Scattered H-alpha emission from a large translucent cloud G294-24
我们研究了一个未记录的大型半透明云，通过SHASSA（南部H-Alpha巡天图集）调查中的增强辐射检测到。我们考虑是否可以解释其多余的表面亮度的光散射的尘埃颗粒在云中，或是否需要从原位电离气体的排放。此外，我们的目标是确定尘埃的温度，云的质量及其可能的恒星形成活动。我们比较观测到的H-α表面亮度的云与预测的辐射转移模型。我们使用WHAM（威斯康星州的H-阿尔法映射器）调查作为银河系的H-阿尔法星际辐射场照亮云的来源。通过云的视觉消光是使用2 MASS J，H和K波段测光得出的。我们使用远红外ISOSS（ISO偶然调查），IRAS和DIRBE数据来研究尘埃的热辐射。LAB（The Leiden/Argentine/Bonn Galactic HI Survey）用于研究与云有关的21 cm HI辐射。对银河弥漫H-α辐射的辐射转移计算表明，云的表面亮度可以完全由云中尘埃粒子散射的辐射来解释。透过云层的最大视消光约为1.2等。该云团伴随有21 cm的HI辐射，速度约为-9km/s。星云的总质量约为550-1000太阳质量。在这片星云中没有恒星形成的迹象。根据依巴谷卫星的数据，云的距离估计约为100 pc。
2010-05-17 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
Anomalously high deuterium fractionation in a galactic translucent cloud: a challenge to chemical models
Institut de Radioastronomie Millimétrique（毫米波射电天文研究所）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Research Center for Computational Earth and Space Science, Zhejiang Lab（浙江省实验室地球与空间科学计算研究中心）；New Cornerstone Science Laboratory, Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系新基石科学实验室）；State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台射电天文与技术重点实验室）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Transdisciplinary Research Area (TRA Matter) and Argelander Institut für Astronomie, Universität Bonn（波恩大学阿尔兰德天文学研究所及跨学科研究领域（物质））；Department of Physics and Astronomy, UCL（伦敦大学学院物理与天文系）；School of Physical Science and Technology, Guangxi University（广西大学物理科学与技术学院）；Department of Astronomy, Xiamen University（厦门大学天文系）
研究银河系半透明云中氘分馏，通过IRAM NOrthern Extended Millimeter Array（NOEMA）观测，发现其DCN/HCN和DNC/HNC丰度比远高于元素丰度[D]/[H]，挑战现有化学模型，或可用分散致密核心情景解释。
2026-07-21 astro-ph.GA
First Observation of the Submillimeter Polarization Spectrum in a Translucent Molecular Cloud
来自排列尘埃的偏振辐射是ISM中研究磁性的重要工具，也是研究CMB偏振的麻烦污染物。在每一种情况下，要理解偏振信号的重要性，都需要对尘埃颗粒进行良好校准的物理模型。尽管在理论和观测方面取得了数十年的进展，但偏振尘埃模型在很大程度上仍然缺乏约束。在2012年的飞行中，球载望远镜BLASTPol同时获得了250、350和500微米的半透明分子云的宽带偏振图。将这些数据与普朗克850微米波段的偏振测量相结合，我们首次为这种类型的云产生了亚毫米偏振光谱。我们发现，偏振度在很大程度上是恒定的四个波段。这一结果引入了一个新的观察与潜在的ISM灰尘极化模型在以前无法访问的密度制度的经验约束。与Draine和Fraisse（2009）的模型相比，我们的结果不支持他们的两个模型，其中所有的极化都是由于对齐的硅酸盐颗粒引起的。通过创建一个简单的模型，在半透明的云偏振发射，我们验证了消光云内的偏振光谱形状相比，扩散ISM只有很小的影响。因此，我们期望测量的偏振光谱是一个有效的检查扩散ISM灰尘模型。所观察到的偏振光谱的一般平坦度提出了一个挑战的模型，其中温度和对准度是强烈相关的主要尘埃成分。
2017-07-10 astro-ph.GA
The Molecular Chemistry of Diffuse and Translucent Clouds in the Line-of-Sight to Sgr B2
1-50 GHz GBT PRIMOS数据包含在位于银河系中心、Bar和Sgr B2（N）视线内的螺旋臂中的弥漫和半透明云中观察到的约50条分子吸收线。我们测量的列密度和估计丰度，相对于H2，11个分子和额外的同位素。我们使用c-C3 H2的光学薄跃迁的吸收来估计N（H2），并认为这种方法比更常用的方法更可取。我们讨论了小分子的运动学结构和丰度模式，包括含硫物质CS，SO，CCS，H2 CS和HCS+;含氧分子OH，SiO和H2 CO;和简单的烃分子c-C3 H2，l-C3 H和l-C3 H+。我们讨论了所观察到的化学结构的气体和尘埃中的ISM的影响。突出的成果包括以下方面。首先，尽管盘中气体的氢分子分数为0.65，但在银河棒外缘和银河中心或附近的云的氢分子分数分别为0.85和>0.9。其次，我们观察到同位素比值随银心距的变化趋势;当碳和硅的稀有同位素在银心距较低时表现出增强的趋势时，硫则没有随银心距变化的趋势; c-C3 H2/c-H13 CCCH的比值可以很好地估计12 C：13 C的比值，而H2 CO/H2^13CO则表现出分馏。第三，我们首次报道了l-C3 H+在弥漫云中的存在。最后，我们认为，CS有一个增强的丰度内密度较高的团块的材料在磁盘中，因此可能是诊断云的条件。如果这一点成立，那么银河系盘中的弥散云在一个星团结构中包含了多个嵌入的高密度，并且密度轮廓不是A_V的简单…
2017-08-11 astro-ph.GA
The mixing of dust and gas in the high latitude translucent cloud MBM 40
上下文高纬度分子云（以下简称HLMC）允许星际气体动力学和天体化学的研究具有良好的准确性，因为它们的接近，通常清晰的视线，以及缺乏内部恒星形成活动，这可能会严重改变物理环境。MBM 40是最近的HLMC之一，已被广泛研究，使其成为推断和研究尘气混合比（DGMR）的极好目标。目标。尘埃和气体在星际介质中的混合仍然是跟踪天体化学演化和分子丰度的基本问题。由于$H_2$不能直接观测到，而且HI光谱总是显示出不同的动力学剖面，这些剖面混合在一起，与云没有直接的关系，因此很难对分子和原子气体进行解释。我们使用了两种独立的策略来推断分子和原子气柱密度，并计算粉尘与气体的混合比。方法.我们结合$HI$ 21厘米和$^{12}CO$线观测与IRAS 100 $μ$米图像推断尘埃气体混合比内的云。使用混合高斯分解提取云21 cm轮廓，其中使用$^{12}CO$推导总分子氢柱密度。红外图像被用来计算粉尘排放量。结果尘埃与气体的混合比在云内几乎是均匀的，如发夹结构所示。总氢柱密度和100 $μ$ m发射率在$N(H_{tot})$的一个数量级的范围内线性相关。
2023-01-13 astro-ph.GA
Diffuse Galactic Light in the Field of the Translucent High Galactic Latitude Cloud MBM32
我们在一个包含高银河纬度半透明云MBM 32的45 × 40弧分^[2]视场中进行了B、g、V和R波段成像，并将漫射光强度S_v（λ）与100微米发射光强度S_v（100微米）进行了关联。用卡方最小值分析法对测量的相关性进行线性函数拟合，得到最佳线性函数的斜率参数b（λ）= ΔS_v（λ）/ ΔS_v（100 μ m）。通过结合我们的b（λ）和已发表的b（λ）来编译一个样本，我们表明b（λ）强度在云与云之间的变化是4倍。发现b（λ）随样品中S_v（100 μ m）的增大而减小，我们建议用一个包含S_v（100 μ m）^2的二次项的非线性关系来拟合所测得的相关性。样品中光深A_V = 0.16 - 2.0的变化可使b（λ）变化2 - 3倍。尘埃粒子的前向散射特性与非各向同性星际辐射场（ISRF）的耦合对b（λ）的大变化有一定的贡献。漫射银河光（DGL）的散射模型将b（λ）值低估了2倍。这可以通过ISRF中紫外光子的不足或尘埃粒子的适度增加来调和。我们的b（λ）光谱有利于扩展红光发射（ERE）对漫射光的贡献; b（λ）从B到V的上升速度比模型快，似乎在6000 nm左右达到峰值，并朝着长波长下降。这种特性是从DGL与ERE相结合的模型中预期的。
2013-03-05 astro-ph.GA
Molecular gas and stars in the translucent cloud MBM 18 (LDN 1569)
在对MBM 18的1平方度区域进行的客观棱镜巡天中发现的10颗候选H-α发射线恒星中，有7颗被光谱观测到。其中4个有弱的H-α发射，7个中有6个有M1-M4 V光谱类型。其中一颗恒星的类型为F7-G1 V，吸收的是H-α。其中三颗M星的光谱可能显示出LiI的吸收线，尽管这些都不是明确的探测。对于六个M-星的一个很好的拟合获得与前主序等时线表明年龄在7.5和1500万年之间。由12 CO（1-0）辐射积分得到的分子云质量为160 Mo（距离为120 pc），比维里质量（10^3 Mo）小得多，并且云没有引力束缚。也不是我们通过一个团块发现程序确定的单个团块。考虑到相对较弱或没有H-α发射，没有其他发射线，也没有明显的LiI吸收，目标不是金牛T星。它们的年龄在750万年到1500万年之间，足以解释它们光谱中缺乏锂的原因。根据推导出的距离（60- 250 pc），有些恒星可能位于分子云（120- 150 pc）内。从云作为一个整体，以及单独的团块，不受引力约束的事实，结合恒星的年龄，我们得出结论，（这些）恒星不太可能在MBM 18中形成。
2012-10-08 astro-ph.GA
HCO, c-C3H and CF+ : three new molecules in diffuse, translucent and "spiral-arm'' clouds
我们在IRAM 30米处使用EMIR接收器和FTS光谱仪，以195 kHz的光谱分辨率（$\approx$ 0.6 \kms）构造朝向明亮的河外背景源的吸收光谱。我们利用IRAM Plateau de Bure干涉仪合成了\hthcop和HCO在银河系HII区W 49的吸收光谱。%结果{HCO、\cc 3 h\和CF \p \在\EBV = 0.32和1.65 MAg的耀变体\bll \和3C 111中被探测到。HCO在掩星W 49的银道面“螺旋臂”云的吸收中被观测到。在\EBV \ = 0.32 mag（\AV \ = 1 mag）和$δ_τ$ / \EBV \ $\approx\ 0.003$ mag $^{-1}$的均方根噪声水平$δ_τ\approx 0.002$下，现在可以完全确定漫射/半透明气体的85 - 110 GHz吸收光谱中可检测分子种类的补充。} %结论{与OH、\hcop \和\cch一样，\cc 3 h\的相对丰度在扩散和致密分子气体之间变化很小，N（\cc 3 h）/N（{ \it o-c}- \c 3 h 2）$\approx$ 0.1。我们发现N（CF \p）/N（H $^{13}$ CO \p）$\approx 5$，N（CF \p）/N（\cch）$\approx$ 0.005-0.01，因为N（CF \p）随\EBV增加而增加，并且随着其他分子的…
2014-03-14 astro-ph.GA
Heteronuclear diatomics in diffuse and translucent clouds
弥漫和半透明的分子云充满了银河系盘中的绝大多数星际空间，因此是最典型的星际介质（ISM）对象。现代光学和紫外线光谱观测技术的最新进展导致在这种云的光谱中探测到许多原子和分子来源的特征。杂原子双原子分子的分子光谱。OH，OH+，CH CH+，CN，NH，CO在理解它们居住的环境中的化学和物理条件方面发挥着重要作用。本文回顾了星际分子天文观测的历史。最近的结果的基础上的分子特征的光谱变红，早期型OB-星的视觉和紫外观测和讨论。振转光谱的外观与观察到的过渡的基础上高质量的光谱，也提出了。还介绍并讨论了异核硅藻土柱密度（基于推荐的振子强度）与弥漫星际带（DIB）强度之间的关系。
2013-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Precise Measurements of CH Maser Emission and Its Abundance in Translucent Clouds
我们提出了高灵敏度CH 9厘米ON/OFF观测对18个河外连续源，已发现与OH 18厘米吸收千年调查与阿雷西博望远镜。CH排放检测到对18个源中的6个。通过分析所有探测到的ON和OFF速度分量，直接导出了CH的激发温度。CH 3335 MHz跃迁的激发温度范围为$-54.5$至$-0.4$ K，大致遵循对数正态分布，峰值在[ $-$ 5，0] K内，这意味着在假设$-60$或$-10$ K的常规值计算CH柱密度时高估了20%至十倍以上。此外，采用局部热平衡（LTE）假设而不是CH三超精细跃迁时，CH的柱密度会被低估$1.32\pm 0.03$倍。我们发现CH和OH的柱密度之间的相关性遵循log $N$（CH）=（1.80 $\pm$ 0.49）log $N$（OH）$-11.59 \pm 6.87$。CH和H $_2$柱密度之间的线性关系与可见光研究结果一致，证实CH是扩散分子气体中H $_2$组分的最佳示踪剂之一。
2021-09-16 astro-ph.GA
A cationic carrier for diffuse interstellar band at 862.1 nm: Evidence from the skin effect in nearby diffuse-to-translucent clouds
Chinese Academy of Sciences South America Center for Astronomy (CASSACA)（中国科学院南美天文中心）；Universidad Andres Bello（安德斯贝略大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）
研究通过分析862.1纳米DIB在不同云层中的行为，发现其与电离能相关，推测为阳离子载体，并估算其电离能为12.40±1.90_-2.29 eV。
2026-03-05 astro-ph.GA
HD 62542: Probing the Bare, Dense Core of a Translucent Interstellar Cloud
本文讨论了中等红化的B3-5~V星HD~62542的高分辨率$HST$ /STIS紫外光谱和高信噪比光谱中的许多原子和分子物种的星际吸收。这条引人注目的视线显示出非常陡峭的远紫外消光和高分子形式的氢-CH，C $_2$，CN和CO的强吸收，但CH $^+$和大多数常见的弥漫星际带的弱吸收。大多数物质存在于一个单一的狭窄的速度分量中--这提供了一个难得的机会来探测一个几乎没有相关扩散原子气体的单一星际云的主要分子核心。详细的光谱分析表明：（1）主云中的分子分数很高[ $f$（H $_2$）$>$ 0.8];（2）气体相当冷（$T_{\rm k}$ = 40- 43 K，来自H $_2$和C $_2$的转动激发）;（3）局部氢密度$n_{\rm H}$ $\sim$ 1500 cm $^{-3}$（来自C $_2$激发、C $^0$的精细结构激发和简单化学模型）;（4）$^{12}$ CO和$^{13}$ CO的异常高的激发温度可能主要是由于辐射激发;（5）$N$（C $^+$）：$N$（CO）：$N$（C）$\sim$ 100：10：1;（6）许多元素的损耗比在任何其他视线上看到的都要严重，而损耗的详细模式也不同于从银河系视线的更大样本中得出的结果;（7）即使考虑了晶粒辅助复合和低温双电子复合的影响，不同的中性离子/第一离子比对电子密度的估计也不一致。
2020-05-21 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
Photoprocessing of H2S on dust grains: building S chains in translucent clouds and comets
上下文硫被用作从星际云到恒星系统演化的示踪剂。然而，分子云中的大部分预期硫仍然没有被发现。硫分两步从气相中消失。第一个消耗发生在半透明阶段，将气相硫减少7-40倍，而随后的冻结步骤发生在分子云中，将其减少另一个数量级。这个长期存在的困境等待着一个解释。目的。这项研究的目的是了解失踪的硫以何种形式隐藏在分子云中。被认为是尘埃颗粒的耗尽。方法.模拟H2S冰紫外光处理分子云进行了实验。使用红外光谱法监测冰，并通过四极质谱法测量解吸分子。理论蒙特卡罗模拟进行解释的实验结果和外推到天体物理条件。结果在8 K的辐照过程中观察到H2 S2的形成。还鉴定了具有x > 2的分子H2Sx，并发现其在升温期间与S2至S4物质一起解吸。较大的Sx分子高达S8在室温下是难熔的，并保留在基板上形成残留物。蒙特卡罗模拟能够再现升温过程中脱附的分子，并发现残留物是由6-7个原子组成的链或硫。结论.我们认为，半透明云中的S+在10^4年的几倍时间内就在尘埃上形成了长S链，从而导致了密集区域的S耗尽。我们认为，在彗星中观察到的S2至S4分子不是由这些大链的断裂产生的。相反，它们可能来自分子云中产生的含H2S冰的紫外光处理，或者来自半透明云阶段形成的短S链
2021-10-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Temperature spectra of interstellar dust grains heated by cosmic-rays I: translucent clouds
宇宙射线（CR）粒子对整个星际尘埃颗粒的加热通过促进颗粒表面的分子解吸、扩散和化学反应来影响分子云中的气体-颗粒化学。这种加热的频率$f_T$，s $^{-1}$，决定了对于被CR颗粒撞击的颗粒，达到一定温度$T_{\rm CR}$，K的频率。这项研究旨在为天体化学家提供全面和更新的数据集的CR诱导的全谷物加热。我们提出了计算的$f_T$和$T_{\rm CR}$光谱的裸橄榄石颗粒半径$a$为0.05; 0.1; 0.2 $μ$ m，并覆盖有厚度为0.1 $a$和0.3 $a$的冰幔这样的颗粒。晶粒形状和结构的影响被认为是，以及30 CR元素成分与更新的能谱对应的半透明云与$A_V=2$镁。能量沉积由CRs在晶粒材料计算与SRIM程序。我们报告了所有9种晶粒类型的完整$T_{\rm CR}$谱，并考虑了10 K和20 K的初始晶粒温度。我们还提供了一系列最小$T_{\rm CR}$值的频率。计算的数据集可以简单而灵活地在天体化学模型中实现。结果表明，在半透明云的情况下，目前采用的速率加热整个谷物的温度超过70 K被低估了约两个数量级的天体化学数值模拟。此外，谷物被CRs加热到适度的温度（20- 30 K），间隔几年，这降低了冰化学爆炸的可能性。
2016-05-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
The densities in diffuse and translucent molecular clouds: estimates from observations of C$_2$ and from 3-dimensional extinction maps
本文利用Najar和Kalugina（2020）更新的C$_2$-H$_2$碰撞速率系数，重新建模46个视线方向的C$_2$吸收观测，发现星际云密度比旧值低4到7倍，并与三维消光图结果一致，同时导致宇宙射线电离率估算相应下调。
2024-09-01 astro-ph.GA
Effect of surface H$_2$ on molecular hydrogen formation on interstellar grains
我们研究了在扩散和半透明云中，氢分子在颗粒表面的存在如何影响H $_2$的形成效率。氢分子能够降低模型中H原子在晶粒表面的脱附能。详细的微观蒙特卡罗方法被用来进行模型模拟。我们发现H $_2$的存在对H $_2$形成效率的影响强烈地依赖于H $_2$在晶粒表面的扩散势垒。不考虑表面H $_2$的扩散云模型预测，在10 K和14 K的晶粒温度（T）范围内，H原子复合效率高于0.5。在考虑表面H $_2$的扩散云模式中，所采用的H $_2$扩散势垒是80 $\%$ H $_2$解吸能，使得H $_2$可以被捕获在更强的结合位点。根据模型参数，这些扩散云模型预测，在10 K $\leq$ T $\leq$ 14 K时，复合效率在0和0.5之间。结果表明，如果采用较低的H $_2$在晶粒表面的平均扩散势垒（194 K），使H $_2$能在晶粒表面快速扩散，则H $_2$的形成效率不受表面H $_2$的影响.然而，复合效率可以下降到低于0.002，在T $\geq$ 10 K，如果更高的平均H $_2$扩散势垒使用（255 K）在半透明云模型。
2022-03-08 astro-ph.GA
Radiative Transfer in a Translucent Cloud Illuminated by an Extended Background Source
本文讨论了半透明云在扩展背景光源照射下的辐射转移理论。首先，我们推导出一个严格的解决方案的假设，多次散射产生各向同性通量的基础上。然后，我们推导出一个更易于管理的分析近似，它很好地匹配的结果，严格的方法。为了验证我们的模型，我们将我们的预测与精确的实验室测量结果进行比较，这些测量结果针对各种类型的特征良好的颗粒，包括分别代表天文冰和金属颗粒的纯电介质和强吸收材料，在不需要添加自由参数的情况下找到了极好的一致性。我们使用我们的模型来探索一个天体物理云的行为，由一个弥漫的源与尘埃颗粒具有典型的ISM颗粒的Draine & Lee（1984年）和原行星盘的参数，与应用程序的黑暗剪影盘114-426在猎户座星云。我们发现，散射项修改的透射辐射，无论是在强度（消光）和形状（红化）的光谱分布。特别是，对于小的光学厚度，我们的研究结果表明，散射使得在可见光波长的红化几乎可以忽略不计。一旦光学厚度增加到足够大，散射事件的概率接近或大于1，就会出现红化，但相对于视线吸收的标准表达式会有明显的修改。此外，晶粒折射率的变化，特别是吸收量的变化，也发挥了重要作用，改变光谱透射曲线的形状，与介电晶粒显示最小量的红化。
2017-04-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Hydrogenation of accreting C-atoms and CO molecules -- simulating ketene and acetaldehyde formation under dark and translucent cloud conditions
在恒星和行星形成的不同阶段观察到了简单和复杂的有机分子（COMs），并已在星前环境（如黑暗和半透明的云层）中成功识别。然而，在恒星形成的最早阶段，有机分子形成的图像并不完整，一个重要的原因是缺乏具体的实验室实验来模拟星际颗粒冰冷表面上的碳原子加成反应。在这里，我们提出的实验中，CO分子以及C-和H-原子共沉积与H $_2$ O分子在10 K的表面模仿正在进行的形成“H $_2$ O-丰富”的冰地幔。为了模拟影响碳原子和冰成分产生的表面反应的效果，使用了一个专门的碳原子束源，SURFRESIDE $^3$，超高真空低温装置上实施。通过反射吸收红外光谱法“原位”观察固态乙烯酮（CH $_2$ CO）的形成。进行C $^1$ $^8$ O和D同位素标记实验以进一步验证乙烯酮的形成。数据分析支持CH $_2$ CO是通过C原子加成到CO分子上形成的，然后通过连续氢化将所形成的：CCO转化为乙烯酮。乙烯酮的有效形成与文献报道的C+CO反应中不存在活化屏障一致。我们还讨论了CH $_2$ CO加氢的两个COM衍生物乙醛（CH $_3$ CHO）的形成和乙醇（CH $_3$ CH $_2$ OH）的可能形成，并提供了实验证据。基本的反应网络和衍生途径的天体化学影响进行了讨论。
2021-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Light and colour of cirrus, translucent and opaque dust in the high-latitude area of LDN 1642
本文通过对暗星云LDN 1642高银纬区域进行五色面测光与远红外绝对测光，揭示了散射光强度随尘埃柱密度的特征变化及其颜色变化规律，并利用卷云颜色帮助区分河外低表面亮度源中的本地卷云污染。
2023-06-28 astro-ph.GA
Gas phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS) I. The prototypical dark cloud TMC 1
GEMS是IRAM的一个30米大型计划，其目的是确定一组原型恒星形成区域的元素耗尽和电离分数。本文介绍了原型暗云TMC 1的第一个结果。用IRAM 30米望远镜进行了广泛的毫米波观测（3毫米和2毫米）和40米Yebes望远镜（1.3cm和7 mm）以确定在三个切口中CO、HCO+、HCN、CS、SO、HCS+和N2 H+的丰度分数，所述三个切口在众所周知的位置TMC 1-CP、TMC 1-NH 3和TMC 1-C处与致密细丝相交，消光范围从Av~3到~ 20等。可以区分具有不同化学性质的两个相：i）半透明的包层，分子氢密度为（1-5）x10 $^3$ cm $^{-3}$ ;和ii）致密相，位于Av> 10 mag，分子氢密度>10 $^4$ cm $^{-3}$。观测和模拟结果表明，气相中C和O的丰度沿C+/C/CO过渡区逐渐降低，其中C/H~ 8 × 10 $^{-5}$和C/O~0.8-1，直到在Av~10 mag.这是一致的颗粒温度低于CO蒸发温度在这个区域的开始的致密相。在硫的情况下，在半透明阶段之前，我们估计S/H~（0.4 - 2.2）x10 $^{-6}$，丰度比太阳值低约7-40倍。在厚的冰幔形成期间，必须存在第二次强烈的亏损，以达到在致密冷核中测量的S/H值（S/H~ 8 × 10 $^{-8}$）。基于我们的化学模拟，我们将半透明云中的$ζ_{\rm H_2}…
2019-03-07 astro-ph.GA
Complex organic molecules in diffuse clouds along the line of sight to Sgr B2
到目前为止，大多数相对简单的分子已被发现在星际弥漫分子云在我们的星系，但更复杂的物种已被报道在弥漫/半透明介质的z = 0.89的螺旋星系。利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）的高灵敏度和角分辨率，我们的目标是沿着Sgr B2（N）的视线在弥漫的分子云中寻找复杂的有机分子。我们使用作为与ALMA进行的EMoCA调查的一部分获得的数据。为了分析Sgr B2（N）中超紧凑HII区域K4检测到的分子的吸收特征，我们计算了这些分子的合成光谱，并拟合了它们的柱密度、线宽、质心速度和激发温度。本文报道了在银河系中心（GC）弥散云中检测到CH 3OH、CH 3CN、CH 3CHO、HC 3 N和NH 2CHO，在盾臂弥散云中检测到CH 3OH和CH 3CN，发现其中一个GC弥散云的化学成分与z=0.89的旋涡星系弥散/半透明介质的化学成分相似。扩散分子ISM中导致化学复杂性的化学过程似乎自z=0.89以来保持相似。正如先前的研究所提出的，扩散分子云中存在的COMs可能是由于扩散和致密状态之间云收缩和膨胀的周期性星际过程。
2017-08-24 astro-ph.GA
Laboratory Optical Spectroscopy of Vibronic Transitions of the Thiophenoxy Radical
噻吩氧基自由基（C6 H5 S）是一种可能的天体物理学感兴趣的物质，由于在5000 A区域的电子跃迁。用光腔衰荡谱仪测量了苯硫酚放电过程中该自由基的B <-- X电子跃迁。该跃迁的光吸收光谱在从原点带（0-0）到1750 cm-1的频率的范围内获得。在400-1700 cm-1范围内的振动带比原始带强，表明基态和激发电子态之间的结构差异。从6 b10禁带开始的6a对称面内CCC弯曲模被分配到突出的进展。通过分析旋转曲线确定单个条带的条带起源。尽管在漫射云的光谱中没有发现这些电子振动带，但在朝向HD 183143和HD 204827的漫射云中，噻吩氧基自由基的柱密度上限估计为4 x 10^13 cm-2。
2020-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
HCN emission from translucent gas and UV-illuminated cloud edges revealed by wide-field IRAM 30m maps of Orion B GMC: Revisiting its role as tracer of the dense gas reservoir for star formation
本文利用猎户座B巨分子云宽视场HCN等多谱线成图，发现大部分HCN发射来自低密度半透明气体而非致密气体，证明高HCN/CO强度比不能作为致密气体存在的可靠示踪物。
2023-09-18 astro-ph.GA
Formation of complex molecules in translucent clouds: Acetaldehyde, vinyl alcohol, ketene, and ethanol via nonenergetic processing of C2H2 ice
复杂的有机分子（COMs）已经被确定为高质量和低质量的原恒星以及分子云，这表明这些星际物种起源于恒星形成的早期阶段。化学式C $_2$ H $_\text{n}$ O所描述的导致COM的反应途径仍在争论中。在这项工作中，我们研究了实验室可能的固态反应，涉及简单的碳氢化合物和OH-自由基以及H $_2$ O冰在半透明的云条件下（1 $\leq$ A $_V$ $\leq$ 5和\textit{n} $_\text{H}$ $\sim$ 10 $^3$ cm $^{-3}$）。重点研究了10 K时C-$_2$-H-$_2$与H-原子和OH-自由基的相互作用。超高真空（UHV）实验进行以研究在C $_2$ H $_2$ + O $_2$ + H共沉积期间观察到的表面化学，其中O $_2$用于原位产生OH-自由基。反射吸收红外光谱（RAIRS）应用于原位监测初始和新形成的物种。在此之后，程序升温解吸实验结合四极杆质谱仪（TPD-QMS）作为补充分析工具。所研究的具有H原子和OH自由基的C $_2$ H $_2$的10 K表面化学不仅导致半饱和和完全饱和的烃，例如乙烯（C $_2$ H $_4$）和乙烷（C $_2$ H $_6$），而且还导致COM的形成，例如乙烯醇、乙醛、乙烯酮、乙醇和可能的乙酸。可以得出结论，OH-自由基加成反应到C $_2$ H $_2$，作为分子骨架，然后异构化（即…
2020-02-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The first steps of Interstellar Phosphorus Chemistry
含磷物种是地球上形成生命的关键，但它们在星际介质中几乎没有被发现。由于到目前为止，只有PN和PO已被确定为朝向恒星形成区，含P分子的化学形成途径不容易约束，因此非常有争议。在化学模型中仍然缺少的一个重要因素是磷的初始元素丰度，即P的耗尽水平。为了克服这个问题，我们研究了扩散/半透明云中的含磷物种。在这些对象中，磷主要是在气相中，因此，在我们的化学模拟中所需的元素初始丰度对应于宇宙的，因此很好地约束。一个先进的化学模型与更新的P-化学网络已被使用。利用IRAM 30 m望远镜对Blazar B 0355 +508进行了单点观测，观测了PN、PO、HCP和CP的（2-1）跃迁。这条视线包含五个漫射/半透明的云。未检测到PN、PO、HCP和CP的（2-1）跃迁。我们报告了$\mathrm{^{13}CO}$、HNC和CN的（1-0）线的检测以及$\mathrm{C^{34}S}$的首次检测。我们通过应用漫射/半透明云的典型条件，再现了HNC、CN、CS和CO在每种云中的观测。根据我们的最佳拟合模型，最丰富的含磷物种是HCP和CP（$\sim10^{-10}$），其次是PN，PO和$\mathrm{PH_3}$（$\sim10^{-11}$）。我们表明，生产的P-轴承的物种是有利于半透明的，而不是弥漫的云，在那里的环境提供了一个更强的屏蔽星际辐射。基于我们改进的模型，HCP，CP，PN和P…
2019-10-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Widespread Galactic CF+ absorption: detection toward W49 with the Plateau de Bure Interferometer
研究\CFP \作为星际介质中\p \和\HH \共存区域示踪剂的有用性。我们使用Plateau de Bure干涉仪合成\CFP \ J=1-0吸收，在102.6 GHz处朝向遥远的HII区域W 49 N的核心，l = 43.2 \degr，b=0.0 \degr，并且我们模拟了扩散/半透明分子气体中的氟化学。我们在很宽的速度范围内探测到了\CFP \吸收，这表明\CFP \广泛存在于含有\HH的银河系盘状气体中。最初在猎户座酒吧和马头PDR的致密气体中检测到，\CFP \随后在朝向\bll \和3C 111的弥漫和半透明云的吸收中检测到。在这里，我们表明，\CFP分布在整个弥漫和半透明的分子盘气体与N（\CFP）/N（\HH）$= 1.5-2.0\times10^{-10}$，增加到N（\CFP）/N（\HH）$= 3.5\times10^{-10}$在一个云在39 \kms \具有较高的N（\HH）$\approx 3\times10^{21}\pcc$。氟化学模型重现了观察到的柱密度和HF的相对丰度，从中形成\CFP，但通常会将\CFP的柱密度高估1.4-4倍。我们表明，自由空间的光解速率$Γ\ga 10^{-9}\ps$，相当于CH，可能占很大的差异，但最近的计算发现一个值约小十倍。在朝向W 49的重度混合和运动学复杂光谱中，\CFP \吸收主要跟踪\HH \分布的峰。
2015-05-29 astro-ph.GA
A High-Resolution Study of the CO-H2 Conversion Factor in the Diffuse Cloud MBM 40
我们在高纬云MBM 40的核心和包层进行了103条视线的CO（1-0）观测，以确定CO-H_2转换因子（X_CO）在整个云内的变化。用CH数据以相似的分辨率（CO为1'，CH为1.5'）校准X_CO，得到的X_CO值范围为0.6 × 10^20 ~ 3.3 × 10^20 cm^-2 [K km s^-1]^-1，平均值为1.3 × 10^20 cm^-2 [K km s^-1]^-1。考虑到这片云的最大红化值为0.24等，它应该被归类为漫射的而不是半透明的分子云。由CO数据和我们的X_CO值得到的质量为：云核为9.6M（太阳），云壳为12 M（太阳），云外围为10 M（太阳）。云的分子质量的三分之一被发现在一个区域与E（B-V）< 0.12马格。
2013-08-30 astro-ph.GA
B-Fields and Star Formation across Scales with TRAO (B-FROST): CO Abundances, Dynamics and Relative Orientations in the Translucent High Latitude Cloud MBM12
University of Helsinki（赫尔辛基大学）；Institut UTINAM – UMR 6213 – CNRS – Univ. Bourgogne Franche Comté（UTINAM研究所-法国国家科学研究中心-勃艮第弗朗什孔泰大学）；Ecole Normale Supérieure, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université de Paris（巴黎高等师范学院、巴黎文理研究大学、法国国家科学研究中心、索邦大学、巴黎大学）；IRAP, Université de Toulouse, CNRS（图卢兹大学空间物理研究所、法国国家科学研究中心）；Nazarbayev University（纳扎尔巴耶夫大学）；Nanjing University（南京大学）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing), Ministry of Education（教育部现代天文与天体物理重点实验室（南京））；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文与空间科学研究院）；Seoul National University（首尔国立大学）；University of Science and Technology, Korea (UST)（韩国科学技术院）
通过TRAO观测MBM12云的CO丰度、动态和相对取向，结合Herschel数据和12CO/13CO观测，研究高纬度分子云中恒星形成效率低的原因，揭示云内结构的质量-尺寸关系和磁场取向变化。
2026-05-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Parsec-scale structures and diffuse bands in a translucent interstellar medium at z 0.079
我们对类星体-星系对[SDSS J163956.35+112758.7]进行了详细的研究（zq = 0.993）和SDSS J163956.38+112802.1（zg = 0.079）]的基础上进行的观测使用巨型米波射电望远镜（GMRT），甚大基线阵列（VLBA），斯隆数字巡天（SDSS）和ESO新技术望远镜（NTT）。我们发现，由类星体视线探测的星系的星际介质具有接近太阳的金属丰度（12+log（O/H）= 8.47+/-0.25）和尘埃消光（E（B-V）0.83+/-0.11），这是通常在半透明云中看到的。我们报道了在λ6284的星际扩散带（DIB）中的吸收的探测，其静止等效宽度为1.45+/-0.20。我们的GMRT光谱在星系的红移处显示出强烈的21 cm吸收，积分光学深度为15.70+/-0.13 km/s。后续的VLBA观测表明，背景射电源被分解为三个分量，在星系红移处的最大投影分离为89 pc。其中一个成分太弱，不能提供有用的HI 21-cm吸收信息。针对其他两个分量的集成HI光学深度高于我们的GMRT光谱中测量的深度，并且相差2倍。通过比较的GMRT和VLBA光谱，我们表明在21厘米的光学深度秒差距尺度上的结构的存在。我们讨论了这种结构的影响，在高z阻尼莱曼α系统的自旋温度测量。这里提出的分析表明，这类星体星系对是一个理想的目标，研究的DIBs和分子物种使用未来的观…
2012-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Photodissociation of interstellar N2
分子氮是星际云和原行星盘化学中的关键物质之一，氮在N和N2之间的分配控制着更复杂的含氮物种的形成。这项工作的目的是更好地了解星际N2光解过程的基础上最近详细的理论和实验工作，并提供准确的速率用于化学模型。我们通过使用求解耦合通道薛定谔方程的量子力学模型，模拟了N2在相关的912-1000 nm波长范围内的全高分辨率逐线吸收+解离光谱。模拟的N2光谱与H2，H，CO和灰尘的吸收光谱进行比较，以计算在各种辐射场和屏蔽功能的光解离速率。在星际云模型中，新的速率的影响被说明为弥漫和半透明的云，一个密集的光子占主导地位的区域和一个原行星盘。
2013-05-08 astro-ph.GA
VLT/X-shooter survey of near-infrared diffuse interstellar bands
本文介绍了在近红外范围内，从0.9到2.5微米的星际漫谱带（DIBs）的光谱调查。这些观测旨在检测新的DIB，确认先前提出的NIR DIB，并根据已知的视线特性（包括我们光谱中存在的光学DIB）验证它们的行为。在VLT的X-射手被用来获得八个已知的DIB目标和一个大地参考星的中等分辨率光谱。除了已知的9577、9632、10780、11797和13175 Angiotech NIR DIB外，我们还确认了Geballe及其同事在2011年提出的13种NIR DIB中的9种。此外，我们报告了12个新的NIR DIB候选者。最强的近红外DIBs的强度显示出与红化E（B-V）的一般相关性，但具有较大的分散性。几种NIR DIB与5780 Angiotensin DIB强度的相关性比与E（B-V）的相关性更强;尤其是15268 Angiotensin DIB。NIR DIB很强大：五个最强的NIRDIB的总等效宽度代表整个平均DIB光谱（每单位红化）的总等效宽度的百分之几。半透明云HD 147889的近红外DIB相对于一般趋势都很弱。没有发现直接匹配之间观察到的近红外DIBs和实验室基质分离多环芳烃的光谱数据。5780-15268 DIB对之间的强相关性意味着（Nf）_5780 /（Nf）_15268 = 14。然而，HD 147889中15268 Angiotech DIB的强度降低，排…
2014-08-08 astro-ph.GA
Interstellar extinction and interstellar polarization: old and new models
该评论包含了星际消光和偏振的观测和模型曲线的分析。这些观测主要提供了弥漫和半透明星际云中尘埃的信息。讨论了球形/非球形、均匀/非均匀尘埃颗粒模型的特点。着重分析了星际云的粒度分布、排列机制和磁场结构。结论是星际消光和偏振的解释还不完全。
2012-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shaken or stirred: the diffuse interstellar medium with exceptionally high SiO abundance
本研究利用NOEMA干涉仪在无恒星形成的弥漫星际介质中探测到异常高丰度的SiO，且线宽排除了高速激波机制，挑战了SiO源于恒星反馈的传统观点，强调需重新审视尘埃处理与弥漫星际化学过程。
2023-04-13 astro-ph.GA
Mapping atomic and diffuse interstellar band absorption across the Magellanic Clouds and the Milky Way
弥漫星际带（DIB）跟踪温暖的中性和弱电离弥漫星际介质（ISM）。在这里，我们提出了一个专门的，高信号噪声光谱研究的两个最强的DIB，在5780和5797，在小和大麦云的666个早期型恒星的光谱，随着原子Na\，{ \sc i}\，D和Ca\，{ \sc ii}\，K线的测量。由此产生的地图首次显示了DIB载体在大片星系中的分布，以及前景银河系ISM。我们确认了5797 DIB与中性气体的关联，以及5780 DIB与更多半透明气体的关联，通常追踪麦哲伦星云内的恒星形成区域。同样地，Na I，{ \sc i} I，D线追踪较密集的ISM，而Ca I，{ \sc ii} I，K线追踪较扩散的较暖气体。Ca，{ \sc ii}，K线在$\sim200$处有一个额外的分量--从两个麦哲伦云的方向看，$^{-1}$为220 km s $^{-1}$;这可能与泛麦哲伦晕有关。在银河前景吸收中，原子线和DIB都显示出亚pc尺度的结构; 5780和5797的DIBs在这些小尺度上显示出非常小的相关性，Ca\，{ \sc ii}\，K和Na\，{ \sc i}\，D线也是如此。这表明，5780和5797个双斜DIBs之间，或Ca { \sc ii}\，K和Na { \sc i}\，D之间的良好相关性，来自于多个星际结构的叠加。在SMC、LMC和银河系中，DIB和Na I { \sc i}之间的行为相…
2015-09-17 astro-ph.GA
Central wavelengths and profile shapes of diffuse interstellar bands vs. physical parameters of intervening clouds
本文试图确定是否有中心波长的变化或轮廓形状的弥漫星际带（DIBs），以及这些变化是否是由不同的物理参数的半透明云。为此，我们使用了通过两个不同的单云看到的两颗恒星的光谱：HD34078（AE Aur）\和HD73882，使用两种不同的仪器获得：MIKE摄谱仪，由Las Campanas天文台的6.5米麦哲伦望远镜提供，以及UVES，由Paranal天文台的8米Kueyen望远镜提供。测量了6196、6203、6376、6379和6614 nm的DIB相对于星际原子和分子谱线K {\sc i}和CH的波长位移。在4726、4964、4763和4780 nm处的DIB中似乎不存在上述偏移。此外，所考虑的剖面可能显示（在HD34078中）扩展的红色翼。观察到的现象可能与干预云的物理参数（分子物种的旋转温度）有关，并可能有助于识别DIB载体。
2020-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ortho-to-para ratio of water in interstellar clouds
利用格勒诺布尔大学阿尔卑斯天体化学网络（UGAN）研究星际水的核自旋化学。这个网络包括涉及碳、氮、氧和硫的不同核自旋态的反应，以及它们的氘代形式。核自旋选择规则在涉及多达7个质子的反应的加扰假设中实现。计算了星前核引力坍缩早期和暗分子云稳态条件下气相水和水离子（H $_2$ O $^+$和H $_3$ O $^+$）的丰度和邻对比（OPR）。该模型结合了冻结的分子对粮食，简单的粮食表面化学和宇宙射线诱导和直接解吸的冰。预测的OPR值与热力学值和统计值都有很大的偏差，并且在低于$\sim $ 30 K时与温度无关。H $_2$ O的OPR值在1.5和2.6之间，这取决于H $_2$的自旋状态，与半透明云中消光系数相对较高的值吻合得很好。在星前核坍缩计算中，H $_2$ O的OPR在严重亏损区（$n_{\rm H}> 10^7$ ~cm $^{-3}$）达到统计值3。我们的结论是，低水OPR（$\lesssim 2.5$）是一致的气相离子中性化学，并反映了与OPR（H $_2)\lesssim 1$的气体。最后讨论了在原行星盘和彗星中的OPR测量。
2022-01-06 astro-ph.GA
The Chemistry of Interstellar OH+, H2O+, and H3O+: Inferring the Cosmic Ray Ionization Rates from Observations of Molecular Ions
我们的模型生产的OH+，H2O+，和H3 O+在星际云，使用稳态光解区域代码，处理冻结出的气体物种，粮食表面化学，和解吸的冰从粮食。该代码包括多环芳烃，这对化学有重要影响。这三种离子的丰度一般都有两个峰，一个峰在A_V<~1，另一个峰在A_V~3-8，其精确值取决于入射紫外线通量与气体密度的比值。当远紫外辐射通量相对较低时（χ<~ 1000; χ= 1=本地星际值），OH+和H2O+的柱标度大致为宇宙线初级电离率（crp）除以氢核密度n。H3 O+柱由第二个峰主导，我们表明，如果存在多环芳烃，N（H3 O+）~ 4x 10 ^{13} cm^{-2}与NH3（crp）或n无关。如果在第二峰处没有多环芳烃或非常小的颗粒，则只有在低电离势金属被严重耗尽时，N（H3 O+）才能达到这样的柱。我们还模拟了星际介质中的漫射云和半透明云，并说明了如何利用N（OH+）/N（H）和N（OH+）/N（H2O+）的观测值来估计它们中的N（crp）/n、χ/n和A_V。我们将我们的模型与赫歇尔对这两种离子的观测结果进行了比较，并估算出W 49 N方向弥漫前景云的δ（crp）约为4-6 x 10^-16（n/100 cm^-3）s^-1，χ/n = 0.03 cm ^-3。
2012-05-29 astro-ph.GA
Modeling Sulfur Depletion in Interstellar Clouds
星际硫元素从气相中的耗尽一直是天体化学模型面临的一个反复出现的挑战。观测表明，在星际分子云的整个扩散和半透明阶段，硫相对于其宇宙值保持相对非耗尽状态，但其气相成分不能解释这种宇宙值对高密度环境的影响。我们试图解决这个问题，通过模拟星际云从其原始状态的扩散原子云的分子环境的密度高得多，使用气体/颗粒天体化学的演变。代码和增强的硫反应网络。一个共同的气体/粮食反应网络已经系统地更新和大大扩展了以前的点燃的基础上。和模型，重点放在粮食化学和过程。一个简单的模型被用来对由此产生的网络更新进行基准测试，并将模型的结果与文献中的典型天文观测结果进行比较。我们的新的气体/颗粒模型是能够再现元素消耗的硫，硫可以从气相中耗尽两个数量级，这个过程可能会发生在暗云条件下，如果云的化学年龄至少为1百万年。由此产生的颗粒上含硫物质的混合物涵盖了所有最常见的化学元素（H/C/N/O），与彗星环境中观察到的分子没有什么不同。值得注意的是，这种混合物不像所有其他现有的天体化学物质那样仅仅由H2S主导。模型尽管我们的物理模型相对简单，但大多数已知的气相含硫分子丰度在稠密条件下都能准确再现，但预计它们不会是硫的主要分子汇。我们的模型预测，大部分缺失的硫是以谷物上捕获的有机硫物质的形式存在。
2019-03-06 astro-ph.GA
HyGAL: Characterizing the Galactic ISM with observations of hydrides and other small molecules II. The absorption line survey with the IRAM 30 m telescope
作为HyGAL平流层天文台红外天文学遗产计划的补充，我们报告的结果，简单分子的扩散和半透明的银河云地面吸收线调查。使用射电天文学研究所毫米（IRAM）的30米望远镜，我们调查了分子线在2毫米和3毫米波长范围内对15毫米连续光源。这些源都是大质量的恒星形成区域，主要位于银河系的第一和第二象限，形成了可以由IRAM 30 m望远镜观察到的HyGAL样本的子集。我们检测到HCO $^+$吸收线朝向14条视线，我们确定了78个前景云成分，以及HCN，HNC，C $_2$ H和c-C $_3$ H $_2$朝向大多数视线的线。此外，CS和H $_2$ S吸收线被发现朝向至少一半的连续谱源。静态Meudon光解离区（PDR）的等压模型，考虑紫外线为主的化学不能再现的所有7个分子物种的柱密度只有几个因素，除了H $_2$ S。湍流耗散驱动的其他形成路线的列入可能解释了观测到的高柱密度，这些物种在弥漫的云。对于较小的样本，H $_2$ S和CS相对于H $_2$的丰度有一个初步趋势，即在弥漫云（$X$（H $_2$ S）和$X$（CS）$\sim 10^{-8} - 10^{-7}$）中比在半透明云（$X$（H $_2$ S）和$X$（CS）$\sim 10^{-9} - 10^{-8}$）中更大;然而，为了证实这一趋势，需要更大的样本。推导出的H $_2$ S柱密度高于等压PDR模型预测的值，表…
2022-12-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Evolution during Molecular Cloud Formation Triggered by an Interstellar Shock Wave: Dependence on Shock Parameters and Comparison with Molecular Absorption Lines
本文通过三维磁流体动力学模拟与气体-尘埃化学网络后处理，研究星际激波压缩层中分子云形成初期的化学演化，揭示碳链、CN、HCN等分子丰度对激波参数和消光的依赖，并与弥漫云和半透明云的分子吸收线观测进行对比验证。
2024-11-19 astro-ph.GA
Resilience of small PAHs in interstellar clouds: Efficient stabilization of cyanonaphthalene by fast radiative cooling
经过几十年的探索和研究，天文学家最近在太空中发现了特定的多环芳烃（PAHs）。值得注意的是，在金牛座分子云（TMC-1）中观测到的氰基萘（CNN，C10 H7 CN）的丰度比天体物理模型的预期高出六个数量级。在这里，我们报告的1-CNN异构体在其阳离子形式的绝对单分子解离和辐射冷却速率系数。这些结果是基于测量的时间相关的中性产物的排放率和动能释放分布产生的内部激发的1-CNN +在类似于星际云的环境中研究的合奏。我们发现，复发性荧光-通过热填充电子激发态的辐射弛豫-有效地稳定了1-CNN+，由于电子跃迁概率的振动耦合的大幅增强。我们的研究结果有助于解释TMC-1中CNN的异常丰度，并挑战了广泛接受的小PAHs在太空中快速破坏的观点。
2022-09-12 astro-ph.GA physics.chem-ph
Dense molecular clouds in the SN2008fp host galaxy
（删节）我们利用对SN 2008 fp的星际吸收特征（例如原子和分子谱线以及弥漫星际带（DIB））的观测来研究宿主星系ESO 428-G14中河外弥漫星际云的物理性质。通过分光偏振法研究了介入粉尘的性质。SN 2008 fp的光谱显示了一个复杂的弥散原子云，其径向速度与宿主星系的系统速度（~1700 km/s）一致。在日心速度为1770 km/s时，观测到一个半透明（A_V ~ 1.5等）的云。我们首次在本星系群之外的星系中同时探测到C2和C3。CN（0，0）带线比被用于导出外部星系中宇宙背景辐射温度的现场测量;这给出了T = 2.9 ± 0.3 K的激发温度。星际偏振定律明显偏离银河系中观察到的，表明SN 2008 fp宿主星系中尘埃颗粒的成分或尺寸分布存在重大差异。C2用于探测冷扩散ISM密度和温度。在一个月的时间内，河外吸收线轮廓没有变化，这意味着吸收材料不是星周的，因此没有直接受到SN事件的影响。在100 AU以下的分子云小尺度结构中，密度变化不明显。
2014-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Deuterium enrichment of the interstellar grain mantle
我们采用蒙特卡罗模拟方法研究了不同物理条件下星际颗粒地幔的氘富集情况。根据物理性质，考虑了各种类型的云。我们发现，在弥漫云区，非常强的辐射场持续存在，几乎没有几层的表面物种的形成。在中等辐射场的半透明云区，会产生大量的云层，表面覆盖主要由光解产物C、CH_3、CH_2D、OH和OD所控制。在中等密度的云区（所有形式的氢核总数密度约为2 x 10^4 cm^-3），水和甲醇及其氘代衍生物有效地形成。对于密度高得多的区域（~ 10^6 cm^-3），水和甲醇的产生受到抑制，但CO、CO_2、O_2、O_3的表面覆盖率显著增加。我们发现水和甲醇的分馏程度非常高。观察结果支持甲醇的高分馏，但令人惊讶的是，发现水分馏很低。这与我们的模型结果相矛盾，该结果表明了水分馏的替代途径。各种类型的能量障碍的影响也进行了研究。此外，我们还利用颗粒地幔与各种带电粒子（如H^+、Fe^+、S^+和C^+）的相互作用，研究了这些带电粒子在不同靶冰上的阻止本领和投射距离。
2015-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA
Abundances of PAHs in the ISM: Confronting Observations with Experimental Results
我们提出了最近的紫外实验室光谱的各种多环芳烃（PAHs），并探讨这些分子作为载体的DIBs的潜力。从气相和Ne-矩阵吸收光谱的蒽，菲，芘，2，3-苯并芴，苯并[ghi]芘，和hexabenzoconorene与新的星际光谱的详细比较，我们推断这些多环芳烃在星际介质中的丰度上限。在$0.8 - 2.8 \times 10^{12}$ \ cm $^{-2}$和芘和2，3-苯并芴的范围从$2 - 8 \times 10^{12}$ \ cm $^{-2}$蒽的柱密度的上限进行推断。苯并[ghi]二萘嵌苯的柱密度上限为$0.9 - 2.4 \times 10^{13}$，菲为$10^{14}$ cm $^{-2}$。测量表明蒽、芘和2，3-苯并芴的丰度分数是$10^{-10}$的几倍。在几倍$10^{-9}$和几倍$10^{-8}$的菲的苯并[ghi]二萘嵌苯丰度的上限被推断。{朝向CPD $-32^\circ 1734$，我们在3584 nm附近发现了OH $^+$的吸收线，这是最近才在星际介质中发现的。这里推断的多环芳烃的分数丰度比星际介质中估计的多环芳烃总丰度低两个数量级。这表明，要么中性多环芳烃是不丰富的半透明的分子云，或多环芳烃人口与各种各样的分子存在。
2011-02-18 astro-ph.GA
H$_3^+$ absorption and emission in local U/LIRGs with JWST/NIRSpec: Evidence for high H$_2$ ionization rates
本文利用JWST/NIRSpec在12个本地U/LIRGs中探测H₃⁺基频振转带，首次在ISM中发现其发射并大幅增加河外探测数量，揭示高H₂电离率及外流早期气体特征。
2024-08-26 astro-ph.GA
The Bending of C$_3$: Experimentally Probing the $l$-type Doubling and Resonance
C $_3$是一种在不同天文环境中发现的纯碳链分子，通过观测其基态电子态的低弯曲模（$ν_2$）跃迁，被认为是一种很好的动力学温度探测器。目前的实验室工作的目的是调查这种弯曲模式与多量子的激发相结合的高分辨率的光学和红外光谱的C $_3$放电实验中产生的记录。在中国科学技术大学用单纵模光参量振荡器作为窄带光源，用激光诱导荧光光谱法记录了A $^1Π_u -$ X $^1Σ_g^+$的旋振子跃迁光谱。分配源自X（0 $v_2$ 0），$v_2 = 0-5$的36个频带。在SOLEIL同步加速器的AILES光束线上，用球泡光源，用傅里叶变换红外光谱法记录了转振$ν_3$带的中红外光谱。光谱揭示了涉及$ν_2$中多达5个激发量子的热带。从目前记录的所有光谱和文献数据相结合的分析，准确的旋转参数和绝对能级的C $_3$，特别是涉及弯曲模式的状态，确定。使用包含涉及X和A状态的所有可用数据（文献和本研究）的单个PGOPHER文件来拟合所有数据。从这项工作中获得的光谱信息，使新的星际搜索C $_3$，不仅在红外和光学区域的调查，但也值得注意的是在$ν_2$带区域（约63厘米$^{-1}$），振动卫星现在可以准确地预测。这使得C $_3$成为一个通用的诊断工具，可以研究从黑暗和密集到半透明的云的各种不同的天文环境。
2023-01-12 astro-ph.GA
Galactic extinction laws: II. Hidden in plain sight, a new interstellar absorption band at 7700 Å broader than any known DIB
我们已经探测到一个宽的星际吸收带，中心接近7700 nm，半高宽为176.6 $\pm$ 3.9 nm。这是在光学范围内探测到的第一个这样的吸收带，并且比众多的弥漫星际带（DIB）要宽得多。直到现在它还未被发现，因为它部分隐藏在O $_2$产生的A大地带后面。这个波段是用STIS@HST光谱发现的，后来又用进一步的STIS和地面光谱在大量不同类型的恒星（OB星、BA超巨星、红巨星）样本中发现。测量了该带的EW，并与我们对同一样品的消光和KI $λλ$ 7667.021，7701.093测量值进行了比较。该载体在弥漫和半透明的银河ISM中无处不在，但在OB星周围的环境中耗尽。特别是，在富含分子碳的视线中，它似乎不存在或几乎不存在。这种行为类似于$σ$型DIB，它起源于低/中密度紫外线暴露的ISM，但在高密度紫外线屏蔽的分子云中耗尽。我们还提出了一个更新我们以前的工作之间的关系$E(4405-5495)$和$R_{5495}$，并将我们的结果到ISM的一般模型。
2020-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
From interstellar abundances to grain composition: the major dust constituents Mg, Si and Fe
我们分析了三种元素进入星际硅酸盐和氧化物颗粒的组成的观测相关性。使用当前的太阳丰度（Asplund等人，2009年），我们将196条视线的气相丰度转换为尘埃相丰度。我们推导出一个尖锐的差异，位于低（$|b|<30\degr$）和高（$|b|>30\degr$）银河系纬度的视线丰度。高纬度恒星的尘埃中Mg/Si和Fe/Si的比值接近1.5。对于盘星，它们被简化为${\rm Mg/Si} \sim 1.2$和${\rm Fe/Si} \sim 1.05$。由此得出的数据表明：1）尘埃颗粒不可能是硅酸盐与橄榄石和辉石的混合物，而一定量的镁或铁（或两者）应该存在于另一个种群中; 2）在温暖介质中，富镁颗粒的破坏比富铁颗粒的破坏更有效。我们揭示了尘埃相丰度的减少和相应的增加与距离$D$的恒星与$D\ga 400$ \，pc的气相丰度。我们将这一事实归因于观测的选择效应：一种系统的趋势，即观测到的遥远恒星的氢柱密度较小。我们发现，在丰度的差异盘星与低（$E({\rm B-V}) \la 0.2$）和高（$E({\rm B-V}) \ga 0.2$）的红度，反映了通过弥漫和半透明的星际云的视线之间的区别。对于天蝎座蛇夫座，我们检测到一个统一的增加尘埃相的镁和硅的丰度与总的选择性消光比$R_{\rm V}$和减少的远紫外消光的强度。这是第一个证据的Mg-Si晶粒生长由于吸积在星际介质。
2010-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
