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
Ammonium hydrosulfide (NH4SH) as a potentially significant sulfur sink in interstellar ices
本研究通过实验室红外光谱和观测对比，证实NH4SH盐可能是星际冰中6.85微米吸收特征的载体，并可作为硫储库，解释致密区域中高达17-18%的硫亏损。
2024-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Uptake of Interstellar Gaseous CO into Icy Grain Mantles in a Quiescent Dark Cloud
从五个学院射电天文台CO映射金牛座分子云的调查数据相结合的消光数据的样本292背景场星调查的CO从气体中的吸收冰颗粒地幔尘埃云内。假设冰中的CO储层由固体CO和固体CO2（由灰尘上的CO氧化形成）的组合丰度很好地表示，我们发现总柱密度（气体+固体）与视觉消光（Av）在5 < Av < 30 mag的范围内密切相关，即，达到我们样品所涵盖的最高分辨率。气相CO的平均消耗从Av < 5的可忽略水平单调增加到Av = 10时的约30%和Av = 30时的60%。由于这些结果指的是视线平均值，因此必须将其视为云层深处实际损耗的下限，实际损耗可能接近100%。我们表明，这是合理的，这样的高水平的耗尽达到在致密的核心上的时间尺度为0.6万年，与他们的预期寿命。在恒星形成过程中的核心的分散可能是有效的，在维持可观察到的水平的气态CO的较长的时间尺度估计的年龄的云。
2010-07-17 astro-ph.GA
Ices in starless and starforming cores
冰颗粒地幔通常通过红外光谱观测到致密云、云核、原恒星包层和原行星盘。高达80%的可用氧、碳和氮都存在于这些冰中;最常见的冰成分-- H2O、CO2和CO --在许多恒星形成区的丰度仅次于H2。除了作为一个分子库，冰化学是负责大部分的化学演变，从水到复杂的，益生元分子。结合现有的ISO，斯皮策，VLT和凯克冰数据的结果在一个大样本的冰源（\sime 80），跨越所有阶段的恒星形成和大范围的原恒星光度（<0.1-105 L \odot）。在这里，我们总结了不同的技术，已被应用到挖掘这个冰的数据集上的信息，在不同的环境中的典型冰成分，这意味着什么冰的形成和演变过程中的恒星和行星形成。重点是如何最大限度地利用冰观测的经验约束，其次是从实验和模型的信息的应用。这一策略被用来识别冰带，并限制哪些冰在云形成的早期形成，哪些冰在星前核心形成，哪些冰需要原恒星的热量和/或紫外线辐射才能形成。统计检验，生存分析和冰地图的效用是突出的，后者直接揭示了星前冰的形成发生在两个阶段，分别与H2O和CO冰的形成，大多数原恒星冰的变化可以解释的差异在星前CO冰形成阶段。最后，特别注意直接观察复杂冰的困难，以及气体观测，实验和模型如何帮助限制这一冰化学阶段。
2011-07-28 astro-ph.GA
Sub-kpc ALMA imaging of compact star-forming galaxies at z~2.5: revealing the formation of dense galactic cores in the progenitors of compact quiescent galaxies
我们目前的空间分辨阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）870 $μ$米尘埃连续图的6个大规模，紧凑，尘埃恒星形成星系（SFG）在$z\sim2.5$。这些星系被选中是因为它们的小静止坐标系光学尺寸（$r_{\rm e, F160W}\sim1.6$ kpc）和高恒星质量密度，这表明它们是$z\sim2$致密静止星系的直接祖先。深源观测得到了L $_{\rm IR}=10^{12.3-12.8}$ L $_{\odot}$的高远红外光度和SFR $=200-700$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$的高恒星形成率，与典型的恒星形成“主序星”星系一致。高空间分辨率（FWHMPDMATHABMU0.12”-0.18”）ALMA和HST测光相结合，构造了它们的恒星质量和（UV+IR）SFR的去卷积平均径向轮廓。我们发现，尘埃，核IR-SFR压倒性地占主导地位的辐射热SFR高达$r\sim5$千秒差距，超过100 $\times$的一个因素，从unobscured UV-SFR。此外，平均SFR剖面的有效半径（$r_{\rm e, SFR}\sim1$ kpc）比恒星质量剖面的有效半径小30%。如果这样的核星爆持续了估计的$Δt=\pm100$ Myr的气体耗尽时间，那么隐含的结构演化是中心1 kpc内恒星质量密度增加4 $\times$，半质量半径减少1.6 $\times…
2016-07-04 astro-ph.GA
Methylacetylene (CH3CCH) and propene (C3H6) formation in cold dense clouds: a case of dust grain chemistry
我们提出了一个广泛的审查气相反应产生甲基乙炔和丙烯，这些相对丰富的不饱和烃不能通过气相反应合成。我们解释了形成丙烯和甲基乙炔通过表面氢化C3耗尽星际冰，C3是一个非常丰富的物种在气相中。
2016-03-08 astro-ph.GA physics.chem-ph
A Revised Description of the Cosmic Ray-Induced Desorption of Interstellar Ices
冰在星际颗粒上的非热脱附需要解释在冷密云中的气相中不能有效合成的分子的观测结果。也许最重要的非热脱附机制是由宇宙射线（CR）引起的，当宇宙射线穿过颗粒时，将其瞬时加热到高温-颗粒通过冰的（部分）升华冷却回到其原始平衡温度。目前的宇宙射线诱导解吸（CRD）模型假设一个固定的晶粒冷却时间。在这项工作中，我们提出了一个修订的描述CRD中的解吸效率动态地依赖于冰含量。我们适用于修订后的解吸方案，两相和三相化学模型的物理条件下，对应于无星和星前的核心，和分子云信封。我们发现，在星核和星前核，引入动态CRD可以减少气相丰度的数量级在两相化学模型。在三相化学模型中，我们的模型产生了与静态冷却方案非常相似的结果-当只有一个单层的冰被认为是活跃的。冰的丰度通常对颗粒冷却时间的变化不敏感。进一步改进的CRD模型需要考虑到额外的影响，在瞬态加热的晶粒，引入例如通过光谱的CR能量。
2021-09-03 astro-ph.GA
Infrared complex refractive index of astrophysical ices exposed to cosmic rays simulated in the laboratory
在星际介质（ISM）的稠密和寒冷区域，分子可能被吸附在尘埃颗粒上形成冰幔。一旦形成，它们可以被来自恒星或星际介质的电离辐射处理，导致在冰中形成几个新的分子。在众多的电离辐射中，宇宙射线由于在冰中沉积了大量的能量，在固态化学中起着重要的作用。由天体物理冰的高能处理引起的物理化学变化记录在物质的一个称为复折射率（CRI）的内在参数中。本文首次给出了在实验室中用宇宙线模拟处理的13种不同含水冰在2.0 - 16.6微米红外波段的39个复折射率（n，k）的星表。通过使用NKABS（从吸收数据确定N和K的首字母缩略词）代码进行计算，该代码采用Lambert-Beer和Kramers-Kronig方程来计算n和k的值。结果也可在网站上查阅：http://www1.univap.br/gaa/nkabs-database/data.htm。作为测试案例，H2O：NH3：CO2：CH 4冰被用于原行星盘的辐射转移模拟，以表明这些数据对于再现含冰的YSO光谱是必不可少的。
2016-09-15 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Photodesorption of water ice from dust grains and thermal desorption of cometary ices studied by the INSIDE experiment
一个新的实验装置星际冰尘实验（INSIDE）是为了研究以冰包裹的碳和硅酸盐基尘埃颗粒为代表的宇宙颗粒类似物而设计的。在新仪器中，我们可以模拟星际和星周环境中普遍存在的物理和化学条件。该装置将超真空和低温条件与红外光谱法和质谱法相结合。利用INSIDE，我们计划研究灰尘/冰样品表面的物理和化学过程，如吸附，解吸和分子的形成。第一个实验上的光解吸水冰分子从表面的硅酸盐和碳颗粒的UV光子揭示了强烈的影响，特别是在单层政权的表面性质上的解吸产率。在第二个实验中，首次研究了由六种分子组分组成的彗星冰类似物的热脱附。CO2和CH 3OH与O2的共解吸表明，在彗星或星际冰中的高O2浓度下，“重”冰分子可以部分被捕获在O2中，并比预期更早地释放到气相中。这种效应可以解释天文学在寒冷稠密的星际云中探测到复杂的有机分子。
2019-05-31 astro-ph.GA astro-ph.IM
Infrared Spectroscopic Survey of the Quiescent Medium of Nearby Clouds: II. Ice Formation and Grain Growth in Perseus and Serpens
由于冰的形成和尘埃的凝结，尘埃的性质在从弥漫云到稠密云的转变过程中发生了变化，但对这种转变仍有许多不清楚的地方。我们提出了2-20微米光谱的49场恒星背后的英仙座和巨蛇座分子云和近红外连续消光（AK）和9.7微米的硅酸盐（τ 97）和3.0微米的水冰（τ 30）吸收带的深度之间的关系。τ 97/AK的比值从大的、弥漫的星际介质样值（~0.55）到低得多的比值（~0.26）不等。在AK~1.2（AV~10;英仙座，狼疮，致密核心）和~2.0（AV~17;巨蛇座）的比值以上，tau 97/AK比值最低。tau 97/AK从弥漫云到密集云的减少与中等程度的颗粒生长（尺寸高达~0.5微米）一致，增加了近红外颜色过剩（以及AK），但不影响冰和硅酸盐带轮廓。这一颗粒生长过程似乎与冰柱密度和致密核形成阈值有关，突出了密度的重要性。在对巨蛇座星云前景消光进行修正后，所有云层的水成冰阈值在AK=0.31-0.40（AV=2.6-3.4）的范围内，因此在冰形成后发生了颗粒生长。最后，2 MASSJ 18285266 +0028242（Serpens）报告了大量的CH 3OH冰（相对于H2O约为21%），比其他目标大4倍。
2022-10-23 astro-ph.GA
Laboratory Determination of the Infrared Band Strengths of Pyrene Frozen in Water Ice: Implications for the Composition of Interstellar Ices
宽红外发射特征（例如，在3.3、6.2、7.7、8.6和11.3微米处）从气相星际介质中分离出来，长期以来一直被认为是多环芳烃（PAHs）。银河系碳库的很大一部分（10%-20%）被锁定在PAH分子中，这使得它们的表征成为我们对天体化学的理解不可或缺的一部分。在分子云和年轻恒星（YSO）的致密包层和圆盘中，预计多环芳烃将被冻结在尘埃颗粒的冰冷地幔中，它们应该通过红外吸收显示自己。为了便于寻找冻结的星际多环芳烃，进行了实验室实验，以确定芘与H2O和D2O冰混合的带的位置和强度。的D2O混合物被用来测量芘带被掩盖的强带的H2O，导致的第一个实验室测定的带强度的CH拉伸模式的芘在水冰近3.25微米。将我们的红外波段强度归一化为实验确定的紫外波段强度，我们发现它们通常比Bouwman等人报告的理论强度大约50%。这些改进的谱带强度被用于重新检查Boogert等人发表的YSO光谱，以估计冻结的多环芳烃对5 - 8微米光谱区域吸收的贡献，同时考虑到3.25微米CH伸缩模式的强度。结果表明，冻结的中性多环芳烃占宇宙碳收支的5%-9%，占5 - 8微米区域未识别吸收的2%-9%。
2014-03-19 astro-ph.GA
Massive Quiescent Cores in Orion: V. The Physical Structures on Sub-Jeans Scale and the Chemical Properties in Two Extremely Dense Cores
利用毫米波天文学研究组合阵（CARMA）对猎户座分子云中的两个大质量尘埃和气体核ORI 8 nw 2和ORI 26进行了高分辨率的$1.5"$观测研究。在这两个区域，3.2毫米的连续辐射揭示了1至3个太阳质量的致密致密的尘埃核心。这些核心的数密度估计超过$10^9$ cm $^{-3}$，这是有史以来公布的恒星形成核心的最高体积密度。在这两个区域中，${\rm N_2H^+}$显示多个气体团，这些气体团在空间上与由3.2 mm连续体以及${\rm HCO^+}$追踪的致密气体发生位移。ORI 8 nw\_2中的${\rm N_2H^+}$团块是重力未结合的。这些团块的质量与热金斯质量相当，并且以与金斯长度相当的间隔分开，因此可能是热金斯碎裂的结果。碎片可能阻止了两个核心中的高质量恒星形成，这两个核心原本具有更大的总质量。在这两个地区的${\rm [N_2H^+]/[HCO^+]}$的丰度比似乎高于红外暗云中的CO耗尽的结果。猎户座核心的极高中心密度意味着一个非常小的金斯尺度（$<500$ AU）。为了进一步揭示这种致密核的演化，需要更高的分辨率和灵敏度。
2014-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hydroxylamine in Astrophysical Ices: IR Spectra and Cosmic Ray-Induced Radiolytic Chemistry
本研究测量星际冰类似物中 NH$_2$OH 的红外光谱及 15 keV 质子辐照效应，给出其辐射破坏参数，并发现三元冰辐照可生成多种无机产物及前生物有机分子。
2025-01-29 astro-ph.GA
"Ice cubes" in the center of the Milky Way - Water ice and hydrocarbons in the central parsec
近几十年来，我们对银河系中心超大质量黑洞的封闭环境进行了深入的研究，以揭示星系中心区域的行为，特别是活动星系。银河系中心显示出不同尺度的丰富结构，其中有早期和晚期类型的恒星、电离和分子气体、尘埃和风的复杂混合物。在这里，我们的目标是研究水冰和碳氢化合物的分布在中央秒差距以及沿视线。这项研究之所以成为可能，要归功于L波段光谱。这个光谱带，从2.8到4.2 $μm$，主机的星周介质和星际致密和弥漫的介质，其中深吸收功能归因于水冰和碳氢化合物的重要签名。利用UT 1/VLT ESO望远镜的ISAAC摄谱仪在L波段对银河系中心进行了观测。通过使用27个狭缝位置映射中央半秒差距，我们能够在该波长域中构建该区域的第一个数据立方体。由于校准光谱的前景消光在L波段在以前的论文中得出，我们纠正了我们的数据立方体的视线消光和验证我们的校准光谱。数据表明，由于水冰和碳氢化合物的残留吸收存在于校正的数据立方体。这表明这些特征是在银河系中心的局部环境中产生的，这意味着温度非常低，远低于80 K。这与我们在Moultaka等人（2015）中描述的中央秒差距中发现的局部CO冰一致。
2015-06-05 astro-ph.GA
The Reaction between Atomic Carbon and Molecular Nitrogen as a Source of Cyanamide and Carbodiimide on Interstellar Ices
Univ. Bordeaux, CNRS, Bordeaux INP, ISM, UMR 5255（波尔多大学）
研究原子碳与分子氮在星际冰表面的反应，揭示其在形成氰胺和碳二亚胺中的关键作用，改进了现有星化学模型。
2026-04-17 astro-ph.GA
H2 chemistry in interstellar ices: the case of CO ice hydrogenation in UV irradiated CO:H2 ice mixtures
上下文在密集的云层中，冰尘颗粒上的氢化反应是形成分子的关键，如甲醛，甲醇和复杂的有机分子（COM）。这些物质通过CO冰的连续氢化形成。虽然分子氢（H2）的丰度可以比稠密云层中的自由氢原子高四个数量级，但H2的表面化学在很大程度上被忽略了;一些实验室研究表明，H2并不积极参与非高能冰化学，因为需要高活化能。目的。对于CO冰氢化的例子，我们实验研究了当高能处理（即，UV光解）。我们测试是否额外的氢化途径成为可用的CO：H2冰混合物的UV照射后，这种反应机制是否也适用于其他化学系统。方法.在8~20 K的温度范围内进行了超高真空（UHV）实验。用UV光子照射预沉积的CO：H2固体混合物。反射吸收红外光谱（RAIRS）被用作原位诊断工具。通过比较CO：H2和CO：D2冰混合物的结果，研究了单个反应步骤和可能的同位素效应。结果紫外线照射后的CO：H2冰的混合物，两个光子诱导的产品，HCO和H2 CO，明确检测。所提出的反应机理涉及以下反应步骤中的电子激发的CO：CO + Hv->CO*，CO* + H2->HCO + H，其中新形成的H-原子然后可用于进一步的氢化反应。HCO形成产率具有很强的温度依赖性的调查制度，这是最有可能与H2粘附系数。最后，讨论了这一光致反应通道的天文相关性。
2018-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Backlighting young stellar objects in the Central Molecular Zone: an ensemble-averaged abundance structure of methanol ices
Ewha Womans University（梨花女子大学）；University of Hawaii（夏威夷大学）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文与空间科学研究所）；University of Science and Technology, Korea (UST)（韩国科学技术院）
研究通过分析中央分子区年轻恒星的甲醇冰丰度，发现其较低可能反映独特化学环境，或因加热导致冰升华影响观测结果。
2026-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling the UV-photon irradiation of CS$_2$-bearing ices in the laboratory with the pyRate gas-grain astrochemical code. New insights into the missing sulfur problem
Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Centro de Astrobiología (CSIC-INTA)（天体生物学中心（西班牙国家科学技术研究委员会-国家航空航天技术研究所））
利用 pyRate 天体化学模型模拟实验室中 CO$_2$:CS$_2$ 冰的真空紫外光子辐照，发现非扩散化学对生成实验观测到的含硫物种至关重要，但模型高估了 OCS、CS、SO，低估了 SO$_2$ 和硫同素异形体，揭示了理论与实验的互补性。
2026-05-05 astro-ph.GA
Formation of carbonyl sulfide (OCS) via SH radicals in interstellar CO-rich ice under dense cloud conditions
本研究通过超高真空实验证明在稠密云条件下，CO与SH自由基经HSCO中间体可高效生成星际OCS冰，且该路径在H2S高度稀释时仍有效，为星际OCS形成提供了新机制。
2024-08-07 astro-ph.GA
SPHEREx Wide-Field Infrared Spectral Mapping of Interstellar Ices and Polycyclic Aromatic Hydrocarbons
Department of Physics and Astronomy, Seoul National University（首尔大学物理与天文系）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；IPAC, California Institute of Technology（加州理工学院红外科学应用中心）；Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI)（韩国天文学与空间科学研究院）
SPHEREx获取了首个宽场红外光谱图，揭示了银河系X区和北美星云中星际冰和多环芳烃的强特征，为星系结构、星际介质物理和恒星化学研究提供支持。
2026-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constraining Spatial Densities of Early Ice Formation in Small Dense Molecular Cores from Extinction Maps
在小而致密的分子核中追踪尘埃是研究恒星形成前阶段冰形成所需条件的有力工具。为了研究这些环境，观测到了五个分子核心：三个正在形成低质量恒星（B59、B335和L483），两个没有恒星的坍缩核心（L 63和L 694 -2）。深层图像是用英国红外望远镜（UKIRT）的WFCAM（宽视场照相机）仪器和斯皮策太空望远镜的IRAC通道1和2在红外JHK波段拍摄的。这五个光度带被用来计算沿视线对背景恒星的消光。在对数据进行平滑处理后，我们制作了高空间分辨率的消光图（$\sim$ 13-29”）。然后使用AVIATOR算法实现逆Abel变换将这些图投影到第三维中。沿着先前已经检测到冰（H $_2$ O、CO和CH $_3$ OH）的视线测量总氢的体积密度。我们发现，纯CH $_3$ OH或CH $_3$ OH与CO的混合物的视线具有大于1.0 $\times$ 10 $^5$ cm $^{-3}$的最大体积密度。这些密度仅在每个芯的一小部分（$\sim$ 0.3-2.1%）内达到。CH $_3$ OH的存在可能表明致密核内复杂有机分子形成的开始，因此我们可以限制这种开始的区域。在我们的样品中，朝向星形核的最大体积密度（$\sim$ 1.2-1.7 $\times$ 10 $^6$ cm $^{-3}$）高于朝向无星形核的最大体积密度（$\sim$ 3.5-9.5 $\times$ 10 $^5$…
2021-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Water enhances the formation of refractory sulfur in interstellar ices
Centro de Astrobiología (CAB), INTA-CSIC（西班牙国家航空航天技术研究所-西班牙国家科学研究委员会天体生物学中心）；Departamento de Física de la Tierra y Astrofísica, Facultad de Ciencias Físicas, Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学物理科学学院地球与天体物理学系）；Instituto de Química Física Blas Cabrera (CSIC)（西班牙国家科学研究委员会布拉斯·卡布雷拉物理化学研究所）；Department of Physics, National Central University（中原大学物理系）
本研究通过实验发现，水能显著增强星际冰中难熔硫（如S6-S8）的形成，为稠密云中硫缺失提供了固相储库机制，并可作为水冰环境的示踪剂。
2026-10-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Are Infrared Dark Clouds Really Quiescent?
高质量恒星形成的密集，寒冷的区域特征很差，但它们代表了一个理想的机会，可以更多地了解高质量恒星形成（HMSF）的初始条件，因为高质量无星核心（HMSC）缺乏在后期进化阶段看到的暴力反馈。我们提出了连续的地图获得的亚毫米阵列（SMA）干涉仪在1.1毫米的四个红外暗云（IRDC，G28.34S，IRDC 18530，IRDC 18306，和IRDC 18308）。我们还提出了1毫米/3毫米线调查使用IRAM 30米单碟观测。结果表明：（1）在10^4AU的空间分辨率下，1.1mm SMA观测将每个源分解为若干碎片。每个碎片的质量平均大于10兆太阳能，超过整个块体的预测热金斯质量高达30倍，表明热压力并不主导碎裂过程。我们测量的速度分散在30米线意味着，非热运动提供了额外的支持，对重力的碎片。(2)未检测到高J跃迁和N2 H+（1-0）、C2 H（1 - 0）、HCN（1-0）和H13 CN（1-0）的超精细多重峰拟合都表明我们的源是冷的和年轻的。然而，在G28.34S中明显检测到SiO和HCO+（1-0）的非对称线轮廓，表明可能存在一个潜在的原恒星物体和可能的坠落运动。(3)大量的含氮物种，碳环和分子离子的存在，以及N2 H +/NH 2D和CO之间的反相关空间分布，我们的大规模高质量团块表现出类似的化学特征，小规模低质量星前天体。这项对IRDC小样本的研究表明，热金斯不稳定性本身不能…
2016-07-30 astro-ph.GA
Spectroscopic measurements of CH$_3$OH in layered and mixed interstellar ice analogues
上下文星际冰幔的分子组成由分子云中的气体颗粒过程定义，主要成分是$H_2O$、$CO$和$CO_2$。检测到$CH_3OH$冰朝向密集区域，在密集区域中大量的$CO$冻结并被氢化。来自附近原恒星的热量可以进一步改变冰的结构和成分。尽管对分子云和沿着原恒星位置线的冰特征进行了几次观测，但尚不清楚星际冰是否混合或是否具有分层结构。目标。我们的目标是研究混合和层状冰生长在冰地幔类似物的影响，重点是甲醇红外波段的位置和形状，因此未来的观测可以揭示不同环境中星际冰的结构。方法.混合和分层的冰样品沉积在保持在T = 10 K的冷基板上，使用放置在真空室中的封闭循环低温恒温器。通过FTIR光谱分析了其光谱特征。研究了冰幔中最丰富的四种分子，即$H_2O$、$CO$、$CO_2$和$CH_3OH$的不同比例，并特别注意对$CH_3OH$谱带的分析。结果我们测量的CH和CO伸缩带的$CH_3OH$的位置和形状的变化取决于混合或分层性质的冰样品。甲醇的光谱特征也被发现由于加热而改变。结论.层状冰结构最好地再现了最近观察到的朝向前恒星核心和恒星形成区域的$CH_3OH$带位置。基于我们的实验结果，我们得出结论，观测$CH_3OH$冰可以提供有关星际冰的结构信息，我们希望JWST把严格的限制在不同的星际环境中的冰的分层或混合性质。
2021-07-20 astro-ph.GA astro-ph.IM
SuperMALT: Physical and Chemical Properties of Massive and Dense Clumps
SuperMALT测量正在使用角分辨率为$\sim$ 20”、速度分辨率为$\sim$ 0.1 km/s的Apex 12米望远镜观测高激发分子谱线和关键同位素异构体中处于不同演化阶段（从星前或静止到HII）的76个MALT 90团块。这项调查的目的是确定物理，化学和运动学性质的气体内的团块，因为他们的演变。本文报道了对HNC、HCN、HCO $^+$、N $_2$ H $^+$的$J$ =3-2、4-3谱线和同位素体H $^{13}$ CO $^+$的$J$ =3-2谱线的观测结果。我们发现，形态和线轮廓随团簇的演化阶段而变化。平均线宽增加，从静止到HII团块，而线比显示暗示的化学差异的各个进化阶段。
2018-08-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Structural and Dynamical Analysis of the Quiescent Molecular Ridge in the Large Magellanic Cloud
我们提出了一个低J 13 CO和CS观测的四个不同地区的LMC -静止分子脊，30剑鱼座，N159和N113，所有的分辨率为$\sim3$ pc的比较。30 Dor、N159和N113区域正在活跃地形成大质量恒星，而分子岭区域几乎没有形成大质量恒星，尽管它有大量的分子气体储备，并且靠近N159和30 Dor。我们从每个区域的排放到层次结构，使用树状图和分析这些结构的大小，质量和线宽。我们发现，在一个给定的尺寸尺度，脊有显着较低的动能，也较低的表面密度比其他地区，导致较高的维里参数。这表明，海岭并不像其他区域那样活跃地形成大质量恒星，因为它的气体密度较低，而不是因为坍缩被过剩的动能抑制。我们还发现，这些物理条件和能量平衡变化显着的山脊内，这种变化似乎只有微弱的相关性与网站的大质量恒星形成，如R136在30多尔，这是$\sim1$千秒差距。这些变化也显示出与云内局部恒星形成活动的微弱相关性。
2022-06-22 astro-ph.GA
IR Spectral Fingerprint of Carbon Monoxide in Interstellar Water Ice Models
一氧化碳（CO）是星际介质中第二丰富的气相分子。在密集的分子云中，它也以固相存在，作为覆盖尘埃颗粒的混合水为主的冰的成分。其在固相中的存在是从其红外（IR）信号推断的。在固体CO/水混合样品的实验观测中，其IR频率分裂成两个分量，产生蓝移和红移带。然而，在天文观测中，前者从未被观测到。已经进行了几次尝试来解释这种特殊的行为，但问题仍然悬而未决。在这项工作中，我们采用了纯量子力学模拟，以阐明这个问题。采用不同的周期性模型模拟了CO/H $_2$ O冰体系，如CO在水冰表面的单重吸附和多重吸附、CO在水笼中的捕获以及适当的CO：H $_2$ O混合冰。我们还模拟了纯固体CO。我们的数据的详细分析揭示了如何四极字符的CO和分散力与水冰确定的CO/H $_2$ O冰相互作用的能量，以及CO光谱行为。我们的数据表明，蓝移峰可以分配给CO相互作用{ \it via}的C原子与悬挂的H原子的水冰，而红移的一个实际上可以是CO参与不同的相互作用与水矩阵的结果。我们还提供了一个可能的解释，天文光谱中的蓝移峰的缺乏。我们的目的不是提供一个完整的帐户的各种星际冰，而是要阐明的敏感性的CO光谱特征不同的水冰环境。
2018-07-25 astro-ph.GA
DESI Massive Post-Starburst Galaxies at $\mathbf{z\sim1.2}$ have compact structures and dense cores
本研究利用 HST 成像分析了 171 个来自 DESI 的大质量星暴后星系，发现它们比一般宁静星系更致密且具有相似的稠密核心，表明快速熄灭优先发生在具有既有致密结构的星系中。
2024-11-12 astro-ph.GA
The ISM in distant star-forming galaxies: Turbulent pressure, fragmentation and cloud scaling relations in a dense gas disk at z=2.3
我们使用IRAM Plateau de Bure干涉仪和扩展甚大阵获得了z=2.32的透镜状恒星形成星系SMMJ 2135 -0102中CO（6-5）和CO（1-0）发射的高分辨率地图。气体的运动学可以用一个旋转支撑的圆盘模型很好地描述，该圆盘的倾斜校正旋转速度为v_rot = 320+/-25 km/s，旋转支撑与色散支撑之比为v/sigma=3.5+/-0.2，动力学质量为6.0+/-0.5x10^10Mo，半径为2.5kpc。该盘具有Toomre参数Q=0.50+/-0.15，表明气体将在LJ ~ 400 pc尺度上迅速碎裂成大质量团簇。我们确定在这些尺度上的恒星形成区域，并表明它们是10倍的密度比那些在静止的环境中在本地星系，并显着抵消当地的分子云尺度关系（拉森关系）。与局部分子云线宽-尺寸标度关系相比，大的偏移意味着超音速湍流应该在比银河系运动学静止ISM小100倍的尺度上保持主导地位，而SMMJ 2135中的分子气体预计在所有尺度上比银河系中的分子气体密度高50倍。这很可能是由于我们在星际介质（ISM）中测量到的高外部流体静压P_tot/kB ~（2+/-1 x10 ^7 K/cm 3）。在这样一个高度湍流的ISM中，引力坍缩（和恒星形成）的亚音速区域将具有高得多的临界密度，n_crit>=10^8/cm 3，比银河系静止的ISM高出约1000倍。
2011-10-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Polysulfanes on interstellar grains as a possible reservoir of interstellar sulphur
密集云层中耗尽的硫的形式仍然是未知的。到目前为止，只有两种分子，OCS和SO2，在星际冰中被检测到，但不能解释在扩散介质中观察到的硫元素丰度。化学模型表明，固体H2S是密度较大的来源中硫的主要形式，但存在的观测限制削弱了这一假设。我们已经使用了鹦鹉螺气体颗粒代码中添加了新的化学反应，根据最近的实验H2S冰照射紫外光子和高能质子。特别是，我们包括了新物种Sn，H2Sn和C2S。我们发现，在稠密云层中观察到的低温下，即10 K，这些新分子不能有效地产生，我们对网络的修改没有改变以前的预测。在稍高的温度下，20 K在不太密集的云或在原恒星附近，表面上的H2S丰度强烈减少，有利于聚硫烷H2S3。如果晶粒上的扩散势垒不太重要，也可以获得这样的结果。在星际云的生命周期以及云的扩散部分和密度较大部分之间的混合的背景下，多硫烷或其他硫聚合物形式的硫的耗尽可能发生在温度略高于云的寒冷内部的区域。
2012-07-23 astro-ph.GA
Elemental nitrogen partitioning in dense interstellar clouds
许多稠密星际云的化学模型预测，大多数气相元素氮应该以N2的形式存在，其丰度比氢低大约五个数量级。作为一种同质双原子分子，N2很难通过红外或毫米波长跃迁进行光谱检测，因此其丰度通常通过其反应产物N2 H+间接推断。两个主要的形成机制，每个涉及两个自由基-自由基反应是在这样的环境中的N2的来源。在这里，我们报告的测量低温速率常数的这些过程之一，N + CN反应下降到56 K。该反应的测量速率常数和最近确定的其他两个反应牵连在N2的形成的影响进行测试，使用气体颗粒模型，采用严格评估的化学网络。我们表明，星际氮作为N2存在的量取决于其气相形成和原子氮耗尽到晶粒之间的竞争。由于控制N2形成的反应是低效的，我们认为N2并不代表星际氮的主要储库物种。相反，更不稳定形式的氮（如NH3）的丰度升高应该存在于星际冰上，促进含氮有机分子的最终形成。
2012-06-21 astro-ph.GA
Observations of the Onset of Complex Organic Molecule Formation in Interstellar Ices
孤立的致密分子核被用来研究星际冰中复杂有机分子的形成。采样三个核心与正在形成的低质量恒星（B59，B335和L483）和一个无星核心（L 694 -2），我们采样的视线到九个背景恒星和五个年轻的恒星物体（YSO; A_K ~0.5 - 4.7）。美国宇航局红外望远镜设备（IRTF）从2-5 $μ$ m的光谱同时显示来自H $_2$ O（3.0 $μ$ m），CH $_3$ OH（C-H伸缩模式，3.53 $μ$ m）和CO（4.67 $μ$ m）冰核心的特征。CO冰被9颗恒星追踪，其中5颗显示出长波长的翅膀，这是由于CO与极地冰（CO $_r$）的混合物，可能是CH $_3$ OH。其中两条视线也显示CH $_3$ OH的独立检测。对于这些，我们发现来自L483和L 694 -2的CH $_3$ OH：CO $_r$的比率分别为0.55 $\pm$ 0.06和0.73 $\pm$ 0.07。CO和CH $_3$ OH的探测首次通过视线对背景恒星观测约束CO到CH $_3$ OH冰的转换。沿着视线，大部分CO存在于气相中，并且$\leq$ 15%的CO被冻结。然而，CH $_3$ OH冰相对于CO是丰富的（~50%），并且主要作为CH $_3$ OH-富CO冰层存在。只有一小部分的视线包含CH $_3$ OH冰，据推测是密度最高的。CO向CH $_3$ OH的高转化率可以解释在后期1…
2020-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The Onset of Massive Star Formation: The Evolution of Temperature and Density Structure in an Infrared Dark Cloud
本文给出了NH_3（1，1），（2，2），（4，4）的新观测结果. Jansky甚大阵列（VLA）与文献中的工作一起编译，以探索在年轻的大质量恒星形成区域中观察到的条件范围。采样的影响，独立于距离/分辨率，丰度和大规模的环境，我们比较了在不同的演化阶段在一个单一的红外暗云（IRDC），G32.02+0.06的团块。我们发现，星团形成的早期阶段的特点是密集的，秒差距尺度的恒星结构，散布着致密核心的复合体（<0.1 pc的核心聚集在复合体中，间隔约1 pc），质量约为10至100 Msun。最静止的核心是最大的延伸，而恒星形成的核心更致密、更紧凑，在大质量恒星形成开始之前和之后不久，显示出非常相似的柱密度结构，峰值表面密度>~ 1 g cm^-2。静止的核心和细丝显示出从10-20 K平稳变化的温度，在恒星形成的核心中上升到40 K以上。我们计算了16个核的维里参数，发现湍流提供的支持水平通常不足以支持它们对抗引力坍缩（α_vir ~ 0.6）。恒星形成的细丝显示出平滑的速度场，在活跃的恒星形成地点被不连续性打断。我们讨论了IRDC所在的大质量分子细丝（MMF; M > 10^5 Msun，l > 60 pc），假设它可能是由前几代大质量恒星形成的。
2014-05-13 astro-ph.GA
CO Structures with Narrow Lines in Nearby Quiescent Regions
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）；State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台射电天文与技术国家重点实验室）
本研究基于MWISP巡天数据识别57个近邻宁静CO结构，发现面纱云是其重要组分，揭示其起源于本地泡超新星压缩，对恒星形成初始条件等有重要意义。
2026-08-10 astro-ph.GA
Ice origins of OCS and chemistry of CS2-bearing ice mantles
本研究通过高能处理同位素标记冰样品，评估了星际冰中OCS形成的两种途径，发现CS+O途径更有利且高温下贡献增加，还探索了含CS₂冰的化学性质，为理解星际硫化学及失踪硫提供了新依据。
2024-10-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling of subsurface ice mantle on interstellar dust grains with astrochemical code ALCHEMIC (research note)
星际间的冰是一层层的分子沉积在上面！Ne尘埃颗粒在黑暗和密集的分子云核心。在一些天体化学模型中考虑了地下冰，这些模型表明地下冰可能非常重要。这项工作的目的是介绍一个既定的地下冰的描述到国家的最先进的天体化学模型ALCHEMIC。该模型由海德堡天体化学小组开发。其结果是星际分子云研究的最新模型，可能应用于原行星盘。
2013-08-23 astro-ph.GA astro-ph.IM
Massive Quiescent Cores in Orion: VI. The Internal Structures and a Candidate of Transiting Core in NGC 2024 Filament
我们提出了一个多波长的观测研究的NGC 2024灯丝使用红外到亚毫米连续和NH $_3$ $(1,1)$和$(2,2)$反转转换中心的FIR-3，其中最大的核心。FIR-3在Spitzer/IRAC波段没有明显的红外点源。但NH $_3$动力学温度图显示核心中心的$T_{\rm k}=25$ K峰值显著高于周围水平（$T_{\rm k}=15-19$ K）。这样的内部加热签名没有红外线源表明一个正在进行的核心崩溃可能在过渡阶段，从第一流体静力核心（FHSC）的原恒星。灯丝中的八个致密核心的尘埃温度在17.5到22 K之间。它们比中央加热星IRS-2b周围的热脊（$T_{\rm d}=55$ K）要冷得多。与尘埃加热模型的比较表明，灯丝与IRS-2b的距离应为$3-5$ pc。这个数值比热脊的空间范围大得多，表明暗条沿着视线与热区在空间上分离。
2016-05-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The magnetic field in quiescent star-forming filament G16.96+0.27
本文利用 JCMT/POL-2 偏振观测研究红外暗云丝状体 G16.96+0.27 的磁场，发现其磁场近似垂直于丝状结构，磁场与湍流之和与引力相当，表明该丝状体处于准平衡状态，并揭示致密区磁场排列偏离垂直可能指示潜在碎裂。
2024-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Complex, Quiescent Kinematics in a Highly Filamentary Infrared Dark Cloud
红外暗云（IRDC）是大质量恒星和星团形成的初始条件。我们使用IRAM 30米天线获得了高灵敏度和高光谱分辨率的观测结果，这使我们能够对IRDC G035.39-00.33内的运动学进行详细分析。重点研究了N_2H ~+，C_18O（1-0）的1-0和3-2跃迁，并与SiO（2-1）观测和消光图作了比较。三个相互作用的气体filament. We报告整个云的大尺度速度相干性，通过小的速度梯度和相对较窄的线宽证明。这表明，这些细丝的合并有点“温和”，可能是由磁场调节的。这种细丝的合并可能是Jimenez-Serra等人2010年通过颗粒地幔蒸发检测到的微弱秒差距尺度SiO发射的原因。还发现了N2 H+（1-0）和C18 O（1-0）气体在整个0.18 +/- 0.04 kms^{-1}的云中的系统速度变化，这与仍在进行的细丝之间的碰撞情景一致。N2 H+（1-0）在整个IRDC中延伸，它不仅追踪致密的核心，就像在附近的低质量恒星形成区所发现的那样。IRDC的平均H2数密度约为5 x 10^4 cm^{-3}，比附近低质量恒星形成的分子云至少大一个数量级。通过我们的研究，我们得出结论，G035.39-00.33（在消光图和N2 H+中清晰可见）是由两个相对静止的细丝碰撞形成的，平均密度约为5 x 10^3 cm^{-3}，以约5 km ^{-1}的相对速度运动。合并点的材料积累始于> …
2012-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interaction Between HII Region and AFGL333-Ridge: Implications to the Star Formation Scenario
利用45 m野边山射电望远镜在角分辨率为75”的条件下对NH3（1，1）、（2，2）和（3，3）进行了成图观测，研究了W 4膨胀泡附近AFGL 333区的恒星形成活动。NH3（1，1）图的形态显示了一个弓形结构，大小为2.0 x 0.6 pc，如在尘埃连续体中所见。在W 4气泡和致密NH3云之间的界面处，与IRAS 02245 +6115相关的致密HII区域G134.2+0.8被定位。有趣的是，就在G134.2+0.8的北部和南部，我们发现NH3排放显示出约2.8 km/s的大速度宽度，而其他位置为1.8 km/s。由于通过YSO（s）的活动注入机械能的可能性很低，我们认为大湍流气体运动的起源是致密HII区域与致密分子云外围之间相互作用的指示。我们还发现了与G134.2+0.8相关的CO发射的膨胀运动。AFGL 333-Ridge的整体结构可能是由W 4膨胀的气泡形成的。然而，在IRAS 02245 +6115以西，密集分子云中心周围观察到的小速度宽度表明，与紧凑的HII区域的相互作用是有限的。因此，AFGL 333-Ridge致密分子云核心中的YSO（主要为0/I类）最有可能以静止模式形成。正如以前所建议的大规模恒星形成的W3巨分子云，我们的研究结果表明，诱导和静止的恒星形成在这一地区明显共存。AFGL 333区域的恒星形成似乎没有明显的外部触发，但伴随着恒星反馈环境。
2016-11-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
