Electronic and Rovibrational Quantum Chemical Analysis of C$_3$P$^-$: The Next Interstellar Anion?
C $_3$ P $^-$类似于已知的星际阴离子C $_3$ N $^-$，其中磷在周期表中简单地取代了氮。在这项工作中，它表明，C $_3$ P $^-$可能具有偶极束缚的激发态。它已经假设和观测支持，偶极束缚激发态是一种途径，通过它可以在星际介质中形成阴离子。此外，C $_3$ P $^-$具有可导致该分子进一步稳定的价激发态，并且C $_3$ P $^-$具有比中性C $_3$ P更大的偶极矩（$\sim 6$ D对$\sim 4$ D）。因此，C $_3$ P $^-$可能是一种比其相应的中性自由基更容易检测的天体分子。高精度的量子化学四次力场也适用于C $_3$ P $^-$和它的单$^{13}$ C取代的同位素体，以提供结构，振动频率和光谱常数，可以帮助其检测。
2015-08-10 astro-ph.GA physics.chem-ph
The abundance and excitation of molecular anions in interstellar clouds
本文利用 Yebes 40m 和 IRAM 30m 望远镜观测星际冷致密云中的分子阴离子，首次探测到多种阴离子并报告新谱线，通过激发计算与丰度建模，发现阴离子与中性分子比值随分子尺寸增大而增加，支持辐射电子附着形成机制。
2023-07-10 astro-ph.GA
Formation of anionic C,N-bearing chains in the Interstellar medium via reactions of H$^{-}$ with HC$_x$N for odd-valued x from 1 to 7
我们研究了在星际介质（ISM）中H $^-$阴离子在气相中与氰基聚炔中性分子反应的相对效率，导致形成不同长度的阴离子C $_x$ N $^-$线性链和H $_2$。所有的反应都是没有障碍的，高度放热的反应，提供了一个化学路线，形成相同长度的阴离子链。对系列中所有奇数成员（x=1，3，5，7）相应的反应势能面（RPES）进行了量子计算.我们采用最小能量路径（MEP），以获得相关的过渡态（TS）的配置和使用变分过渡态（VTS）模型中的后者，以获得化学速率。结果表明，在100 K左右的典型温度下，x=3和x=5时存在一组明显较大的速率值，而CN $^-$和C $_7$ N $^-$的速率值较小.然而，在这些温度下，所有的速率都大于目前文献中对辐射电子附着（REA）速率的估计，从而表明在这些温度下，本化学路径相对于REA过程的重要性更大。我们的研究结果的物理原因进行了详细讨论，并与现有的观测结果。
2018-07-29 astro-ph.GA physics.chem-ph
Astronomical Detection of the Interstellar Anion C10H- towards TMC-1 from the GOTHAM Large Program on the GBT
利用GOTHAM（TMC-1的GBT观测：寻找芳香分子）调查的数据，我们报告了C10 H-阴离子的第一个天文探测。天文观测也为C10 H-的光谱参数的修正提供了必要的数据。从速度叠加数据和匹配滤波器响应中，在柱密度为4.04e11 cm-2时，在>9σ置信水平下检测到C10 H-。还对TMC-1进行了C10 H自由基的专门搜索。在这种情况下，在2.02e11 cm-2的柱密度下，以约3.2σ置信区间检测到C10 H的堆叠分子发射。然而，由于目前确定的置信水平<5σ，我们认为C10 H的鉴别是暂定的。完整的GOTHAM数据集还用于更好地表征物理参数，包括C4 H，C6 H和C8 H自由基及其各自阴离子的柱密度，激发温度，线宽和源尺寸，并将测得的柱密度与气体/颗粒化学形成模型和机器学习分析的预测进行比较。根据测量值，C10 H-/C10 H柱密度比约为2.0，这是迄今为止在阴离子和中性物质之间测得的最高值。如此高的比例与当前的星际阴离子化学理论不一致。对于自由基物种，两种模型都可以重现从调查中发现的测量丰度;然而，机器学习分析与检测到的阴离子丰度的匹配比气体/颗粒化学模型好得多，这表明目前对分子阴离子形成化学的理解仍然高度不确定。
2023-01-18 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
Rotationally inelastic rate coefficients for C$_7$N$^{-}$ and C$_{10}$H$^{-}$ anions in collision with H$_2$ at interstellar conditions
本研究计算了C$_7$N$^-$和C$_{10}$H$^-$阴离子与H$_2$碰撞的转动非弹性速率系数，发现其数值较大，可能影响星际转动布居。
2024-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spectroscopic characteristics of the cyanomethyl anion and its deuterated derivatives
长期以来，人们一直认为CH 2CN-可能是许多特征不佳的弥漫星际带之一的载体。本文的目的是研究CH_2CN在星际介质中的各种存在形式。本文的目的是预测各种形式的CH_2CN及其氘代衍生物的光谱特性。此外，我们想建立星际化学模型，以预测暗云条件下这些物种的柱密度。详细的量子化学模拟，以呈现各种形式的CH 2CN的光谱特性。MP2理论和aug-CCPVTZ基组被用来获得不同的光谱常数的CH_2CN-，CHDCN-和CD_2CN-在气相中，这是必要的，以预测这些物种的转动光谱。我们进行了量子化学计算，以找出这些物种的最稳定的自旋态。我们计算了不同形式的CH_2CN的红外光谱和电子吸收光谱。此外，我们还实现了一个大型的气体颗粒化学网络来预测各种形式的氰甲基自由基及其相关物种的柱密度。为了模拟密云区周围的物理条件，考虑了视消光参数随模拟云氢数密度的变化。量子化学计算表明，单重态是氰甲基负离子及其氘代负离子最稳定的形式。为了确认氰甲基阴离子及其两种氘代形式，即CHDCN-和CD 2CN-的检测，我们在附录中提供了这些物质的旋转光谱信息。我们的化学模型预测，氘代形式的氰甲基自由基（特别是阴离子）也合理丰富的分子云的致密区域周围。
2014-01-10 astro-ph.GA physics.chem-ph
Detection of the Aromatic Molecule Benzonitrile ($c$-C$_6$H$_5$CN) in the Interstellar Medium
多环芳烃和多环芳香氮杂环被认为在整个宇宙中广泛存在，因为这些分子可能是造成不明红外波段的原因，这是一组在许多银河系和河外来源中看到的发射特征。尽管预期它们普遍存在，但天文学上对特定芳香分子的识别已被证明是难以捉摸的。我们介绍了苯甲腈（$c$ -C $_6$ H $_5$ CN）的发现，它是星际介质中最简单的含氮芳香分子之一。我们观察到超精细分辨跃迁的苯甲腈从分子云TMC-1的发射。简单的芳香族分子，如苄腈，可能是多环芳烃形成的前体，提供了一个化学链接到载体的身份不明的红外波段。
2018-01-12 astro-ph.GA
Electron attachment rates for PAH anions in the ISM and dark molecular clouds: dependence on their chemical properties
背景：利用多通道量子散射方法，研究了具有不同稠环数的多环芳烃分子（PAHs）在宽的电子温度范围内的自由电子吸附行为.相关的横截面的计算反过来被用来模拟相应的附着率为每个系统的研究，这些速率参数化作为温度的函数，使用一个常用的表达式在星际介质（ISM）中的两体过程。目的：这项工作的范围是使用第一性原理来建立多环芳烃的电子附着过程的效率的化学性质的影响。方法：量子多通道散射方法产生的相关截面，因此的附件率，使用积分弹性截面计算在一个广泛的范围内的相关能量，从阈值高达1000 K和连接的附件，以低能量共振碰撞。研究结果：本分子获得的速率被发现显着变化的测试合奏本工作，并低于早期的值用于整个类的多环芳烃阴离子，当他们在ISM环境中的演变建模。这种差异的化学网络，包括多环芳烃和多环芳烃-物种的演变的影响进行了详细分析，并与以前的计算。
2012-12-04 astro-ph.GA
Modeling the role of electron attachment rates on column density ratios for CnH-/CnH (n=4,6,8) in dense molecular clouds
最近在星际分子云中探测到的各种阴离子强调了现实模拟其丰度过程的重要性。为此，我们早期的计算C4 H-，C6 H-和C8 H-的辐射电子附着（REA）率产生相应的阴离子/中性（A/N）相对丰度的柱密度比。然后将后者与从观测测量中获得的结果进行比较。计算涉及的时间依赖性的解决方案的一个大型网络的化学过程在一个较长的时间间隔，并包括一系列的运行中，REA率的值被反复缩放。云建模的宏观参数也有所不同，以涵盖广泛的物理环境。结果发现，在本网络中包含的过程的范围和质量内，并从最先进的天体物理数据库中选择，与观测到的A/N比匹配所需的REA值需要减少C4 H-情况下的数量级，而C6 H-和C8 H-的相同速率只需要按小得多的因子缩放。结果表明，通常提出的星际阴离子的形成REA机制是高估了目前的模型C4 H-的情况下，这可能是一个低效的路径形成。因此，这条路径对观测到的C4 H-丰度的贡献相当小，后者更可能来自网络中的其他化学过程，正如我们在本工作中详细讨论的那样。较长的系列成员提出并在本工作中讨论的进化建模分析。
2016-07-19 astro-ph.GA
Properties of interstellar filaments as derived from $Herschel$, $Planck$, and molecular line observations
最近的\herschel \和\planck \对亚毫米尘埃发射的观测揭示了星际介质（ISM）中无处不在的尘埃结构。暗条在静止云和恒星形成区中的普遍存在表明，暗条结构的形成是在磁化湍流冷ISM中起作用的物理学的自然产物。通过对古尔德带8个区域的{ \it Herschel}观测到的270多个暗条的分析，表明星际暗条的特征是中心宽度分布狭窄，而它们的柱密度范围很宽。分子线观察这些细丝的样本显示的证据，在致密的细丝的速度色散与列密度增加，这表明由于周围的物质吸积到这些恒星形成的细丝每单位长度的质量的演变。对\planck \尘埃偏振观测资料的分析表明，沿暗条的平均磁场与其周围云的平均磁场不同。这表明在细丝形成过程中物质和$\vec{B}$场之间存在耦合。这些观测结果，来自尘埃和气体示踪剂的总强度和偏振强度，设置强有力的约束理论模型的灯丝的形成和演变。他们还提供了重要的线索，从致密（超临界）丝的碎片恒星形成过程的初始条件。然而，更高分辨率的尘埃偏振观测和大规模的分子线映射需要更详细地研究星际细丝的内部结构。
2017-12-02 astro-ph.GA
Chemical complexity in local diffuse and translucent clouds: ubiquitous l-C3H and CH3CN, a detection of HC3N and an upper limit on the abundance of CH2CN
我们目前的Jansky甚大阵列观测20 - 37 GHz的吸收线从附近的银河弥漫分子气体对四个宇宙学遥远的紧凑的无线电连续源。主要的新观测结果是，\linearC 3 H\和\methCN \普遍存在于\AV \ $\la 1$的局部扩散分子星际介质中，而HC $_3$ N仅在\AV \ $>$ 4 mag.C $_3$ H中的线性/循环比远大于C $_3$ \HH \，并且\methCN /HCN比TMC-1增强，虽然没有马头星云那么大更重要的是，这项工作完成了一项长期计划，评估小碳氢化合物（CH、\cch、线性和环状C $_3$ H和C $_3$ \HH以及\cfh \和\cfhm）和含CN物种（CN、HCN、HNC、HC $_3$ N、HC $_5$ N和CH $_3$ CN）的丰度：本文详细介绍了它们在扩散分子气体中的系统学。我们还观察到，但没有强烈限制的丰度的一些含氧物种，最突出的HNCO。我们对C-\HH CN的柱密度进行了限制，使得阴离子C-\HH CN-\m \仅在N（C-\HH CN）/N（C-\HH CN-\m）丰度比在该物种中比在已观察到阴离子的任何其他物种中小得多的情况下作为扩散星际带的载体是可行的。我们认为，复杂的有机分子不存在于云满足扩散分子气体的合理定义，即\AV \ $\la 1$杂志。
2018-02-22 astro-ph.GA
High-level ab initio quartic force fields and spectroscopic characterization of C$_{2}$N$^{-}$
虽然现在已经确定大碳链物种和辐射电子附着（REA）是引发星际阴离子化学的关键成分，但较小分子阴离子所扮演的角色，REA似乎是一个不太可能的形成途径，目前还很难理解。推进这项研究无疑需要了解它们的天文丰度，对于C $_{2}$ N $^{-}$的情况，很大程度上是由于缺乏准确的光谱特征。在这项工作中，我们提供了这样的数据为地面$\ell$ $^{-}$（$^{3}Σ^{-}$）和低洼的$c$ $^{-}$（$^{1}A_{1}$）异构体通过国家的最先进的振转量子化学技术。它们的四次力场在此使用高级复合能量方案进行校准，该方案除了相对论效应之外，还考虑到单粒子和（近似）${N}$粒子基组极限的外推，最终形式随后受到核运动计算。除了标准的光谱属性，全套计算的属性包括精细和超精细的相互作用常数，可以很容易地引入作为猜测，在传统的实验数据减少分析，通过有效的哈密顿。基准计算的基础上，目标精度被确定为优于实验的0.1%的转动常数和0.3%的振动基本原理。除了实验室的调查，这里提出的结果预计也将促进未来的天文调查的C $_{2}$ N $^{-}$。利用理论预测的光谱常数，导出了$\ell$ $^{-}$（$^{3}Σ^{-}$）和$c$ $^{-}$（$^{1}A_{1}$）的转动光谱，并结合强大天文设备的工作频率范围，进一步探讨了它们在星际介质中的可能探测性.
2021-11-13 astro-ph.GA
Discovery of interstellar ketenyl (HCCO), a surprisingly abundant radical
我们用IRAM 30米射电望远镜对9个暗云进行了射电天文观测。我们提出了第一次在太空中的乙烯基自由基（HCCO）的无星核心狼疮-1A和L483的分子云，并检测到相关分子乙烯酮（H2 CCO）和乙醛（CH 3CHO）在这两个来源和3个额外的暗云。我们还报告了在9个目标源中检测到甲酰基自由基（HCO）和在4个观察到的源中检测到丙烯（CH 2CHCH 3），这显著地扩展了已知存在这些分子的乌云的数量。我们得出的光束平均柱密度HCCO的5e 11 cm-2的狼疮-1A和L483，这意味着，烯酮自由基是10倍，丰富的比烯酮在这些来源。发现的HCCO的不可忽略的丰度意味着必须有一个强大的形成机制，能够通过与中性原子的反应来抵消这种自由基的有效破坏。HCO的柱密度为（0.5-2.7）e12 cm-2，CH 2CHCH 3的柱密度为（1.9-4-2）e13 cm-2，在检测到这些物质的来源中非常均匀，证实了它们在暗云中的普遍存在。冷暗云的气相化学模型可以再现观测到的HCO丰度，但不能解释在狼疮-1A和L483中存在的HCCO以及丙烯的高丰度。根据这些新的观测结果，冷乌云的化学性质需要修改。
2015-04-22 astro-ph.GA
First detection of 13CH in the interstellar medium
近年来，大量的高光谱分辨率观测亚毫米和FIR跃迁的亚甲基（CH），已经证明了这个自由基是一个有价值的代理H2，可用于表征分子气体内的星际介质（ISM）在银河系尺度上，包括CO-暗成分。在这里，我们报告的发现13 CH同位素在ISM中使用的upGREAT接收器上SOFIA。我们探测到了2 THz频率从基态到四个高质量恒星形成区跃迁的三个超精细结构分量，并确定了13 CH柱密度。ISM中普遍存在的含碳分子已经将碳的两种稳定同位素12 C/13 C丰度之间的比值的确定变成了银河系化学演化研究的基石。虽然随着银河系距离显示出上升的梯度，但当使用不同分子（CO，H2 CO等）的观测值测量时，该比率显示出取决于所使用的示踪剂的系统变化。这些观察到的不一致性可能来自光学深度效应、化学分馏或同位素选择性光解离。CH是由C+通过UV驱动或顺磁驱动的化学反应形成的，它反映了C+的分馏，并且不像以前用于确定12 C/13 C同位素比的其他分子那样显示出任何显著的分馏效应，这使它成为整个银河系12 C/13 C比值的理想示踪剂。因此，通过将13 CH的导出的柱密度与先前获得的主要同位素体12 CH的相应跃迁的SOFIA数据进行比较，我们导出了朝向Sgr B2（M）、G34.26+0.15、W 49（N）和W51 E的12 C/13 C同位素比率。将我们的12/13 CH值与以前的银河系同位素梯度计算值相加…
2020-07-02 astro-ph.GA
Rest-Frame Optical Emission Lines in z~3.5 Lyman Break selected Galaxies: The Ubiquity of Unusually High [OIII]/Hbeta Ratios at 2 Gyr
利用Keck 1望远镜上的MOSFIRE观测了24个恒星形成星系在z~3.2-3.7范围内的静止标架光发射谱线。在18个LBG中检测到强的静止帧光学[O III]和H β发射线。[O III]5007与Hbeta的中位通量比为5.1+/-0.5，比具有类似恒星质量的本地星系高出5- 10倍。观测到的Hbeta光度与估计的恒星形成率的预期非常一致，并且在深X射线堆栈中没有检测到我们的源，排除了活动星系核的重大污染。将我们的样本与文献中的各种LBG（包括以非常相似的方式选择的49个星系）相结合，我们发现[OIII]/Hbeta = 4.8+0.8-1.7的高中位数比率。这种高比率似乎是z~3-4 LBG的普遍特征，与类似恒星质量的典型本地恒星形成星系非常不同。在z~0的唯一可比较的系统是那些具有类似的高比恒星形成率的系统，尽管恒星质量低5倍。高比恒星形成率要么导致更高的电离参数，要么导致星际介质的其他不寻常条件，从而导致更高的[OIII]/H β线比。这意味着一个星系的整体属性，特定的恒星形成率，和ISM在恒星形成区域的局部条件之间有很强的关系。
2016-03-24 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Updated extraction of the APOGEE 1.5273 μm diffuse interstellar band: a Planck view on the carrier depletion in dense cores
最新的SDSS/APOGEE数据发布DR 14提供了更多的H波段恒星光谱和相关的恒星模型，使用了一种称为大炮的创新算法。我们利用这些新技术提取了15 273 nm的近红外DIB，并研究了它与尘埃消光和发射的联系。我们修改了我们的自动拟合方法，专门用于热恒星，并在早期的研究中使用了一些调整，其动机是从早期或中间型恒星到红巨星的变化。还开发了一种新方法来量化DIB强度的上限。我们将我们的DIB测量结果与Starhorse数据库中的恒星距离Av进行了比较。然后，我们比较了由此产生的DIB消光比与来自普朗克数据的尘埃光学厚度，全球范围内，也分别为附近的离面云复合体。我们的分析导致了一个目录的生产，其中包含124 064个新的测量的15 273个DIB，使我们能够重新审视DIB强度和尘埃红化之间的相关性。新的数据清楚地表明，天空平均15 273 DIB强度与Av在两个数量级上线性相关，正如早期研究所报道的那样，但在稠密云层后面高度发红的视线中，Av与消光之间的关系趋于平稳。与普朗克单个光学深度的比较以一种明显的方式揭示了致密核心中的DIB损耗，并表明它适用于所有离面致密云。APOGEE测量证实了15 273 DIB载体的普遍存在，相对于密集的云核中的尘埃颗粒减少，在某种程度上，可以经验相关的尘埃光学厚度达到云。
2019-03-27 astro-ph.GA
Exploring a dynamical path for C$_2$H$^-$ and NCO$^-$ formation in dark molecular clouds
本文讨论了在星际介质（ISM）的物理环境中可能形成的两种分子阴离子：$\mathrm{C_2H^-}$和$\mathrm{NCO^-}$。它们都在这里讨论的计算以下的辐射缔合（RA）机制开始从$\mathrm{C_2^-}$，$\mathrm{H}$，$\mathrm{NC^-}$和$\mathrm{O}$作为合作伙伴。由计算产生的相应的RA总截面反过来又被用来生成在相关温度范围内的整体缔合速率。后者被发现是在与其他分子离子形成的RA，但没有大到足以明确地建议这条路径的主要途径，在ISM中的阴离子形成。其他可能的形成途径也进行了分析和讨论。在本研究中，通过计算发现了这两个系统的关联动力学过程中存在的共振结构，并详细讨论了它们的后果。
2018-07-29 astro-ph.GA physics.chem-ph
Shock generated vorticity in the interstellar medium and the origin of the stellar initial mass function
星际介质和分子云中湍流的主要观测证据是速度涨落的幂律能谱E（k）\propto k ^α。柯尔莫哥洛夫标度指数α =-5/3是典型的。同时，在ISM和分子云中观测到的气体密度的概率分布函数（PDF）都是对数正态分布，这与描述恒星质量分布的初始质量函数（IMF）相似。本文研究了在运动学极限下弯曲激波穿越星际气体时的密度和速度结构。我们从数学上证明，只有几个通道的弯曲冲击波一般产生对数正态密度PDF。这解释了对数正态PDF在许多不同数值模拟中的普遍性。我们还表明，随后的相互作用与球形爆炸波产生的幂律密度分布在高密度，定性类似的萨尔彼得幂律的IMF。最后，我们表明，一个聚焦激波产生的下游流的能谱指数α =-2。随后的激波通道减小了这个斜率，在几个通道后达到α \approx-5/3。随后在小尺度上堆积的能量的耗散将起作用，以保持光谱非常接近Kolomogorov值。因此，可能不需要充分发展的湍流来解释观测到的能谱和密度PDF。我们认为，自相似的球形冲击波所产生的HII区域或恒星风从大质量的恒星可能最终负责创建高质量，幂律，在IMF的尾巴。
2009-07-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Mutual neutralization of C$_{60}^+$ and C$_{60}^-$ ions: Excitation energies and state-selective rate coefficients
本研究利用DESIREE实验与Landau-Zener半经典建模，探究了类星际条件下C$_{60}^+$与C$_{60}^-$相互中和反应，发现预测其速率须考虑分子离子的极化效应、有限尺寸和最终量子态。
2024-12-10 astro-ph.GA physics.chem-ph
Water Ice Deposition and Growth in Molecular Clouds
在星际云中，水冰在颗粒上的沉积只发生在高于某个阈值A_th的目视距离上。在大于A_th的梯度上，水冰柱密度和A_V之间存在（近线性）相关。对于金牛座、巨蛇座和蛇夫座等单个复合云，A_th和相关梯度在所有视线上都非常相似。我们已经调查了这种现象的起源，仔细考虑可能涉及的各种可能的机制，并已应用一个完整的化学模型来分析静态分子云的行为和敏感性。我们的主要成果是：（i）普遍存在的现象指向一个共同的原因，因此视线探针区域具有相似的、先进的、化学和动力学演化。（ii）对于金牛座和巨蛇座，A_th和相关性的斜率可以解释为来自氧原子的冻结和H_2O分子的光解吸的平衡。（iii）A_th取决于局部密度，表明局部体积密度与柱密度之间存在相关性;（iv）Taurus和Serpens的不同A_th值可能是由于局部平均辐射场强度的变化;（v）大多数冰是在初始非常小的颗粒上吸积的（<0.01微米），和（vi）在Rho-Ophiuchi中观察到的非常高的A_th值不能以同样的方式解释，除非有复杂的微观结构和/或消光特性的修改。
2020-11-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
