Disk Imaging Survey of Chemistry with SMA (DISCS): I. Taurus Protoplanetary Disk Data
化学在原行星盘的结构和演化中起着重要的作用，对彗星和行星的组成也有影响。这是基于DISCS数据的一系列论文中的第一篇，DISCS是一个对原行星盘化学成分的亚毫米阵列调查。该计划中的六个金牛座源（DM Tau，AA Tau，LkCa 15，GM Aur，CQ Tau和MWC 480）的恒星光谱类型从M1到A4，并提供了一个测试恒星光度对盘化学影响的机会。在10条不同的谱线上观测到了圆盘，分辨率约为3”，均方根值约为100 mJy束-1，速度约为0.5 km s-1。四条最亮的谱线是CO 2-1、HCO+ 3-2、CN 2_3-1_2和HCN 3-2，这些谱线在所有源上都能被检测到（除了HCN在CQ Tau上）。CN 2_2-1_1、DCO+ 3-2、N_2H + 3- 2、H_2CO 3_03-2_02和4_14-3_13的较弱谱线分别朝向两到三个圆盘，而DCN 3-2仅朝向LkCa 15。未检出CH 3OH 4_21-3_12和c-C3 H2。金牛座T和Herbig Ae源的CN和HCN强度没有明显差异。相比之下，DCO+、DCN、N2 H+和H2 CO只在金牛座T星附近被探测到，这表明赫比格Ae星周围的盘缺乏足够长时间尺度的冷区域，以允许有效的氘化学、CO冻结和颗粒化学。
2010-07-08 astro-ph.GA
Protoplanetary disk chemistry and structure
本综述聚焦地球生命必需的六种元素，结合ALMA与JWST的观测能力，概述原行星盘化学结构的现有研究进展，为理解行星多样性与宜居行星形成提供化学视角参考。
2024-10-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
H2 ro-vibrational excitation in protoplanetary disks and its effects on the chemistry
H $_2$振转激发对原行星盘化学的影响进行了研究，使用的框架，解决了磁盘的物理和化学结构，包括H $_2$水平的人口的详细计算。化学与ro-振动激发H $_2$被发现是重要的几个常见的物种在磁盘中的形成，这项工作表明，需要准确地处理PDR化学磁盘，如果我们要作出推论的化学状态的磁盘在行星形成时代。这被发现是更关键的分子，如C $_2$ H，CN或HCN，通常用于推断元素盘C/O和N/O比的变化，与星子的形成和系外行星大气的组成的影响。与未处理激发态H $_2$的计算相比，对于CN、HCN/HNC等分子，使用全H $_2$布居计算的垂直柱密度增加了$\sim1-2$数量级。对于常用的伪能级近似，当与完整模型相比时，这些分子的计算列被高估了$\sim3-5$的因子。我们进一步注意到，这些分子的计算丰度强烈依赖于泵浦H $_2$能量的FUV光子的强度（即11- 13.6eV），其在盘中没有很好地约束，为了更准确地评估CN/H2 O2，需要关键反应N + H $_2\rightarrow $ NH的速率常数作为H $_2$振转能级的函数。HCN化学，但目前不可用。
2021-02-16 astro-ph.GA
A three-phase approach to grain surface chemistry in protoplanetary disks: Gas, ice surfaces and ice mantles of dust grains
我们研究了颗粒表面反应对原行星盘化学的影响，其中气体，冰表面层和尘埃颗粒的冰地幔被认为是三个不同的阶段。气相和粮食表面化学被发现主要是由光反应和尘埃温度梯度驱动。冰盘内部有三个不同的化学区域：（i）具有低FUV通量和温暖尘埃的内部中平面（$\gtrsim 15$ K），导致形成复杂的有机分子，（ii）具有较高的FUV从ISM和冷尘埃，其中氢化反应占主导地位，（iii）在中平面上方但在水凝结前沿下方的分子层，其中冰的光解影响气相组成。一些常见的基团，例如，CN和C $_2$ H，表现出两层垂直结构，并在CO光解锋和水凝结锋附近丰富。对于许多气相分子，由于减少的解吸，三相近似通常导致比两相模型更低的垂直柱密度，例如，H $_2$ O、CO $_2$、HCN和HCOOH减少$\sim$两个数量级。最后，我们发现，许多观察到的气相物种起源于附近的水凝结锋;光过程确定其列密度不显着变化的关键磁盘属性，如质量和灰尘/气体比。
2019-10-02 astro-ph.GA
Chemistry in disks. XI. Sulfur-bearing species as tracers of protoplanetary disk physics and chemistry: the DM Tau case
上下文在星际介质和彗星中观察到几种含硫分子，与迄今为止只检测到CS，H $_2$ CS和SO的原行星盘形成强烈对比。目的。我们结合观测和化学模型来限制DM Tau原行星盘中硫的丰度及其对物理和化学条件的敏感性。方法.我们在CS、SO、SO $_2$、OCS、CCS、H $_2$ CS和H $_2$ S系中获得了带4和带6中DM Tau的$0.5^{"}$ ALMA观察，实现了$\sim 5$ mJy灵敏度。使用非LTE的辐射传输程序RADEX和正演模拟工具ESTFIT，磁盘平均CS柱密度和上限的其他物种的推导。结果仅检测到CS，衍生柱密度为$\sim 2-6 \times 10^{12}$ cm $^{-2}$。我们报告了第一次尝试检测SO $_2$在DM Tau。对于其他含S物质，上限范围在$\sim 10^{11}$和$10^{14}$ cm $^{-2}$之间。与这些值匹配的最佳拟合化学模型要求在$r \sim 50-100$ au下气相C/O比> 1。与化学建模，我们表明，含硫物种可以是强大的示踪剂的气相C/O比，表面反应速率，晶粒尺寸和紫外强度。结论.在DM Tau中没有检测到CS以外的各种含硫分子，这意味着气相中缺乏活性硫，要么是通过有效的冻结，要么是因为大多数元素硫都存在于其他大物种中，如彗星中所发现的。推测出的高CS/SO和CS/SO $_2$比值要求非太阳能的C/…
2018-06-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A Submillimeter Survey of CS Excitation in Protoplanetary Disks: Evidence of X-ray-Driven Sulfur Chemistry
本研究通过亚毫米巡天结合多望远镜观测12个行星形成盘，发现CS化学对盘结构或恒星特征不敏感，但恒星X射线光度与CS柱密度正相关，为X射线驱动硫化学提供证据。
2025-11-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemistry in a gravitationally unstable protoplanetary disc
到目前为止，轴对称的α圆盘模型已经被用来计算原行星圆盘的化学成分。虽然这种方法对许多圆盘是合理的，但当自重很重要时，这种方法就不合适了。在这种情况下，螺旋波和冲击会引起温度和密度的变化，从而影响化学反应。我们已经通过了一个动力学模型的太阳质量的恒星周围的大规模（0.39 Msun），自引力盘，类似于那些可能会发现周围的0类和早期的I类原恒星，在光盘化学的研究。我们发现，对于每一个物种的数量，例如H2O，吸附和解吸占主导地位的变化，在气相分数丰度，因为解吸率是非常敏感的温度，从这些物种的排放地图应揭示不同强度的冲击的位置。气相分数丰度的一些其他物种，如CS，也受到气相反应，特别是在温暖的冲击区。我们的结论是，大规模光盘的动态有很大的影响，他们如何出现时，在各种分子种类的发射线成像。
2011-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemistry of planet-forming regions is not interstellar
红外线和亚毫米波技术的进步使得人们能够对原行星盘的行星形成区域的分子含量进行详细的观测。特别是，围绕太阳型恒星的圆盘现在有越来越多的分子库存，可以直接与星前化学和早期太阳星云的推断进行比较。这些数据直接解决了一个老问题，即行星形成物质的化学性质是否与致密云和原恒星包层的化学性质相似或不同。这个问题的答案可能会对行星系的结构和组成产生深远的影响。实际的挑战是，从圆盘上观测到的发射谱线并不容易转化为化学浓度。在这里，我们提出了一个二维辐射转移模型的RNO 90，一个经典的原行星盘周围的太阳质量的恒星，并检索的浓度占主导地位的分子载体的碳，氧和氮在地球区域周围1 AU。我们比较我们的研究结果的化学库存稠密的云和原恒星信封，并认为，内部磁盘化学是，正如预期的那样，从星前化学根本不同。我们发现，最清楚的判别可能是CO $_2$，这是非常低的磁盘，但最丰富的成分之一，致密的云和原恒星信封的浓度。
2014-06-05 astro-ph.EP astro-ph.GA
The Distribution and Chemistry of H$_2$CO in the DM Tau Protoplanetary Disk
尘埃颗粒表面的H $_2$ CO冰是复杂有机分子的重要前体。在原行星盘中很容易观察到H $_2$ CO气体，并可用来追踪COM化学。然而，它的效用作为COM探针目前是有限的，缺乏约束的相对贡献的两个不同的形成途径：在冰冷的颗粒表面和气相。我们使用档案ALMA观测的解决分布的H $_2$ CO排放在磁盘周围的年轻的低质量恒星DM头，以评估这些形成路线的相对重要性。观测到的H $_2$ CO发射具有中心峰值和径向宽的亮度轮廓（延伸到500 AU）。我们比较这些意见与磁盘化学模型与颗粒表面形成反应，并发现，气体和颗粒表面化学是必要的，以解释空间分布的排放。气相H $_2$ CO的产生是所观察到的中心峰的原因，而颗粒表面化学需要再现CO雪线外部的排放（其中H $_2$ CO主要通过CO冰的氢化在非热解吸之前形成）。这些观测结果表明，气体和颗粒表面的途径有助于所观察到的H $_2$ CO在磁盘中，和他们的相对贡献强烈依赖于距离宿主恒星。
2015-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sulfur chemistry in protoplanetary disks: CS and H2CS
原行星盘（PPD）中硫化学的性质和丰度可能会影响年轻行星上的硫存量，从而影响其可居住性。PPD也为硫化学模型提供了一个有趣的测试平台，因为每个磁盘都提供了一组不同的环境。在这方面，我们提出了新的硫分子观测PPD，和新的S-盘化学模型。利用ALMA，我们观察到CS 5-4向五种PPD（DM Tau、DO Tau、CI Tau、LkCa 15、MWC 480）的旋转转变，以及CS 6-5向三种PPD（LkCa 15、MWC 480和V4046 Sgr）的转变。在该样本中，CS显示了一系列径向分布，从中心峰值到间隙和环。我们还首次在PPD中检测到$^{13}$ CS 6-5（LkCa 15和MWC 480）、C $^{34}$ S 6-5（LkCa 15）和H $_2$ CS $8_{17}-7_{16}$、$9_{19}-8_{18}$和$9_{18}-8_{17}$（MWC 480）跃迁。使用LTE模型来约束柱密度和激发温度，我们发现，无论是$^{13}$ C和$^{34}$ S增强CS，或CS是光学厚，尽管其相对较低的亮度温度。需要更多的线和更高的空间分辨率观测来区分这些情景。假设CS是光学薄的，CS柱密度模型预测再现的观察在几个因素的MWC 480和LkCa 15。然而，该模型低估H $_2$ CS 1-2个数量级。最后，通过比较在MWC~480盘和不同ISM源上观测到的H $_…
2019-03-26 astro-ph.GA
Gas chemistry in the dust depleted inner regions of protoplanetary disks. I. Near-IR spectra and overtones
Max-Planck Institute for extraterrestrial physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Kapteyn Astonomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；University Observatory, Faculty of Physics, Ludwig-Maximilians-University at Munchen（慕尼黑路德维希-马克西米利安大学物理学院天文台）；Max-Planck-Institut fur Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
研究原行星盘尘埃亚熔区内部分子化学，通过建模分析近红外光谱和偶极子谱线，揭示尘埃耗尽区对CO和H2O线发射的贡献。
2026-03-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
An evolutionary study of volatile chemistry in protoplanetary disks
一颗行星的挥发性成分取决于母盘中的气体和冰的存量。预计盘中的挥发性化学物质会随着时间的推移而演变，尽管这种演变在观测上受到很大的限制。我们目前ALMA观测C18 O，C2 H，和同位素H13 CN，HC 15 N，和DCN对5类0/I磁盘候选人。结合Bergner等人（2019 b）提出的14个II类磁盘样本，该数据集提供了磁盘寿命期间挥发性化学演变的视图。我们的C18 O丰度的估计是一致的快速耗尽的CO在第一个~0.5-1万年的磁盘寿命。我们没有看到C2 H和HCN的形成增强CO耗竭的证据，可能是因为气体已经相当丰富的CO。进一步CO耗竭可能会阻碍他们的生产，限制气相碳供应。嵌入源显示出几个化学差异相比，第二类阶段，这似乎是由于屏蔽辐射的信封（影响C2 H的形成和HC 15 N分馏）和升华的冰从下落的材料（影响HCN和C18 O丰度）。0/I类和II类来源之间的化学差异可能会影响行星形成材料在磁盘寿命的不同阶段的挥发性成分。
2020-06-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The diverse chemistry of protoplanetary disks as revealed by JWST
本研究利用JWST-MIRI的JOYS和MINDS项目早期数据，观测5个不同质量恒星周围的原行星盘，发现其化学组成存在显著多样性，揭示了盘内活跃气相化学与物理结构的关联及其对系外行星化学组成的影响。
2023-07-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Ortho-Para Chemistry of H2CO in the Protoplanetary Disk TW Hya
Université Grenoble Alpes（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究院）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；RIKEN Pioneering Research Institute（理化学研究所前沿研究机构）
研究TW Hya过渡盘中H2CO的正交-对称比，结合物理模型与UGAN网络，揭示化学过程对行星组成的影响。
2026-03-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
CID: Chemistry In Disks VII. First detection of HC3N in protoplanetary disks
原行星盘的分子谱线发射是约束其物理和化学结构的有力工具。然而，到目前为止，只有少数分子在盘中被检测到。我们利用IRAM 30米望远镜的增强功能，通过使用新的宽带相关器（FTS）来搜索迄今为止未检测到的分子在围绕TTauri星DM Tau，GO Tau，LkCa 15和Herbig Ae星MWC 480的原行星盘中。我们报告了使用IRAM 30-m在GO Tau和MWC 480磁盘中以及使用IRAM阵列在LkCa 15磁盘（5 sigma）中首次检测到5 sigma的HC 3 N，导出的列密度为10^{12}cm^{-2}。我们还获得了CCS的严格上限（N < 1.5 x 10^{12} cm^{-3}）。我们讨论的观测结果进行比较，从现有的化学磁盘模型（使用化学代码鹦鹉螺计算）和基于以前的氮和硫的分子观测柱密度。观察到的柱密度HC 3 N通常是两个数量级低于现有的预测，似乎是较低的存在下，强的紫外线通量，这表明分子化学是敏感的紫外线透过磁盘。CCS上限加强了我们的模型与低元素丰度的硫来自其他含硫分子（CS，H2S和SO）。
2012-07-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Impact of photoevaporative winds in chemical models of externally irradiated protoplanetary disks
本研究利用DALI后处理外部辐照原行星盘的辐射流体动力学模拟，发现光致蒸发风通过长波热再辐射改变盘体加热与挥发物丰度，并主导数量级的谱线流量差异。
2025-01-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Disk Imaging Survey of Chemistry with SMA: II. Southern Sky Protoplanetary Disk Data and Full Sample Statistics
这是基于DISCS数据的一系列论文中的第二篇，DISCS是一个亚毫米阵列观测计划，旨在从空间和光谱上解析12个原行星盘的化学成分。我们提供了六个南天源的数据- IM Lup，SAO 206462（HD 135344 b），HD 142527，AS 209，AS 205和V4046 Sgr -补充了先前报道的金牛座恒星形成区域的六个源。CO2 -1和HCO+ 3-2的排放检测和解决在所有磁盘和开普勒旋转一致的速度模式。当检测到时，来自DCO+ 3-2、N2 H + 3-2、H2 CO 3-2和4-3、HCN 3-2和CN 2-1的发射通常也是空间分辨的。M星和K星的探测率最高，而F星SAO 206462只有微弱的CN和HCN发射，HD 142527只探测到H2 CO。这些发现与之前金牛座圆盘的统计数据一起，支持了许多小分子的高检测率取决于冷和受保护的圆盘中平面的存在的假设，与M和K星相比，F和A星周围的情况较少。建议的辐射示踪剂CN/HCN的平均变化被发现是小的，尽管两个数量级范围内的光谱类型和吸积率。与此相反，解决的图像表明，CN/HCN的排放比例与磁盘半径在至少两个系统。在经典/完整的金牛座T盘和过渡盘之间的盘化学没有明显的观测差异。此外，观测到的线发射并不依赖于测量的吸积光度或检测到的红外线的数量，这表明100 AU以外的化学物质并不与驱动最里面几个AU化学物质的物理过程相耦合…
2011-04-07 astro-ph.GA
Physics And Chemistry Of Star Forming Region And Protoplanetary Disk
我的论文工作旨在研究在广泛的天体物理环境中各种物理和化学条件之间的相互关系。我们研究的区域范围从超热区域（即，星云、光子主导或光解离区域、漫射区域，背景恒星的光可以通过这些区域到达我们）到超冷区域（即，稠密的分子云、原行星盘等，其中星际尘埃颗粒吸收所有背景可见光和紫外光）。星际云的化学复杂性由于物理条件的演变而逐渐演变。密集的分子云是恒星形成的诞生地，在那里可以观察到各种各样的复杂有机分子。尘埃颗粒在这些复杂的有机分子的形成中起着至关重要的作用。在恒星形成区的升温阶段，在冷相形成的分子开始通过各种热蒸发和非热蒸发过程返回气相。在进一步演化的阶段，这些复杂的分子根据其凝结温度再次冻结到原行星盘的外部，形成所谓的雪线。这些分子与占主导地位的尘埃粒子的结合能在确定这个磁盘的结构信息中起着至关重要的作用。因此，分子的结合能对于理解恒星和行星形成过程的几个关键方面至关重要。在这篇论文中，我将讨论在恒星形成区域的广泛范围内获得的化学复杂性，以及这种化学复杂性是否会导致空间中的生物分子。
2022-08-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Simple molecules and complex chemistry in a protoplanetary disk: A JWST investigation of the highly inclined disk d216-0939
本文利用JWST的NIRSpec和MIRI对高倾角原行星盘d216-0939进行1.7–28微米光谱观测，首次在盘中探测到NH₄⁺和氨基甲酸铵冰，揭示了高效的NH₃化学，并强调了散射在光谱分析中的重要性。
2025-02-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Impact of Size-dependent Grain Temperature on Gas-Grain Chemistry in Protoplanetary Disks: the case of low mass star disks
颗粒表面化学是年轻恒星周围原行星盘组成的关键。谷物的温度取决于它们的大小。我们评估这种温度依赖性对磁盘化学的影响。我们模拟了一个中等质量的磁盘与16个不同的晶粒尺寸。我们使用POLARIS来计算尘埃颗粒温度和当地的紫外线通量。我们使用三相天体化学代码NAUTILUS模拟化学。光处理使用频率依赖的横截面，和一种新的方法来考虑自我和相互屏蔽。多晶粒模型的输出进行比较，单晶粒尺寸模型（0.1 $μ$ m），与两个不同的假设，其等效温度。我们发现平衡温度下的Langmuir-Hinshelwood（LH）机制对3-4个标度高度的H $_2$（$H$）的形成是无效的，并采用随机方法的参数拟合来模拟H $_2$的形成.我们发现的分子层组成（1-3 $H$）取决于剩余的H原子的量。单颗粒和多颗粒模型之间的分子表面密度的差异主要是由于高于1.5 $H$的情况。在100 AU，模型与较冷的晶粒产生H $_2$ O和CH $_4$冰的中平面，和温暖的产生更多的CO $_2$冰，都允许有效的耗尽C和O，只要CO坚持在晶粒表面。复杂的有机分子（COM）的生产是通过在多颗粒模型中存在较温暖的颗粒来增强的。使用单颗粒模型模拟颗粒生长和灰尘沉降未能再现气体颗粒化学的复杂性。具有单一晶粒尺寸的化学模型对所采用的晶粒温度敏感，并且不能解释所有预期的影响。预计雪线的空间分布是由谷物温度的变化引起的。影响的幅度将取决于…
2021-06-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemistry in a forming protoplanetary disk: main accretion phase
我们研究了恒星形成核的辐射-流体动力学模型中的化学，该模型在$\sim 10^5$年内从一个冷的（$\sim 10$ K）星前核演化到主吸积相。一个旋转支撑的引力不稳定盘在原恒星周围形成。我们提取的物理参数的时间变化在$\sim 1.5 \times 10^3$ SPH粒子最终在磁盘中，并进行后处理计算的气体-颗粒化学采用三相模型。在圆盘内部，SPH颗粒向内和向外迁移。由于一个显着的部分挥发物，如CO可以被困在水占主导地位的冰在三相模型中，冰地幔成分不仅取决于目前的位置在磁盘上，但也对尘埃颗粒是否经历过比水升华温度更高的温度。稳定的分子，如H $_2$ O、CH $_4$、NH $_3$和CH $_3$ OH，在引力坍缩开始时就已经很丰富了，并且随着流体包迁移到水雪线内部而简单地升华。另一方面，各种分子，如碳链和复杂的有机分子（COM）中形成的磁盘。COMs丰度敏感地依赖于大块冰幔中光碎片的光解和扩散速率。对于含S物质，在坍缩阶段，H $_2$ S冰是丰富的。在盘的暖区，H $_2$ S升华而被破坏，而SO、H $_2$ CS、OCS和SO $_2$变得丰富。
2016-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disentangling CO Chemistry in a Protoplanetary Disk Using Explanatory Machine Learning Techniques
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学研究所）；Space Telescope Science Institute（空间望远镜科学研究所）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）
本文提出用可解释回归机器学习模型解析原行星盘中 CO 空间密度与多种物理参数的关系，发现参数组合比单一参数更关键，并验证其与高成本化学模拟结论一致。
2023-12-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemistry in externally FUV irradiated disks in the outskirts of the Orion Nebula
本文利用ALMA观测猎户座星云外围两个受远紫外辐照的原行星盘，发现其化学组成与孤立盘无显著差异，表明外部辐射影响有限，差异主要源于恒星质量。
2024-05-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
H2CO and N2H+ in Protoplanetary Disks: Evidence for a CO-ice Regulated Chemistry
本文介绍了Tauri T星TW Hya和Herbig Ae星HD 163296周围圆盘中2”-6”分辨率的H_2CO和N_2H ~+发射的亚毫米阵列观测结果，并讨论了这些物质相对于CO冻结的分布。HD 163296的H2 CO和N2 H+发射并没有在标记恒星位置的连续发射中心达到峰值，而是明显偏移。使用以前开发的模型，这个磁盘的物理结构，我们表明，H2 CO的观测再现，如果H2 CO主要是存在于寒冷的外盘区域。一个模型，其中H2 CO是目前仅超出CO雪线（估计在半径为160 AU）的观测结果很好地匹配。我们还表明，平均H2 CO激发温度（根据DISCS（带SMA的磁盘成像化学调查）计划中在这两个磁盘和金牛座T星周围更大样本磁盘中观察到的H2 CO的两次跃迁计算得出）与CO的激发温度一致。冻结温度为20 K。此外，我们发现，N2 H+和H2 CO线通量在磁盘是强烈相关的，这些物种的共同形成的样品的指示。两者合计，这些结果意味着，H2 CO和N2 H+通常存在于磁盘中，只有在低温下，CO耗尽到晶粒上，与气相CO快速破坏N2 H+，并通过CO冰氢化原位形成H2 CO一致。在这种情况下，H2 CO，CH 3OH和N2 H+排放的磁盘应出现与CO中面雪线的内缘环。这种预测可以直接用ALMA观测值进行检验，具有较高的分辨率和灵敏度。
2013-01-11 astro-ph.GA
Chemical evolution of a protoplanetary disk
本文综述了原行星盘化学演化研究的最新进展。目前的观测限制和理论建模的气体和尘埃的化学成分在这些系统中。在这些盘的温度，密度，高能辐射强度的强烈变化，径向和垂直，导致在一个特殊的磁盘化学结构，其中各种过程是活跃的。在热、稀和严重辐照的大气中，只有最稳定的简单自由基、原子和原子离子存在，它们是通过气相过程形成的。在大气层之下，有一个部分被紫外线屏蔽的温暖分子层，高能辐射在气相和尘埃表面驱动丰富的离子-分子和自由基-自由基化学。在一个寒冷、致密、黑暗的圆盘中面，许多分子被冻结，形成厚厚的冰幔，表面化学活跃，合成复杂的多原子（有机）物种。动态过程影响磁盘的化学组成，通过丰富的复杂物种产生的缓慢的表面过程，这将成为检测ALMA。
2011-07-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Emission from multiple molecular isotopologues in a high-inclination protoplanetary disk
本文利用JWST的MIRI-MRS光谱研究高倾角原行星盘MY Lup，首次在内盘探测到CO₂和HCN的稀有同位素体，并通过冷分子气体特征揭示内盘清空与侧向倾角对光谱的联合影响。
2025-02-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling the Chemical Complexity and C/O Ratio of the HD 163296 Protoplanetary Disk: Constraints from Multi-line ALMA Observations of Organics, Nitriles, Sulfur-bearing, and Deuterated Molecules
本研究利用多波段ALMA观测及DRive、PEGASIS代码，约束HD 163296原行星盘分子分布与C/O比（最佳值1.1），揭示DCO+三环亚结构，给出NH2CHO和HNCO柱密度上限，为行星形成化学提供关键数据。
2025-11-14 astro-ph.EP astro-ph.GA
Methanol emission tracing ice chemistry and dust evolution in the TW Hya protoplanetary disk
本研究利用ALMA高灵敏度观测TW Hya原行星盘的气相甲醇，结合静态气粒模型分析其分布与形成机制，指出需纳入动态过程才能匹配观测，揭示了类太阳恒星盘内复杂化学前体受颗粒化学与尘埃演化共同调控的规律。
2025-10-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecules with ALMA at Planet-forming Scales (MAPS) XII: Inferring the C/O and S/H ratios in Protoplanetary Disks with Sulfur Molecules
含硫分子在生命前化学和行星可居住性中起着重要作用。它们也可作为化学年龄、元素碳氧比和谷物化学加工的探针。它们通常在包括太阳系在内的各种天体中被发现，但它们的分布和化学性质在行星形成盘中仍然是未知的。我们目前的CS（$2-1$）的意见，在$\sim0."3$的分辨率内进行ALMA-MAPS大型计划对五个磁盘周围IM Lup，GM Aur，AS 209，HD 163296，和MWC 480。CS检测到在所有五个磁盘，显示各种径向强度分布和空间分布的样品，包括有趣的明显的方位角不对称性。对于MWC 480，我们在$\sim0."5$，CS，$^{13}$ CS，C $^{34}$ S，H $_2$ CS，OCS，和SO $_2$的补充ALMA观测。我们发现柱密度比N（H $_{2}$ CS）/N（CS）$\sim2/3$，表明盘中硫储层的相当大一部分是有机形式的（即，C $_x$ H $_y$ S $_z$）。使用调整到MWC 480的天体化学盘模拟，我们证明$N$（CS）/ $N$（SO）是一个有前途的探针元素C/O比。与观测结果的比较提供了一个超太阳C/O。我们还发现了一个枯竭的气相S/H比，这表明要么硫储层的一部分被锁定在固相或它仍然在一个身份不明的气相储层。本文是《天体物理学杂志增刊》MAPS特刊的一部分。
2021-09-17 astro-ph.EP astro-ph.GA
Chemistry across dust and gas gaps in protoplanetary disks: modelling the co-spatial molecular rings in the HD 100546 disk
本研究模拟HD 100546原行星盘的分子环，发现其与尘埃环共空间的特征或源于径向变化的C/O比、浅气体间隙及减弱的紫外背景，且CN等自由基并非气体间隙深度的良好示踪物。
2024-05-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Unlocking CO Depletion in Protoplanetary Disks I. The Warm Molecular Layer
CO通常被用作星际介质和原行星盘中总气体质量的示踪剂。最近有很多关于CO作为质量示踪剂在磁盘中的效用的争论。对原行星盘中CO的观测揭示了一系列的CO丰度，在许多系统中测量到低的CO与尘埃质量比。一种可能性是通过化学方法从CO中除去碳。然而，对有利于这种化学后处理的各种物理条件并不十分了解。我们对198个不同物理条件下的原行星盘中的含时化学进行了系统的研究。我们改变尘埃粒度分布，温度，漫画射线和X射线电离率，磁盘质量，和初始水丰度，详细说明什么样的物理条件是必要的激活各种CO消耗机制在温暖的分子层。我们把我们的分析集中在两个区域的温暖分子层：外盘（100 AU）以及CO雪线和内盘（19 AU）内的中面CO雪线。经过一百万年，我们发现，大多数模型有一个CO丰度相对于H $_2$小于$10^{-4}$在外盘，而丰度小于$10^{-5}$需要存在的宇宙射线。在CO雪线内部，CO的显著消耗仅发生在具有高宇宙射线率的模型中。如果宇宙射线不存在于年轻的磁盘，它是很难从CO化学去除碳。此外，去除水之前，CO耗尽阻碍了化学处理的CO。化学处理本身不能解释目前的观测低CO丰度。其他机制也必须参与。
2018-02-07 astro-ph.EP 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
Formation of the Methyl Cation by Photochemistry in a Protoplanetary Disk
本文利用JWST观测首次在太阳系外原行星盘中发现甲基阳离子CH3+，证实紫外辐照能激活气相有机化学反应。
2024-01-06 astro-ph.GA physics.chem-ph
Astrochemistry of dust, ice and gas: introduction and overview
简要介绍和概述了尘埃，冰和气体的天体化学及其相互作用，针对非专业人士。通过最近的一些例子说明了临界反应的基础化学物理研究的重要性。这些研究也引发了对化学的新见解，说明了天文学和化学如何相互促进。许多化学在恒星和行星形成的地区，现在被认为是由气体颗粒化学，而不是纯气相化学驱动，并给出了这样的模型的状态的关键讨论。在扩散云和PDR，冷密云，热核，原行星盘和系外行星大气的研究的最新进展进行了总结，无论是简单的和更复杂的分子，与链接到本卷中提出的论文。尽管存在许多挥之不去的不确定性，但天体化学的未来是光明的：新的观测设施有望使我们对气体、冰和尘埃从云层到行星的旅程的理解取得重大进展。
2014-11-19 astro-ph.EP astro-ph.GA
X-ray ionization rates in protoplanetary discs
低质量的年轻恒星物体是X射线的强大发射器，可以照射和加热盘和它们所包含的年轻行星。X射线产生的分子离子会影响盘状大气的化学性质及其光谱特征。在更深处，X射线是主要的电离源，影响着磁旋转不稳定性的运作，被认为是角动量重新分配的主要驱动力，而角动量重新分配对这些前主序星的吸积和形成至关重要。X射线电离也会影响到行星盘中面周围的死区的特征，而这些死区很可能是类地行星形成的地方。为了获得恒星X射线的物理和化学效应，必须考虑吸收和散射来计算它们通过圆盘的传播。到目前为止，这种类型的唯一的计算是近15年前完成的，在这里，我们提出了新的三维辐射转移计算的X射线电离率在原行星盘。我们的研究证实了以前的工作相同的物理参数的结果。它还更新了他们包括一个更详细的治疗辐射转移和使用电离光谱和元素丰度更适合于目前已知的原行星盘和他们的宿主恒星。新的计算一个典型的电离光谱产量分别较低和较高的电离率在高和低柱密度在一个给定的半径在一个磁盘。根据所使用的丰度，差异可以达到1 AU附近的数量级
2013-09-25 astro-ph.EP astro-ph.GA
An unbiased ALMA spectral survey of the LkCa 15 and MWC 480 protoplanetary disks
原行星盘的挥发性物质既为行星化学的研究提供了可能性，也为确定盘系统的特征（如恒星质量、气体质量、电离和温度结构）提供了有价值的探针。然而，目前的磁盘分子库存是支离破碎的，给出了一个不完整的画面：需要无偏的谱线调查，以评估挥发物含量。在这里，我们提出了这样的调查的原行星盘周围的赫比格Ae星MWC 480和金牛座T星LkCa 15 ALMA波段7，跨越$\sim$ 36 GHz的275- 317 GHz的灵敏度比以前的单碟调查的数量级增加。我们在原行星盘中发现了14种分子种类（包括同位素体），其中5种（C $^{34}$ S、$^{13}$ CS、H $_{2}$ CS、DNC和C $_2$ D）为首次发现。在MWC~480和LkCa~15的分子清单中观察到显着差异，我们讨论了如何根据这两个磁盘系统的不同物理条件来解释这些结果。
2020-06-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The gas disk: Evolution and chemistry
原行星盘是行星系的诞生地。星盘系统的演化和星盘化学成分决定了行星形成的初始条件。因此，全面了解盘中的主要物理和化学过程对于我们理解行星形成至关重要。本文综述了盘的早期演化，讨论了恒星高能辐射对盘演化的重要性，描述了盘的一般热结构和化学结构。最后，我们提供了一个概述的气体成分和磁盘风的观测示踪剂。
2016-11-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemistry of star and planet formation with SKA
本文总结了意大利SKA共同体在恒星形成区巡天、原恒星包层与盘的天体化学及行星形成研究中的工作，旨在探究尘埃演化并通过重分子化学检验原行星盘与包层。
2024-07-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Chemical Processes in Protoplanetary Disks II. On the importance of photochemistry and X-ray ionization
我们研究了光化学和X射线电离对一个典型金牛座T星周围的原行星盘的分子组成和电离分数的影响。我们使用一个复杂的物理模型，其中包括一个强大的处理紫外线和X射线辐射的辐射转移，并计算与时间相关的化学结构，使用一个全面的化学网络。在以前的工作中，我们近似的光化学和X射线电离，在这里，我们重新计算的光反应速率显式紫外波长光谱和波长依赖的反应截面。我们重新计算的X射线电离率使用我们明确的元素组成和X射线能谱。我们发现光化学比X射线电离对分子组成有更大的影响。可观察到的对光酸盐敏感的分子包括OH、HCO+、N2 H+、H2O、CO2和CH 3OH。唯一受X射线电离显著影响的分子是N2 H+，这表明在典型的金牛座T星盘系统中采用现有的X射线电离率近似值是安全的。重新计算光电流增加了外盘中性分子的丰度，凸显了考虑原行星盘紫外光谱形状的重要性。由于H/H2和C+/C比率的调整，光反应速率的重新计算也影响气相化学。光化学和X射线电离的计算方法对盘电离率的影响不显著。我们确定有一个可能的“死区”的吸积被抑制，目前在一个层，Z/R <~ 0.1 - 0.2，在磁盘中平面，在R \approx 200 AU。
2012-01-12 astro-ph.EP astro-ph.GA
On the secular evolution of the ratio between gas and dust radii in protoplanetary discs
原行星盘演化的一个关键问题是了解尘埃径向漂移的效率。这个过程使得观测到的尘埃盘尺寸在相对较短的时间尺度上缩小，这意味着尘埃盘开始时比我们现在看到的要大得多。在本文中，我们使用一个独立的约束，气体半径（探测CO旋转发射），测试光盘的演变模型。特别地，我们考虑尘埃和气体半径之间的比率，$R_{\rm CO}/R_{\rm dust}$。我们模拟的粘性演化，晶粒生长和径向漂移的影响下的原行星盘的时间演化。然后，使用辐射转移程序RADMC与近似化学，我们计算的尘埃和气体的半径的模型和研究如何$R_{\rm CO}/R_{\rm dust}$演变。我们的主要发现是，对于盘质量、初始半径和粘度的大范围值，由于径向漂移，$R_{\rm CO}/R_{\rm dust}$在短时间（<100万年）后变大（>5）。这与在年轻恒星形成区域（如狼疮）的测量结果不一致，后者发现的值要小得多，这意味着尘埃径向漂移在这些模型中过于有效。在大而明亮的星盘中，通常被用来阻止径向漂移的子结构，必须存在于大多数星盘中，尽管目前还没有得到解决。
2021-07-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Evidence for Multiple Pathways to Deuterium Enhancements in Protoplanetary Disks
氘代分子在原行星盘中的分布取决于分子的形成途径。我们使用ALMA科学验证期间用~3”合成光束获得的TW Hya周围盘的空间分辨DCN发射的观测结果，以及来自亚毫米阵列的可比DCO+观测结果，来研究这些物质径向分布的差异，从而研究它们形成化学的差异。与DCO+相反，DCO+显示了随半径增加的柱密度，DCN更适合于中心峰值的模型。我们推断，DCN形成在一个较小的半径，因此在更高的温度比DCO+。这与化学网络模型预测的在T<30 K下从H2 D+形成DCO+和在更高温度下从涉及CH 2D+的额外途径形成DCN一致。我们估计DCN/HCN丰度比约为0.017，类似于DCO+/HCO+丰度比。在这个原行星盘的温度范围内，氘分馏似乎是有效的。这些结果表明，在解释太阳系天体中观察到的氘分数范围时要谨慎，因为应该考虑到多种形成途径。
2012-02-17 astro-ph.GA
Radiation thermo-chemical models of protoplanetary disks. Grain and polycyclic aromatic hydrocarbon charging
上下文围绕着前主序星的星系随着时间的推移通过湍流粘性扩散而演变。解释湍流强度的主要竞争者是磁旋转不稳定性（MRI）模型，其效率取决于盘电离分数。目的。我们的目标是计算自洽的化学，包括PAH电荷化学，颗粒充电和湍流α参数的有效值的估计，以找到磁盘湍流的观测签名。方法.在物理化学程序ProDiMo中，我们介绍了PAH和颗粒充电物理以及它们与其他气相反应的相互作用。非理想的磁流体力学效应，如欧姆和双极扩散参数化，以获得一个有效的值的湍流参数α_eff。我们探讨了湍流加热和谱线展宽对CO同位素亚毫米谱线的影响。结果α_eff的空间分布依赖于各种不受约束的盘参数，如磁参数β_mag或原行星盘内部的宇宙射线密度分布。内部圆盘中平面显示了所谓的死区的存在，在该死区中湍流几乎不存在。盘的加热主要是通过死区中尘埃颗粒的热适应，死区外高达几百个天文单位的粘性加热，以及外盘的化学加热。CO旋转线探测了湍流最大的温暖分子盘层。然而，CO线轮廓上的湍流的影响是最小的，难以区分的热加宽。结论.在死区之外的盘中平面中的气体的粘性加热是有效的。单独从CO旋转线观测确定α是具有挑战性的。
2018-11-21 astro-ph.GA
The challenges of modelling microphysics: ambipolar diffusion, chemistry, and cosmic rays in MHD shocks
从分子云到原行星盘，非理想磁效应在许多天体物理环境中都很重要。事实上，在恒星和盘的形成过程中，很明显这些效应对系统的演化至关重要。然而，非理想效应的效力取决于磁场、电离辐射、宇宙射线、微观物理学和化学之间复杂的相互作用。为了了解这些关键的微观物理参数，我们提出了一个一维非理想磁流体动力学代码，并将其应用到一个模型的时间依赖性，倾斜，磁冲击波。通过改变模型的微物理成分，我们发现，宇宙射线和尘埃起着重要的作用，而且，尽管存在不确定性，包含微物理是必不可少的，以获得一个现实的结果，在磁天体物理模拟。
2019-01-02 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
An ALMA Survey of Chemistry in Disks around M4-M5 Stars
M星是银河系中最常见的行星系统宿主。因此，M星周围的原行星盘为研究行星形成环境的化学提供了一个绝佳的机会。我们对M4-M5恒星周围的5个原行星盘样本（FP Tau、J 0432 +1827、J1100-7619、J1545-3417和Sz 69）进行了分子谱线发射的ALMA测量。这些观测可以分辨出几十个AU的化学结构。在所有5个圆盘上检测到分子系$^{12}$ CO、$^{13}$ CO、C $^{18}$ O、C $_2$ H和HCN。H $_2$ CO和DCN的线分别朝向2/5和1/5圆盘检测。对于具有分辨的C $^{18}$ O、C $_2$ H、HCN和H $_2$ CO发射的磁盘，我们观察到与之前在太阳型恒星周围的磁盘中发现的子结构相似（例如，环、孔和平台）。C $_2$ H和HCN激发条件估计内部的卵石盘边缘的明亮磁盘J1100-7619是一致的，与以前的测量周围的太阳型恒星。以前发现的太阳型盘的C $_2$ H和HCN通量之间的相关性延伸到我们的M4-M5盘样品，但典型的C $_2$ H/HCN比率对于M4-M5盘样品更高。后一个发现让人想起了碳氢化合物的增强以前的观测红外线调查中发现的最内（$<$ 10 AU）地区的M-星盘，这是有趣的，因为我们的磁盘平均流量的影响很大，在最外层磁盘的流量水平，外部的卵石盘边缘。总的来说，在10- 100天文单位的位置上，大多数可观…
2021-05-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
An ALMA Survey of H$_2$CO in Protoplanetary Disks
H $_2$ CO是原行星盘中最丰富的有机分子之一，可以作为更复杂有机化学的先驱。我们提出了一个ALMA调查H $_2$ CO对15个磁盘，涵盖了一系列的恒星光谱类型，恒星年龄，尘埃连续形态。H $_2$ CO在第13个圆盘检测到，并在第14个圆盘检测到。我们发现中心峰值和中心凹陷的发射形态，和一半的磁盘显示环状结构或超出预期的CO雪线位置。总之，这些形态表明，H $_2$ CO在磁盘通常是通过气相和CO-冰调节的颗粒表面化学产生的。我们提取磁盘平均和方位平均的H $_2$ CO激发温度和柱密度为四个磁盘多个H $_2$ CO线检测。温度在20- 50 K之间，除了DM Tau盘中的温度较低。这些温度表明，H $_2$ CO排放的磁盘一般出现在温暖的分子层，从较冷的中平面的一些贡献。应用相同的H $_2$ CO激发温度的调查中的所有磁盘，我们发现，H $_2$ CO柱密度跨越几乎三个数量级（$\sim 5 \times 10^{11} - 5 \times 10^{14} \mathrm{cm}^{-2}$）。柱密度似乎与磁盘大小和恒星年龄无关，但赫比格Ae磁盘可能有较少的H $_2$ CO相比，金牛座T磁盘，可能是因为较少的CO冻结。需要更多的H $_2$ CO对赫比格Ae盘的观测来证实这一初步趋势，并更好地限制在行星形成过程中H $_2$ CO和其他含氧有机物有效形成的盘条件。
2020-02-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A deep search for H2D+ in protoplanetary disks
围绕着低质量恒星的原行星盘的密度和温度结构还不是很清楚。原行星盘中平面预计是非常冷的，从而耗尽在气相中的分子，特别是CO。最近的观察分子在非常低的表观温度（~ 6 K）的挑战这一当前图片的原行星盘结构。我们的目标是约束的物理条件，特别是在中平面的原行星盘的气相CO丰度。轻分子H2 D+是寒冷和CO耗尽环境的示踪剂。因此，它是一个很好的候选者，以探索磁盘中间平面。我们使用APEX和JCMT望远镜在TW Hya和DM Tau周围的两个着名磁盘中进行了深入的H2 D+搜索。观测结果的分析是用DISKFIT完成的，DISKFIT是一个专门用于圆盘的辐射转移代码。此外，我们使用了一个化学模型描述氘化学推断的影响，我们的意见的水平上的CO消耗和在磁盘中平面的电离率。在372 GHz处未检测到ortho-H2 D+（1（1，0））-1（1，1））线。虽然我们的极限是以前的观测结果的三倍，与化学建模的比较表明，它仍然不足以把有价值的限制在磁盘中平面的CO丰度。即使使用ALMA，H2 D+的检测也可能不是直接的，并且H2 D+可能不是原行星盘中平面的足够灵敏的示踪剂
2011-06-29 astro-ph.GA
Exploring HNC and HCN line emission as probes of the protoplanetary disk temperature
原行星盘中分子的分布和丰度是盘的物理和化学结构的强有力的示踪剂。已知HCN及其异构体HNC的丰度比对气体温度敏感。因此，它们的谱线比可能为探测发射气体的性质提供了一个独特的机会。使用2D热化学代码DALI，我们运行了一组磁盘模型，解释了不同的恒星和磁盘属性，并更新了氮化学的化学网络。然后将这些建模结果与观测结果进行比较，包括TW Hya盘的HNC $J=3-2$和狼疮中29个盘的HNC $J=1-0$的新ALMA观测结果。与CN类似，HCN和HNC在具有较大圆盘张开角和较高UV通量的模型中具有较亮的线发射。HNC和HCN的预测是丰富的温暖的地面层和外中面区域，这导致在环形的排放模式。然而，精确的发射区域和发射形态取决于探测的过渡，以及其他参数，如C和O丰度。模拟的HNC-HCN线强度比增加，从$<0.1$在内部磁盘的外盘区域，这可以解释为在高温下的高效HNC破坏。从目前稀缺的观测和TW Hya磁盘的径向分布，综合HNC线通量与我们的模型预测大致一致。HNC与HCN的通量比随半径（温度降低）而增大，但其作为圆盘中的化学温度计的使用受其他因素的影响，包括UV通量和C和O丰度。HNC和HCN的高空间分辨率ALMA磁盘观测，可以定位的发射层将有很大的潜力，以限制磁盘的热和紫外辐射结构，并验证我们的氮化学的理解。
2021-02-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of Water in the Warm Atmospheres of Protoplanetary Disks
本文用一个基于X射线加热和电离圆盘大气的模型分析了原行星盘中水的气相化学。几个不确定的过程似乎发挥关键作用，在产生的柱密度的温水，检测磁盘在红外波长。主要因素是形成分子氢的反应，包括在温暖的谷物上形成，以及大气的电离和加热。所有这些都可以共同作用，在内盘大气的分子过渡层中产生一个高水丰度的区域，在那里原子转化为分子，温度从数千开尔文下降到数百开尔文，电离开始由重元素主导。分子氢的颗粒形成和大气的机械加热在这一区域起着重要的作用，并直接影响原行星盘大气中温水的数量。因此，有可能在不引起水从较冷区域向较暖区域的输送的情况下，解释金牛座圆盘中水排放的现有测量结果。羟基自由基OH是下丰富的，在这个模型的磁盘大气，需要考虑额外的生产和激发过程。
2009-05-27 astro-ph.GA
H2CO ortho-to-para ratio in the protoplanetary disk HD 163296
据信，水、氨和甲醛（H2 CO）等物质的邻位与对位（o/p）比编码了有关分子形成历史的信息。因此，对原行星盘中的o/p比的测量可以用来限制它们的物理和化学历史。我们提出了第一次测量的H2 CO o/p比在原行星盘，使用三个ortho和两个para线观察到的亚毫米阵列（SMA）结合一个高分辨率的测量一个单一的H2 CO线ALMA对磁盘周围的赫比格Ae星HD 163296。我们发现盘平均H_2CO的o/p比为1.8-2.8（取决于假设的盘结构），对应于11-22 K的自旋温度。我们还从三条正交线的通量比导出了24 K的转动温度。所观察到的空间分布，如ALMA，以及旋转温度和O/P比，在大尺度的SMA是最敏感的，是一致的低温形成途径，最有可能的晶粒表面化学，在这个磁盘中的H2 CO。
2018-09-05 astro-ph.GA
H$_2$S observations in young stellar disks in Taurus
上下文研究原行星盘中的气体化学是理解行星形成过程的关键。特别是星际环境中的硫化学知之甚少，主要储存库的位置仍然未知。金牛座的原行星盘是研究行星形成系统组成演化的理想目标。目的。我们的目标是阐明含硫分子发射的化学起源在原行星盘，特别关注H $_2$ S排放，并确定候选物种，可能成为主要的分子硫水库在原行星系统。方法.我们使用IRAM 30米观测金牛座的9个富含气体的年轻恒星天体（YSO），对含硫和含氧分子物种进行了调查。本文给出了CS 3-2（$ν_0$ = 146.969 GHz），H $_2$ CO 2 $_{11}$-1 $_{10}$（$ν_0$ = 150.498 GHz），H $_2$ S 1 $_{10}$-1 $_{01}$（$ν_0$ = 168，763 GHz）发射谱线的结果.结果我们检测到H $_2$ S发射在四个来源的九个观察到，显着增加了对YSO的检测数量。我们还检测到H $_2$ CO和CS中的六个。我们确定了H $_2$ S 1 $_{10}$-1 $_{01}$和H $_2$ CO 2 $_{11}$-1 $_{10}$之间的初步相关性，以及H $_2$ S 1 $_{10}$-1 $_{01}$和H $_2$ O 8 $_{18}$-7 $_{07}$之间的初步相关性。通过假设局部化学平衡，我们计算了样品中源的柱密度，N（o-H $_2$ S）值在$…
2021-07-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Visible-Light Photoionization of Aromatic Molecules in Water-Ice: Organic Chemistry across the Universe with Less Energy
气相有机分子如多环芳烃（PAH）的电离需要波长短于200 nm（~6-9 eV）的真空紫外光子。我们在这里提出的第一次，可见光光子-通过阳光-可以导致光电离的被困多环芳烃在低温水冰，占4.4 eV的电离能比气相。这一发现开辟了新的反应途径，包括在许多水和有机物共存的环境中的低能电离。这包括星际介质，分子云，原行星盘，行星表面和大气层（包括地球）。
2021-06-08 astro-ph.GA physics.chem-ph
Water in Protoplanetary Disks: Deuteration and Turbulent Mixing
我们研究了湍流原行星盘中水和氘水的化学性质。化学速率方程求解的扩散项，模仿湍流混合在垂直方向。中平面附近的水通过湍流被输送到圆盘大气，并通过光反应被破坏以产生原子氧，而原子氧被输送到中平面并重新形成水和/或其他分子。我们发现，这个周期显着降低柱密度的水冰在r < 30 AU，尘埃温度太高，有效地改革水冰。该区域的径向范围取决于氢原子的脱附能。我们的模型表明，即使在升华半径之外，水冰也可能不足。在这个半径之外，该周期在10^6年内将水冰的D/H比从2 × 10 ^-2（由坍缩核心模型设定）降低到10^-4-10^-2，而不会显著降低水冰柱密度。所得的D/H比取决于混合的强度和与中心恒星的径向距离。我们的发现表明，彗星水的D/H比（10^-3-10^-4）可以在太阳星云中建立（即彗星水可以形成），即使输送到圆盘的水冰的D/H比非常高（10^-2）。
2013-10-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Organic molecules in the protoplanetary disk of DG Tau revealed by ALMA
行星在原行星盘中形成，并继承了它们的化学成分。因此，绘制原行星盘中简单有机物（如甲醛和甲醇）的分布图和研究其形成至关重要。我们分析了在o-H $_2$ CO $3_{1,2}-2_{1,1}$和CH $_3$ OH $3_{-2,2}-4_{-1,4}$ E，$5_{0,5}-4_{0,4}$ A跃迁中，以前所未有的$\sim0.15"$分辨率对金牛座T星DG Tau附近盘喷流系统的ALMA观测，即，$\sim18$ au距离121 pc。H $_2$ CO发射源自从$\sim40$ au延伸的旋转环，其峰值在$\sim62$ au处，即，在1.3毫米尘埃连续体的边缘。CH PDMATHAMO OH发射未检测到低至r.m.s.在0.162 km/s的通道中，假设邻位与对位的比率为1.8-2.8，则环和盘高度平均的H $_2$ CO柱密度为$\sim0.3-4\times10^{14}$ cm $^{-2}$，而CH $_3$ OH的柱密度为$<0.04-0.7\times10^{14}$ cm $^{-2}$。在内部$40$ au中，没有检测到o-H $_2$ CO发射，其束平均柱密度的上限为$\sim0.5-6\times10^{13}$ cm $^{-2}$。DG Tau盘中的H $_2$ CO环位于CO冰线之外（R $_{\rm CO}\sim30$ au）。这表明，H $_…
2019-02-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
