The Abundance, Ortho/Para Ratio, and Deuteration of Water in the High-Mass Star Forming Region NGC 6334 I
我们提出了Herschel/HIFI观测的30个过渡的水同位素向高质量恒星形成区NGC 6334 I。H_2^{16}O、H_2^{17}O、H_2^{18}O和HDO的谱线轮廓显示出与嵌入的热核、低密度包层、两个外流分量和几个前景云有关的复杂的发射和吸收模式，其中一些与NGC 6334复合体有关，另一些则在对源的强连续背景的投影中看到。我们的分析揭示了一个H2O ortho/para比为3 +/- 0.5的前景云，以及外流。水的丰度从前景云和外层包层的~10^{-8}到热核的~10^{-6}不等。热核丰度比化学模型预测的致密温暖气体低两个数量级，但在其他赫歇尔/HIFI研究热核和热科里醇的数值范围内。这可能与相对较低的气体和尘埃温度（~100 K）或时间相关的影响有关，导致大部分水分子仍然被锁定在尘埃颗粒地幔中。NGC 6334 I的HDO/H_2O比值也相对较低，约为210 ^{-4}，但在其它大质量恒星形成区的范围内。
2012-12-20 astro-ph.GA
Fast deuterium fractionation in magnetized and turbulent filaments
氘分馏被认为是推断星前核化学年龄的一个重要过程。在这里，我们提出了第一个磁流体动力学模拟，包括化学网络研究氘分馏磁化和湍流丝及其子结构。灯丝通常显示出广泛的氘分馏，平均值为$\gtrsim0.01$。对于类似年龄的个别核心，我们观察到的氘化分数随时间增加，但也是独立的平均性能，如密度，维里或质量-磁通量比。我们进一步发现的氘化分数与核心质量，平均H $_2$密度和维里参数的相关性，只有在后期的灯丝的演化阶段，并将此归因于个人的核心的寿命。具体而言，化学上老的核心揭示了更高的氘化分数。在选定的核心的径向配置文件中，我们注意到的氘化分数或表面密度的结构的差异，我们可以归因于它们不同的湍流特性。在大约$200$ ~kyrs的范围内可以达到$0.01-0.1$量级的高氘化分数，这对应于两个自由下落时间，如对圆柱形系统所定义的那样
2017-09-12 astro-ph.GA
Chemical evolution in the early phases of massive star formation II: Deuteration
高质量恒星形成区的化学演化仍然受到很差的限制。研究氘分子的演化可以区分高质量恒星形成区域的后续阶段，这是由于氘同位素分馏的强烈温度依赖性。我们观测了59个源的样品，包括19个红外暗云，20个大质量原恒星天体，11个热分子核和9个超致密HII区，它们分别位于DCN，DNC，DCO+和N2 D+以及它们的非氘代对应物的（3-2）跃迁中。DCN、DNC和DCO+的总体检出率很高，在大多数阶段超过50%。N2 D+仅在少数红外暗云和高质量原恒星物体中被检测到。这可能与过渡频率处的带通问题以及更进化、更温暖阶段的低丰度有关。我们发现DCN、DNC、DCO+和N2 D+的中值D/H比分别为约0.02、约0.005、约0.0025和约0.02。而DNC，DCO+和N2 D+的D/H比随时间而减小，DCN/HCN在热分子核阶段达到峰值。我们只发现N2 D+的D/H比与中心源的光度和谱线的半高宽有微弱的相关性，而与H2柱密度没有相关性。结合先前观察到的一组14个其他分子（论文I），我们用一个精心设计的1D物理化学模型拟合了计算的柱密度，该模型具有时间依赖性D-化学，包括邻位和对位H2状态。该模型与实测数据总体拟合较好.这是第一次将观测和建模结合起来，推导出基于化学的最佳拟合模型，用于包括氘代在内的大质量恒星形成的演化。
2015-03-23 astro-ph.GA
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
Chemical fractionation of deuterium in the protosolar nebula
了解恒星形成物体中氘的气体颗粒化学可能有助于解释它们的历史和现状。我们的目的是澄清如何在冰的过程中影响氘分馏。在这方面，我们研究了太阳质量的原恒星信封使用天体化学速率方程模型，认为散装冰化学。结果表明，一般协议的分子D/H丰度比在低质量的原恒星。星前核中冰的积累和颗粒表面HD的快速合成的同时进行的过程阻碍了冰物种的氘化。所观察到的D/H比率非常高，超过10%，即，超氘，甲醛和二甲醚重现，但没有其他物种在原恒星信封阶段。在散装冰的化学转化降低D/H比的冰物种，并没有帮助解释超氘。在原恒星阶段，D2 O/HDO丰度比计算为高于HDO/H2O的比例，由于气相化学。从冰中蒸发的物种具有高的分子D/H比和高的气相丰度。
2017-01-20 astro-ph.GA
ALMA observations of water deuteration: A physical diagnostic of the formation of protostars
水的氘分馏可以作为恒星形成期间水的化学和物理演化的示踪剂，并可以限制太阳系天体中水的起源。我们确定HDO/H $_2$ O比率在内部温暖的气体朝向三个低质量的0类原恒星被选择为在孤立的核心，即，与任何云复合体无关。以前的来源，其中HDO/H $_2$ O的比例已经建立了所有的一部分，更大的恒星形成复合体。以这些孤立的原恒星为目标，可以比较孤立和聚集区域的水化学，以确定当地云环境的影响。我们给出了225.897 GHz和241.562 GHz的HDO $3_{1,2}$ - $2_{2,1}$和$2_{1,1}$ - $2_{1,2}$跃迁以及203.407 GHz的H $_2^{18}$ O $3_{1,3}$ - $2_{2,0}$跃迁的ALMA观测结果。高角分辨率（0 \farcs 3-1 \farcs 3）允许研究内部温暖的包络气体。HDO/H $_2$ O比率的模型独立的估计获得，并与以前的确定在温暖的气体向低质量的原恒星。我们检测到目标水向S/N > 5的三个源的转换。我们确定L483、B335和BHR 71-IRS 1的HDO/H $_2$ O比率分别为（$2.2\pm0.4$）$\times 10^{-3}$、（$1.7\pm0.3$）$\times 10^{-3}$和（$1.8\pm0.4$）$\times 10^{-3}$，假设$T_\mathrm{ex} = 1…
2019-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Quantum chemical computations of gas-phase glycolaldehyde deuteration and constraints to its formation route
尽管几十年来探测到了许多星际复杂有机分子（iCOM），但它们是在气相中还是在星际颗粒的冰冷表面上合成的仍然是一个争论的问题。在过去，分子氘化被用来限制小而丰富的氢化星际物种的形成路径。最近，甲酰胺，最有趣的iCOM之一，氘化度也被解释的假设，它是由气相反应NH $_2$ + H $_2$ CO。在这篇文章中，我们的目的是使用分子氘化，以限制另一个iCOM，乙醇醛，这是一个重要的益生元物种的形成。更具体地说，我们进行了专门的电子结构和动力学计算，以确定乙醇醛氘代度与乙醇的氘代度的关系，根据Skouteris等人的建议，乙醇是其可能的母体物质。（2018）。我们发现，包含一个D-原子的物种的丰度比超过所有的对应物取决于所产生的D同位素异构体，从0.9到0.5不等。这些理论预测与乙醇醛的单氘同位素异构体和乙醇的单氘同位素异构体进行了非常好的比较，支持了乙醇醛可以在气相中产生的假设。此外，目前的工作证实，氘分馏的iCOM不能简单地预期的基础上的氘分馏的母体物种，但需要一个具体的研究，如已经显示的情况下，甲酰胺。
2022-11-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Water delivery from cores to disks: deuteration as a probe of the prestellar inheritance of H2O
我们调查交付的定期和氘形式的水从星前核心到星周盘。我们采用了一个半解析的轴对称二维坍缩核模型，并考虑了层状冰结构，在模型中进行了气冰天体化学模拟后处理。物理和化学的演变一直持续到主吸积阶段结束。当质量平均在整个磁盘，形成磁盘有一个类似的H2O丰度和HDO/H2O丰度比作为他们的崩溃前的值（在一个因素2），无论在我们的模型的时间。与以前的研究一致，我们的模型表明，星际水冰被输送到形成磁盘没有显着的变化。另一方面，当地垂直平均的H2O冰丰度和HDO/H2O冰比率可能会有更大的差异，根据时间和距离中心恒星的不同，差异可能高达几倍。局部变化的关键参数是恒星紫外光子在进入磁盘和冰的分层结构，后者主要是在星前阶段建立的流量。我们还发现，即使星际水冰被恒星紫外线破坏，并（部分）重组前磁盘入口，HDO/H2O的比例在重组水冰是类似的原始值。这一发现表明，在讨论星前遗传的H2O的基础上，比较观测得出的HDO/H2O比在云/核心和磁盘/彗星之间的一些谨慎。另外，我们建议，D2 O/HDO的比率HDO/H2O更好地探测H2O的星前遗传。它还发现，冰有机物更丰富的氘比水冰形成磁盘。水和有机物中氘的差异分馏是从星前阶段继承下来的。
2016-10-24 astro-ph.EP astro-ph.GA
Evolutionary view through the starless cores in Taurus: deuteration in TMC 1-C and TMC 1-CP
无星核和星前核的化学和物理演化对于理解恒星形成过程至关重要。金牛座分子云核心TMC 1-C和TMC 1-CP具有相似的初始条件，为了解前恒星核心阶段的演变提供了极好的机会。我们根据对原型暗核TMC 1-C和TMC 1-CP的观测，研究了无星核的演化阶段，将它们映射到CS $3\rightarrow 2$中，C $^{34}$ S $3\rightarrow 2$，$^{13}$ CS $2\rightarrow 1$，DCN $1\rightarrow 0$、DCN $2\rightarrow 1$、DNC $1\rightarrow 0$、DNC $2\rightarrow 1$、DN $^{13}$ C $1\rightarrow 0$，DN $^{13}$ C $2\rightarrow 1$，N $_2$ H $^+$ $1\rightarrow 0$，和N个$_2$和D个$^+$ $1\rightarrow 0$跃迁。我们进行了CS及其同位素，DCN和DNC线的多过渡研究，以表征这些核心的物理和化学性质。我们使用最先进的气体颗粒化学代码Nautilus和伪时间依赖模型研究了它们的化学性质，以确定它们的演化阶段。观测诊断似乎表明TMC 1-C处于比TMC 1-CP更晚的进化阶段，化学年龄为$\sim$ 1 Myr。TMC 1-C显示出在恒星形成开始时是一个演化核心的迹象，而…
2021-07-01 astro-ph.GA
The Effects of Subsurface Chemistry in the Grain Mantles on the Deuterium Chemistry in Molecular Clouds
氘在暗分子云核心和恒星形成区的富集通常归因于气相化学。在这里，我们研究的影响，表面和地幔化学反应的氘化的物种。我们使用一个简单的动力学化学模型，包括气体，表面和地幔孔隙相反应的氘物种。地幔被认为是部分反应，由于孔隙有足够的表面积的化学反应，这是不断改变宇宙射线。计算结果表明，表面反应一般至少对几个分子的氘化有增强作用。然而，一旦它们被掩埋并成为地幔分子，由于地幔中的过程，它们在1000万年的时间尺度内失去了氘代。如果年轻恒星形成区的氘化物质来自于颗粒地幔，那么一个谨慎的结论是，在地幔蒸发成气相之前，分子的冻结不应该超过1000万年。
2018-03-15 astro-ph.GA
Similar levels of deuteration in the pre-stellar core L1544 and the protostellar core HH211
本研究通过单天线观测与辐射转移、化学建模比较 L1544 和 HH211 的简单分子氘化水平，发现二者相近，表明原恒星包层保留前恒星化学组成且环境影响有限。
2023-06-22 astro-ph.GA
Modeling chemistry during star formation: Water deuteration in dynamic star-forming regions
最近的观测HDO/H $_2$ O比率对原恒星在孤立和集群的环境中表现出明显的二分法，其中孤立的源显示出较高的D/H比集群的同行。确定哪些物理和化学过程造成了这种差异，可以深入了解恒星形成过程中水的化学演化以及恒星形成过程和年轻行星系统中的化学多样性。方法：水的演化是模拟使用三维物理化学模型的动态恒星形成环境。用分子云三维MHD模拟的示踪粒子描述了原恒星坍缩过程中的物理演化。利用RADMC-3D软件对粒子轨迹进行后处理，计算温度场和辐射场。的化学演化模拟使用三相颗粒表面化学模型和结果进行了比较与干涉观测的H $_2$ O，HDO，和D $_2$ O热corinos对低质量的原恒星。结果如下：物理化学模式再现了观测到的HDO/H $_2$ O和D $_2$ O/HDO的比例在热corino，但没有表现出与云环境相似的相同条件。观察到的水D/H比的二分法需要初始条件的变化（例如，星前阶段的持续时间和温度）。再现观测到的D/H比在热corino需要一个星前阶段的持续时间$t\sim$ 1-3百万年和温度范围内$T \sim$ 10-20 K之前崩溃。这项工作表明，所观察到的集群和孤立的原恒星之间的差异源于分子云或星前核心条件的差异，并没有出现在原恒星崩溃本身。
2021-03-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Reconstructing the history of water ice formation from HDO/H2O and D2O/HDO ratios in protostellar cores
最近的干涉仪观测发现，在低质量原恒星NGC 1333-IRAS 2A附近，水冰已经升华，D2 O/HDO丰度比HDO/H2O高出约一个数量级。以往的实验室和理论研究表明，如果HDO和D2 O冰与H2O冰同时形成，则D2 O/HDO冰比应低于HDO/H2O冰比。在这项工作中，我们提出观察到的特征，D2 O/HDO > HDO/H2O，是低质量恒星形成早期冷阶段化学演化的自然结果：1）大部分氧气被锁在水冰和分子云中的其他分子中，其中水氘代是无效的，以及2）水冰形成在冷的星前/原恒星核心中继续以大大降低的效率，氘过程是高度增强的，由于下降的ortho-para比的H2，较弱的紫外辐射场等。使用一个简单的分析模型和气体-冰天体化学模拟跟踪从形成的分子云到原恒星核的演变，我们表明，所提出的方案可以定量地解释所观察到的HDO/H2O和D2 O/HDO的比例。我们还发现，大多数HDO和D2 O冰可能形成于冷的星前/原恒星核中，而不是形成于分子云中，而大部分H2 O冰都是在分子云中形成的。这项工作展示了权力的组合的HDO/H2O和D2 O/HDO的比率作为一种工具，以揭示过去的历史，水冰形成的早期冷阶段的恒星形成时，氘富集在大部分的水发生。需要进一步的观测来探索D2 O/HDO > HDO/H2O的关系是否在低质量的原恒星源中普遍存在。
2015-12-14 astro-ph.GA
Determining the methanol deuteration in the disk around V883 Orionis with laboratory measured spectroscopy
该研究结合实验室光谱与ALMA观测测定V883 Ori星盘中两种单氘代甲醇的柱密度和D/H比，揭示低CH$_2$DOH/CH$_3$OD比并强调精确光谱数据的重要性。
2025-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hot and dense water in the inner 25 AU of SVS13-A
在ASAI（天体化学调查在IRAM）项目的背景下，我们在毫米窗口对众所周知的低质量I类源SVS 13-A进行了无偏光谱调查。高灵敏度（3-12 mK）使我们能够探测到至少6条HDO宽（FWHM ~ 4-5 km/s）发射线，其上能级能量可达Eu = 837 K。非LTE LVG分析表明，在恒星周围的小半径（$\sim$ 25 AU）内存在着非常热（150-260 K）和密度（> 3 10^7 cm-3）的气体，这是第一次支持在I类原恒星周围存在着热的Corino。温度比预期的要高，因为水分子从冰冷的尘埃地幔中升华出来（~ 100 K）。虽然我们不能排除我们在如此小的尺度上受到冲击和/或风的影响，但这可能意味着观测到的HDO排放正在跟踪温度约为220-250 K时预期的水丰度跳跃，此时可以克服导致水形成的气相反应的活化障碍。我们推导出X（HDO）~ 3 × 10 ~（-6），H_2O氘代大于1.5 × 10 ~（-2），表明水氘代并不随原恒星从0级演化到I级而减少。
2016-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterium fractionation of the starless core L 1498
本研究通过对无恒星核L 1498的多谱线观测与化学模拟，利用氘化作为化学钟约束其收缩时间尺度，发现该核年龄下限为0.16 Ma且符合自由下落时间，表明其可能快速形成。
2024-05-22 astro-ph.GA
High sensitivity maps of molecular ions in L1544: I. Deuteration of N2H+ and HCO+ and first evidence of N2D+ depletion
上下文星前低质量核中的氘含量是恒星形成初期的一个很好的诊断指标，也是推断这些天体电离程度的一个基本量。目的。通过对$\rm N_2H^+$、$\rm N_2D^+$、$\rm HC^{18}O^+$和$\rm DCO^+$的多重跃迁的分析，我们能够确定分子柱密度图和$\rm N_2H^+$和$\rm HCO^+$朝向原型星前核L1544的氘分数。这是导出源中电离度的初步步骤。方法.我们使用非局部热力学平衡（非LTE）辐射传递代码，结合来自化学模型的分子丰度，推断所有观察到的跃迁的激发条件，这使我们能够获得每个分子的柱密度的可靠地图。氘代物质的柱密度与其非氘代对应物的柱密度之间的比率给出了所搜索的氘代能级。结果非LTE分析证实，对于所分析的分子，高J跃迁的特征在于激发温度$\approx 1-2\,$ K低于低J的。为观测数据提供最佳拟合的化学模型预测了$\rm N_2H^+$的消耗，并在较小程度上预测了最内部区域的$\rm N_2D^+$的消耗。我们发现的氘分数的峰值是$\mathrm{D/H_{N_2H^+}} = 0.26^{+0.15}_{-0.14}$和$\mathrm{D/H_{HCO^+}} = 0.035^{+0.015}_{-0.012}$，与来源中先前的估计值非常一致。
2019-07-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Benchmarking spin-state chemistry in starless core models
目标。我们的目标是提出模拟化学丰度分布的各种重要的物种，特别注意自旋态化学，以提供参考结果，对目前和未来的模型可以进行比较。方法.我们采用气相和气体颗粒模型来研究化学丰度的物理条件下，对应于无星的核心。为此，我们已经开发了新的化学反应集气相和颗粒表面化学，包括氘代形式的物种与多达六个原子和自旋态化学的轻离子和物种参与氨和水的形成网络。保持简单的物理模型，以方便其他模型对本文的结果直接基准。结果我们发现，氨和水的邻/对位比是相似的气相和气体颗粒模型，特别是在后期，这意味着该比例是由气相过程。我们推导出后期的邻/对位比为~0.5和~1.6氨和水，分别。我们发现，包括或不包括氘在计算中的非氘物种的丰度和氨和水的邻/对位比的影响不大，特别是在气相模型中，由于丰富的重元素的存在下，自然阻碍氘。虽然我们研究了一个相当窄的温度范围（10-20 K），但我们发现，例如，氘化和氮化学。例如，当温度从10 K增加到20 K时，氨的耗尽时间尺度显著减小;这是因为温度的增加转化为增加的吸积速率，而氨的非常高的结合能防止其在20 K下解吸。
2015-01-20 astro-ph.GA
H$_2$ ortho-to-para conversion on grains: A route to fast deuterium fractionation in dense cloud cores?
氘分馏，即氘代物种相对于非氘代物种的增强，被认为是恒星形成区的可靠化学钟。该过程受到邻位与对位（o-p）H $_2$比率的强烈影响。在这封信中，我们探讨的效果o-p H $_2$转换上的颗粒上的氘化时间尺度在完全耗尽的致密的核心，包括最相关的不确定性，影响这个复杂的过程。我们表明，（i）o-p H $_2$转换对晶粒的转换时间和粘附系数的不确定性并没有强烈的影响，（ii）该过程是由温度和邻位-H $_2$在表面上的停留时间，即由结合能控制。我们发现，结合能在330-550 K之间，取决于温度，颗粒上的o-p H $_2$转换可以缩短氘分馏时间尺度的数量级，打开一个新的途径来解释观察到的大氘馏分$D_\mathrm{frac}$在致密的分子云核心。我们的研究结果表明，恒星形成的时间尺度，估计通过时间尺度达到观察到的氘分率，可能比以前提出的要短。然而，需要更准确的结合能测量，以更好地评估这一过程的整体作用。
2017-10-23 astro-ph.GA
Nascent chemical complexity in prestellar core IRAS 16293E: complex organics and deuterated methanol
本研究首次在前恒星核IRAS 16293E中探测到多种复杂有机分子和氘代甲醇，通过观测计算其激发温度、柱密度和丰度比，发现其化学特征与原恒星及彗星相似，支持前恒星核坍缩过程中COMs化学再处理有限的结论。
2025-08-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA-PILS survey: Formaldehyde deuteration in warm gas on small scales toward IRAS 16293-2422 B
在原恒星周围的包层中观察到的氘分馏的增强程度证明了低温下化学的重要性，与前恒星和原恒星核心有关。甲醛是形成甲醇和更复杂分子的重要物质。在这里，我们提出了第一个研究甲醛氘代小尺度周围的原型低质量原恒星IRAS 16293-2422使用高空间和光谱分辨率阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的意见。在ISM中首次检测到甲醛的许多同位素体，其中H $_2$ C $^{17}$ O和D $_2^{13}$ CO。HDCO谱线所覆盖的较高能级的大范围有助于将激发温度限制在106 $\pm$ 13 K。使用导出的柱密度，甲醛显示氘分馏HDCO/H $_2$ CO=6.5 $\pm$ 1%，D $_2$ CO/HDCO=12.8 $^{+3.3}_{-4.1}$ %，和D $_2$ CO/H $_2$ CO=0.6（4）$\pm$ 0.1%。导出的同位素比为$^{16}$ O/ $^{18}$ O=805、$^{18}$ O/ $^{17}$ O=3.2和$^{12}$ C/ $^{13}$ C=56。HDCO/H $_2$ CO比低于以前的研究中发现的，突出了解释内暖区单碟观测的不确定性。D $_2$ CO/HDCO比值仅略大于HDCO/H $_2$ CO比值。这与一氧化碳冻结在颗粒上时冰中形成的甲醛是一致的，大部分氘代反应发生在星前核心阶段的末期。与现有的随时间变化的化学模型的比较表明，源…
2017-11-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS). IX. Deuterated compounds of H2S in starless cores
本文首次利用GEMS项目IRAM 30m数据研究了19个无星核中H2S的氘代化合物，发现其氘化程度与温度呈反比且与Class 0相似，揭示了不同分子固相与气相氘化路径及化学脱附机制的差异。
2023-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Widespread deuteration across the IRDC G035.39-00.33
红外暗云（IRDC）是一种寒冷、密集的区域，通常存在于巨分子云（GMC）中。IRDC中正在进行的恒星形成通常仍然深深嵌入周围的分子气体中。因此，描述相对静止的IRDC的特性可能有助于我们了解恒星形成过程的最早阶段。对局部分子云的研究表明，在恒星形成的最早阶段，氘代物质的数量会增加。在本文中，我们针对IRDC G035.39-00.33进行了测试。我们展示了使用IRAM-30 m望远镜获得的N2 D + J=2-1跃迁的80弧秒x 140弧秒地图。我们发现N2 D+在整个G035.39-00.33中广泛存在。N2 H+（1-0）的补充观测用于估计氘分数，N（N2 D+）/N（N2 H+）。我们报告了平均氘分数为0.04 ± 0.01，最大值为0.09 ± 0.02。平均氘分数比星际[D]/[H]比大3个数量级。高角分辨率的观测是排除束流稀释效应的紧凑的氘核心所必需的。使用化学建模，我们发现，平均观测值的氘分数与平衡氘分数，给出云的一般属性是一致的。这意味着IRDC至少有300万年的历史，这比观测到的氘代区域的平均自由落体时间长8倍。
2016-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
TIMASSS : The IRAS16293-2422 Millimeter And Submillimeter Spectral Survey: Tentative Detection of Deuterated Methyl Formate (DCOOCH3)
在星前核、热核和热科里诺等不同类型的环境中都观察到了高氘分馏。它已被证明是研究这些环境的物理和化学条件的有效探针。研究不同分子的氘化反应有助于我们理解它们的形成。这对于复杂的分子如甲醇和更大的分子特别有趣，因为它可以区分气相和固态形成途径。甲醇在热的可里诺中表现出很高的氘分馏。由于CH3OH被认为是甲酸甲酯的前体，我们预计在这样的环境中会产生氘代甲酸甲酯。我们已经在IRAS 16293 - 2422中寻找甲酸甲酯的单氘同位素体DCOOCH 3，IRAS 16293 - 2422是一种以其高度甲醇氘代而闻名的热科里诺。我们已经使用IRAM/JCMT无偏光谱调查IRAS 16293 - 2422，这使我们能够搜索的DCOOCH 3旋转跃迁的调查光谱范围内（80 - 280 GHz，328 - 366 GHz）。氘代甲酸甲酯的预期排放在LTE下建模，并与观测结果进行比较。我们在原恒星IRAS 16293 - 2422中初步检测到DCOOCH 3。我们将IRAM调查中检测到的八条线分配给DCOOCH 3。其中三条线路受到混合问题的影响，一条线路受到校准不确定性的影响，但LTE排放模型与观测结果一致。IRAS 16293 - 2422中两个核心的简单LTE建模，基于先前对HCOOCH 3的干涉研究，允许我们估计IRAS 16293 - 2422中DCOOCH 3的量。采用激发温度为100 K…
2010-04-26 astro-ph.GA
Molecules with ALMA at Planet-forming Scales (MAPS). X. Studying deuteration at high angular resolution toward protoplanetary disks
氘分馏取决于各种物理和化学参数。因此，太阳系中物质的形成位置和热历史往往是通过测量其D/H比来研究的。这就需要了解行星形成时期的氘化过程。我们的目标是研究这些过程，通过径向分辨DCN/HCN（在0.3”分辨率）和N $_2$ D $^+$ /N $_2$ H $^+$（0.3至0.9”）柱密度比对五个原行星盘观测的分子与ALMA在行星形成尺度（MAPS）大计划。在所有五个来源中检测到DCN，其中一个是新报告的检测。N $_2$ D $^+$在四个来源中检测到，其中两个是新报告的检测。我们推导出柱密度分布，使我们能够在高分辨率下研究DCN/HCN和N $_2$ D $^+$ /N $_2$ H $^+$比率的空间变化。DCN/HCN对于磁盘的不同部分变化很大，范围从$10^{-3}$到$10^{-1}$。特别是，与外盘相比，内盘区域通常显示出显著较低的HCN氘代。此外，我们的分析证实，两个氘分馏通道是活跃的，这可以改变的D/H比内池的有机分子。在$\sim$ 50 au以外的冷外部区域发现了N $_2$ D $^+$，在整个盘样品中，N $_2$ D $^+$ /N $_2$ H $^+$的范围在$10^{-2}$和1之间。这与理论预期的N $_2$ H $^+$氘化仅通过低温通道进行是一致的。本文是《天体物理学杂志增刊》MAPS特刊的一部分。
2021-11-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterium Chemistry in the Young Massive Protostellar Core NGC 2264 CMM3
在这项工作中，我们提出了在大规模的年轻的原恒星核心NGC 2264 CMM 3的氘化学建模的第一次尝试。我们研究了这种化学物质对周围环境中物理条件的敏感性。结果表明，氘，在原恒星气体，是影响的核心密度的变化，到晶粒表面的气体耗尽量，CR电离率，但它是不敏感的H $_2$的邻-对比的变化。我们的研究结果还表明，在密度较低、部分耗尽（$<$ 85\%）或施加高CR电离率（$\ge$ 6.5 $\times$ 10 $^{-17}$ s $^{-1}$）的核心中，氘代通常会增强。然而，在NGC 2264 CMM 3中，减少耗尽到颗粒上的气体量和提高CR电离率往往高估了核心中的观测值。对于核心密度在（1 - 5）$\times$ 10 $^6$ cm $^{-3}$范围内，CR电离率在（1.7 - 6.5）$\times$ 10 $^{-17}$ s $^{-1}$之间，观测的最佳拟合时间约为（1 - 5）$\times$ 10 $^4$年。这些值与CMM 3最新理论化学模型的结果一致，最佳拟合的时间范围也与年轻原恒星天体的估计年龄一致。我们的结论是，氘化学在原恒星的核心是：（i）在其环境中的物理条件的变化敏感，%（ii）在原恒星气体的氘是（ii）不敏感的H $_2$的邻-对位比的变化。%，但在暗云阶段对这些变化很敏感。我们还认为，NGC 2264 CMM 3处于早期化学演化阶段，年龄为（…
2017-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Species-to-species rate coefficients for the $\rm H_3^+ + H_2$ reacting system
目的。我们研究旋转激发是否使差异的$\rm H_3^+$同位素的丰度，包括自旋状态，在相应的物理条件下，无星的核心和原恒星信封。方法.我们开发了一个新的速率系数集的$\rm H_3^+$同位素，允许旋转激发，使用状态到状态的速率系数雨果等人。这些新的所谓的物种到物种的速率系数与以前使用的基态到物种的速率系数进行比较。结果在高密度和温度升高（$T > 10$ K）时，物种间和基态间模型结果不同。种-种模型预测，由于降低氘代的吸热反应的速率系数的增加，在高密度下较低的$\rm H_3^+$氘代度。在20 K下，基态-物种模型高估了$\rm H_2D^+$的丰度约2倍，而$\rm D_3^+$的丰度在模型之间可以相差一个数量级。自旋态丰度比也受到影响，新的模型更好地再现了最近的观测邻位和对位$\rm H_2D^+$和$\rm D_2H^+$。新的速率系数的适用范围取决于各种转动跃迁的临界密度。结论.两种模型预测的$\rm H_3^+$同位素丰度的差异在10 K时可以忽略不计，但激发态在高温下的氘化研究中非常重要，例如在原恒星包层中。与基态-物种速率系数相比，物种-物种速率系数为$\rm H_3^+$同位素的化学性质提供了一种更真实的方法，因此，在描述$\rm H_3^+ + H_2$反应体系化学性质的化学模型中，应采用前者。
2017-07-11 astro-ph.GA
Deuterium Chemodynamics of Massive Pre-Stellar Cores
$\rm N_2H^+$的高水平氘分馏（即，$\rm D_{frac}^{N_2H^+} \gtrsim 0.1$）经常在星前核（PSC）中被观测到，而探测$\rm N_2D^+$是识别难以捉摸的大质量PSC的一种很有前途的方法。然而，达到如此高水平的氘化所需的物理和化学条件仍然不确定，因为PSC的$\rm N_2H^+$和$\rm N_2D^+$观察的诊断效用也不确定。我们进行3D磁流体力学模拟的一个大规模的，动荡的，磁化PSC，加上一个复杂的氘化天体化学网络。虽然核心有一些磁场/湍流的支持，但它在重力作用下在大约一个自由落体时间内崩溃，这标志着模拟的结束。在此期间，我们的基准模型实现了相对较低的$\rm D_{frac}^{N_2H^+} \sim 0.002$。然后，我们调查的影响，初始的邻-对位比的$\rm H_2$（$\rm OPR^{H_2}$），温度，宇宙射线（CR）电离率，CO和N-物种耗尽因子和先前的PSC化学演变。我们发现，高CR电离率和高损耗因子允许模拟的$\rm D_{frac}^{N_2H^+}$和绝对丰度匹配观测值在一个自由落体时间。对于$\rm OPR^{H_2}$，虽然较低的初始值有助于$\rm D_{frac}^{N_2H^+}$的生长，但与观察到的系统相比，氘代的空间结构过于广泛。对于一个例子模型与CR电离率升高和显着的重元素耗尽，然后，我们研究…
2021-01-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
High water D/H ratio of the interstellar object 3I/ATLAS is consistent with a low-metallicity origin
RIKEN Pioneering Research Institute（理化学研究所前沿研究部）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；Catholic University of America（美利坚天主教大学）；Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎西岱大学，塞吉-蓬图瓦兹大学）；Auburn University（奥本大学）；University of Washington（华盛顿大学）；LSST Interdisciplinary Network for Collaboration and Computing（LSST跨学科协作与计算网络）；Northern Arizona University（北亚利桑那大学）；Universität Bern（伯尔尼大学）；American University（美利坚大学）
该研究通过天体化学模型表明，星际天体 3I/ATLAS 的高水 D/H 比可在低金属丰度（≤0.5倍太阳）和高云密度下重现，水的氘化可作为其母云金属丰度和物理条件的探针。
2026-09-15 astro-ph.EP astro-ph.GA
Quantifying the chemical desorption of H$_2$S and PH$_3$ from amorphous water ice surfaces
从冰冷的颗粒表面的分子的非热解吸是必要的，以解释在恒星形成区域的冷气体中的分子线观测。化学解吸是一种非热解吸过程，由化学反应释放的能量驱动。在放热表面反应之后，多余的能量在垂直于表面的方向上转移为产物的平移能，导致解吸。产品物种的解吸概率，特别是产品物种从水冰表面的解吸概率，还没有得到很好的理解。这种不确定性限制了我们对气相和冰表面化学之间相互作用的理解。在目前的工作中，我们约束的解吸概率H $_2$ S和PH $_3$每个反应事件多孔非晶态固体水（ASW）通过数值模拟以前的实验室实验。采用微观动力学Monte Carlo方法，我们发现在每次氢加成过程中，H $_2$ S和PH $_3$从多孔ASW上的脱附概率分别为$3 \pm 1.5$ %和$4 \pm 2$ %.如果反应释放的能量的$\sim$ 7%转移到产物的平移激发，则这些概率与文献中提出的化学解吸的理论模型一致。作为副产品，我们发现多孔ASW上约70%（40%）的原子H吸附位点的结合能应低于$\sim$ 300 K（$\sim$ 200 K）。我们的研究结果的天体化学意义进行了简要讨论。
2021-12-08 astro-ph.GA
Detection of the hydroperoxyl radical HO2 toward ρOph A: Additional constraints on the water chemical network
背景：最近在ρOph A中检测到过氧化氢（HOOH）。随后的天体化学建模，包括气相和尘埃颗粒表面的反应，能够解释观测到的丰度，并强调了颗粒化学在形成HOOH作为水形成的中间产物中的重要性。这项研究还预测，氢过氧自由基HO 2，HOOH的前体，应该是可检测的。目的：检测ρOph A中的过氧化氢自由基HO 2。方法：我们使用IRAM 30 m和APEX望远镜，以约130和260 GHz的最亮HO 2谱线为目标。结果：我们检测到5行HO 2（包括7个单独的分子转换）。发现HO 2的丰度分数约为1 e-10，该值与HOOH的丰度相似。这一观测结果与上述天体化学模型的预测相一致，从而验证了我们目前对尘埃颗粒上水形成的认识。结论：这一探测是由一个复杂的气体-颗粒化学模型预测的，表明颗粒化学模型已经有了巨大的改进，颗粒表面反应现在构成了整个天体化学网络的关键部分。
2012-05-02 astro-ph.GA
Gas vs. solid phase deuterated chemistry: HDCO and D$_2$CO in massive star-forming regions
在低温和高密度下有利于氘代分子的形成。因此，氘化分数D $_{frac}$预计将在寒冷，致密的星前核心增强，并在原恒星诞生后减少。以前的研究表明，氘代形式的物种，如N2 H+（形成在气相中）和CH 3OH（形成在颗粒表面）可以用作进化指标，并限制其主导的形成过程和时间尺度。甲醛（H2 CO）及其氘代形式可以在气相和谷物表面产生。然而，这两种化学途径的相对重要性尚不清楚。比较H_2CO与N_2H ~+、NH_3和CH_3OH的氘代分数，可以帮助我们理解其形成过程和时间尺度。利用APEX上新的SEPIA波段5接收器，我们在193 GHz和175 GHz观测到HDCO和D2CO的J=3-2旋转线，这些旋转线指向三个大质量恒星形成区域，这些区域承载着处于不同演化阶段的物体：两个大质量无星核心（HMSC），两个大质量原恒星物体（HMPO）和一个超紧凑HII区域（UCHII）。利用已测得的H_2CO J=3-2的数据，估算了氘代分数HDCO/H_2CO和D_2CO/HDCO。我们的观察结果表明，单氘代H2 CO检测到所有的来源和H2 CO的氘代分数增加从HMSC的HMPO阶段，然后急剧下降，在最新的进化阶段（UCHII）。H2 CO的双氘代形式仅在早期的演化阶段被检测到，D2CO/H2 CO显示出与HDCO/H2 CO定性一致的模式，在目前的不确定性范围内。我们的初步结果表明，在大质量的年轻恒…
2017-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Water deuterium fractionation in the low-mass protostar NGC1333-IRAS2A
虽然水的氘富集可以提供一个重要的信息，在彗星和原行星系统的形成的理解，只有少数研究到现在为止，旨在推导出HDO/H2O的比例在低质量的恒星形成区域。先前对太阳型0类原恒星IRAS 16293-2422的分子氘化的研究表明，水的D/H比明显低于其他颗粒表面形成的分子。目前尚不清楚这一属性是普遍的还是特定于这一来源。为了了解IRAS 16293-2422的结果是否特别，我们的目标是研究第二颗低质量太阳型原恒星NGC 1333-IRAS 2A中的水氘分馏。利用一维辐射转移程序RATRAN，我们分析了IRAM 30 m、JCMT和APEX望远镜观测到的5个HDO跃迁。我们假设包层中HDO的丰度分布是一个阶跃函数，在包层的内暖区（T>100 K）和外冷区（T<100 K）有两个不同的值。发现HDO的内部和外部丰度在3 σ水平上受到很好的约束。HDO内、外丰度分别为xin =6.6e-8 - 1 e-7和xout = 9 e-11 - 1.8e-9（3 σ）。这些数值与IRAS 16293-2422中的数值接近，这表明HDO可能是由这两颗太阳型原恒星中相同的机制形成的。考虑到从Herschel观测中推导出的H_2O丰度剖面（约束相当差），推导出的HDO/H_2O在内部包层中大于1%，在外部包层中为0.9%-18%。这些数值比在彗星中测得的数值高出一个数量级以上。如果相同的比例适用于原太阳星云，…
2011-01-20 astro-ph.GA
Behavior of Hydroxyl Radicals on Water Ice at Low Temperatures
由于被非晶态固体水（ASW）覆盖的宇宙冰尘颗粒上/内的化学反应在产生各种分子中起着重要作用，许多实验和理论研究都集中在ASW表面发生的化学过程上。在实验室实验中，通常使用稳定产物的常规光谱和质谱检测来推断反应通道和机理。然而，尽管它们的重要性，涉及反应性物质的化学反应的细节（即，自由基）还没有被阐明，因为缺乏原位检测自由基的实验方法。由于OH自由基不仅可以通过H2O的光解和/或离子轰击，而且可以通过H和O原子的反应在星际条件下容易地产生，因此它们被认为是冰尘上最丰富的自由基之一。在这种情况下，发展一种密切监测方法的OH自由基的ASW表面上可能有助于阐明发生在ASW表面上的化学反应。
2021-01-08 astro-ph.GA
Chemistry and Radiative Transfer of Water in Cold, Dense Clouds
赫歇尔空间天文台最近在寒冷稠密的L1544云中探测到水蒸气，这使得在恒星形成之前的条件下，对氧物种的观测和化学模型进行直接比较成为可能。我们解释了气相水的化学模型，简化了有限数量的反应或过程，是活跃在极冷（$<$ 15 K）。在这个模型中，水通过冻结在颗粒上和通过光解从气相中除去。水在尘埃颗粒表面由O和OH形成冰，并通过光脱附释放到气相中。相对于L1544缓慢的动力学演化，反应足够快，使得气相水在整个云的局部条件下处于平衡状态。我们解释了H $_2$ O（$1_{10}-1_{01}$）线的反常辐射转移。尽管由大的爱因斯坦A系数引起的令人沮丧的高光学深度，在冷的，稀薄的H $_2$中的亚临界激发导致线亮度与列密度成线性比例。因此，水线可以提供冷的稠密云中心最暗区域的化学和动力学过程的信息。观测到的水线的逆天鹅座P-Cygni剖面通常表明云在收缩。该轮廓是用不稳定准静态流体动力学平衡（不稳定的Bonnor-Ebert球体）缓慢收缩的动力学模型再现的。
2014-03-02 astro-ph.GA
Synthesis of urea on the surface of interstellar water ice clusters. A quantum chemical study
本研究利用18水分子冰团簇模型和量子化学计算，揭示星际冰面上 HNCO 与 NH$_3$ 经自由基偶联近乎无能垒形成尿素的有利机制。
2023-11-02 astro-ph.GA
Adsorption energies of carbon, nitrogen, and oxygen atoms on the low-temperature amorphous water ice: A systematic estimation from quantum chemistry calculations
本文提出了一个新的计算模型来估算低温无定形水冰的原子和分子吸附能，并基于量子化学计算给出了碳（3 P）、氮（4S）和氧（3 P）原子的吸附能。碳、氮、氧的吸附能分别为14100 ± 420 K、400 ± 30 K和1440 ± 160 K。氧的吸附能与实验报道值吻合较好。我们发现氮原子的结合是纯粹的物理吸附，而碳原子的结合是化学吸附，其中与水分子的O原子形成化学键。氧原子的吸附具有物理吸附和化学吸附的双重性质。碳原子的化学吸附也意味着进一步的化学反应产生带有C-O键的分子的可能性，而它可能会通过碳原子的连续氢化阻碍甲烷在水冰上的形成。这将对星际环境中碳物种的化学演化产生重大影响。我们还研究了新计算的吸附能对冷致密分子云的化学成分的影响与援助的气体-冰天体化学模拟。我们发现，主要含氮分子，如N2和NH3的丰度，显着改变通过应用计算的吸附能，因为氮原子可以热扩散的表面上，即使在10 K。
2018-01-26 astro-ph.GA
Characterizing the chemical pathways for water formation -- A deep search for hydrogen peroxide
2011年，人们首次在太阳系外观测到过氧化氢（HOOH）（Bergman et al.，A&A，2011，531，L8）。这一发现似乎是很自然的，因为HOOH是尘埃颗粒表面形成水的中间产物。在这种检测之后，我们在不同环境中的各种来源样本中搜索HOOH，包括低质量原恒星和具有非常高柱密度的区域，如红外暗云（IRDC）。我们在除Oph A外的任何其他来源中均未检测到该分子，并推导出HOOH相对于H $_2$丰度的3个$σ$上限，低于大多数来源的Oph A。这一结果为我们对Oph A中HOOH检测的理解提供了不同的见解，并将谜题转移到为什么这个来源似乎是特殊的。因此，我们重新讨论了Oph A中HOOH的检测，以及HOOH低丰度的含义，及其与O $_2$的相似性。我们的化学模型表明，HOOH的产生对温度极其敏感，并且仅在20 $-$ 30 K范围内有利。在Oph A中观察到的相对高丰度的HOOH表明，该材料的主体位于20 $-$ 30 K的温度范围内。
2014-07-02 astro-ph.GA
A Centimeter-wave Study of Methanol and Ammonia Isotopologues in Sgr B2(N): Physical and chemical differentiation between two hot cores
我们提出了新的射频干涉图的发射从14 NH3，15 NH3，和14 NH 2D同位素的氨，和12 CH 3OH和13 CH 3OH同位素的甲醇向Sgr B2（N）。在~ 3“（0.1 pc）的分辨率下，我们能够在空间上分辨来自该源中两个热核的发射，并将其与该区域紧凑的HII区域的吸收分开。第一个（N1）是众所周知的v = 64 km/s的核心，第二个（N2）是在北方6“的核心，v = 73 km/s。使用15 NH3和超精细卫星的14 NH3亚稳跃迁的排放，我们估计这些源的14 NH3列密度，并将它们与14 NH 2D进行比较。我们发现N2的氨氘代分数比N1高大约10-20倍。我们还测量了[15 NH3/14 NH3]丰度比，其在N2中明显比N1高2-3倍，这可以指示在N2中相应更高程度的氮分馏。此外，我们发现，N2的甲醇丰度比N1高7倍。总之，这些丰富的签名表明，N2是一个年轻的来源，在低温下的谷物化学特性的物种目前正在积极地从冰盖中解放出来，尚未达到化学平衡的温暖的气相。在N2中发现的NH3中的高D丰度和可能的高15 N丰度对于研究原始太阳系物质中丰度的潜在星际起源是有趣的。
2018-10-30 astro-ph.GA
Modelling Deuterated Isotopologues of Methanol toward the Pre-Stellar Core L1544
本研究针对前恒星核L1544，改进甲醇氘代同位素体模型，通过新反应解吸处理与原子扩散机制探索，提升了甲醇柱密度预测精度，明确了高扩散速率及抽提反应对氘代的影响。
2023-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Water in Star-Forming Regions with the Herschel Space Observatory (WISH): Overview of key program and first results
“Herschel星形成区的水”（WISH）是Herschel空间天文台的一个关键方案，目的是利用水和相关分子探测年轻恒星物体的物理和化学结构，并跟踪从塌陷云到行星形成盘的水丰度。大约有80个源是有针对性的，涵盖了广泛的光度和演化阶段，从冷的前恒星核心到温暖的原恒星包层和流出物到年轻恒星周围的圆盘。HIFI和PACS仪器都用于观察H2O、H218O和化学相关物质的各种谱线。该计划的科学动机和观察策略的概述与建模方法和分析工具，已经开发。初步的科学研究结果。这些包括冷气体中缺乏水，其丰度低于大多数预测，原恒星环境中的冲击产生强烈的水排放，紫外辐射在整个光度范围内沿流出壁加热气体的重要性，以及令人惊讶地广泛检测到流出和前景气体中化学相关的H2OH+和H2O+。对能量收支的定量估计表明，在与原恒星相关的温暖致密气体中，H2O通常不是主要的冷却剂。得到了原行星盘外区冷气态水贮库的深度极限，这对我们理解盘内颗粒生长和混合具有深远的意义。
2010-12-21 astro-ph.GA
Assessing realistic binding energies of some essential interstellar radicals with amorphous solid water. A fully quantum chemical approach
采用全量子化学方法估算七种双原子自由基与无定形固态水的结合能，发现CH存在化学吸附、CN存在半键合、NO结合能较低，为天体化学模型提供了关键数据并解释了热核中的观测比值。
2024-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
FAUST-XXII. Deuteration in the VLA1623-2417 protostellar hot-corinos, cavities, and streamers
本研究通过 FAUST 项目观测 VLA1623-2417 原恒星团中的 H2CO、HDCO 和 D2CO，揭示氘化发生在恒星前阶段并在原恒星阶段基本保持不变，为化学历史重建提供关键证据。
2025-02-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
First detection of deuterated methylidyne (CD) in the interstellar medium
本文首次利用 APEX 12m 望远镜在 IRAS 16293-2422 中探测到星际介质中的 CD，并通过气相化学模型表明 CD/CH 丰度比可反映暖氘化学并约束气体温度。
2023-05-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Enlightening the chemistry of infalling envelopes and accretion disks around Sun-like protostars: the ALMA FAUST project
近几十年来发现的各种行星系统可能取决于它们形成的早期历史。在这篇文章中，我们介绍了FAUST大型计划，它特别侧重于早期历史的太阳类原恒星和它们的化学多样性在$\sim$ 50天文单位的尺度，行星预计形成。特别是，该项目的目标是揭示和量化的信封/磁盘系统的化学成分的各种规模为50金的样本0和I类原恒星代表的化学多样性在较大的规模。对于每一个来源，我们提出了一套分子能够：（1）解开50-2000金信封/磁盘系统的组件;（2）在他们每个人的有机复杂性;（3）探测他们的电离结构;（4）测量他们的分子氘化。输出将是来自不同品系和物种的数千个图像的同质数据库，即，对类太阳原恒星的化学多样性进行了前所未有的原始调查。FAUST将为社区提供一个遗留数据集，这将是天体化学和恒星形成研究的里程碑。
2021-11-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
FAUST XVII: Super deuteration in the planet forming system IRS 63 where the streamer strikes the disk
本研究依托FAUST项目观测IRS 63原恒星盘，首次在行星形成盘及吸积流中探测到氘代甲醛，发现D₂CO分布不对称，揭示吸积流对盘质量和化学组成的关键作用。
2024-07-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA observations of doubly deuterated water: Inheritance of water from the prestellar environment
确定太阳系中水的D/H比的起源对于我们理解恒星和行星形成过程中水的化学踪迹至关重要。最近的建模表明，比较的D $_2$ O/HDO和HDO/H $_2$ O的比例是一个强大的方法来跟踪水的化学演化，特别是，确定D/H比是继承自分子云或建立在本地。我们试图确定D $_2$ O柱密度，并推导出D $_2$ O/HDO的比率在温暖的区域朝向低质量0级源B335和L483。结果与天体化学模型和以前的观测结果进行比较，以确定其对水的化学演化的影响。我们提出了ALMA观测的D $_2$ O跃迁在316.8 GHz的B335和L483在$<$ 0.5”（$<$ 100 au）的分辨率，探测内部温暖的信封气体。在假设三种水同位素具有单一激发温度和相似的空间范围的条件下，通过合成光谱建模和直接高斯拟合确定了D $_2$、HDO和H $_{2}^{18}$ O的柱密度. D $_2$ O在内部暖包层中朝向两个源被检测到。导出的D $_2$ O/HDO比率对于L483为$(1.0\pm0.2)\times10^{-2}$，对于B335为$(1.4\pm0.1)\times10^{-2}$。高的D $_2$ O/HDO比值是水从星前阶段向下到内部温暖包络的化学遗传的强烈指示。这意味着星前阶段的当地云条件，如温度和时间尺度，决定了后期的水化学，并可能提供年轻系统的化学分化来源。此外，观测到的D $_2$ O…
2021-06-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Diffusion-desorption ratio of adsorbed CO and CO$_2$ on water ice
原子和分子的扩散是星际介质恒星形成区化学演化的关键过程。然而，关于许多重要的星际物质的流动性的准确数据往往是不可用的，这严重限制了描述分子云中物理和化学过程的模型的可靠性。在这里，我们的目标是提供天体化学建模社区与可靠的数据之间的比率吸附CO和CO $_2$在水冰的扩散和解吸的能量障碍。为此，我们使用一个完全原子化的，非晶格动力学蒙特卡罗技术来生成动态轨迹的CO和CO $_2$分子在表面上的结晶冰在温度相关的星际介质。的扩散解吸势垒比被确定为0.31 CO和0.39 CO $_2$。这些比值可直接用于提高现有气粒化学模型的精度。
2014-09-19 astro-ph.GA physics.chem-ph
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
The chemical structure of the Class 0 protostellar envelope NGC 1333 IRAS 4A
目前还不清楚是什么驱动了原恒星包层的化学性质，特别是恒星质量和流出物在其化学富集中的作用。我们研究了NGC 1333 IRAS 4A的化学结构，以便（i）调查流出物对化学的影响，（ii）限制我们的对象的年龄，（iii）将其与典型的高质量原恒星包层进行比较。在我们的分析中，我们使用JCMT线映射和HIFI点光谱。为了研究流出的氘化程度的影响，我们比较了JCMT地图的HCO+和DCO+与非LTE（RADEX）模型在空间上覆盖流出活动的IRAS 4A的区域。为了研究信封化学，我们得出经验分子丰度分布所观察到的物种使用辐射转移代码（RATRAN），并采用一维尘埃密度/温度分布从文献中。我们比较我们的最佳拟合观测到的丰度分布与时间相关的气体颗粒化学代码（ALCHEMIC）的预测。CO、HCN、HNC和CN丰度需要指向流出腔的增强的UV场。的丰度（WRT H2）是1至2个数量级低于观察到的高质量的原恒星信封（AFGL 2591），而他们被发现是类似的几个因素内的CO。紫外线辐射的差异可能是负责这种化学分化，但温度差异似乎是一个更合理的解释。CH 3OH模拟的丰度剖面表明IRAS 4A的年龄大于4x10^4年。H2 D+的空间分布不同于其他氘代物质，表明其来源于前景较冷的层（<20 K）。观测到的丰度可以解释被动加热对高质量的原恒星信封，而紫外线腔通道的存在变得更加重要的低质量的原恒星信封。
2017-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
