On the presence of metallofullerenes in fullerene-rich circumstellar envelopes
中性C60富勒烯在星周环境中的存在已经被天文观测、实验室实验和量子化学计算所证实。然而，在C_（60）17.4um/18.9um波段比中观察到的大的变化表明，除了热激发和紫外激发之外，额外的发射体应该对天文红外光谱有贡献，或者存在未知的物理过程。富勒烯基分子，如金属富勒烯和富勒烯加合物是天然的候选物种作为潜在的额外的发射体，但没有具体的物种已被确定的日期。在这里，我们报告了一个模型的基础上的量子化学计算和红外光谱模拟的中性和带电的内（外）面金属富勒烯，表明它们有一个显着的贡献，通常归因于中性C60的四个最强的红外波段。这些模拟可能解释了在非常不同的富富勒烯的星周环境中观察到的17.4um/18.9um波段比的大范围，例如行星状星云和化学上奇特的北冕座R星周围的环境。我们提出的模型还揭示了金属富勒烯模拟红外光谱中的17.4um/18.9um带比主要取决于环周包层中的金属丰度、电离水平和内/外浓度。我们得出结论，金属富勒烯是潜在的发射器，有助于观察到的红外光谱富富勒烯拱星信封。我们的模拟红外光谱还表明，詹姆斯韦伯太空望远镜有可能证实或反驳在拱星环境中存在金属富勒烯（甚至其他富勒烯类物质）。
2022-12-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Study of fullerene-based molecular nanostructures in planetary nebulae
本论文的主要目的是揭示空间中富勒烯基复杂分子的形成过程，以期解决天体物理学中的一些关键问题。富勒烯和石墨烯（可能是C24）在演化恒星的富氢环星环境中的意外检测表明，这些复杂的分子并不罕见，并带来了其他形式的碳，如氢化富勒烯（富勒烯），巴基洋葱和碳纳米管可能在宇宙中广泛存在的想法，与环星/星际化学和物理的许多方面密切相关。我们探索这一新的和肥沃的研究领域，我们的研究集中在一些银河系行星状星云（PNE），含有富勒烯。为了做到这一点，我们利用了几个富勒烯相关化合物的实验室光谱，并将它们与天文数据进行比较。这项工作是开辟跨学科研究新领域的第一步，跨越了天文学家、化学家和物理学家之间的界限，并了解了富勒烯结构在星周/星际环境中的重要存在。
2019-06-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Graphene Molecule Compared With Fullerene C60 As Circumstellar Carbon Dust Of Planetary Nebula
天文观测到的富碳行星状星云（如Tc 1和Lin 49）的红外光谱来源于富勒烯（C60）。此外，众所周知，石墨烯是用于合成富勒烯的原料。本研究基于量子化学密度泛函理论计算，探索石墨烯的某些性能。结果表明，石墨烯而不是富勒烯起主要作用。我们应用了两个天体物理条件，即高速质子产生的空洞和中心恒星的光电离。模型分子是具有一个碳五边形与六边形组合的电离空隙石墨烯（C23）。通过分子振动分析，我们可以重现6 - 9微米的六个主要带，大峰在12.8，最大峰在19.0。此外，从6到38微米可以复制许多次要条带。此外，深空诱导分子（C22）和（C21）可以支持观察到的带。
2019-04-23 astro-ph.GA cond-mat.mes-hall physics.chem-ph
Detection of Cosmic Fullerenes in the Almahata Sitta Meteorite: Are They an Interstellar Heritage?
巴克敏斯特富勒烯，C60，是迄今为止在星际和星周环境中观察到的最大分子。这种分子的形成机制正在积极辩论。尽管在原始碳质陨石中进行了有针对性的搜索，但迄今为止还没有在陨石中明确检测到C60的报道。在这里，我们报告的第一个公司检测富勒烯，从C30到至少C100，在Almahata Sitta（AhS）polymict reuilite陨石。该检测是使用高灵敏度的激光解吸激光电离质谱法实现的。富勒烯已明确地检测到在七个碎屑的AhS reulilites。分子家族分析表明，富勒烯是从不同的水库相比，在相同的样品中检测到的多环芳烃。富勒烯家族与碳簇的关系最好，其中一些可能是通过激光撞击破坏固体碳相而形成的。我们发现，检测到的富勒烯不是以这种方式形成的。我们认为，富勒烯是一个特定的碳相，尚未确定的内在组成部分。在Murchison和Allenbal的散装样品中未检测到富勒烯，而使用相同的实验条件，表明这一阶段是不存在的或不太丰富，在这些原始的富勒烯。前一种情况将支持冲击波处理的碳相在reuilite母体的富勒烯的形成。然而，没有实验数据支持这种情况。这使得富勒烯可能是星际遗产和星际过程的信使。
2022-08-22 astro-ph.GA astro-ph.IM
Top-down formation of fullerenes in the interstellar medium
[摘要]富勒烯最近在各种拱星和星际环境中被发现，提出了它们形成途径的问题。有人提出，它们可以通过大的多环芳烃（PAHs）的光化学处理形成。根据我们先前对NGC 7023反射星云中多环芳烃演化的研究，我们利用光化学模拟评估了多环芳烃C $_{66}$ H $_{20}$（即circumovalene）在紫外光子照射下导致C $_{60}$形成的可能性。化学途径包括完全脱氢，折叠成松软的封闭笼，并通过C $_2$单元的损失使笼收缩，直到它到达对称的C $_{60}$分子。在距离照亮的恒星10”处，利用真实的分子参数，模型预测在$\sim$ 10 $^5$年内，100%的C $_{66}$ H $_{20}$转化为C $_{60}$。收缩似乎是整个过程的动力学限制步骤。因此，大于C $_{66}$ H $_{20}$的多环芳烃不太可能显著促进C $_{60}$的形成，而含有60至66个C原子的多环芳烃应该在较短的时间尺度内促进C $_{60}$的形成，含有少于60个C原子的多环芳烃将被破坏。假设一个经典的尺寸分布的PAH前体，我们的模型预测的绝对丰度的C $_{60}$是几个$10^{-4}$的元素碳，即小于百分之一的典型的星际PAH丰度，这与观测研究是一致的。根据我们的模型，一旦形成，C $_{60}$可以比其他富勒烯存活更长的时间，因为C $_{60}$分子在高内能下的显着稳定性。因…
2016-01-25 astro-ph.GA
Fullerenes and proto-fullerenes in interstellar carbon dust
在各种条件下制备的氢化无定形碳（HAC）颗粒的实验室光谱显示了与C60分子发射相关的7.05、8.5、17.4和18.9 μm（1418、1176、575和529 cm-1）处的光谱特征。这些谱线出现在光谱中，即使C60分子本身不存在于我们的样品中。似乎HAC中的这四条谱线可以与随后反应产生C60的前体分子或“原富勒烯”相关联。我们建立了一个追踪HAC尘埃演化和脱氢的模型，并表明在天文光谱中观察到16.4 μm（610 cm-1）处的发射特征表明存在形成富勒烯所需的五边形碳环。我们认为，先前在许多物体中发现的C60的四条红外发射线也显示出16.4 μm的特征，其他多环芳烃谱带来自原富勒烯，而不是C60。Tc 1是其中脱氢已经进行到仅存在富勒烯的点的源的实例。
2011-12-16 astro-ph.GA cond-mat.mtrl-sci
30 years of cosmic fullerenes
1985年，“在旨在理解长链碳分子在星际空间和拱星壳中形成的机制的实验中”，Harry Kroto和他的合作者偶然发现了一种新形式的碳：富勒烯。最具代表性的富勒烯（即C $_{60}$“巴克敏斯特富勒烯”）含有60个碳原子，以类似足球的笼状结构排列。由于他们的发现影响了纳米技术领域，Kroto和他的同事获得了1996年的诺贝尔奖。所有富勒烯分子共有的笼状结构赋予了它们独特的性质，特别是非凡的稳定性。由于这个原因，并且由于它们是在旨在重现太空条件的实验中发现的，富勒烯被天文学家追求了二十多年，直到最近，它们才被光谱学所确定，在演化的恒星和星际介质中。这一发现为在太空提供的独特物理条件下研究富勒烯的分子物理学提供了机会，并与其他被认为存在于太空中的大碳分子：多环芳烃建立了联系。
2015-10-27 astro-ph.GA
Strengthening the Link Between Fullerenes and a Subset of Diffuse Interstellar Bands
本文通过扩展经Mg II校正的视线和等值宽度范围，证实9577与9632 Å DIB高度相关，并提出多条与C$_{70}^{+}$及C$_{70}^{2+}$实验谱线吻合的候选DIB。
2025-03-16 astro-ph.GA
A search for hydrogenated fullerenes in fullerene-containing planetary nebulae
在麦哲伦星云和我们银河系的行星状星云（PNe）中探测到C60和C70富勒烯，提出了其他形式的碳的想法，如氢化富勒烯（富勒烯如C60 H36和C60 H18），巴基洋葱和碳纳米管，可能在宇宙中广泛存在。在这里，我们提出的VLT/ISAAC光谱（R ~600）在2.9-4.1微米的光谱区域的银河系PNe Tc 1和M 1-20，已被用来寻找富勒烯为基础的分子在其富富勒烯环星环境。我们报告的最强烈的红外波段的几个富勒烯约3.4-3.6微米的两个PNe的非检测。我们的结论是，如果富勒烷存在于这些PNe的含富勒烯的拱星环境中，那么它们似乎远不如C60和C70丰富。我们的非检测与（暂定）富勒烷检测在原PN IRAS 01005+7910表明，富勒烷可能形成在AGB星和PNe之间的短过渡阶段，但他们很快被摧毁的紫外辐射场从中央星。
2016-02-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectral properties of gas-phase condensed fullerene-like carbon nanoparticles from far-ultraviolet to infrared wavelengths
碳固体是星际空间中普遍存在的物质。然而，碳质物质在天体物理环境中以及在陆地气相凝聚反应中的形成途径还不清楚。在不同的淬火气体气氛中，如纯He，He/H $_2$，和He/H $_2$ O在不同的压力下的石墨的激光烧蚀用于合成非常小的，富勒烯样碳纳米颗粒。颗粒的特征在于非常小的直径在1和4 nm之间，并且具有扰乱的洋葱状结构。从冷凝区提取的烟灰颗粒显然代表颗粒冷凝的非常早期的阶段。从远紫外（FUV）（$λ$ =120 nm）到中红外（MIR）（$λ$ =15 ~ $μ$ m）测量了光谱性质。在3.4 ~ $μ$ m范围内，种子状碳烟粒子具有较强的吸收带。用凝聚态粒子的3.4 ~ $μ$ m谱线可以很好地再现星际介质中3.4 ~ $μ$ m谱线的分布和强度，但要拟合星际谱线的强度，还需要保留全部的碳原子。与洋葱状烟灰颗粒可能是星际紫外线（UV）碰撞的载体的假设相反，我们的非常小的洋葱状碳纳米颗粒由于（$π-π$ *）跃迁而没有显示出明显的UV带。
2009-03-04 astro-ph.GA
Search for Hydrogenated C$_{60}$ (fulleranes) in Circumstellar Envelopes
最近在太空中探测到富勒烯（C $_{60}$），并将五个弥漫的星际带肯定地指定为C $_{60}^+$，这加强了富勒烯相关化合物可以有效地在星周包层中形成，并在星际介质中大量存在的概念。实验研究表明，C $_{60}$可以很容易地氢化，提高了氢化富勒烯（或富勒烷，C $_{60}$ H $_m$，$m=1-60$）可能在空间中丰富的可能性。本文对C $_{60}$ H $_m$异构体的振动模式进行了理论研究。我们的研究结果表明，从C $_{60}$骨架振动的四个中红外波段仍然突出的轻微氢化C $_{60}$，但其强度在不同程度上减少，增加氢化。因此，可能的是，所观察到的红外波段分配给C $_{60}$可能是由于富勒烯和富勒烷的混合物。这为观察到的C $_{60}$谱带比的分散提供了可能的解释。我们的计算表明，由于高度氢化的C $_{60}$的呼吸模式，在15 $μ$ m左右的特征可能是天文学上可检测的。本文报道了在35 C $_{60}$源中对这一特征的初步搜索。
2017-05-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hydrogenated Fullerenes (Fulleranes) in Space
自1985年首次在实验室合成C $_{60}$以来，富勒烯相关物种被提出来解释各种天文特征。经过超过25年的努力，几个拱星和星际特征已经令人信服地被分配给C $_{60}$，C $_{70}$和C $_{60}^+$。这些成功来自于观测、实验和计算技术的最新进展，并重新激发了在太空中寻找富勒烯衍生物的兴趣。氢化富勒烯（富勒烷）作为富勒烯的重要衍生物之一，很可能存在于星际环境中。本文综述了富勒烷的化学性质和光谱信号，重点介绍了与天文学有关的富勒烷。我们总结了以前的建议，富勒烷作为载体的天文功能在紫外线，光学，红外线和无线电波长，并讨论的参数赞成或不赞成富勒烷在天文环境中的存在。虽然还没有明确的检测到富勒烷在空间的报告，有可信的证据支持某些富勒烷异构体的形成。
2020-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
2018 Census of Interstellar, Circumstellar, Extragalactic, Protoplanetary Disk, and Exoplanetary Molecules
迄今为止，天文观测在星际和星周介质中探测到了204种分子，包括16种不同的元素。这些分子的大小从2个原子到70个原子不等，从厘米波长到紫外线的电磁波谱都能探测到。这次普查总结了每个分子物种的首次探测，包括观测设施，波长范围，转换和使实验室光谱工作，以及列出暂定和有争议的探测。表中提供了在星际冰、外星系、原行星盘和系外行星大气中探测到的分子。本文介绍了这一聚合数据的一些可视化表示，并在上下文中进行了简要讨论。
2018-09-24 astro-ph.GA
The formation of cosmic fullerenes from arophatic clusters
富勒烯最近在太空中被发现，它们可能在各种天体的气体和尘埃收支中发挥重要作用，包括行星状星云（PNe），反射星云（RNe）和H II区域。在这些环境中气体的稀薄性质排除了富勒烯材料的形成，即使在天文时间尺度上也是已知的蒸发或燃烧合成路线。我们已经研究了氢化无定形碳（a-C：H或HAC）纳米颗粒及其特定的衍生物结构，我们称之为“arophatics”，在年轻的，富碳的PNE的拱星环境中的处理。我们发现，这种颗粒的紫外线照射可以导致富勒烯的形成，与PNe中已知的物理条件和可用的时间尺度一致。
2012-10-29 astro-ph.GA
Interpretation of Infrared Vibration-Rotation Spectra of Interstellar and Circumstellar Molecules
红外振转谱线可以作为星际和星周分子，特别是对称分子的有价值的探针，因为这些分子没有纯转动跃迁。但是大多数这样的观测结果都是用等温吸收板模型来解释的，它忽略了重要的辐射转移和分子激发效应。建立了一个更符合实际的非线性非等温辐射转移模型。该模型的结果与观测结果吻合得更好，包括振转带的一个分支中的线处于吸收而另一个分支中的线处于发射的情况。一般来说，基于等温吸收板模型的结论可能会产生很大的误导，但LTE的假设可能不会导致如此大的误差，特别是如果辐射场温度接近气体温度。
2013-02-20 astro-ph.GA
2021 Census of Interstellar, Circumstellar, Extragalactic, Protoplanetary Disk, and Exoplanetary Molecules
迄今为止，天文观测在星际和星周介质中发现了241种分子，包括19种不同的元素。这些分子的大小从2个原子到70个原子不等，从厘米波长到紫外线的电磁波谱都能探测到。这次普查总结了每个分子物种的首次探测，包括观测设施，波长范围，转换和使实验室光谱工作，以及列出暂定和有争议的探测。表中提供了在星际冰、外星系、原行星盘和系外行星大气中探测到的分子。本文介绍了这一聚合数据的一些可视化表示，并在上下文中进行了简要讨论。
2021-09-30 astro-ph.GA
Laboratory formation of fullerenes from PAHs: Top-down interstellar chemistry
星际分子被认为是在分子云的屏蔽环境中或在演化恒星的外壳中形成的。这遵循气相中和/或（冰）颗粒表面上的原子和简单分子的许多顺序反应步骤。然而，这些化学途径对于空间稀薄环境中的较大物种来说效率极低，因为涉及许多步骤，而且模型确实无法解释观察到的高丰度。C $_{60}$富勒烯就是这种情况，它最近被鉴定为星际介质中最复杂的分子之一。观测结果表明，在某些PDR中，其丰度增加接近强紫外线源。在这封信中，我们报告的实验室研究结果，其中C $_{60}$的形成可以解释的光化学演变的特点大的多环芳烃。连续的H损失导致完全脱氢的PAH，随后C $_{2}$单元的损失将石墨烯转化为笼。我们的研究结果首次提出了实验证据，多环芳烃在超过60个碳原子有效地光异构化巴克敏斯特富勒烯，C $_{60}$。这些实验室研究还证明了自上而下的合成路线对空间化学复杂性的重要性。
2014-11-26 astro-ph.GA astro-ph.IM physics.chem-ph
Near Infrared Diffuse Interstellar Bands Characterized by Fullerene and Graphene Molecules
本文结合天文观测、实验室实验与TD-DFT计算，研究富勒烯和石墨烯分子对近红外弥漫星际带的表征，并提出多条DIBs的可能载体候选。
2024-05-01 astro-ph.GA cond-mat.mes-hall
Fullerenes in the circumstellar medium of Herbig Ae/Be stars: Insights from the Spitzer mid-infrared spectral catalog
本研究基于126颗赫比格Ae/Be星的斯皮策中红外光谱星表，系统探测C60富勒烯发射特征，发现其仅存在于B型星的星周区域且与星云状物质关联时探测率更高，为理解富勒烯的形成与激发提供了重要观测依据。
2023-05-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
C$_{60}^+$ and the Diffuse Interstellar Bands: An Independent Laboratory Check
在2015年，Campbell等人（Nature 523，322）提出了富勒烯阳离子C $_{60}^+$的光谱实验室气相数据，与9633和9578的两个弥漫星际带（DIB）特征的天文光谱相吻合。在接下来的一年里，其他的实验室光谱与其他三个较弱的DIB在9428，9366和9349的联系。实验室数据获得使用波长相关的光解光谱的小（多达三个）He标记的C $_{60}^+-$他$_n$离子复合物，产生剩余的波长为裸C $_{60}^+$阳离子通过校正的He诱导的波长偏移。在这里，我们提出了一种替代的方法来获得四个最突出的C $_{60}^+$吸收功能的其余波长，使用高分辨率激光解离光谱的C $_{60}^+$嵌入超冷He液滴。准确的裸富勒烯阳离子的波长是根据线性波长位移记录的He $_n$ C $_{60}^+$物种与$n$高达32。对所有可用数据的仔细分析得出了四个最突出的C $_{60}^+$波段的精确静止波长（在空气中）：9631.9（1）λ，9576.7（1）λ，9427.5（1）λ和9364.9（1）λ。导出了相应的谱带宽度，并讨论了相对谱带强度比。
2017-07-28 astro-ph.GA
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
GTC/CanariCam mid-IR imaging of the fullerene-rich Planetary Nebula IC 418: searching for the spatial distribution of fullerene-like molecules
我们目前看到有限的窄带中红外GTC/CanariCam图像的空间扩展的富勒烯包含行星状星云（PN）IC 418。窄带图像包括17.4 μm处的C60富勒烯带、11.3 μm处的类多环芳烃（PAH）特征、9-13 μm的宽带特征以及它们相邻的9.8和20.5 μm处的连续带。我们研究了这些复杂的物种，所有检测到的斯皮策和红外空间天文台（ISO）光谱IC 418的相对空间分布，目的是得到观测约束的形成过程中的富氢拱星环境中的富勒烯。在所有的窄带滤光片中都可以看到类似的环状延伸结构，除了在9.8 μm处的尘埃连续辐射，它的峰值更接近中央恒星。连续减影图像显示9-13 μm宽发射的载流子具有清晰的环状扩展结构，而11.3 μm（类PAH）发射的空间分布不太清楚。有趣的是，当减去20.5 μm的尘埃连续谱发射时，可以看到剩余的C60 17.4 μm发射（距离天空背景约4-σ）。这种残余的C60发射，如果是真的，可能有几种解释;最令人兴奋的可能是其他基于富勒烯的物种，如氢含量非常低的氢化富勒烯，可能有助于观察到的17.4 μm发射。我们的结论是，更高的灵敏度中红外图像和空间分辨光谱观测（特别是在Q波段）是必要的，以获得一些线索富勒烯形成PNe。
2018-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low temperature optical properties of interstellar and circumstellar icy silicate grain analogues in the mid-infrared spectral region
两种不同的硅酸盐/水冰混合物代表星际和星周冰粒的实验室模拟物在实验室中产生。对于第一次，光学常数，实部和虚部的复折射率，这种硅酸盐/水冰混合物的实验测定在中红外光谱区域在低温下。此外，还在实验室条件下导出了纯水冰和纯硅酸盐的光学常数。两组常数进行了比较，即，从硅酸盐/水冰样品的透射光谱计算的测量常数和使用不同的混合规则（有效介质方法）的纯硅酸盐和纯水冰样品的光学常数计算的有效常数。测量的和有效的常数之间的差异表明，混合（平均）的光学常数的水冰和硅酸盐的硅酸盐/冰混合物的光学性质的测定可能会导致不正确的结果。此外，它表明，一部分水冰分子被困在/硅酸盐颗粒上，并没有解吸到200 K。我们独特的数据正好赶上新的具有挑战性的太空任务，詹姆斯韦伯太空望远镜，这将能够带来关于星际和星周颗粒的新的详细信息，合适的实验室数据对于天文光谱的解码是极其重要的。
2018-05-17 astro-ph.GA astro-ph.IM
Detection of Buckminsterfullerene emission in the diffuse interstellar medium
富勒烯在其红外振动带的辐射已经在热恒星附近的太空中被探测到。在9577和9632欧姆的弥漫星际带的巴克敏斯特富勒烯阳离子（即C $_{60}^+$）的电子跃迁的拟议属性最近得到了新的实验室数据的支持，证实了这种物种的存在，在弥漫星际介质（ISM）。在这封信中，我们提出的检测，也在弥漫ISM中，17.4和18.9 $μ$ m的发射带通常归因于中性C $_{60}$的振动带。根据计算空间中大分子的电荷状态的经典模型，预计C $_{60}$在扩散ISM中大部分是中性的。这与我们从观测中得到的弥散C $_{60}$丰度是一致的。
2017-07-25 astro-ph.GA
The alignment of the polarization of HAe/Be stars with the interstellar magnetic field
本文研究了中等质量年轻恒星周围星周物质的对称轴方向与星际磁场方向之间的相关性。我们使用CCD偏振数据100 Herbig Ae/Be星。它们中的大部分显示出内禀极化，这表明它们的拱星包层不是球形的。星际磁场方向是由场星的极化来估计的。对于最偏振的天体，Herbig Ae/Be星偏振的位置角与场星偏振的位置角之间存在一条直线。这可能是一个证据，环境星际磁场在塑造中间质量的年轻恒星周围的星周物质和/或定义它们的角动量轴中起着作用。
2009-06-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Infrared Diffuse Circumstellar Band? The Unusual 1.5272 Micron DIB In the Red Square Nebula
具有普遍吸收特征的分子载体被称为弥漫星际带（DIB），几十年来一直无法识别，部分原因是候选者所跨越的巨大参数空间以及弥漫星际介质中观测所提供的有限的经验约束。因此，在环境特性更容易测量的星周区域检测这些特征是了解载体本身化学性质的一种有前途的方法。在这里，使用高分辨率的光谱从APOGEE调查，我们提出了一个异常不对称的1.5272微米DIB功能沿视线红方星云的分析，并证明了可能的拱星起源约一半的DIB吸收在这条视线。这一解释得到了特征分量的速度和前景与沿视线的总变红的比率的支持。红方星云的视线提供了一个独特的机会来研究DIB载体在受限环境中的行为，从而揭示载体本身的新情况。
2015-08-27 astro-ph.GA
Efficiency of the top-down PAH-to-fullerene conversion in UV irradiated environments
多环芳烃和富勒烯在星际介质的物理和化学中起着重要作用。基于最近的实验和理论研究，我们开发了一个模型，其中多环芳烃受到光解（碳和氢的损失）和氢化。我们考虑到脱氢的多环芳烃可能会折叠成封闭的结构-富勒烯。而富勒烯也可以被氢化，变成富勒烷，并被光解，失去碳和氢原子。碳的损失导致富勒烯笼收缩成更小的笼。我们计算了不同尺寸的多环芳烃和富勒烯的丰度和氢化程度取决于外部条件：气体温度，辐射场强度，氢原子，碳原子和电子的数密度。我们强调的条件，这是有利于富勒烯形成的多环芳烃，我们得出结论，这种机制不仅在H-穷人的环境，但也在适度的值的氢密度高达10 $^{4}$ ~cm $^{-3}$。我们发现，富勒烯可以形成在ISM中，虽然在它们中锁定的碳原子的分数可以是最大的约10 $^{-9}$。我们将我们的模型应用于两个光解区域，Orion Bar和NGC 7023。我们比较我们的估计的富勒烯丰度和合成带强度在这些对象与观测，并得出结论，我们的模型给出了良好的结果电离恒星的最接近的环境。我们还表明，额外的富勒烯形成通道应与紫外线诱导的形成，以解释丰富的富勒烯远离紫外线源。
2022-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
An imaging polarimetry survey of Type Ia supernovae: are peculiar extinction and polarization properties produced by circumstellar or interstellar matter?
一些高度红化的Ia型超新星（SNe Ia）与典型的银河系尘埃（$R_V \approx 3.3$）相比，显示出较低的全消光比（$R_V \lesssim 2$），偏振曲线在蓝色波长处急剧上升，与典型的银河系值（$λ_{\rm max} \approx 0.55$ $μ$ m）相比，在短波长处有峰值偏振值（$λ_{\rm max} < 0.4$ $μ$ m）。了解这些特性的来源可以提供对Ia型超新星祖先系统的深入了解。我们的目标是确定它们是否是宿主星系的星际尘埃或星周尘埃的结果。这是通过分析的连续偏振的66 SNe Ia在尘埃丰富的螺旋星系和13 SNe Ia在尘埃贫乏的椭圆星系作为一个函数的归一化银河系中心距离。我们发现，有一个总的趋势，SNe Ia在螺旋星系显示偏振值增加时，位于更接近宿主星系的中心，而SNe Ia在椭圆形的宿主星系显示低偏振。此外，所有高度偏振的超新星Ia在螺旋宿主星系显示偏振曲线上升向蓝色波长，而没有证据表明，这种偏振特性在椭圆形的宿主星系。这表明，奇特的偏振曲线的来源可能是星际物质的结果，而不是星周物质。对某些Ia超新星观测到的特殊的偏振和消光特性可以用超新星或星际辐射场引起的辐射力矩破坏机制来解释。
2021-11-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Are fulleranes responsible for the 21 micron feature?
最近在太空中探测到的C $_{60}$、C $_{70}$和C $_{60}^+$引发了对星周环境中富勒烯衍生物的广泛研究。原行星状星云（PPNe）是富勒烯的重要来源，在其红外光谱中有许多未识别的谱带，其中一个小样本在$\sim21$ \，$μ$ m处有一个神秘的谱带。富勒烯的氢化可以产生发射新的红外波段的富勒烷。本文根据富勒烷的理论振动光谱，研究了富勒烷（C $_{60}$ H $_m$）作为21，$μ$ m特征的载体的可能性.提出了支持和反对富勒烷假说的证据。我们对C $_{60}$ H $_m$的氢覆盖率进行了初步猜测，这可能有助于21\，$μ$ m特征。
2020-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Heteroatom-doped hydrogenated amorphous carbons, a-C:H:X 'Volatile' silicon, sulphur and nitrogen depletion, blue photoluminescence, diffuse interstellar bands and ferro-magnetic carbon grain connections (Research Note)
上下文氢化的无定形碳，a-C：H，可以结合各种杂原子，这可以导致有趣的效果。目的。研究星际a-C：H颗粒的掺杂，主要是在天体物理背景下的Si，O，N和S原子。方法.对掺杂a-C：H的文献的搜索揭示了一些与天体物理学相关的有趣现象。结果a-C：H：X材料中的X掺杂剂可以影响sp3/sp2比率（X = Si、O和N），导致蓝色光致发光（未掺杂或X = N），诱导类铁磁行为（X = N和S）或简单地并入（耗尽）到结构中（X = Si、O、N和S）。Si和N原子也可以结合到富勒烯中，可能形成可以模仿扩散星际带的色心。结论.掺杂的a-C：H颗粒可以解释几个与尘埃有关的难题，如：“挥发性”硅在光解区，S和N耗尽的分子云，蓝色发光，一些弥漫的星际带和铁磁性的碳质颗粒。
2014-11-21 astro-ph.GA
Fullerenes in the IC 348 star cluster of the Perseus Molecular Cloud
我们提出了富勒烯C60和C70的恒星形成区域IC 348的英仙座分子云的检测。在个别恒星（LRLL 1、2、58）的斯皮策IRS光谱、其他三颗星团恒星（LRLL 21、31和67）的平均光谱以及分布在IC 348区域的四个星际位置的光谱中，都发现了C60和C70的中红外振动跃迁。富勒烯带在这一区域广泛分布，在星团核心恒星的视线中强度较高。在几个光谱中还发现了与C_{60} ^+的三个最强谱带和与C_{60} ^-的一个最强谱带一致的发射特征，如果归因于这些电离物质，则意味着电离分数分别为20%和10%。正在考虑的恒星拥有原行星盘，然而光谱的空间分辨率不足以解开其中富勒烯的存在。如果云中的富勒烯丰度代表IC 348原行星盘，那么这两个物种中丰度最高的C60可以容纳盘中总可用碳的0.1%。这应该鼓励专门搜索年轻的磁盘与即将到来的设施，如JWST。富勒烯提供了一个五边形和六边形碳环的储存库，这些碳环可以作为益生元分子的重要组成部分。在行星形成的早期阶段，这些强大分子的吸积可能有助于年轻行星中复杂有机分子的形成。
2019-09-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The photodissociation and chemistry of CO isotopologues: applications to interstellar clouds and circumstellar disks
目标。在从星际云到原行星盘的许多天体物理环境中，紫外光离解是CO的一种重要破坏机制。这项工作的目的是更好地了解该过程的深度依赖性和同位素选择性本质。方法.我们提出了一个光解模型的基础上，最近的光谱数据从文献中，这使我们能够计算深度依赖性和同位素选择性的光解速率在更高的精度比以前的工作。该模型包括自屏蔽、相互屏蔽和原子分子氢屏蔽，并且是第一个包括稀有同位素体C17 O和13 C17 O的模型。我们把它耦合到一个简单的化学网络来分析扩散和半透明云，光子占主导地位的地区，和拱星盘中的CO丰度。结果在未衰减的星际辐射场中，光解离速率为2.6 e-10 s^-1，比目前采用的数值高出30%。当温度高于100 K时，增加激发温度或多普勒宽度可使光解速率和同位素选择性降低三倍。该模型再现了对扩散云和PDR观测到的柱密度，并对扩散云中N（12 CO）/N（13 CO）比值的增强和降低提供了解释。C17 O和13 C17 O的光解离分别与C18 O和13 C18 O的光解离显示出几乎完全相同的深度依赖性，因此17 O和18 O相对于16 O被同等地分馏。这支持了最近的假设，即太阳星云中的CO光解是陨石中异常的17 O和18 O丰度的原因。
2009-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Towards a reliable prediction of the infrared spectra of cosmic fullerenes and their derivatives in the JWST era
本研究构建VibFullerene数据库，系统计算富勒烯及其衍生物振动光谱，提出范围特定缩放因子以提高频率预测精度，推荐最优方法并给出数据，助力JWST太空探测。
2023-07-28 astro-ph.GA physics.chem-ph
Shape and evolution of wind-blown bubbles of massive stars: on the effect of the interstellar magnetic field
大质量恒星的恒星风在其祖先周围产生了大（>10 pc）的气泡。当这些气泡膨胀时，它们会遇到星际相干磁场，该磁场根据其强度可以影响气泡的形状。我们希望研究星际磁场是否以及在多大程度上对大质量恒星周围的膨胀的星周气泡的形状有贡献。我们使用MPI-AMRVAC代码，使磁流体动力学模拟的气泡，使用一个单一的明星模型，结合几个不同的磁场强度：B = 5，10，和20 μ G的星际磁场。这涵盖了在银盘和凸起中发现的星际磁场的典型场强。此外，我们提出了两个模拟，包括5 μ G的星际磁场和10,000 K的星际介质和两个不同的ISM密度，以证明如何结合磁场与其他外部因素影响的形态的拱星气泡。我们的研究结果表明，低磁场，如发现在银盘，抑制在垂直于该领域的方向上的拱星气泡的增长。结果，气泡变成卵形，而不是球形。强的星际场，如银河系凸起所观察到的，可以完全阻止气泡在垂直于场的方向上的膨胀，导致管状气泡的形成。当与温暖的高密度ISM相结合时，气泡的尺寸大大减小，导致气泡内部临时特征的演变发生戏剧性的变化。星际介质的磁场会影响星周气泡的形状。这种效应可能会对星周星云和超新星遗迹的形状和演化产生影响，这些星云和超新星遗迹是在主风吹气泡内形成的。
2015-09-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Contribution of Graphene Molecules C$_{53}$ C$_{52}$ C$_{51}$ on Astronomical Diffuse Interstellar Bands (DIB)
该研究通过分子轨道分析预测石墨烯分子（C$_{53}$、C$_{52}$、C$_{51}$）而非富勒烯是天文弥散星际带的主要来源，计算光谱与多个观测及实验波段吻合，表明石墨烯可能广泛存在于星际空间。
2023-12-21 astro-ph.GA cond-mat.mes-hall
Molecular anions in circumstellar envelopes, interstellar clouds and planetary atmospheres: quantum dynamics of formation and evolution
几十年来，天文学家和天体物理学家认为，只有带正电的离子才有价值，可以用来绘制星际介质中可能的化学反应网络，以及模拟大多数天体物理环境中的物理条件。因此，分子负离子在被观测证实（第一个星际阴离子C6 H-的发现）之前一直受到较少的关注，大约30年前，E.赫布斯特在理论上推测了第一个物理上合理的实际检测建议。在天体物理学的背景下，它们的作用应该在它们参与电荷平衡以及所考虑环境的化学演变中找到：事实上，根据其数量和全球气体密度，可能的演变情景可能会对达到稳定状态所需的估计时间产生明显的变化，因此，它们的存在对给定环境的最终化学组成也具有重要影响。最初促使我们开展目前工作的主要原因至少有两个。首先，我们打算证明在不同的天体物理环境中形成分子阴离子的共振的重要性。其次，我们被吸引的可能性，调查的发生无辐射的路径，如分子内的振动重新分配，以解释额外的能量最初携带的碰撞electron. According的耗散，目前的博士代表了一个理论/计算工作，其中涉及（分子）天体物理学，量子碰撞理论和理论化学之间的边界放置的区域。三种分子物种的行为下的低能电子碰撞将被讨论：邻苯乙炔，晕苯和氮化碳。
2012-09-13 astro-ph.GA physics.chem-ph
C$_{60}$ in Reflection Nebulae
富勒烯C $_{60}$在7.0、8.5、17.4和18.9 $μ$ m处具有四个红外活性振动跃迁。我们以前在反射星云NGC 7023中观测到17.4和18.9 $μ$ m的发射特征，并证明了空间相关性，暗示了共同的起源。现在，我们通过在NGC 7023中探测到7.04 $\pm$ 0.05 $μ$ m处的第三个发射特征，证实了我们先前对这些特征的识别，即C $_{60}$。我们还报告了在反射星云NGC 2023中探测到这三个C $_{60}$特征。我们的光谱映射NGC 7023显示，18.9 $μ$ m C $_{60}$特征峰的中心恒星和16.4 $μ$ m的发射特征，由于多环芳烃峰之间的恒星和附近的光解离前。在NGC 7023中观察到的特征与来自UV激发的气相C $_{60}$的发射一致。我们发现，0.1-0.6%的星际碳是在C $_{60}$，这个丰度是一致的，从以前的上限和可能的富勒烯检测在星际介质。这是在星际介质中首次发现中性碳$_{60}$。
2010-09-02 astro-ph.GA physics.chem-ph
Detection of the buckminsterfullerene cation (C60+) in space
在90年代早期，C60+被认为是在957.7和963.2 nm处的两个弥漫星际带（DIB）的载体，但仍然需要气相光谱数据来确定。另一方面，中性C60最近通过其在星际介质和演化恒星中的红外发射带被探测到。在这篇文章中，我们提出的检测C60+通过其红外振动带在NGC 7023星云，光谱观测与斯皮策太空望远镜，量子化学计算，和实验室数据的基础上，从文献。这一发现支持了C60+可能是DIB载体的想法，并提供了有力的证据表明富勒烯存在于星际介质的气相中。建模工作，设计具体的意见，结合新的气相数据，将是必不可少的，以确认这一建议。将957.7和963.2 nm DIB明确归属于C60+将代表该领域的重大进步。
2013-07-17 astro-ph.GA
Dust/ice mixing in cold regions and solid-state water in the diffuse interstellar medium
在寒冷的宇宙环境中，冰是从硅酸盐尘埃中物理分离出来的，还是与单独的硅酸盐部分混合在一起，这一点还不得而知。然而，不同的晶粒模型给出了非常不同的晶粒组成和温度。本研究的目的是比较实验室硅酸盐颗粒/水冰混合物的中红外光谱与天文观测，以评估星际和星周环境中存在的尘埃/冰混合物。实验室的数据可以解释观测假设合理的质量平均温度的原恒星信封和原行星盘表明，相当大一部分的水冰可能与硅酸盐颗粒混合。基于实验室数据和红外观测的结合，我们提供了在弥漫的星际介质中存在固态水的证据。我们的研究结果对未来试图调查宇宙尘埃颗粒类似物的实验室研究以及未来试图确定不同天体物理环境中颗粒的结构，成分和温度的观测具有影响。
2020-08-25 astro-ph.GA
Polyacenes and diffuse interstellar bands
除了五个属于C60+的谱带外，弥漫星际带（DIB）的载体仍有待确定，尽管人们普遍认为DIB载体应该是气相中的大碳基分子（约10-100个原子），如多环芳烃（PAH），长碳链或富勒烯。多环芳烃中更具体的可能的载体进行了研究，即拉长的分子，这可以解释DIB波长和它们的载体的表观UV弹性之间的相关性。我们解决的情况下，聚并苯，C4 N +2-H2 N +4，与N~10-18稠合直线排列的六边形。多并苯是有吸引力的DIB载体候选者，因为它们的高对称性和大的线性尺寸允许它们在可见光范围内形成规则的一系列带，其强度大于大多数其他多环芳烃，如最近的实验室结果所证实的十一并苯（C46 H26）。那些在DIB光谱域中具有非常强的谱带的化合物刚好处于抗UV光解离的稳定极限。它们是星际碳化合物中重要的PAH家族的一部分，这意味着只有总PAH丰度的~10-5足以解释中等强度的DIB。在总结了目前的知识的属性的聚并苯和最近的实验室结果，他们可能会满足的标准，一些DIB载体的可能性是通过审查以下属性：波长和强度的一系列可见波段;星际稳定性和丰度，电荷状态和氢化;和DIB旋转配置文件。没有明确的不一致性被确定为排除多并苯作为具有中等或弱强度的一些DIB（包括所谓的C2 DIB）的载体。但要得出可靠的结论，还需要更多关于长并苯及其可见光谱带的实验数据
2019-03-28 astro-ph.GA
Direct Measurement of Interstellar Extinction Toward Young Stars Using Atomic Hydrogen Lyman-$α$ Absorption
星际红化修正是重建吸积原恒星系统内禀谱能量分布的必要条件。恒星SED决定了星周盘中可能发生的加热和化学过程。测量年轻恒星中中性氢的吸收与宽Lyman- $α$发射剖面的关系，可以得到沿视线方向的总氢柱密度（N（H I））。我们测量N（H I）与新的和档案紫外观测从哈勃太空望远镜（$HST$）的31个经典的金牛座T和赫比格Ae/Be星。H I柱密度范围为log $_{10}$（N（H I））$\approx 19.6 - 21.1$，具有相应的$_{V}$ $= 0.02 - 0.72$ mag的目视检查，假设R $_{V}$为3.1。我们发现，大部分的H I吸收沿视线可能来自星际，而不是拱星材料。消光来自新的$HST$蓝光谱分析，以前的红外和光学测量，和新的X射线柱密度平均高估了星际消光对年轻恒星相比，N（H I）值由$\sim 0.6$马格。我们讨论了可能的解释这种差异的背景下，一个原行星盘几何形状。
2013-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
An HI 21-cm line survey of evolved stars
21厘米的HI线是AGB星周围的星周物质的示踪物，特别是距离中心恒星很远（0.1-1 pc）的物质。它可以提供关于拱星壳层外部和恒星物质注入星际介质的区域的运动学和物理条件的独特信息。然而这种示踪剂一直没有太多的使用到现在，由于分离真正的拱星发射从星际的困难。我们正在利用南西射电望远镜对大量演化恒星的HI辐射进行调查。我们报告了这一长期计划的最新进展，重点是S型星。
2011-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Identification of more interstellar C60+ bands
基于6 K下的气相实验室光谱，Campbell等人（2015）证实了9632.7和9577.5A处的弥漫星际带（DIB）是由于富勒烯离子C60+的吸收。他们还报告了在9428.5和9365.9A处检测到另外两个较弱的条带。这些位于被大地水汽线严重污染的光谱区域。我们获得了接近天顶的HD183143的CFHT ESPaDOnS光谱，并用附近的标准品进行了切割，以校正大地线吸收，这使我们能够检测到9365.9A处的DIB，其相对宽度和强度与实验室吸收相当。在9362.5A处存在类似强度和FWHM的DIB。9429A的恒星辐射特征阻止了9428.5A波段的探测。然而，HD169454的CFHT存档光谱（其中在9429A处不存在发射）清楚地显示了具有预期强度和宽度的9428.5A DIB。这些结果进一步证实了C60+作为DIB载体。
2015-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Long-period maser-bearing Miras in the Galactic center: period-luminosity relations and extinction estimates
本文构建370颗银心附近带脉泽米拉变星样本，区分星际与星周消光，并比较LMC红化定律及WISE、MSX中红外周光关系。
2023-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular studies of Planetary Nebulae
演化恒星周围的星周包层（CE）是产生分子的活跃场所。在经历了渐近巨星分支（AGB）、原行星状星云（PPN）、行星状星云（PN）等阶段后，CE最终与星际介质（ISM）融合。因此，对PNe中分子的研究对于理解从恒星到星际物质的转变至关重要。到目前为止，在PNe中已经发现了20多种分子物种。PNe的分子组成与AGB和PPNe的分子组成有很大的不同，这表明PN祖细胞中合成的分子已经被来自中央恒星的强紫外线辐射大量处理。有趣的是，富勒烯和具有芳香族和脂肪族结构的复杂有机化合物可以快速形成，并且在PPN/PN演化期间大部分存活。PNe和弥漫云的相似分子组成以及ISM中C $_{60}^+$的探测加强了这样一种观点，即PNe的质量损失可以显著地使ISM中的分子种类丰富，其中一些可能是弥漫星际带的原因。在这篇文章中，我简要地总结了一些最近的观察分子在PNE，强调其对拱星化学的影响。
2016-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
FAST search for circumstellar atomic hydrogen. IV. bubbles associated with planetary nebulae
该研究利用两项H I巡天识别14个与行星状星云相关的星际泡，并以Gaia距离约束银河系自转曲线，进而提出由泡速度推导行星状星云运动学距离的新框架。
2025-09-29 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The formation of polycyclic aromatic hydrocarbons in evolved circumstellar environments
本文综述了多环芳烃在演化恒星的星周流出物中的形成，重点是渐近巨星分支上的碳星。陨石研究和最近对不明红外波段的观测提供了风中存在多环芳烃的证据。我们详细的化学过程，导致关闭的第一个芳香环，以及生长机制，导致无定形碳颗粒。本文综述了有关演化恒星包层中PAH形成的现有研究，并介绍了原型碳星IRC+10216内风模拟的新结果。苯（C6H6）和水（H2O）在恒星附近形成，这是由周期性的冲击波引起的非平衡化学反应的结果。芳香环的生长过程可能因此类似于由于羟基OH等自由基的存在而在烟灰火焰中活跃的过程。最后，我们讨论了可能的形成过程中的多环芳烃和芳香族化合物在富氢的R CrB星，V854 Cen，和他们的含义的载体的红色发射和弥漫的星际波段。
2010-10-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
No Evidence for Nearby Circumstellar Material in the Type Ia Supernova 2025rbs
University of California, Davis（加州大学戴维斯分校）；University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；Rutgers, The State University of New Jersey（新泽西州立罗格斯大学）；Gemini Observatory/NSF’s NOIRLab（双子座天文台/美国国家光学红外天文实验室）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；NASA Exoplanet Science Institute / Caltech-IPAC（NASA系外行星科学研究所/加州理工学院IPAC）；NSF’s NOIRLab（美国国家光学红外天文实验室）
本研究通过高分辨率光谱分析Ia型超新星2025rbs，发现其前身星周围无近距星周物质，支持双简并CO白矮星双星的前身星场景。
2026-08-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Narrow absorption lines from intervening material in supernovae: III. Supernovae and their environments
Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究所）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, Faculdade de Ciências, Universidade de Lisboa（里斯本大学科学学院天体物理与空间科学研究所）
研究Ia型超新星在静止环境中窄吸收线强度较低，揭示其星际气体含量较低，同时发现II型超新星的钠I D等效宽度分布低于Ia-SF和剥离包层超新星，暗示吸收来源可能来自爆炸附近物质。
2026-02-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Low-$J$ transitions in $\tilde{A}^2Π(0,0,0)-\tilde{X}^2Σ^+(0,0,0)$ band of buffer-gas-cooled CaOH
氢氧化钙自由基（CaOH）正受到天体物理学界越来越多的关注，因为它预计将存在于热岩石超级地球系外行星的大气层以及星际和星周环境中。本文报道了缓冲气体冷却CaOH的$\tilde{A}^2Π(0,0,0)-\tilde{X}^2Σ^+(0,0,0)$带低$J$跃迁的高分辨实验室吸收光谱。总共分配了40个低$J$状态的跃迁，包括27个在以前文献中没有报道的跃迁。所确定的基态和激发态的转动常数与以前的文献非常一致，并且绝对跃迁频率的测量不确定度提高了三倍以上。这将有助于未来的星际，拱星，和大气中的氢氧化钙的识别。这里采用的缓冲气体冷却方法是探测低$J$跃迁的一种特别有效的方法，并且很容易适用于其他天体物理分子。
2022-08-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
