{3}$ CN振动激发线（$v_{8}=1$）相似，表明HC $_{3}$ N的辐射是沿着G24 HC H $_{\rm {II}}$区域的盘面运动的.我们推导出的$^{13}$ CH $_{3}$ CN/HC $^{13}$ CCN丰度比G24周围的CH $_{3}$ CN/HC $_{3}$ N丰度比在磁盘赫比格Ae和金牛T星。G24周围的$^{13}$ CH $_{3}$ CN/HC $^{13}$ CCN比率（$\sim 3.0-3.5$）比其它盘中的CH $_{3}$ CN/HC $_{3}$ N比率（$\sim 0.03-0.11$）高一个数量级以上。G24附近较高的CH $_{3}$ CN/HC $_{3}$ N比值表明，CH $_{3}$ CN在热稠密气体中的热脱附和HC $_{3}$ N在强UV辐射照射的区域中的有效破坏正在发生。我们的研究结果表明，振动激发的HC $_{3}$ N谱线可…
2022-04-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The interstellar chemistry of C3H and C3H2 isomers
我们报告的线性和环状异构体的C3 H和C3 H2对各种无星核心的检测和审查相应的化学途径涉及中性（C3 Hx与x= 1，2）和离子（C3 Hx+与x = 1，2，3）异构体。我们强调的分支比的电子解离（DR）反应的C3 H2+和C3 H3+异构体的作用，表明在这些DR反应中产生的C3 H * 和C3 H2 * 的弛豫的统计处理可以解释相对c，l-C3 H和c，l-C3 H2丰度。我们还在模型中引入了C_3H_2的第三种异构体（HCCCH）。观察到的环状与线性C3 H2的比率从110 +或-30（总密度约为1 e4 molecules.cm-3的分子云）到30 +或-10（总密度约为4 e5 molecules.cm-3的分子云）不等，我们更新的模型很好地再现了这一趋势。低分子云密度的较高比率主要由H + l-C3 H2-> H + c-C3 H2和H + t-C3 H2-> H + c-C3 H2异构化反应的重要性决定。
2017-07-25 astro-ph.GA
High resolution observations of HCN and HCO+ J=3-2 in the disk and outflow of Mrk231 -Detection of vibrationally excited HCN in the warped nucleus
获得了高分辨率（0.“25比0。用IRAM Plateau de Bure干涉仪对超亮类星体Mrk 231的HCN和HCO+ J=3-2的观测。我们发现发光的HCN和HCO+ 3-2发射在主盘，我们检测到紧凑的（r<90 pc）振动激发HCN 3-2，v2=1f发射中心的核。振动激发的HCN的速度场强烈倾斜（PA=155 °）。相对于主盘的东西旋转。核分子量估计为8 e8 Msun，平均N（H2）为1.2e24 cm-2。HCN 3-2在速度为+-750 km/s时，发现了显著的、空间延伸（>350 pc）的线翼。线比表明，排放是出现在致密气体n= 1 e4 - 5e 5 cm-3的HCN丰度升高X（HCN）= 1 e-8至1 e-6。高X（HCN）还允许排放源自更中等密度的气体。我们尝试性地探测到HCO+/HOC+=10-20的反应离子HOC+的核发射。HCN的v2=1f线发射与Mrk 231的热的、多尘的、弯曲的内盘的概念一致，其中v2=1f线被明亮的中红外14微米连续谱激发。我们估计振动温度T_vib为200-400 K。我们提出，50%的HCN的主要发射可能有其激发的辐射场的影响，通过红外泵浦的振动基态。然而，线翼中的HCN发射更延伸，因此可能不受IR泵浦的强烈影响。我们的研究结果表明，稠密的云生存（和/或形成）在AGN外流规模至少几百pc蒸发或崩溃之前。流出物中HCN丰度…
2014-11-10 astro-ph.GA
The interstellar gas-phase chemistry of HCN and HNC
我们回顾了涉及HCN和HNC在暗分子云中的反应，以阐明这些异构体的新化学源和汇。发现HCN-HNC体系中最重要的反应是HCNH+（HCNH+ + e-）的解离还原（DR）反应，离子CN + H3+，HCN + C+，HCN和HNC与H+/He+/H3+/H3 O +/HCO+的反应，N + CH 2反应以及两个新的反应：H + CCN和C + HNC。我们测试了新的速率常数和分支比对暗云条件下气体-颗粒化学模型预测的影响。快速的C + HNC反应保持HCN/HNC比显著高于1，只要碳原子丰度保持高。然而，当碳原子和CO耗尽时，HCN与H3+的反应接着HCNH+的DR用于将HCN异构化成HNC，导致HCN/HNC比接近或略大于1。这与TMC-1和L134 N中的观测结果一致，考虑到在许多辐射转移模型中使用与HCN相同的HNC旋转激发速率常数对HNC丰度的高估。
2014-06-06 astro-ph.GA
A sensitivity analysis of interstellar ice chemistry in astrochemical models
Leiden University（莱顿大学）；Radboud University（拉德堡德大学）；University of Bonn（波恩大学）；University College London（伦敦大学学院）
本文通过敏感性分析揭示了星际冰化学中扩散能垒对冰物种丰度的关键影响，旨在提高星化学模型的准确性以更好地解释观测结果。
2025-12-09 astro-ph.GA
Laboratory Characterization and Astrophysical Detection of Vibrationally Excited States of Vinyl Cyanide in Orion-KL
CH $_2$ CHCN（乙烯基氰）在微波到太赫兹域的基态和振动激发态的新实验室数据允许在Orion-KL线勘测中搜索这些激发态跃迁。频率调制光谱仪组合成一个单一的宽带50-1900 GHz的频谱提供测量CH $_2$ CHCN覆盖的光谱范围为18-1893 GHz，其分配确认斯塔克调制光谱在18-40 GHz的区域和从头算非谐力场计算。为了分析在Orion-KL中检测到的CH $_2$ CHCN物种的发射线，我们使用LTE条件下的激发和辐射转移代码（MADEX）。这种分子的基态的旋转跃迁来自于四个热核性质的云成分，这些成分追踪了猎户座-KL星云中高质量恒星形成区域的物理和化学条件。CH $_2$ CHCN在基态的总柱密度为（3.0 $\pm$ 0.9）× 10 $^{15}$ cm $^{-2}$。我们报告的第一个星际探测到的转换在v10=1/（v11=1，v15=1）的二分体在空间中，并在v11=2和v11=3状态的猎户座-KL。乙烯基氰的最低能量振动激发态如v 11 =1（328.5 K时），v15=1（478.6 K时），v11=2（657.8 K时），v10=1/（v11=1，v15=1）二分体（806.4/809.9 K）和v11=3（987.9 K）是在温暖和稠密的条件下填充的，因此它们探测了Orion-KL源最热的部分。柱密度和旋转和振动温度CH $_2$ CHCN…
2014-07-16 astro-ph.GA
Non-Energetic Formation of Ethanol via CCH Reaction with Interstellar H2O Ices. A Computational Chemistry Study
乙醇（CH $_3$ CH $_2$ OH）是一种相对常见的分子，通常存在于恒星形成区域。最近的研究表明，它可能是几种所谓的星际复杂有机分子（iCOMs）的母体分子。然而，这个物种的形成路线仍然存在争议。在目前的工作中，我们研究了乙醇的形成，通过CCH与一个H $_2$ O分子属于冰的反应，作为一个测试案例，调查的可行性的化学反应的基础上“自由基+冰组分”计划作为一种替代机制的iCOMs的合成，超越了通常的自由基-自由基耦合。这是通过DFT计算，采用两个集群的18和33水分子作为冰模型。结果表明，CH $_3$ CH $_2$ OH可以通过该反应机理形成。CCH与水冰簇上的H $_2$ O的反应可以是无障碍的（由于边界冰水分子作为质子转移助剂的帮助），导致乙烯醇前体（H $_2$ CCOH和CHCHOH）的形成。乙烯醇的后续氢化产生乙醇是呈现低活化能势垒的唯一步骤。最后，我们讨论了这些发现的天体物理意义。
2022-02-23 astro-ph.GA
Unveiling the chemistry of interstellar CH: Spectroscopy of the 2 THz $N=2\leftarrow 1$ ground state line
次甲基自由基CH通常用作星际介质的冷中性相中H $_2$的替代物。CH的光谱受到星际消光的限制，而远红外观测提供了一个完整的银河系视图。虽然HF基态吸收，另一个H $_2$在扩散气体中的代理，经常遭受饱和，CH保持透明的螺旋臂交叉和高质量的恒星形成区，把这种轻氢化物变成一个通用的替代H $_2$。然而，在缓慢的冲击和消散的湍流的地区，其丰度预计将增强的吸热生产路径，和一个“典型的”CH丰度的想法需要加以解决。由于SOFIA上的GREAT，CH在$λ149\,μ$ m处的$N=2\leftarrow 1$基态跃迁已变得可用于高分辨率光谱。它的不饱和吸收和无发射使其成为用最少的假设确定柱密度的理想候选物。在这里，我们提出了对遥远的，远红外明亮的银河系恒星形成区的四条视线的分析。如果结合CH在$λ560\,μ$ m处的亚毫米谱线，可以分析大质量恒星形成的环境。为此，我们提出了一个案例研究的“原梯形”集群W3 IRS 5，并证明了CH的亚毫米/远红外线可靠地跟踪不仅扩散，而且密集的分子气体。虽然我们确认了HF和CH的柱密度之间的全球相关性，但观察到CH丰度过高的明确标志朝向较低密度。一个静止的离子中性化学本身不能解释这种过剩。在湍流、扩散气体中形成的涡流可以是用于增强的生产路径的设置。
2018-04-12 astro-ph.GA
Toward the limits of complexity of interstellar chemistry: Rotational spectroscopy and astronomical search for n- and i-butanal
近年来，在星际介质的不同区域发现了异常复杂的大有机分子。在这种情况下，我们的目标是提供准确的频率的两个关键的脂肪醛，正丁醛和它的支链异构体，异丁醛的基态振动状态，使他们最终在星际介质中检测。我们采用调频毫米波吸收光谱仪测量了正丁醛和异丁醛的转动特性。我们使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列进行的谱线测量ReMoCA来搜索朝向恒星形成区Sgr B2（N）的正丁醛和异丁醛。我们还寻找这两种醛的分子云G+0.693-0.027与IRAM 30 m和Yebes 40 m的观测。在高达325 GHz的实验室光谱中，已经分配了数千个属于最低能量构象的旋转跃迁。一组精确的相关旋转光谱常数已被确定为每个结构。我们报告未检测到正丁醛和异丁醛对这两个来源，Sgr B2（N1S）和G+0.693-0.027。我们发现，正丁醛和异丁醛是至少2-6和6-18倍，分别比乙醛对Sgr B2（N1S），和正丁醛是至少63倍，比乙醛对G+0.693-0.027的丰富。与天体化学模型的比较表明，观测到的丰度与模拟的丰度（如有）之间具有良好的一致性。颗粒表面化学似乎足以重现醛比G+0.693-0.027;气相生产可能发挥更积极的作用，Sgr B2（N1S）。我们的天文结果表明，在银河系中心区域的星际醛类家族的特点是，在分子复杂性水平的每一个增加，丰度下降一个数量级。
2022-03-14 astro-ph.GA
The connection between warm carbon chain chemistry and interstellar irradiation of star-forming cores
对暖碳链化学（WCCC）核心的一些观测表明，它们通常位于分子云的边缘附近。这一发现可能表明，WCCC在暴露于星际介质辐射的恒星形成核心中得到促进。我们的目标是研究这种核心中碳链的化学性质。对低质量恒星形成核心中的气体包进行了化学模拟，并将星际光子和宇宙射线的辐射水平与仅接受十分之一辐射的核心进行了比较。在全辐照模型中，发现碳链的丰度比低辐照模型高出几到几百倍。在星前阶段，可能在扩展的星周包层中，由于星际光子和宇宙射线对气体和尘埃的照射，碳链丰度较高。一个完整的标准宇宙射线诱导电离率是必不可少的高碳链丰度峰发生在拱星包层，这是加热的原恒星（“真正的”WCCC现象）。全辐照模型比低辐照模型具有更低的复杂有机分子丰度。我们的结论是，WCCC可能是由恒星形成核心暴露于星际辐射，甚至只是宇宙射线造成的。附录描述了计算宇宙射线诱导解吸速率的最新精确方法。
2021-02-04 astro-ph.GA physics.chem-ph
CO+ as a probe of the origin of CO in diffuse interstellar clouds
弥漫的星际介质的化学性质受到宇宙射线、紫外线（UV）辐射和湍流的综合影响。先前在光解区域（PDR）的外边缘处检测到并且由C+和OH的反应形成，CO+是热、宇宙射线和UV驱动化学中HCO+和CO的主要化学前体。我们的目标是测试热宇宙射线和紫外驱动的化学反应是否通过中间形成CO+在弥漫的星际分子气体中产生CO。我们用阿塔卡马大毫米阵列（ALMA）向两个类星体搜索CO+吸收，这两个类星体具有来自弥漫的星际气体的已知银河前景吸收，J1717-3342和J1744-3116，目标是在236 GHz附近J=2-1跃迁的两个最强的超精细分量。我们不能检测到CO+，但对这两个目标获得了敏感的上限。CO+柱密度的导出上限代表HCO+柱密度的约4%。CO+相对于H2的丰度的相应上限为<1.2 x 10^{-10}。未检测到CO+证实了HCO+主要是由超热过程引起的氧与碳阴离子CH 2+或CH 3+反应产生的，而CO+和HOC+则是由C+与OH和H2O反应产生的。在低消光下形成CO分子所需的密度与该方案一致。
2021-03-01 astro-ph.GA
Interstellar water chemistry: from laboratory to observations
从弥漫的星际云到年轻恒星周围的原行星盘，从我们太阳系的彗星和系外行星大气层到高红移的星系，水在整个宇宙中都可以被观测到。本文综述了水在星际空间的光谱和激发以及在星际条件下形成和破坏水的基本化学过程。水形成的三个主要途径被确定：低温离子-分子化学，高温中性-中性化学和气体-冰化学。进入网络的几个重要过程的速率系数进行了详细讨论，其中几个已经确定，只有在过去的十年中，通过实验室实验和理论计算。每一种不同化学路线的天文学实例都是利用强大的新望远镜，特别是赫歇尔空间天文台的数据提出的。基础化学物理研究对于分析天文数据仍然至关重要。
2013-12-17 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
The 2024 KIDA network for interstellar chemistry
本文介绍了最新的天体化学网络kida.uva.2024及其冰化学网络和计算代码，通过更新气相反应并对比冷核TMC1-CP观测数据，评估了新模型对星际介质化学成分的预测能力。
2024-07-22 astro-ph.GA
Computational Astrochemistry Journey towards the molecular universe
本文综述了计算天体化学方法（如DFT和后HF方法）在揭示星际分子形成机制（自下而上与自上而下）及反应活性中的作用，强调其对理解星际介质化学和生命起源的贡献。
2024-07-21 astro-ph.GA
Efficient Production of S$_8$ in Interstellar Ices: The effects of cosmic ray-driven radiation chemistry and non-diffusive bulk reactions
在这项工作中，我们重新研究了发生在星际尘埃颗粒的冰幔上和冰幔中的硫化学，并报告了对标准天体化学模型的两个新修改的影响;即：（a）将宇宙射线驱动的辐射化学和（b）假设快速，非扩散反应的关键自由基在散装。从我们的密集分子云模型的结果表明，这些变化可以有一个深刻的影响，在冰地幔中的含硫物种的丰度，包括在固相H $_2$ S和HS的丰度减少，并在OCS，SO $_2$，以及纯硫的同素异形体，特别是S $_8$的丰度显着增加。这些纯硫物种-虽然几乎不可能直接观察-长期以来一直被推测为潜在的硫储层，我们的结果可能是最准确的估计，但其丰度在密集的ISM。此外，这些更新的模式的结果被认为是在良好的协议与现有的观测数据。最后，我们研究了我们的研究结果的影响方面，迄今未知的硫水库认为存在于稠密的星际环境。
2019-11-04 astro-ph.GA physics.chem-ph
Interstellar nitrile anions: Detection of C3N- and C5N- in TMC-1
我们报告的第一次检测C3 N-和C5 N-对冷暗核心TMC-1在金牛座地区，使用Yebes 40米望远镜。观测到的C3 N/C3 N-和C5 N/C5 N-丰度比分别为140和2，这与富碳恒星IRC+10216的拱星包层中发现的丰度比相似。虽然中性粒子的形成机制在星际云（离子-中性反应）和星周云（光解离和自由基-中性反应）中是不同的，但C3 N/C3 N-和C5 N/C5 N-丰度比的相似性强烈表明了这些阴离子在星际云和星周云中形成的共同化学途径。我们讨论了辐射电子连接的作用，N原子与碳链阴离子Cn-之间的反应，以及H-与HC 3 N和HC 5 N的反应作为形成CNN-的可能途径。TMC-1中C5 N-的检测为将IRC+10216中发现的谱线归属于该阴离子提供了强有力的支持，因为它排除了含金属物质或振动激发态的可能性。从TMC-1和IRC+10216中观测到的C5 N-和中性自由基C5 N的频率中导出了一组新的转动参数。
2020-09-07 astro-ph.GA
Organic chemistry in the H2-bearing, CO-rich interstellar ice layer at temperatures relevant to dense cloud interiors
本研究通过在4-15 K下用2 keV电子辐照CO:15N2:H2冰样品，发现富CO星际冰层中困住的H2分子在能量处理下能生成甲醛、乙烯酮等复杂有机分子，为ISM最冷区域的COMs形成提供了额外贡献。
2024-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Kinetics Simulations of Ice Chemistry on Porous Versus Non-Porous Dust Grains
星际尘埃颗粒物质的孔隙度很难定义，尽管最近的研究表明这些颗粒可能是高度多孔的。除了影响尘埃的光学性质外，孔隙度还可能影响尘埃颗粒表面的化学反应，通过增加表面积，增强局部结合能，以及在颗粒上形成冰帽时将分子捕获在孔隙内的可能性。通过计算动力学模拟，我们研究星际颗粒表面化学和冰的成分是如何受到底层尘埃颗粒材料的孔隙度的影响。使用一个简单的程序，理想化的三维尘埃颗粒的构造，原子由原子，不同程度的孔隙度。扩散化学，然后在这些表面上模拟使用非晶格微观蒙特卡罗化学动力学模型，MIMICK，假设物理条件适合暗星际云。在多孔的颗粒表面上，主要由水组成的冰帽的积聚导致孔隙被覆盖，留下空的口袋。一旦孔隙被完全覆盖，化学和结构行为与相同尺寸的无孔颗粒相似。颗粒孔隙存在的最突出的化学效应是捕获在颗粒表面上形成的分子氢，在颗粒孔隙内的冰和空隙内。以这种方式捕获H2可能表明，当冰开始形成时，其他挥发性物质，如不包括在这些模型中的惰性气体，可能被捕获在尘埃颗粒多孔结构中。
2021-04-27 astro-ph.GA
