Herschel observations of extraordinary sources: Full Herschel/HIFI molecular line survey of Sagittarius B2(M)
我们提出了一个全面的分析，宽带谱线调查人马座B2（主），在银河系中最丰富的化学物质的区域之一，位于巨大的分子云复杂的Sgr B2在中央分子区。我们的目标是推导出高质量恒星形成区Sgr B2（M）的分子丰度和温度，从而推导出它的物理和天体化学条件。Sgr B2（M）是使用赫歇尔空间天文台上的远红外外差仪（HIFI）在480至1907 GHz的谱线测量中以1.1 MHz的光谱分辨率观测到的，它以高光谱分辨率向亚毫米级的大质量恒星形成区提供了迄今为止获得的最大光谱覆盖范围之一，1 THz从地面无法观察到。我们使用XCLASS程序模拟了从亚毫米到远红外的分子辐射。对于每种分子，考虑到该物质在整个光谱范围内的所有发射和吸收特征，确定了定量描述。此外，我们推导出速度分辨的邻/对位比为这些分子的邻位和对位解析分子参数可用。最后，温度和速度分布进行了分析，并推导出的丰度进行了比较，从类似的HIFI调查Sgr B2（N）。共鉴定出92种同位素，来自49种不同的分子，从自由离子到复杂的有机化合物，来自从冷包层到核心内的热而稠密的气体的各种环境。二氧化硫、甲醇和水是主要贡献者。对于邻位/对位比，我们发现从13和27%之间的高温值的偏差。在所有线路中，共有14%的线路仍未查明。
2021-04-27 astro-ph.GA
Nitrogen hydrides in interstellar gas: Herschel/HIFI observations towards G10.6-0.4 (W31C)
Herschel空间天文台上的HIFI仪器已被用于沿朝向G10.6-0.4的视线观测星际氮同位素，以提高我们对氮的星际化学的理解。我们报告了NH N=1-0，J=2-1和邻位NH 2 1_1，1 - 0_0，0中吸收的观测结果。我们还观察到邻位NH_31_0 -0_0和2_0-1_0，对位NH_32_1 -1_1，但未能成功地寻找NH+。所有的探测结果都显示出与热核源本身直接相关的发射和吸收，以及前景物质在很宽的速度范围内的吸收。所有的光谱显示出相似的，不饱和的，吸收功能，我们归因于扩散分子气体。在11-54公里/秒的速度范围内的总柱密度的估计。相似的剖面表明，相对于氢，氢的丰度相当均匀，NH、NH 2和NH3的丰度分别约为6*10^-9、3* 10^-9和3*10^-9。这些丰富的讨论与参考模型的气相和表面化学。
2010-07-15 astro-ph.GA
Herschel observations of EXtra-Ordinary Sources: the present and future of spectral surveys with Herschel/HIFI
University of Michigan（密歇根大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Universität zu Köln（科隆大学）
本研究展示HEXOS项目的初步结果，证实Herschel/HIFI可实现高分辨率连续谱与谱线分辨测量，首次探测到星际介质中的HD18O，为热核水氘氢比研究提供新依据。
2010-07-13 astro-ph.GA
The first results from the Herschel-HIFI mission
本文概述了欧空局赫歇尔空间天文台机载HIFI仪器头几年的观测结果。本文首先概述了远红外和亚毫米天文学的目标和可能性，地球大气层的局限性，以及赫歇尔-HIFI任务的科学范围。该任务的科学成果介绍遵循星系中气体的生命周期，分为五个主题：星际介质的结构，星际化学的第一步，恒星和行星的形成，太阳系的结果和演变的恒星包络。HIFI观测描绘了一幅星系中星际介质具有混合结构而不是分层结构的图像;同样的结论可能适用于原行星盘。此外，HIFI数据显示，彗星和小行星与行星和卫星之间的物质交换起着重要作用。本文最后展望了未来的仪器在远红外和亚毫米波长范围。
2012-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Neutral and Ionized Hydrides in Star-forming Regions -- Observations with Herschel/HIFI
宇宙中的氘丰度主要取决于高能紫外线、X射线和粒子辐射。在这里，我们研究的恒星形成区域的辐射年轻的恒星对象可以是大量的，密度和温度可以大大提高星际值。Herschel空间天文台的HIFI光谱仪在恒星形成区观测到OH、CH、NH、SH及其离子OH+、CH+、NH+、SH+、H2O+和H3 O+的谱线。分子柱密度是从观察到的基态线，模型，或旋转图。我们在这里报告两个原型的高质量区域，AFGL 2591和W3 IRS 5，并将它们与化学计算进行比较，假设高能辐照。假设没有电离原恒星发射的模型进行了比较（i）一个模型假设强的原恒星X射线发射和（ii）一个二维（2D）模型，包括在远紫外线（FUV，6 - 13.6 eV）辐射的流出壁，分离流出的气体和下落的信封材料的发射。我们证实，FUV在二维模型中的效果与扩大照射表面是明显的。对FUV辐射非常敏感的分子是CH+，其丰度提高了5个数量级以上。CH ~+谱线的HIFI观测结果与Bruderer等提出的计算丰度、非LTE激发和谱线辐射转移的二维FUV模型一致。{Ref 20}因此，CH ~+是恒星形成区良好的FUV示踪剂。不排除潜在X射线照射的影响，但目前的数据无法证明。
2013-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Herschel/HIFI spectral survey of OMC-2 FIR 4 (CHESS): An overview of the 480 to 1902 GHz range
对原恒星的宽带光谱巡天提供了丰富的关于恒星形成区的物理、化学和动力学结构和演化的视图。赫歇尔空间天文台开启了太赫兹领域的研究，让人们可以观测到许多电子的基本跃迁和许多其他物种的高能跃迁。对不同质量和演化状态的原恒星的化学清单和物理过程和性质进行比较分析是赫歇尔恒星形成区化学巡天（CHESS）关键计划的目标。这篇论文的重点是中等质量的原恒星，OMC-2 FIR 4。我们用Herschel机载HIFI光谱仪获得了OMC-2 FIR 4在480至1902 GHz范围内的光谱，并对谱线轮廓分量、激励和冷却进行了还原、谱线识别和广泛分析。我们检测到来自40个物种和同位素的719条谱线。线通量主要由CO、H2O和CH 3OH组成。线轮廓是复杂的，并随物种和上层能量而变化，但显然包含静态气体的签名，可能是由于外流的广泛组成部分，和前景云。我们发现了大量的证据，温暖，致密的气体，以及外流的视野。线通量代表在480至1250 GHz范围内使用HIFI检测到的7 L_Sol光度的2%。在总的线通量中，60%来自CO，13%来自H_2O，9%来自CH_3OH。与其他来源的类似HIFI光谱进行比较，将为恒星形成区域提供更多新的见解，一个恰当的例子是硫氧化物对猎户座KL和OMC-2 FIR 4的线冷却的相对贡献的两个数量级的差异。
2013-05-28 astro-ph.GA
Water abundance variations around high-mass protostars: Herschel-HIFI observations of the DR21 region
水是恒星形成过程中的关键分子，但其在恒星形成区域的空间分布并不为人所知。本文研究了DR 21中的尘埃连续谱和H2O、13 CO谱线的分布。DR 21是一个明亮的恒星形成区，具有强的外流和致密的HII区。在1100 GHz附近的Herschel-HIFI谱中，致密核的13 CO 10-9发射和H2O 1（11）-0（00）吸收较窄，而流出核的发射较宽。H2O谱线也显示了从地面观测低J CO谱线中已知的前景云的吸收。尘埃连续谱的发射超过36”FWHM，而~（13）CO和H_2O谱线仅限于~24”或更小。辐射转移模型表明，致密核中H2O的丰度很低，为~ 2 e-10，13 CO的丰度为~ 8 e-7，前景云中H2O的丰度较高，为~ 4 e-9，外流中为~ 7 e-7。温暖外流中的高H2O丰度可能是由于富含水的冰粒地幔的蒸发，而H2O丰度则通过致密核心中的冻结和前景云中的光解而保持下来。
2010-05-17 astro-ph.GA
Herschel/HIFI Observations of Hydrogen Fluoride Toward Sagittarius B2(M)
Herschel/HIFI观测揭示了氟化氢（HF）J = 1-0旋转跃迁的广泛吸收，朝向一些银河系源。我们对人马座B2（M）的高质量恒星形成区进行了HF J = 1-0的观测。所获得的光谱显示出复杂的吸收模式，具有许多特征，覆盖了当地静止速度标准的广泛范围（-130至100 km-1）。对这种吸收的分析得出，在大多数速度间隔中，HF相对于H2的丰度约为1.3 { \times }10-8。这一结果与化学模型的估计非常一致，该模型预测HF应该是各种星际条件下气相氟的主要储存库。有趣的是，我们还发现了HF光谱显示出强吸收特征的速度间隔，这些特征在其他分子（如13 CO（1-0）和CS（2-1））的光谱中不存在或非常弱。HF吸收揭示了第一次可以研究的具有小消光的漫射云的成分。另一个有趣的观察是，在朝向人马座B2（M）的广泛速度范围内，水的丰度明显高于氟化氢，与之形成对比的是，朝向其他银河系来源测量的H2O/HF丰度比非常恒定，平均值接近1。
2011-08-15 astro-ph.GA
Molecular line survey of the high-mass star-forming region NGC 6334I with Herschel/HIFI and the SMA
我们的目标是推导出分子丰度和温度的热分子核心的高质量恒星形成区NGC 6334 I，从而推导出它们的物理和天体化学条件。在Herschel保证时间密钥程序CHESS的框架下，利用Herschel空间天文台的HIFI对NGC 6334 I进行了研究。在480-1907 GHz频率范围内进行谱线调查，并且来自SMA的230 GHz频带中的辅助干涉测量数据提供空间信息，用于解开对HIFI频谱有贡献的不同物理分量。利用前人的观测资料和谱线星表，对这些谱线进行了识别。然后，假设局部热平衡，将观察到的光谱与XCLASS模拟合成光谱进行比较，并使用模型优化软件包MAGIX推导出最佳拟合参数。共鉴定出46种分子，其中31种同位素，产生约4300条发射和吸收线。高能级的主要发射体甲醇和振动激发的HCN被检测到。未识别的线条数量仍然很低，只有75条，或不到检测到的线条的2%。建模表明，几个光谱特征需要两个或更多个组件才能正确拟合。其他成分可以被分配到冷前景云或外流，最明显的SiO排放。发现两个嵌入的热芯之间的化学变化，与更多的N轴承的分子中确定的SMA 1和O轴承的分子中SMA 2。谱线巡天为星际介质的研究提供了强有力的见解。不同的分子跟踪不同的物理条件，如内部的热核心，信封，外流或冷前景云。衍生的分子丰度提供了进一步的天体化学模型的约束。
2012-08-27 astro-ph.GA
Herschel/HIFI search for H2-17O and H2-18O in IRC+10216: constraints on models for the origin of water vapor
我们报告了对富含碳的AGB恒星IRC+10216（又名H2- 17 O和H2- 18 O）的水的次要同位素的灵敏搜索结果。CW狮子座）使用赫歇尔空间天文台的HIFI仪器。这项研究的动机是，任何检测到H2- 17 O和H2- 18 O丰度的同位素增强都强烈暗示CO光解是在富碳的拱星包层中产生水所需的原子氧来源。我们的观测将H2- 17 O/H2- 16 O丰度比的上限定为1/470。鉴于同位素17 O/16 O的比例为1/840之前推断的光球IRC+10216，这一结果的上限为1.8倍的范围内的任何同位素选择性增强的H2- 17 O在拱星材料，并提供了一个重要的约束任何模型，调用CO光解作为来源的O为H2O的生产。在之前提出的IRC+10216中水的起源的Cluridium光解模型的背景下，我们的限制意味着12 C-16 O（而不是13 C-16 O或SiO）必须是H2O产生的主要16 O来源，并且自屏蔽的影响只能使12 C-16 O的光解速率降低至多2倍。
2013-02-25 astro-ph.GA
Deuterated molecules in Orion KL from Herschel/HIFI
我们提出了一个全面的研究，在猎户座KL地区的全波段HIFI调查中检测到的氘代分子。氨，甲醛，甲醇和它们的单氘同位素各自检测到通过许多过渡在这个调查中的光学深度和激发条件的范围很广。结合最近的研究，HDO和H $_2$ O在猎户座KL的丰度，这项研究产生了最好的限制氘分馏在星际分子云的日期。正如先前的研究所发现的，猎户座KL内的热核和致密岭区域都含有大量的氘代分子，这表明它们起源于冷颗粒地幔。在热核中，我们发现氨的分馏比水大约多2倍。同时，在致密岭中，我们在水、甲醛和甲醇中发现了类似的氘分馏，D/H比为（2-8）$\times$ $10^{-3}$。致密海脊的[CH $_2$ DOH]/[CH $_3$ OD]比值为$1.2 \pm 0.3$。热核的氘分馏一般比致密海脊低，这意味着其起源温度略高，或者说是来自暖气相化学的贡献更大。
2013-08-23 astro-ph.GA
Herschel / HIFI spectral line survey of the Orion Bar - Temperature and density differentiation near the PDR surface
光子主导区（Photon Dominated Regions，PDR）是年轻大质量恒星周围主要电离物质和主要分子物质之间的界面。对这些区域的物理和化学结构的分析可以追踪年轻大质量恒星的远紫外线辐射对其环境的影响。我们目前的结果的物理和化学结构的原型高紫外线照明的边缘上的猎户座酒吧PDR从一个公正的谱线调查，具有广泛的光谱覆盖范围。Herschel空间天文台上的HIFI仪器以1.1 MHz的分辨率获得了480-1250 GHz和1410-1910 GHz的光谱扫描。对于具有多个跃迁的分子，我们使用旋转图来获得激发温度和柱密度。对于具有单个检测到的跃迁的物种，我们使用光学薄LTE近似。在具有可用碰撞速率的物种的情况下，我们还进行了非LTE分析以获得动力学温度、H2体积密度和柱密度。在Herschel/HIFI谱线巡天中，共探测到29个分子（包括同位素体）的120条谱线，其中包括CO的11个跃迁、13 CO的7个跃迁、C18 O的6个跃迁、H2 CO的10个跃迁和H2O的6个跃迁。大多数物种的示踪动力学温度在100 ~ 150 K之间，H2体积密度在10^5 ~ 10^6 cm^-3之间。温度和/或密度在这个范围之外的物种包括H2 CO跃迁，它跟踪一个非常高的温度（315 K）和密度（1.4x10^6 cm^-3）的成分，以及SO，它对应于最低温度（56 K），这是谱线测量的一部分。所观…
2016-12-02 astro-ph.GA
Herschel observations of EXtra-Ordinary Sources: Analysis of the HIFI 1.2 THz Wide Spectral Survey Toward Orion KL II. Chemical Implications
我们提出的化学影响所产生的光谱模型适合赫歇尔/HIFI光谱调查对猎户座Kleinmann-Low星云（猎户座KL）。我们集中讨论在HIFI调查中检测到的八种复杂有机物，利用一种新技术来识别那些在最热气体中发射的分子。特别地，我们发现了复杂的含氮物种CH $_{3}$ CN，C $_{2}$ H $_{3}$ CN，C $_{2}$ H $_{5}$ CN和NH $_{2}$ CHO系统地追踪比含氧有机物CH $_{3}$ OH、C $_{2}$ H $_{5}$ OH更热的气体，CH $_{3}$ OCH $_{3}$，和CH $_{3}$ OCHO，其不含氮。如果这些复杂的物种主要在颗粒表面上形成，这可能表明含N有机物比含O物种更难从颗粒表面去除。另一种可能性是热（T $_{\rm kin}$ $\sim$ 300 K）气相化学自然产生更高的络合氰化物丰度，同时抑制含O络合有机物的形成。我们比较我们推导的旋转温度和分子丰度的化学模型，其中包括气相和晶粒表面的途径。大多数检测到的复杂有机物的丰度可以在$\gtrsim$ 10 $^{5}$年的时间尺度上重现，有几个物种的预测低于3 $σ$。推导出的旋转温度为大多数有机物，此外，同意合理以及在峰值丰度的预测温度。我们还发现，含硫的分子，也含有氧（即SO，SO $_{2}$，和OCS）倾向于探测最热的气体朝向猎户座KL表明这些物种的形成…
2015-06-11 astro-ph.GA
Warm ISM in the Sgr A Complex. I: Mid-J CO, atomic carbon, ionized atomic carbon,and ionized nitrogen sub-mm/FIR line observations with the Herschel-HIFI and NANTEN2/SMART telescopes
我们提出了大规模的submm观测到的Sgr A复盖~300弧分2。这些数据是在HEXGAL方案框架内利用Herschel-HIFI卫星获得的，并得到了作为NANTEN 2/SMART中央核区调查一部分的NANTEN 2/SMART望远镜获得的亚毫米观测结果的补充。观测到的物种是用NANTEN 2/SMART望远镜观测到的CO（4-3），以及用Herschel-HIFI卫星观测到的[CI]（1-0）、[CI]（2-1）、[NII]（1-0）和[CII]（3/2-1/2）。观测结果的光谱分辨率为1 km/s，空间分辨率为46”至28”。三条低频谱线的频谱覆盖范围为+-200 km/s，而在两条高频谱线中，[NII]和[CII]谱线的LSR速度上限分别为+94 km/s和+145 km/s。所有谱线中发射的空间分布非常广泛。大部分的CO排放被发现对银河系的纬度低于银河系平面，所有已知的分子云被确定。两条中性碳原子谱线都有与+50 km/s云相关的最亮发射。它们在LSR速度下的空间分布描述了一种新月形的结构，这可能是与能量事件（一个或几个超新星爆炸）相互作用的结果，这些事件导致了非热的Sgr A-东源。[CII]和[NII]发射的大部分通量与热拱丝和H区有关，并检测到[CII]发射中朝向中央核盘（CND）的亮点。在Sgr A复合体的视线方向上也探测到了速度非常高（|Vlsr| > 100 …
2016-06-14 astro-ph.GA
Polarisation Observations of H$_{2}$O $J_{K_{-1}K_{1}} = 5_{32} - 4_{41}$ 620.701 GHz Maser Emission with Herschel/HIFI in Orion KL
上下文一些天文微波激射器所表现出的高强度和窄带宽使它们成为研究恒星形成巨分子云的理想工具。620.701 GHz的水脉泽跃迁$J_{K_{-1}K_{1}}=5_{32}-4_{41}$只能从地球上强吸收的大气层上观测到;最近从空间探测到了它的发射。目标。我们试图进一步表征猎户座KL的恒星形成环境的调查发射一个狭窄的620.701 GHz脉泽功能与外差光谱仪HIFI板上的赫歇尔空间天文台的源的线性偏振。方法.从2011年3月开始，收集了13个月的高分辨率光谱数据集，不仅建立了线性偏振，而且还建立了源的时间变化。结果在$3σ$不确定度范围内，未检测到上限约为2%的极化。这些结果进行了比较与同时代的线性偏振测量的22.235 GHz的$J_{K_{-1}K_{1}}=6_{16}-5_{23}$脉泽线从Effelsberg 100米射电望远镜，通常是一个更强的脉泽过渡。虽然在7.2 km/s $^{-1}$的22.235 GHz脉泽的一个分量中观察到了强极化发射，但在11.7 km/s $^{-1}$的620.701 GHz脉泽的相同速度下，一个较弱的分量的极化要小得多。
2014-06-15 astro-ph.GA
The massive protostar W43-MM1 as seen by Herschel-HIFI water spectra: high turbulence and accretion luminosity
我们提出Herschel/HIFI观测W 43-MM 1中的14条水线，W 43-MM 1是一个位于发光星团形成区W 43的大质量原恒星天体。我们使用Herschel-HIFI观测（WISH-KP）的14个远红外水线（H2O，H217 O，H218 O），CS（11-10），和C18 O（9-8）线，并使用我们的连续谱能量分布的模型分析的线轮廓的气体动力学。对于低质量的原恒星天体，分子线剖面是发射和吸收的混合，可以分解为“中等”和“宽”速度分量。广义分量是与所有质量的原恒星有关的外流。我们的建模表明，其余的水剖面可以很好地拟合的下降和被动加热的信封，高度超音速湍流变化从2.2公里/秒的内部区域的3.5公里/秒的外部信封。此外，W 43-MM 1的吸积速率很高，在4.0 x 10^{-4}和4.0 x 10^{-2} \msun /年之间，这是由观测到的快速（0.4-2.9 km/s）的下沉计算出来的。我们估计气态水的质量下限为0.11 \msun，水的总光度为1.5 \lsun（在这里给出的14条谱线中）。探测到中心热核的水丰度为1.4 x 10^{-4}，而外层包层的水丰度为8 x 10 ^{-8}。后一个数值高于其他来源，很可能与高度湍流及其消散所产生的微震荡有关。通过对不同能量水线的分析，我们发现湍流速度随离中心距离的增加而增加。虽然与竞争吸积方案没有明显的分歧，但这种行为是…
2012-04-02 astro-ph.GA
The abundance of H2O and HDO in Orion KL from Herschel/HIFI
使用宽带，高光谱分辨率的调查对猎户座KL收购与赫歇尔/HIFI的HEXOS关键程序的一部分，我们得出的H $_2$ O和HDO的丰度在不同的空间/速度分量与这个大规模的恒星形成区域：热核心，致密岭，高原。在分析中使用了总共20个H $_2$ $^{18}$ O跃迁，14个H $_2$ $^{17}$ O跃迁，37个HD $^{16}$ O跃迁，6个HD $^{18}$ O跃迁和6个D $_2$ O跃迁，从基态跃迁跨越到上态能量超过1200 K。低激发线检测到多个组件，但最高的激发线（$E_u >$ 500 K）被很好地模拟为从一个小的（$\sim 2"$）丛发射具有高丰度的H $_2$ O（$χ= 6.5 \times 10^{-4}$相对于H $_2$）和HDO/H $_2$ O比为0.003。使用高空间分辨率（$1.5" \times 1.1"$）图像的两个过渡的HDO测量ALMA作为其科学验证阶段的一部分，我们确定该组件位于附近，但不直接重合，已知的连续源在热核心区域。在致密海脊和高原部分也发现了显著的HDO/H $_2$ O分馏。流出的气体，观察到的发射和吸收组件，具有较低的HDO/H $_2$ O比在猎户座KL，我们建议的紧凑型组件可能是由于修改气相冲击化学。
2013-05-10 astro-ph.GA
A Herschel/HIFI Legacy Survey of HF and H2O in the Galaxy: Probing Diffuse Molecular Cloud Chemistry
我们结合赫歇尔观测共12个来源，以构建最均匀的调查HF和H2O在我们的银河系磁盘。这两种分子在沿所有视线的吸收中被检测到。高光谱分辨率的外差仪器的远红外（HIFI），使我们能够比较HF和H2O分布在47个弥漫云组件采样磁盘。我们发现，HF和H2O的速度分布遵循彼此几乎完美，并建立HF和H2O探测相同的气相体积。我们的观测结果证实了理论预测，HF是一个敏感的示踪剂H2在弥漫的云，下降到分子分数只有百分之几。使用HF追踪我们样品中的H2，我们发现N（H2O）-N（HF）比显示出窄的分布，中值为1.51。我们的研究结果进一步表明，H2O可能被用作示踪剂的H2 -在一个因素2.5-在弥漫的星际介质。我们发现，测量到的约2.5的中位数周围的变化的因素是由真正的本地变化的H2O丰度相对于整个磁盘H2。后者的可变性使我们能够测试我们的理论理解的化学扩散气体中的含氧分子。我们表明，气相和颗粒表面化学需要重现我们的H2O观测。因此，这一研究证实，在扩散的星际介质n_H < 1000 cm^-3中，颗粒表面反应在发生的化学反应中起着重要作用。
2015-05-27 astro-ph.GA
On the chemistry of hydrides of N atoms and O$^+$ ions
许多作者以前的工作表明，Herschel/HIFI沿着G10.6-0.4（W31 C）的低密度视线探测到的氮同位素不能用气相化学模型来解释。在本文中，我们调查的尘埃颗粒在扩散区的表面反应的作用，我们发现，形成的尘埃颗粒的表面反应的效率相媲美的H $_2$形成调和模型与观察的氮的氮。然而，类似的表面反应并没有显着贡献的O $^+$离子的Herschel/HIFI检测沿银河系中的许多视线。O $^+$的衰变可以用常规的气相化学来解释，无论是在具有正常宇宙射线通量的非常低密度的扩散云中，还是在具有高宇宙射线通量的稍微密集的扩散云中。在稠密的暗云中，氢化物化学似乎是由气相离子分子反应主导的。
2016-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel/HIFI observations of a new interstellar water maser: the 5(32)-4(41) transition at 620.701 GHz
使用赫歇尔空间天文台的远红外外差仪器（HIFI），我们对猎户座Kleinmann-Low星云周围大约1.5 x 1.5弧分区域内的620.701 GHz 5（32）-4（41）邻-H2O跃迁进行了测绘观测，并指出了对猎户座南凝聚和W 49 N区域的高质量恒星形成的过渡观测。使用Effelsberg 100米射电望远镜，我们获得了22.23508 GHz 6（16）-5（23）水脉泽跃迁的辅助观测;在Orion-KL的情况下，621 GHz和22 GHz的观测是在10天内完成的。621 GHz的水线发射显示出明显的证据，强脉泽放大在所有三个来源，表现出窄（约1公里/秒的半高宽）的发射功能，是一致的（运动学和/或空间）与观察到的22 GHz的功能。此外，在W 49 N的情况下-在跨越两年的三个时期进行了观测-光谱表现出可变性。所观察到的621 GHz/22 GHz的线比是一致的脉泽泵浦模型，其中粒子数反转产生的碰撞激发和自发辐射衰减的综合效应，推断的物理条件可以不可避免地出现在气体加热的解离或非解离冲击。碰撞激发模型还预言22 GHz粒子数反转在比621 GHz跃迁更高的密度下将被猝灭，这为22 GHz脉泽发射似乎是621 GHz脉泽发射的必要但不充分条件这一观测事实提供了一个自然的解释。
2013-04-03 astro-ph.GA
Herschel observations of EXtra-Ordinary Sources: Analysis of the HIFI 1.2 THz Wide Spectral Survey Toward Orion KL I. Methods
我们提出了一个全面的分析宽频带谱线调查的猎户座Kleinmann-Low星云（猎户座KL），在银河系中最丰富的化学区域之一，使用HIFI仪器上的赫歇尔空间天文台。该调查的频率范围从480到1907 GHz，分辨率为1.1 MHz。因此，这些观测结果涵盖了有史以来对这一高质量恒星形成区域获得的最大光谱覆盖范围，在亚毫米级具有高光谱分辨率，并包括地球大气层阻止地面观测的频率$>$ 1 THz。总共，我们检测到39个分子（79个同位素）的发射。结合这一数据集与地面毫米光谱获得的IRAM 30米望远镜，我们使用XCLASS程序，假设当地的热力学平衡（LTE）的分子发射模型从毫米远红外。几种分子也与MADEX非LTE代码建模。由于宽的频率覆盖范围，我们的模型受到限制的过渡在一个前所未有的范围内的激发能。一个减少的$χ^{2}$分析表明，大多数物种的模型重现所观察到的排放。特别地，大多数复杂有机物通过LTE很好地拟合，这意味着气体密度高（$>$ 10 $^6$ cm $^{-3}$），并且激发温度和柱密度受到很好的约束。分子丰度计算使用H $_{2}$柱密度也来自HIFI调查。旋转温度的分布，$T_{\rm rot}$，检测到的分子朝向热的核心是显着更广泛的比紧凑的脊，高原，和扩展的脊$T_{\rm rot}$分布，表明热的核心具有最复杂的热结构。
2014-05-15 astro-ph.GA
Water absorption in Galactic translucent clouds: conditions and history of the gas derived from Herschel/HIFI PRISMAS observations
我们提出了Herschel/HIFI观测\hho和\hheo向六个高质量恒星形成区域的九个转变，作为PRISMAS关键计划的一部分。半透明云中的水蒸气在沿每一视线的吸收中被检测到。我们推导出的柱密度的\hho或\hheo的较低的能级观察到的每个过渡。总水柱密度约为几个$10^{13} \rm{cm^{-2}}$。我们发现水相对于氢核的丰度为$1\times10^{-8}$，与具有高宇宙射线电离率的氧化学模型一致。相对于\hh，$5\times10^{-8}$的水丰度非常恒定。激发态水的丰度最多为15%，这意味着基态跃迁的激发温度$T_{ex}$低于10 K。从两个邻位基态跃迁导出的列密度表明，$T_{ex}\simeq5$ K和密度$n($ \hh $)$在云中是$\le10^4 \rm{cm^{-3}}$。对于大多数云，我们得到一个水的邻-对-对位比符合预期的值3在高温极限的热力学平衡。两个具有大柱密度的云显示出明显低于3的比率。这可能会认为水分子的历史包括一个冷阶段，当分子在冷颗粒上形成时，或者当它们后来在云层的屏蔽低温区域中至少部分地与冷气体（$\sim25$ K）热化时;显然，它们还没有完全与云层的温暖（$\sim50$ K）半透明部分热化。
2012-11-02 astro-ph.GA
Herschel HIFI Observations of the Sgr A +50 km/s Cloud. Deep Searches for O2 in Emission and Foreground Absorption
到目前为止，O2只在两个来源中被探测到，即rho Oph A和Orion，反映了星际介质中O2的丰度极低。HOP计划中的一个来源是银河系中心Sgr A复合体中的+50 km/s云。Herschel HIFI用于搜索O2的487和774 GHz发射线。在Sgr A +50 km/s云的方向上没有探测到O2的发射，但观测到了一些强的甲醇（CH 3OH）发射线和氯离子（H2 Cl+）的吸收线。在Sgr A +50 km/s云中，（O_2）/（H_2）分数丰度比的3 σ上限为X（O_2）小于5 × 10 ~（-8）。然而，由于我们不能找到其他现实的分子候选人比O2本身，我们非常试探性地建议，在487.261和487.302 GHz的两个弱吸收线可能是由487 GHz线的O2在两个前景旋臂云。考虑到吸收可能只是明显的，在这些前景云中小于（10-20）x 10（-6）的O2丰度的估计上限非常高。还使用Odin非检测限确定该丰度限。如果吸收是由于差分赫歇尔关-开发射，则O2分数丰度可以是（5-10）x 10（-6）的量级。假设前景云的纯吸收，则得到不合理的高丰度（1.4-2.8）× 10（-4）。在+50 km/s云中，CH_3OH-A和CH_3OH-E谱线的旋转温度分别为64和79 K，CH_3OH的丰度分数约为5 × 10 ~（-7）。
2015-10-22 astro-ph.GA
Herschel/HIFI observations of [CII] and [13CII] in PDRs
最近，我们引入了详细的同位素化学的KOSMA-tau模型的光子主导的区域（PDR）的碳同位素体的丰度作为PDR参数的函数给出理论预测。结合特定几何结构的辐射转移计算，我们估计了[CII]/[13 CII]谱线的可能强度比。在这里，我们将这些预测与新的观察结果进行比较。我们在一些PDR中对[CII] 158微米线进行了Herschel/HIFI观测。在所有的来源中，我们观察到至少两个超精细组件的[13 CII]过渡允许确定[CII]/[13 CII]强度比，经过一些修订的内在超精细比。从更新的KOSMA-tau模型的结果比较的强度比，我们确定的情况下占主导地位的化学分馏和占主导地位的主要同位素线的光学深度的情况下。[CII]/[13 CII]强度比的可观察到的增强，由于化学分馏主要取决于几何形状和速度结构，而不是气体密度和辐射场。在我们的观测中，[CII]/[13 CII]的积分谱线强度比值总是由主同位素谱线的光学深度决定的。然而，一个增强的强度比发现特定的速度分量在几个来源：红移的材料在超紧凑的HII区域Mon R2，在猎户座酒吧的湍流轮廓的翅膀，并可能在NGC 7023的蓝色机翼。猎户座酒吧的[13 CII]线的映射允许导出C+柱密度图，确认C+层的温度分层，与酒吧的化学分层一致。所有来源的C+柱密度表明，在[CII]峰值排放的位置，气相碳的主要部分是C+的形式。
2012-11-14 astro-ph.GA
High-velocity hot CO emission close to Sgr A*: Herschel/HIFI submillimeter spectral survey toward Sgr A*
分子气体的性质，形成恒星的燃料，在环核盘（CND）的空腔内没有很好的约束。我们目前的速度分辨亚毫米扫描（~480至1250 GHz}）和[CII] 158 μ m线观测进行了与赫歇尔/HIFI对Sgr A* 的结果，这些结果的补充与IRAM 30米望远镜在~ 7“分辨率拍摄的~ 2 'x2' CO（J=3-2）的地图。我们报道了在CO J=5-4到10-9谱线的机翼中探测到的高正速度发射（高达约+300 km/s）的存在。在H2O（1_{1，0}-1_0，1}）中也可以看到这种翼成分，H2O（1_{1，0}-1_0，1}）是热分子气体的示踪剂;[CII] 158 μ m是紫外辐射的明确示踪剂;但在[CI] 492，806 GHz中没有。这是第一次测量高速CO旋转阶梯向Sgr A* 增加了更多的证据，热分子气体存在于CND的空腔内，相对接近超大质量黑洞（< 1 pc）。ALMA观测到，这个速度范围似乎是一个CO（J=3-2）云的集合，位于一个非常恶劣的环境中，充满了强烈的紫外线辐射场，冲击，并受到强烈的引力剪切的影响。通过与非LTE激发和辐射转移模型的比较，我们约束了高正速度CO气体组分的物理条件。我们推断，当n_H~（0.2-1.0）x10^5 cm^-3时，T_k约为400 K至2000 K。这些结果指出了恒星紫外辐射的重要作用，但我们表明，辐射加热单独不能解释这个~10-60 …
2018-07-25 astro-ph.GA
Origin of warm and hot gas emission from low-mass protostars: Herschel-HIFI observations of CO J=16-15. I. Line profiles, physical conditions, and H2O abundance
通过对高J CO跃迁的光谱未分辨观测，Herschel-PACS揭示了低质量原恒星周围存在大量温暖（300 K）和热（700 K）分子气体。我们的目标是阐明对原恒星观测到的CO阶梯的激发和起源，以及使用光谱分辨的Herschel-HIFI数据在不同物理成分中的水丰度。本文介绍了用Herschel-HIFI对24个低质量原恒星天体的高激发CO谱线J=16-15的观测结果。光谱分辨的配置文件显示两个不同的速度分量：一个广泛的组成部分，平均FWHM为20公里/秒，和较窄的组成部分，FWHM为5公里/秒，往往是从源速度偏移。通过比较CO J=16-15和10-9的辐射，测得整个剖面的平均转动温度约为300 K。辐射传输分析表明，平均H2O/CO柱密度比约为0.02，表明H2O的总丰度约为2x 10 ^-6。两个不同的速度剖面中观察到的HIFI线配置文件表明，与PACS观察到的CO阶梯由两个激励组件。暖分量（300 K）与宽HIFI分量相关联，并且热分量（700 K）与偏移HIFI分量相关联。前者起源于外流空腔激波或盘风，后者起源于辐射激波。无处不在的温暖和热的CO组件表明，基本机制管理这些组件的激发，我们假设，温暖的组件出现时，H2停止是占主导地位的冷却剂。在这种情况下，热分量出现在冷却分子H2-贫气体之前的H2形成的开始。高光谱分辨率观测高激发CO跃迁独特地揭示了低质量原恒星物体中温暖和…
2017-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel/HIFI measurements of the ortho/para ratio in water towards Sagittarius B2(M) and W31C
利用Herschel/HIFI观测了正、对位H $_2^{16}$ O和H $_2^{18}$ O在人马座~ B 2（M）和W 31 C吸收中的基本转动跃迁。在观测的不确定性范围内，对这些明亮的连续源的视线上的前景云中水中的正/对位比通常与统计高温比3一致。然而，有些出乎意料的是，我们得到了一个低的邻/对位比的$2.35 \pm 0.35$，相应的自旋温度为$\sim$ 27 K，朝向人马座~ B 2（M）的膨胀分子环的速度。在这个区域的水分子似乎已经形成，或放松，邻/对位比接近的值对应于当地的气体和尘埃的温度。
2010-07-08 astro-ph.GA
Herschel-HIFI observations of H2O, NH3 and N2H+ toward high-mass starless and proto-stellar clumps identified by the Hi-GAL survey
我们目前对大质量恒星形成的理解仍然非常粗略。特别是，目前尚不清楚低质量和高质量恒星形成之间在最早的恒星形成阶段有多大差异。大质量冷团块的化学特征，以及与低质量对应物的化学特征的比较，可以为化学在区分低质量和高质量恒星形成的早期阶段中所起的确切作用提供关键线索。特别是水，是恒星形成区域物理和化学条件的独特探针。利用Herschel的HIFI仪器，我们观测到了来自“Herschel红外银道巡天”（Hi-GAL）的一个大质量无星和原恒星团的ortho-NH_3（1_0-0_0）（572 GHz），ortho-H_2 O（1_10-1_01）（557 GHz）和N_2 H ~+（6-5）（559 GHz）谱线。我们比较我们的结果与以前的研究低质量和高质量的原恒星物体。在l= 59度和l= 30度的星系区域中，分别有4个（35个中的4个）和7个（17个中的7个）天体检测到了这三条分子谱线中的至少一条。所有探测到的源都是原恒星。水的光谱是复杂的，由几个运动学组成部分，通过高斯分解确定，并在一些来源的逆和定期P-Cygni配置文件已被检测到。l= 59度区域的所有水线剖面主要由宽高斯排放特征，表明大部分水排放产生于流出。在l= 30度的天体上没有探测到这样宽的辐射。氨线在某些情况下也显示出线翼和逆P-Cygni轮廓，从而证实NH3旋转跃迁可用于探测高质量恒星形成区的动力学。辐射热光度和水线光度都…
2015-08-26 astro-ph.GA
Herschel/HIFI observations of interstellar OH+ and H2O+ towards W49N: a probe of diffuse clouds with a small molecular fraction
我们报告的吸收检测星际羟基阳离子和水的阳离子，沿视线明亮的连续光源W 49 N。我们用Herschel的HIFI仪器，在双光束开关模式下，观测了972 GHz的OH ~+的N = 1 - 0跃迁和1115 GHz的ortho-H_2 O ~+的1（11）- 0（00）跃迁。由此产生的光谱显示邻-H2O+的吸收，和强烈的吸收OH+，在前景材料在0至70公里/秒的范围内的速度相对于当地标准的休息。推断的OH+/H2O+丰度比范围从~ 3到~ 15，这意味着观测到的OH+出现在小分子云中，在2 - 8%的范围内。OH+和H2O+在多普勒速度空间中的分布证实了这一结论，这与通过21 cm吸收测量观察到的原子氢的分布相似，而与其他分子示踪剂的典型分布不同。观测到的OH+/H丰度比只有几个E-8，这表明氢原子的宇宙射线电离率为（0.6 - 2.4）E-16 s-1，与之前通过观测星际H3+和其他物质推断出的银河系盘中弥漫云的估计值吻合得很好。
2010-07-06 astro-ph.GA
The ionization rates of galactic nuclei and disks from Herschel/HIFI observations of water and its associated ions
我们给出了H2O 1113 GHz和H2O+ 1115 GHz谱线的Herschel/HIFI谱，它们分别对应于5个邻近的原型星暴/活动星系核系统，OH+ 971 GHz谱线对应于其中3个系统。20”的光束尺寸对应于0.35和7 kpc之间的分辨率。观测到的谱线分布范围从纯吸收（NGC 4945，M82）到P-Cygni指示流出（NGC 253，Arp 220）和反P-Cygni指示流入（Cen A）。H2O，OH+，和H2O+的配置文件彼此和HI的相似性表明，扩散和致密的气相混合良好。我们估计柱密度假设可忽略不计的激发（吸收功能），并使用非LTE模型（发射功能），采用计算的碰撞数据为H2O和OH+，和粗略估计H2O+。每种物质的柱密度范围在~10^13 ~~10^15 cm^-2之间，吸收和发射分量之间的密度相似，这表明核区对这些基态谱线的发射贡献不大。1.4-5.6的N（H2O）/N（H2O+）比率表明扩散气体中的线的起源，并且1.6-3.1的N（OH+）/N（H2O+）比率表明气体中的低H2分数（~11%）。采用最近银河系的平均气体密度和电离效率值，我们发现样本星系的电离率约为3 × 10 ^-16 s^-1，与银盘的值相似，但比银心的电离率低约10倍，比活动星系核的激发态H3 O+谱线估计值低约100倍。我们的结论是，基态线的水和其相关的离子探针主要是非核气体在磁盘中的这些…
2016-06-30 astro-ph.GA
The methanol lines and hot core of OMC2-FIR4, an intermediate-mass protostar, with Herschel-HIFI
与大量关于低质量和高质量原恒星的物理和化学结构的研究相比，对中等质量原恒星的了解要少得多，中等质量原恒星是一类有助于阐明质量范围两端恒星形成机制的天体。我们提出的第一个结果，从丰富的HIFI光谱数据集上的中等质量的原恒星，OMC 2-FIR 4，在CHESS（化学Herschel SurveyS的恒星形成区）的关键计划。在554至961 GHz之间检测到的100多条甲醇谱线覆盖了40至540 K的上能级能量范围。我们的物理解释集中在热核上，但冷包层和冲击区在现实中也可能发挥作用，因为对谱线轮廓的分析表明存在多个发射成分。根据布居图、大尺度源模型和其他考虑因素，热核中甲醇丰度的上限为10^-6。这个值与以前在低质量热核中看到的丰度一致。此外，在最高频率处的最高能量线显示不对称的轮廓，这可能是由于围绕热核的下落引起的。
2010-08-15 astro-ph.GA
Observations of water with Herschel/HIFI toward the high-mass protostar AFGL 2591
水是恒星形成区物理条件的敏感示踪剂，因为它在热区和冷区之间的丰度变化很大。我们使用HPDMATHABMM O及其同位素的旋转线的光谱分辨观测与Herschel/HIFI约束的物理条件的水发射区域向高质量的原恒星AFGL 2591。我们使用分析估计和旋转图来估计T $_{ex}$和柱密度H $_2$ O的信封，流出，和前景云。此外，我们使用非LTE辐射传输代码来估计H $_2$ O发射气体的温度和体积密度。假设LTE，我们估计在4”和30”的光束中，包络的T $_{ex}$为42 K，列密度为2 $\times$ 10 $^{14}$ cm $^{-2}$，流出的T $_{ex}$为45 K，列密度为4 $\times$ 10 $^{13}$ cm $^{-2}$。非LTE模型表明，包层的动力学温度为60-230 K，体积密度为7 $\times$ 10 $^6$-10 $^8$ cm $^{-3}$，流出物的动力学温度为70-90 K，气体密度为10 $^7$-10 $^8$ cm $^{-3}$。前景吸收的o/p比为1.9 $\pm$ 0.4，表明温度较低。相比之下，在流出物吸收中观察到的o/p比为3.5 $\pm$ 1.0，如对于暖气体所预期的。包层中的水丰度为10 $^{-9}$，类似于其他高质量和低质量原恒星的低值，表明这种丰度在高质量恒星形成的嵌入阶段是恒定的。流出物中的…
2014-12-15 astro-ph.GA
Herschel/HIFI observations of the circumstellar ammonia lines in IRC+10216
Herschel获得了新的高分辨率远红外（FIR）观测结果，其中包括IRC+10216的邻位和对位NH3跃迁，目的是确定氨的丰度并限制IRC+10216包络中NH3的分布。我们使用Herschel上的远红外外差仪器（HIFI）观察到J=3水平的所有旋转跃迁（三条正NH3线和六条对位NH3线）。我们进行了非LTE多级辐射转移建模，包括通过振动跃迁的近红外（NIR）辐射泵浦的影响。我们发现，近红外泵浦是理解NH3的旋转能级的激发的关键重要性。推导出的NH3相对于分子氢的丰度对于邻位NH3为（2.8+-0.5 x10 ^{-8}），对于对位NH3为（3.2^{+0.7}_{-0.6}）x10^{-8}，与1的邻位/对位比一致。这些值是在一个粗略的协议与丰度来自反转过渡，以及与总丰度的NH3推断从MIR吸收线。为了解释观测到的旋转转变，氨必须在靠近中心恒星的半径处形成，该半径接近风加速区域的末端，但不大于大约20个恒星半径（1 sigma置信水平）。
2016-06-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel/HIFI discovery of interstellar chloronium (H$_2$Cl$^+$)
我们报告了使用\emph{Herschel}空间天文台上的HIFI仪器在星际介质中首次检测到氯离子H $_2$ Cl $^+$。在对NGC~ 6334 I的吸收中检测到邻位-H $_2^{35}$ Cl $^+$和邻位-H $_2^{37}$ Cl $^+$的$2_{12}-1_{01}$谱线，并且在对NGC~ 6334 I和Sgr~B2（S）的吸收中检测到对位-H $_2^{35}$ Cl $^+$的$1_{11}-0_{00}$跃迁。将H $_2$ Cl $^+$柱密度与化学相关物质HCl的柱密度进行比较。导出的HCl/H $_2$ Cl $^+$柱密度比，$\sim$ 1- 10，在扩散和密集光子主导区（PDR）模型预测的范围内。然而，超过$10^{13}$ ~cm $^{-2}$的观测到的H $_2$ C1 $^+$柱密度显著高于模型预测。我们的观测结果表明，HIFI在探测新的星际分子和为天体化学模型提供关键约束方面具有出色的光谱能力。
2010-07-08 astro-ph.GA
Detection of hydrogen fluoride absorption in diffuse molecular clouds with Herschel/HIFI: a ubiquitous tracer of molecular gas
本文讨论了沿亚毫米波连续辐射源W 49 N和W51视线方向星际氟化氢吸收的探测问题。我们用Herschel的HIFI仪器在双波束开关模式下观测了5a波段接收机上边带1232.4762GHz J = 1 - 0的HF跃迁。我们检测到前景吸收HF对这两个来源在很宽的速度范围。光学薄的吸收组件上检测到的视线，使我们能够测量-而不是获得一个下限-的柱密度的HF的第一次。正如先前对HF朝向源G10.6-0.4的观测一样，即使氧的元素丰度比氟的元素丰度大四个数量级，推导出的HF柱密度通常与水蒸气的密度相当。我们使用了相当不确定的N（CH）-N（H2）的关系，推导出以前对扩散分子云，推断分子氢柱密度的云表现出HF吸收。在不确定性，我们发现，丰富的HF相对于H2是一致的理论预测，HF是这些云的气相氟的主要储层。因此，氟化氢有可能成为分子氢的优良示踪剂，并提供了小H2柱密度云的灵敏探针。事实上，这里报告的氟化氢观测揭示了沿着W51视线存在低柱密度扩散分子云，LSR速度约为24 kms-1，在赫歇尔发射之前的分子吸收线研究中没有发现。
2010-07-13 astro-ph.GA
Herschel / HIFI observations of CO, H2O and NH3 in Mon R2
上下文Mon R2是唯一的超紧凑HII区域（UCHII），其中相关的光子主导区域（PDR）可以用Herschel解析。由于它的亮度和接近性，它是研究高紫外辐射PDR的化学和物理的最佳来源。目标。我们的目标是估计该地区H2O和NH3的丰度，并调查其来源。方法.我们提出了新的观测与HIFI和IRAM-30米望远镜。使用一个大的速度梯度的方法，我们模拟的线强度，并推导出整个区域的H2O和NH3的平均丰度。最后，我们用非局部辐射转移模型模拟了线剖面，并将这些结果与Meudon PDR代码预测的丰度进行了比较。结果线轮廓和强度的变化指示复杂的几何和运动图案。H2O谱线在环境速度下有很强的吸收，在高速机翼上有向HII区的发射。o-H_2^18 O谱线的空间分布表明，它的发射发生在H_II区周围的PDR中。通过模拟o-H2^18 O的发射，我们得出o-H2O相对于H2的平均丰度约为10^-8。然而，在高速机翼中，邻位水的丰度更大，约为1 × 10 ^-7。对这种更大丰度的可能解释包括一个膨胀的热PDR和/或外流。氨似乎只存在于包膜中，相对于H2的平均丰度约为2 × 10 ^-9。结论. Meudon PDR代码可以解释高速气体中测得的水丰度，只要我们假设它源自PDR的<1 mag热膨胀层，即流出物对这种排放只有很小的贡献。为了解释云的其余部分的丰度，需要包括分子冻结和谷物表面化学。
2012-07-06 astro-ph.GA
A combined IRAM and Herschel/HIFI study of cyano(di)acetylene in Orion KL: tentative detection of DC3N
我们提出了一个研究的氰基乙炔（HC 3 N）和氰基二乙炔（HC 5 N）在猎户座KL，通过观察从两个行调查进行的IRAM 30米望远镜和HIFI仪器上的赫歇尔望远镜。覆盖的频率范围为80-280 GHz和480-1906 GHz。我们使用非LTE辐射转移程序模拟了HC 3 N、HC 5 N、它们的同位素（包括DC 3 N）和振动模式的观测线。为了研究Orion KL中HC 3 N和DC 3 N的化学起源，我们使用了一个随时间变化的化学模型。我们探测到40条HC_3 N的基态谱线和68条~（13）C同位素谱线。我们还探测到该分子六个振动模（nu_7，2nu_7，3nu_7，nu_6，nu_5和nu_6+nu_7）的297条谱线和HC_5 N的基态的35条转动谱线。我们报告的第一次尝试检测DC 3 N在一个巨大的分子云与DC 3 N/HC 3 N丰度比为0.015。我们提供柱密度和同位素及分子丰度。我们还进行了2 × 2”的地图猎户座IRc 2周围，我们提出的地图，HC 3 N线和地图的HC 3 N振动模式nu_6和nu_7的线。此外，我们的HC 3 N与其他云的结果进行比较，使我们能够得到柱密度，半高宽，质量和云的光度之间的相关性。在热核中获得的HC 3 N的高柱密度使该分子成为热且致密气体的优良示踪剂。此外，覆盖的大频率范围揭示了需要考虑热芯中的温度和密度梯度，以获得更好的线拟合。…
2013-09-02 astro-ph.GA
Multi-line Herschel/HIFI observations of water reveal infall motions and chemical segregation around high-mass protostars
我们使用987 GHz H2O 2（02）-1（11）发射的HIFI图来测量19个高质量原恒星包层的大小和形状。为了识别下落，我们使用光学薄的C18 O 9-8和H2O-18 1（11）-0（00）线的HIFI光谱。高J的C18 O谱线追踪温暖的中心物质，红移的H2O-18 1（11）-0（00）吸收表明物质落在温暖的核心上。我们探测小规模的化学分化比较H2O 752和987 GHz的光谱与H2O-18。我们测量的H2 O2（02）-1（11）发射中心部分的半径比球包模型的预测大30-40%，轴比<2，我们认为这是很好的一致性。对于19个源中的11个，我们发现H2O-18 1（11）-0（00）线相对于C18 O 9-8有显著的红移。推断的下沉速度为0.6-3.2 km/s，估计的质量流入率范围从7 e-5到2 e-2 M0/yr，最高的质量流入率发生在质量最高的源，可能是最年轻的年龄。其他源要么显示膨胀运动，要么显示H_2O ~（18）发射线。H2O-18 1（11）-0（00）谱线轮廓与H2O 2（02）-1（11）和2（11）-2（02）谱线之间的“差异”非常相似，表明H2O-18谱线和H2O 2（02）-1（11）吸收起源于水从颗粒中蒸发的半径内，通常距离中心1000-5000 au。在某些来源中，流出物中可检测到H2O-18谱线，但没有看到C18 O排放。总之，H2O-1…
2019-03-27 astro-ph.GA
Excitation and Abundance of C3 in star forming cores:Herschel/HIFI observations of the sight-lines to W31C and W49N
我们目前的光谱分辨观察三原子碳（C3）在几个振基态和低能量nu 2弯曲模式之间的振转跃迁的频率在1654-1897 GHz之间沿视线的亚毫米连续源W31 C和W 49 N，使用Herschel的HIFI仪器。我们检测C3的吸收所产生的温暖的信封周围的热核心，所示的速度峰值位置和形状的线轮廓。灵敏度不允许检测C3吸收由于弥漫的前景云。由吸收探测的振动基态转动能级的柱密度，我们导出了~50- 70 K的转动温度（T_rot），这是吸收气体动力学温度的一个很好的量度，因为振动基态内的辐射跃迁是被禁止的。它也与W31 C和W 49 N的尘埃温度很好地一致。应用基于T_rot的配分函数校正，得到了相对于H2的柱密度N（C3）~7- 9 × 10 ^{14} cm^{-2}和丰度x（C3）~10^{-8}。对于W31 C，采用包含尘埃连续谱远红外泵浦和源内沿视线方向温度梯度的辐射转移模型，我们发现x（C3）=10^{-8}，T_kin=30-50 K，N（C3）=1.5 × 10^{15} cm^{-2}与观测值相当吻合，并提供了与简单激励分析非常一致的参数。
2010-07-05 astro-ph.GA
Upper limits to interstellar NH+ and para-NH2- abundances. Herschel-HIFI observations towards Sgr B2 (M) and G10.6-0.4 (W31C)
随着赫歇尔空间天文台最近的结果，对星际氮化学的理解有了显著的提高。为了设置更好的约束条件，我们在这里报告了使用Herschel-HIFI对^2Pi_1/2下自旋梯的NH+基态转动跃迁J=1.5-0.5的深度搜索，在1013和1019 GHz处具有精细结构跃迁，以及在934 GHz处朝向Sgr B2（M）和G10.6-0.4的对-NH 2 - 1_1，1 - 0_0，0转动跃迁。未明确检测到NH+，在Sgr B2（M）和G10.6-0.4中推导出的上限分别为<2*10^-12和<7*10^-13。由于1013 GHz跃迁距离CH 2NH线仅-2.5 km/s（在Sgr B2（M）中的吸收中可见），并且1019 GHz跃迁中的超精细结构分量分布在134 km/s上，因此搜索变得复杂。NH_2-离子在G10.6-0.4方向上的跃迁是无效的，而对NH_2 - 1_1，1 - 0_0，0的跃迁是以19 km/s的速度向Sgr B_2（M）方向的。假设吸收发生在标称源速度为+64 km/s时，则剩余频率为933.996 GHz，与我们的估计值偏移141 MHz。以这一特征作为上限，我们发现N（p-NH 2-）<4*10^11 cm^-2。扩散视线气体中两种物质的上限均小于NH、NH 2和NH3对两种来源测得值的0.1 - 2%。化学建模预测NH+丰度比我们目前的上限低几倍，在扩散气体和典型的S…
2014-07-07 astro-ph.GA
Reversal of infall in SgrB2(M) revealed by Herschel/HIFI observations of HCN lines at THz frequencies
Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；I. Physikalisches Institut, Universität zu Köln（科隆大学第一物理研究所）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；SRON Netherlands Institute for Space Research（荷兰空间研究所）；California Institute of Technology（加州理工学院）
本研究利用Herschel/HIFI的太赫兹HCN谱线观测，结合辐射转移模型，发现大质量恒星形成区SgrB2(M)内存在外部下落、内部膨胀的速度场，揭示了恒星反馈开始逆转吸积下落的早期阶段。
2010-07-29 astro-ph.GA
Strong absorption by interstellar hydrogen fluoride: Herschel/HIFI observations of the sight-line to G10.6-0.4 (W31C)
本文报道了在亚毫米波连续谱源G10.6-0.4（W31 C）的视线上探测到星际氟化氢的强吸收。我们用Herschel的HIFI仪器，在双波束切换模式下，观测了5a波段接收机上边带1232.4763GHz J=1-0 HF跃迁。所得光谱显示G10.6-0.4在LSR速度为-10至-3 km/s范围内的弱HF发射，伴随着在LSR速度为15至50 km/s范围内的前景物质的强吸收。该光谱与对位水的1113.3430 GHz 1（11）-0（00）跃迁的光谱相似，尽管在某些频率下HF（氟化氢）光学深度明显超过对位水的光学深度。我们观察到的光学厚度的HF吸收将沿着G10.6-0.4的视线的HF柱密度的保守下限设置为1.6E+14 cm-2。我们对HF丰度的下限，6 E-9相对于氢核，意味着氟化氢占气相中氟核的~ 30%和100%之间。这一观察证实了理论预测，因为氟的独特热化学允许F原子与分子氢的放热反应，HF将在广泛的条件下成为星际氟的主要储存库。
2010-05-17 astro-ph.GA
Water deuterium fractionation in the high-mass star-forming region G34.26+0.15 based on Herschel/HIFI data
了解水的氘分馏作用对于限制星际云中水的形成机制是非常重要的。用赫歇尔空间天文台上的HIFI仪器以及地面单碟望远镜对高质量恒星形成区G34.26+0.15进行了HDO和H $_2^{18}$ O跃迁观测。检测到10条HDO谱线和3条H $_2^{18}$ O谱线，覆盖了22-204 K的高能级范围。我们使用非LTE 1D分析来确定作为包络中半径的函数的HDO/H $_2$ O比率。考虑了具有不同水丰度分布的模型，以重现所观察到的线剖面。发现热芯（$\sim$ 3.5 $\times$ 10 $^{-4}$ - 7.5 $\times$ 10 $^{-4}$）中的HDO/H $_2$/O比低于较冷包层（$\sim$ 1.0 $\times$ 10 $^{-3}$ - 2.2 $\times$ 10 $^{-3}$）中的HDO/H $_2$/O比。这是第一次发现HDO/H $_2$ O比率的径向变化发生在高质量源中。该源的化学演化被建模为其半径的函数，并且观察结果相对较好地再现。化学模式与观测结果的比较得出红外暗云阶段后$\sim$ 10 $^5$年的年龄。
2014-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel observations of the Sgr B2 cores: Hydrides, warm CO, and cold dust
人马座B2（Sgr B2）是银河系中质量最大、最明亮的恒星形成区之一，其化学和物理条件与遥远的河外恒星爆发相似。我们提出了大规模的远红外/亚毫米光度图像和光谱图与PACS和SPIRE仪器机载赫歇尔。朝向Sgr B2恒星形成核心B2（M）和B2（N）的光谱的特征是强烈的CO线发射，来自高密度示踪剂（HCN，HCO+和H2S）的发射线，来自电离气体的[N II] 205 μ m发射，以及来自氢化物分子（OH+，H2O+，H2O，CH+，CH，SH+，HF，NH，NH 2和NH3）的吸收线。CO的旋转布居图表明存在两个气体温度分量：一个是与扩展包层相关的扩展暖分量，另一个是朝向B2（M）和B2（N）核的较热分量。正如在其他银河系中心云中所观察到的那样，气体温度明显高于从测光图像中推断的尘埃温度。我们确定了核心中的远红外和总尘埃质量。CO激发的非局部热力学平衡模型被用来约束核心中的平均气体密度。一个均匀的光度比测量沿扩展的信封，表明相同的机制占主导地位的分子气体在大尺度加热。高密度的分子示踪剂和强[N II] 205 μ m线发射的核心的检测表明，它们的形态必须cluaric，让紫外线辐射从内部HII区域逃逸。与冲击一起，强紫外辐射场可能是热CO成分加热的原因。在更大的尺度下，光解区模型可以解释观测到的CO线比和均匀的L（CO）/LFIR光度比。
2013-07-01 astro-ph.GA
Herschel HIFI observations of O$_2$ toward Orion: special conditions for shock enhanced emission
我们报告的观测分子氧（O $_2$）旋转跃迁在487 GHz，774 GHz，和1121 GHz的猎户座峰A。在487 GHz和774 GHz的O2线检测到的速度为10-12 km/s，线宽为3 km/s;然而，在1121 GHz的过渡没有检测到。观测到的谱线特征，结合早期观测的结果，表明O $_2$发射区的大小为9”（6 e16 cm），并且位于靠近H2峰1位置（振动激发H $_2$发射峰），而不是在23”以外的峰A。峰值O2柱密度为1.1e18/cm 2。线速度接近猎户座分子云这一部分中发现的621 GHz水脉泽发射的线速度，并且具有速度矢量几乎位于天空平面内的激波与沿着视线产生最大脉泽增益是一致的。与通常在致密星际云中发现的O $_2$丰度相比，O丰度的增强可以用低速C激波通过震前密度为2 e 4/cm 3的团块来解释，如果存在合理的紫外辐射通量的话。如果激波后O $_2$的视线尺寸比它在天空平面上的尺寸大10倍左右，那么它就可以解释源的辐射。特殊的几何形状和所需的条件可以解释为什么O $_2$发射在其他大质量恒星形成分子云的核心没有被检测到。
2014-08-08 astro-ph.GA
Herschel/HIFI Spectral Mapping of C$^+$, CH$^+$, and CH in Orion BN/KL: The Prevailing Role of Ultraviolet Irradiation in CH$^+$ Formation
CH $^+$离子是星际碳化学初始步骤中的关键物质。然而，它在不同环境中的形成还没有得到很好的理解，因为主要的产生途径是吸热的（4280 K），不太可能在分子云的典型温度下进行。我们研究CH $^+$的形成与CH $^+$ $J=1-0, 2-1$旋转跃迁的第一速度分辨光谱映射，三组CH $Λ$ -双三重线，$^{12}$ C $^+$和$^{13}$ C $^+$，和CH $_3$ OH 835~GHz E-对称Q分支跃迁，获得与Herschel/HIFI超过$\approx$ 12 arcmin $^2$集中在猎户座BN/KL源。我们提出的空间形态和运动学，云边界条件，激发温度，柱密度，和$^{12}$ C $^+$光学深度。表明C $^+$、CH $^+$和CH的发射出现在稀释气体中，在爆炸性、致密BN/KL流出物之外。我们的模型表明，紫外线照射提供了有利的条件，稳态生产CH $^+$在这种环境中。令人惊讶的是，没有发现这些物种的空间或运动学对应H $_2$ S（1）的排放跟踪冲击气体的流出。我们建议，C $^+$被消耗的快速生产的CO来解释缺乏C $^+$和CH $^+$的流出，荧光提供了水库H $_2$激发到更高的振转和旋转水平。因此，在恒星形成的环境中包含的冲击源和强紫外线辐射，CH $^+$的形成和激发条件的描述是不完整的，不包括重要的-可能占主导地位的-紫外线辐射的…
2016-04-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas morphology and energetics at the surface of PDRs: new insights with Herschel observations of NGC 7023
我们调查的物理和化学的气体和尘埃在密集的光子占主导地位的地区（PDR），以及他们的依赖照明紫外线场。利用Herschel-HIFI观测，我们研究了NGC 7023中的气体能量与该星云形态的关系。NGC 7023是被B2 V恒星照亮的PDR的原型，也是赫歇尔的关键目标之一。我们的方法包括在确定该地区的能量相结合的中红外光谱（消光经典颗粒，从非常小的尘埃粒子的排放）与主要的气体冷却剂线的信息。在这封信中，我们更具体地讨论了由HIFI测量的158微米（1901 GHz）[CII]线的强度和线轮廓，并提供了有关发射气体的信息。我们发现，[CII]发射和多环芳烃（PAHs）的中红外发射来自原子和分子气体之间的过渡区。使用Meudon PDR代码和一个简单的传输模型，我们发现计算和观察到的[CII]强度之间的良好协议。NGC 7023的HIFI观测提供了限制PDR表面能量的机会。未来的工作将包括分析主冷却剂管线[OI]和使用新的PDR模型，其中包括PAH相关物种。
2010-08-07 astro-ph.GA
Herschel/HIFI observations of spectrally resolved methylidyne signatures toward the high-mass star-forming core NGC6334I
与广泛研究的致密恒星形成核心相反，人们对恒星形成区域周围的扩散气体知之甚少。我们研究分子气体中的高质量恒星形成区域NGC 6334 I，其中包含扩散，静止的成分，是不显眼的，在广泛使用的分子示踪剂，如CO。我们提出赫歇尔/HIFI观测CH对NGC 6334 I观察的一部分，国际象棋的关键计划。HIFI解析了在发射和吸收中观察到的J=3/2-1/2跃迁的超精细成分。CH的排放似乎接近系统的速度NGC 6334 I，而其测量的线宽为3公里/秒小于以前观察到的致密气体示踪剂，如NH3和SiO。热核中CH的丰度为7 × 10^-11，比弥漫云中的CH丰度低2 ~ 3个数量级。虽然其他研究发现，CO和H2O朝向NGC 6334 I，我们没有在CH中检测到流出特征。为了解释吸收特征，至少需要两个吸收分量，分别为-3.0和+6.5 km/s，N（CH）=7 10^13和3 10^13 cm^-2。在+8.0 km/s和0.0 km/s处发现了另外两个吸收云，它们的N（CH）均为2 10^13 cm^-2。四个吸收分量的湍流线宽在1.5和5.0 km/s之间变化的FWHM。我们约束我们的CH云的物理特性匹配我们的CH吸收器与其他吸收签名。在热的核心，分子，如H2O和CO跟踪气体，被加热和动态影响流出活动，而CH跟踪更多的静态材料。四个CH吸收器的柱密度和湍流特性与扩散云一致：两个位于NGC 633…
2010-07-27 astro-ph.GA
Herschel/HIFI Observations of Molecular Lines Toward G10.47+0.03
Institute of Astronomy Space and Earth Sciences（天文空间与地球科学研究所）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯兰太阳物理中心）；Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）；Instituto de Astrofı́sica de Andalucı́a, CSIC（安达卢西亚天体物理研究所，西班牙国家研究委员会）；Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台）；Adamas University（亚当斯大学）；St. Xavier’s College (Autonomous)（圣泽维尔学院（自治））；School of Physics and Astronomy, Yunnan University（云南大学物理与天文学院）
通过HIFI观测G10分子线，确定分子丰度和激发条件，揭示喷流活动及热核环境。
2026-02-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interstellar Hydrides
星际间氢--即含有一个重元素原子和一个或多个氢原子的分子--是在太阳系外发现的第一批分子之一。它们是星际化学的根源，是最初在原子气体中形成的第一种物质，以及分子氢及其相关离子。由于导致星际尘埃形成的化学途径相对简单，对观测到的丰度的分析相对简单，并提供了有关尘埃存在环境的关键信息。近年来，我们对星际尘埃的理解取得了快速进展，这主要归功于赫歇尔空间天文台进行的远红外和亚毫米观测。在这篇评论中，我们将讨论星际彗星的观测，以及用于解释它们的先进建模方法，以及由此获得的独特信息。
2016-01-12 astro-ph.GA
The Herschel-HIFI view of mid-IR quiet massive protostellar objects
我们提出了Herschel/HIFI观测（WISH KP）的14条水线在一个小样本的银河系大质量原恒星物体：NGC 6334 I（N），DR 21（OH），IRAS 16272 -4837，和IRAS 05358 +3543。我们分析了气体动力学从线的轮廓。通过使用RATRAN的观测建模，我们估计流出，流入，湍流速度，分子丰度，并调查与每个源的演化状态的任何相关性。分子线轮廓表现出一个广泛的组成部分，来自沿着与原恒星相关的腔壁的冲击，和一个下降（或IRAS 05358 +3543的膨胀）和被动加热的包络组件，与高度超音速湍流可能会增加与中心的距离。在6.3 × 10^{-5}和5.6 × 10^{-4} \msun yr^{-1}之间的吸积率是从我们的三个源观测到的陨石坑中推导出来的。外部水的丰度估计为几个10^{-8}的典型值，而内部水的丰度根据来源的不同而在1.7 10^{-6}到1.4 10^{-4}之间变化。我们确认，大质量恒星形成的区域是高度动荡的，动荡可能会增加与恒星的距离在信封。内部丰度低于预期的10^{-4}，可能是因为我们观测到的谱线没有探测到足够深的内部包层，或者是因为通过原恒星紫外光子的光解离比预期的更有效。我们发现，在原恒星的信封，更高的是内部的丰度，更大的下沉/膨胀速度产生的冲击，将溅射水从内部区域的尘埃颗粒的冰地幔。受到冲击的物质必然在气相中形成高速水。
2016-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel-HIFI observations of high-J CO and isotopologues in star-forming regions: from low- to high-mass
背景;我们对恒星形成过程的理解传统上局限于某些质量或光度的边界，因为大多数研究只关注低、中、高质量的恒星形成区域。作为“Herschel恒星形成区中的水”（WISH）关键计划的一部分，在51个嵌入的年轻恒星物体（YSO）中观察到了水和其他重要分子，如CO和OH。所研究的样品涵盖了从<1 to >10^5 L_sol的光度范围。目的：我们分析了CO线发射对一个大样本的原恒星的线强度和配置文件。方法：分析了51个YSO样品的12 CO 10-9、13 CO 10-9和C18 O 5-4、9-8和10-9谱线的Herschel-HIFI谱。此外，12 CO 3-2和C18 O 3-2的JCMT谱将这种分析扩展到较冷的气体组分。结果;所有观察到的CO和同位素光谱显示出很强的线性相关性之间的线和辐射热光度跨越6个数量级的两个轴上的光谱。这表明高J CO线主要追踪与YSO相关的致密气体的量。这种关系可以扩展到更大的（河外）尺度。大多数探测到的12 CO谱线轮廓可以分解为一个宽的高斯分量和一个窄的高斯分量，而C18 O谱线主要是一个单一的高斯拟合。从星前核心到嵌入的原恒星，也观察到线轮廓的加宽，这主要是由于非热运动（湍流/坠落）。宽的12 CO 3-2和10-9速度分量的宽度与窄的C18 O 9-8配置文件，这表明夹带流出的气体和信封运动的原恒星的质量无关。这些结果表明，在原恒星信封的物理过程具…
2013-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nitrogen hydrides in the cold envelope of IRAS16293-2422
氮是宇宙中第五丰富的元素，但含氮物质的气相化学仍然知之甚少。氮氧化物是氮化学的关键分子。它们的丰度比对含氮分子的产生途径和反应速率有很强的限制。我们用外差光谱仪HIFI对0类原恒星IRAS 16293 -2422进行了高光谱分辨率的观测，覆盖了0.48 ~ 1.78THz的大部分频率范围。氨基自由基o-NH 2的超精细结构被解析，并在对原恒星连续谱的吸收中被看到。在吸收中还观察到氨从1.2到1.8~THz的几个跃迁。这些线条描绘了原恒星的低密度外壳。估计每种氢化物的柱密度和丰度。我们发现NH：NH 2：NH3=5：1：300。{Dark云化学模型预测NH 2和NH3的稳态丰度与目前的观测结果相当一致，而即使使用更新的动力学速率，NH的稳态丰度仍被低估了一个数量级以上。在采用非均质过程之前，有必要对暗云条件下的氮气相化学进行额外的模拟。
2010-09-06 astro-ph.GA
On the accretion process in a high-mass star forming region - A multitransitional THz Herschel-HIFI study of ammonia toward G34.26+0.15
[摘要]我们的目标是探索高质量恒星形成早期阶段的气体动力学和吸积过程。利用Herschel-HIFI观测到的氨分子在太赫兹波段的7个跃迁的高分辨轮廓，研究了大质量恒星形成区G34.26+0.15中分子气体的向内运动.这些线的形状和强度的解释方面的辐射转移模型的一个球形的，崩溃的分子信封。一个加速的Lambda迭代（ALI）方法被用来计算模型。七条氨谱线显示了混合的吸收和发射，具有反向的P-Cygni型剖面，表明流入中央源。在谱线轮廓中可以清楚地看到，对于更高的激发跃迁，在越来越高的速度下吸收的趋势。$J = 3\leftarrow2$谱线只显示出很弱的辐射，因此这些吸收剖面可以直接用于分析气体的向内运动。这是第一次多过渡的光谱分辨旋转氨线的研究已用于此目的。此外，宽发射与$1_0-0_0$邻NH $_3$线的吸收混合，可能追踪恒星形成区域的分子外流。最佳拟合的ALI模型再现的连续通量和线的轮廓，但稍微低估的发射和吸收深度的基态邻线$1_0-0_0$。推导出的ortho-to-para比约为0.5，在整个下落云核心类似于最近的研究结果，半透明云的视线朝向W31 C和W 49 N。我们发现的两个气体成分向内移动的中心区域与恒定的速度：2.7和5.3公里$\,$ s $^{-1}$，相对于源系统速度的证据。推导出的质量吸积率足以克服预期的辐射压力G34.26+0.15。
2015-10-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
