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
Interferometric observations of warm deuterated methanol in the inner regions of low-mass protostars
甲醇是天体化学中的关键物种，因为它是ISM中最丰富的有机分子，并且被认为是许多复杂有机物种的母体分子。估算年轻原恒星周围甲醇的氘代是至关重要的，因为它高度依赖于它的形成机制和形成时的物理条件。我们分析了来自IRAM-PdBI和ALMA亚毫米干涉仪的各种现有观测数据集的氘代甲醇同位素的数十种转变，以估计太阳系尺度上三颗低质量原恒星周围的甲醇氘代。布居图分析使我们能够得出在温暖的原恒星内部区域，[CH $_2$ DOH]/[CH $_3$ OH]丰度比为3- 6%，[CH $_3$ OD]/[CH $_3$ OH]比为0.4- 1.6%。这些值比以前对这些来源的单碟观测所得的值低10倍，但比在大规模热核中测量的甲醇氘高10-100倍。从赫歇尔和普朗克观测得到的尘埃温度图表明，大质量的热核位于比低质量源更温暖的分子云中，温度差为$\sim$ 10 K。与气体颗粒天体化学模型GRAINOBLE的预测比较表明，这样的温差足以解释在低质量到高质量源中观察到的不同氘代，这表明原恒星起源处分子云的物理条件主要决定了目前观察到的甲醇氘代。在这项工作中测得的甲醇氘比海尔-波普彗星中估计的甲醇氘上限高出5倍，这意味着在太阳系形成期间，太阳星云中可能发生了重要的有机物质再处理。
2019-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Structure, Dynamics and Deuterium Fractionation of Massive Pre-Stellar Cores
在某些星前核中观测到高水平的N $_2$ H $^+$氘分率。单区化学模型发现，达到观测值（$D_{\rm frac}^{{\rm N}_2{\rm H}^+} \equiv {\rm N}_2{\rm D}^+/{\rm N}_2{\rm H}^+ \gtrsim 0.1$）所需的时间尺度比自由落体时间长，可能长十倍。在这里，我们探讨了氘化的湍流，磁化的核心与三维磁流体力学模拟。我们使用一个近似的化学模型来跟踪N $_2$ H $^+$和N $_2$ D $^+$丰度的增长。然后，我们检查使用每个示踪剂的核心的动态观察比较。我们发现，速度分散的核心跟踪N $_2$ D $^+$出现轻微的亚维里相比，麦基和谭的湍流核心模型的预测，除了在晚的时候，就在原恒星形成的开始。通过改变初始质量的表面密度，磁能，化学年龄，和邻-对位比的H $_2$，我们还确定所需的高氘的物理和时间属性。我们发现，低的初始邻-对-对位比（$\lesssim 0.01$）和/或多个自由落体时间（$\gtrsim 3$）之前的化学演化是必要的，以达到观测值的氘分数在星前核。
2016-10-30 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
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
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$T_\mathrm{ex} = 1…
2019-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterated forms of H${_3^+}$ and their importance in astrochemistry
在分子云核心和原恒星包层的低温（$\sim$ 10 K）和高密度（$\sim$ 100，000 H $_2$分子/cc）下，大量的分子种类（特别是含有C和O的分子种类）冻结在尘埃颗粒表面上。正是在这些区域中，H $_3^+$的氘化变得非常有效，H $_2$ D $^+$和D $_2$ H $^+$的丰度急剧增加。H $_3^+$的多氘代形式参与活性化学：（i）它们与中性物质的碰撞产生氘代分子，例如通常观察到的N $_2$ D $^+$、DCO $^+$和多氘代NH $_3$ ;（ii）它们的离解电子复合使D/H原子比增加了几个数量级，高于D宇宙丰度，从而允许尘埃颗粒表面上的分子（例如CH $_3$ OH和H $_2$ O）的氘化。氘代分子是诊断致密而寒冷的星际云的主要工具，恒星和原行星盘形成的第一步就是在星际云中进行的。本文综述了氘代分子的最新观测结果，并从包含自旋态化学的天体化学模型的角度进行了讨论。我们提出了一个新的比较模型的基础上完全混乱（计算分支比表之间的化学物种，包括质子和/或氘核）和模型的基础上非混乱（质子跳）的方法，表明后者最好同意观察NH $_3$氘同位素和它们不同的核自旋对称状态。
2019-05-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
DC$_3$N observations towards high-mass star-forming regions
我们目前的研究氘代氰乙炔（HC $_3$ N）对样本的28个高质量恒星形成的核心分为不同的演化阶段，从无星演化的原恒星核心。我们报告的第一次检测到DC $_3$ N对15个高质量的核心。DC $_3$ N与HC $_3$ N的丰度比在0.003-$-$-0.022之间，低于低质量原恒星和暗星云中的丰度比。我们比较了HC $_3$ N的氘代水平与同一样品中其他分子的氘代水平，发现与仅在气相中形成或主要在气相中形成的物种的相关性较弱（分别为N $_2$、H $^+$和HNC），与仅在或主要在尘埃颗粒上形成的物种没有相关性（分别为CH $_3$ OH和NH $_3$）。我们还提出了一个单碟的DC $_3$ N对原星团IRAS 05358+3543的地图，这表明DC $_3$ N的痕迹扩展信封（$\sim$ 0.37 pc）和峰值向两个冷凝聚分离的位置的原恒星和尘埃连续。在这项工作中提出的意见表明，氘的HC $_3$ N产生的气体中的寒冷的外部部分的大规模恒星形成的团块，给我们一个估计的氘的因素之前，形成更密集的气体。
2020-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Synthetic observations using POLARIS: an application to simulations of massive prestellar cores
年轻的大质量恒星通常被发现嵌入在密集和大质量的分子团中，这些分子团以高度模糊和遥远而闻名。在它们的形成过程中，氘化程度可以用作非常早期形成阶段的潜在指标。当使用H $_2$ D $^+$的丰度时，这特别有效。然而，其低丰度和大距离使得难以实现对大规模来源的检测。我们提出了一个应用程序的辐射转移代码POLARIS，其目标是测试的邻H $_2$ D $^+$过渡$1_{10}$ - $1_{11}$（372.42 GHz）的可观测性使用模拟的高质量崩溃的核心，包括氘化化学。我们分析了一个60 M的$_{\odot}$核心崩溃的早期和晚期阶段，测试不同的源距离。对于所有的情况下，我们产生了合成单碟和干涉观测，并研究了这两种技术的差异。我们得到的列密度与类似来源的报道值相当。这些估计取决于它们被平均的程度，并且具有紧凑发射的源，它们可以受到光束稀释的高度影响。与单独的ALMA相比，组合的ALMA-ACA观测改善了信噪比，并导致更好的柱密度估计。我们确认的可行性，研究邻H $_2$ D $^+$发射到7千秒差距的距离。我们提供了一个概念验证我们的框架，合成观测，并强调其重要性时，比较数值模拟与实际观测。这项工作还证明了如何相关的是，结合单碟和干涉测量，以获得适当的源列密度。
2022-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Synthetic observations of deuterated molecules in massive prestellar cores
年轻的大质量恒星通常被发现嵌入在密集的大质量分子团中，并且以高度模糊和遥远而闻名。在它们的形成过程中，氘化被认为是非常早期形成阶段的潜在良好指标。在这项工作中，我们测试的邻H $_2$ D $^+$ $J_{\rm {K_a, K_c}} = 1_{10}$ - $1_{11} $基态跃迁的可观测性进行干涉和单碟合成观测使用磁流体动力学模拟的高质量坍缩分子核心，包括氘化学。我们研究了不同的进化时间和源距离（从1到7千秒差距），以估计信息损失时，从合成观测推断的列密度的模型中的列密度进行比较。我们模仿单碟观测考虑一个APEX类光束和干涉观测使用CASA和假设最紧凑的配置的ALMA天线。我们发现，对于中心集中的密度分布，在高分辨率ALMA观测（$\leqslant$ 1”）的情况下，柱密度被低估了约51%，而在APEX观测（17”）的情况下，柱密度被低估了高达90%。干涉仪获取的值更接近真实值，然而，由于缺乏短基线，其有限的空间采样导致大尺度结构的贡献损失。我们的结论是，o-H $_2$ D $^+$的发射在遥远的大质量致密的核心是微弱的，将需要从$\sim$ 1至$\sim$ 7小时的观测距离为1和7千秒差距，分别达到14 $σ$检测在最好的情况下。此外，从这样的观测中得到的柱密度肯定会受到单碟光束稀释和干涉仪空间滤波的影响。
2020-09-01 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
Sulphur chemistry in the L1544 pre-stellar core
L1544的星前核心已经作为ASAI IRAM 30米大型计划以及后续计划的一部分进行了观测。这些观测揭示了低质量恒星形成区最早阶段的化学丰富性。本文重点介绍了21种含硫物质（离子、同位素和氘代），它们是通过51个跃迁被探测到的：CS、CCS、C_3S、SO、SO_2、H_2CS、OCS、HSCN、NS、HCS ~+、NS ~+和H_2S。我们还报道了甲基巯基（CH_3SH）的初步检测（4 σ水平）。LTE和非LTE的辐射转移建模已经完成，我们使用鹦鹉螺化学代码更新与最新的化学网络硫来解释我们的意见。从化学建模，我们预计这些物种的丰度，其中大部分是在外层，以前已经观察到其他物种的非热解吸发射强烈的径向变化。我们表明，化学研究不能与TMC-1暗云所做的相比，其中丰度沿视线是恒定的，并得出结论，强烈的硫耗尽是必要的，以完全再现我们的原型前星核L1544的观察。
2018-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detectability of deuterated water in prestellar cores
水是致密分子气体的化学和热平衡中的重要分子，但了解它在恒星形成的各个阶段的历史是一个基本问题。它的分子氘化为我们提供了一个重要的线索，它的形成历史。最近，Herschel空间天文台利用高光谱分辨率（HIFI仪器）首次在星前核L1544附近探测到H $_2$ O。星前核心提供了建造未来行星系统的原始物质库，但在坍缩开始和原恒星在中心形成之前，水的形成几乎没有观测限制，也没有氘化。我们报告的新APEX观测的基态1 $_{0,1}$ -0 $_{0,0}$ HDO过渡在464 GHz的星前核心L1544。这条线是未检测到的，我们提出了一个广泛的研究，其在寒冷和密集的云核的可检测性的条件。水和氘代水的丰度已估计使用先进的化学模型简化的有限数量的反应或过程是活跃在寒冷地区（< 15 K）。我们使用LIME辐射转移程序计算了H $_2$ O和HDO谱线的预期强度和轮廓，并与观测结果进行了比较。我们提出了几个特设的配置文件，最适合的观测和比较的配置文件与天体化学建模，耦合气相和晶粒表面化学的结果。我们的观测，辐射转移和化学建模之间的比较显示了单氘水的可探测性的限制，通过基态跃迁1 $_{0,1}$ -0 $_{0,0}$和1 $_{1,1}$ -0 $_{0,0}$在464.9和893.6 GHz，分别与单碟望远镜和干涉观测。
2015-11-12 astro-ph.SR
Evidence for DCO+ as a probe of ionization in the warm disk surface
在这封信中，我们模拟了原行星盘中DCO $^{+}$的化学性质。我们发现，DCO $^{+}$丰度的总体分布是定性类似的CO，但占主导地位的薄层位于内部磁盘表面。为了了解它的分布，我们研究了不同的关键气相氘化途径，可以导致DCO $^{+}$的形成。我们的分析表明，最近的更新，在涉及CH $_2$ D $^{+}$作为母体分子的DCO $^{+}$有利于氘分馏反应在温暖的条件下。因此，DCO $^{+}$的形成在发生X射线电离的盘的内部温暖表面层中增强。我们的分析指出，DCO $^{+}$不是一个可靠的CO雪线示踪剂，如前所述。因此，我们预测，DCO $^{+}$是一个示踪剂的活性氘，特别是X射线电离的内盘。
2015-03-09 astro-ph.SR
Deuterium chemistry of dense gas in the vicinity of low-mass and massive star forming regions
氘与氢原子的标准星际比（D/H）是$\sim 1.5 \times 10^{-5}$。然而，氘分馏实际上被发现在不同程度上增强，在冷的，黑暗的核心，大质量恒星形成区域周围的热核心，不冷的核心，以及低质量恒星形成区域周围的温暖核心（{ \it，热corino）。在本文中，我们调查的整体差异，氘化学之间的热核和热corino。我们用气体颗粒化学模型模拟了低质量和大质量恒星形成区周围致密气体的化学性质。我们研究了不同的核心密度、气体物质对尘埃颗粒的消耗效率、坍缩模式和原恒星的最终质量对恒星形成区化学演化的影响。我们发现，氘化学是，在一般情况下，最敏感的变化的耗尽效率的粮食表面上，与观察一致。此外，结果表明，在热的核心比在热corino的化学是更敏感的坍缩核心的最终密度的变化。最后，我们发现，氘硫轴承物种在致密气体周围的热核心和corinos的比例可能是很好的演化指标，以类似的方式作为他们的非氘同行。
2014-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the History of Stellar Mergers with Chemistry: Examining the Origins of Massive $α$-Enriched Stars using Carbon Isotope Ratios
针对大质量α增强（MAE）恒星起源不明的问题，本研究通过测量49颗红团簇星和4颗红巨星的碳同位素比等化学性质，发现部分MAE星与厚盘星一致、部分与AGB星质量转移或单星相关，表明碳同位素比可独特约束其起源。
2025-09-10 astro-ph.SR
Ice chemistry in massive Young Stellar Objects: the role of metallicity
我们提出了三个最重要的冰成分（水，CO和CO2）的大规模年轻恒星天体（YSO）的信封，在不同的金属丰度的环境中的比较：银河系，大麦云云（LMC），并首次，小麦哲伦云（SMC）。我们目前的观测水，CO和CO2冰在4 SMC和3 LMC YSO（获得斯皮策IRS和VLT/ISAAC）。虽然在所有麦哲伦YSO中检测到水和CO2冰，但在SMC物体中没有检测到CO冰。与高光度的银河系YSO相比，LMC中的CO和CO2冰丰度都有所增强。根据这两种物质似乎以一致的方式增强的事实，这种效应不太可能是先前认为的在较热的YSO包层中增强的CO2产生的结果。相反，我们建议，这是由于在LMC YSO的信封，更强的紫外线辐射场和降低的尘埃气体比在较低的金属含量的直接后果，水柱密度降低。在SMC中，环境条件更苛刻，我们观察到CO2柱密度降低。此外，低气相CO密度和较高的灰尘温度在YSO信封在SMC似乎抑制CO冻结。我们提出的方案可以通过进一步的观察来检验。
2010-11-11 astro-ph.SR
The chemistry of dust formation in red supergiants
大质量恒星在其演化的后期阶段作为红超巨星经历质量损失。由此产生的风表现出不同程度的动力学和化学复杂性，并产生分子和尘埃颗粒。这篇综述总结了我们对红超巨星风的分子和尘埃成分的认识，包括VY CMa和参宿四。我们讨论了尘埃的合成作为一个非平衡过程中的恒星风，并提出了目前的知识，在富氧尘埃，如硅酸盐和金属氧化物的形成所涉及的化学。
2013-03-12 astro-ph.SR
Sub-arcsecond Imaging of the Complex Organic Chemistry in Massive Star-forming Region G10.6-0.4
巨大的恒星形成区域呈现出极其丰富和多样的化学物质，原则上提供了大量的分子探针，以及星际前生物化学实验室。由于这些来源的化学结构在小尺度上（${\lesssim}10^4$ au）的物种之间显示出很大的空间差异，因此需要高角分辨率观测来将化学结构与当地环境联系起来，并为大质量恒星形成的天体化学模型提供信息。为了解决这个问题，我们提出了ALMA 1.3毫米观测到OB集群形成区域G10.6-0.4（以下简称“G10.6”）在0.14 $^{\prime\prime}$（700 au）的分辨率。我们发现复杂的有机分子（COM）在整个中央20，000 AU的高度结构化的发射，包括两个热分子核心和几个壳或细丝。我们提出了空间分辨的旋转温度和柱密度图的大样本的COM和暖气体示踪剂。这些地图揭示了一系列的气体子结构中的O-和N-轴承的物种。我们确定了几个空间的相关性，可以解释现有的模型COM形成，包括NH $_2$ CHO/HNCO和CH $_3$ OCHO/CH $_3$ OCH $_3$，但也观察到意想不到的分布和相关性，这表明我们目前的理解COM形成是远远不够的。重要的是，在整个G10.6中观察到复杂的化学反应，而不是局限于热的核心。COM的组成似乎是不同的核心相比，更广泛的结构，这说明了分子气体的高空间分辨率观测的重要性，阐明与大质量恒星形成的物理和化学过程。
2021-01-19 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
Chemistry in Infrared Dark Clouds
大质量恒星在塑造星系结构方面起着重要作用。红外暗云（IRDC），其低温和高密度，已被确定为大质量恒星的潜在诞生地。为了了解大质量恒星的形成过程，必须对红外暗云的物理和化学条件进行表征。本文的目的是研究南部红外暗云样品的化学组成。观测的一个重要方面是检查IRDC中的分子丰度是否与低质量的前星核相似，或者它们是否显示出更进化的进化阶段的特征。我们对15个IRDC在86和93 GHz之间的频率范围内使用22米Mopra射电望远镜进行观测。我们检测到HNC，HCO $^+$和HNC的发射在所有的云和N $_2$ H $^+$在所有的IRDC除了一个。在某些云层中，我们探测到一氧化硅的辐射。在所有IRDC中发现HCO $^+$发射线轮廓的复杂形状。这两个特征都表明存在着流入和流出运动，以及恒星形成活动的开始，至少在IRDC的某些部分。在可能的情况下，我们计算分子丰度，并与以前获得的低质量的前恒星核心和高质量的原恒星物体（HMPO）的值进行比较。我们显示出一种倾向，IRDC的分子丰度类似于低质量的恒星前的核心，而不是我们的单碟观测规模的HMPO丰度。
2010-12-05 astro-ph.SR
An Ordered Bipolar Outflow from a Massive Early-Stage Core
我们提出了ALMA对红外暗云（IRDC）G028.37+00.07中两个大规模早期核心候选者C1-N和C1-S的后续观测，这些候选者先前通过其N2 D+（3-2）发射来识别，并显示出该物种的高水平氘化。核心在远红外波长高达~100微米处也是黑暗的。我们从一个狭窄的、高度准直的双极流出物中探测到12 CO（2-1），该流出物是从C1-S核心的中心附近发射的，这也是峰值1.3 mm尘埃连续体发射的位置。这颗名为C1-Sa的原恒星伴随着由C18 O（2-1）和DCN（3-2）追踪的致密气体，由此我们估计它的径向速度接近C1-S大质量核心所显示的范围的中心。在C1-S的投影边界内也检测到第二个外流驱动源，但似乎处于不同的径向速度。在考虑流出的属性，我们得出结论C1-Sa是一个有前途的候选人的早期大质量原恒星，因此它表明，这些大质量恒星形成的早期阶段可能涉及高度有序的流出，从而吸积，过程，类似于模型开发来解释低质量原恒星。
2016-03-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cyanopolyyne Chemistry around Massive Young Stellar Objects
最近的射电天文观测表明，HC $_{5}$ N，第二短的氰基多炔（HC $_{2n+1}$ N），是丰富的周围的一些大质量的年轻恒星天体（MYSO），这是没有预测的经典碳链化学。例如，观察到的HC $_{5}$ N丰度朝向G28.28 $-$ 0.36 MYSO，比L1527（其是暖碳链化学（WCCC）源之一）中的丰度高一个数量级以上（Taniguchi等人，2017年）的报告。在本文中，我们提出了化学模拟的热核模型与升温期间使用天体化学代码鹦鹉螺。我们发现氰基多炔化合物最初是在气相中形成的，并在不冷不热的阶段（$25 < T < 100$ K）在颗粒状冰幔的体块和表面上增生。在缓慢升温期模式中，当温度上升到100 K以上时，氰基多炔从尘埃颗粒上解吸时出现峰值。在G28.28 $-$ 0.36 MYSO中观测到的HC $_{5}$ N、CH $_{3}$ CCH和CH $_{3}$ OH的丰度下限，在它们从尘埃颗粒中解吸后，可以在我们的热核模型中重现。此外，以前的观察表明，不同的多年期SO周围的封套中存在化学多样性。我们讨论可能的解释恒星形成过程的各个阶段之间的关系和这种化学多样性，如不同的升温时间尺度。这个时间尺度不仅取决于中心恒星的质量，还取决于温暖区域的大小与它们的下沉速度之间的关系。
2019-06-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon Chain Chemistry in Hot-Core Regions around Three Massive Young Stellar Objects Associated with 6.7 GHz Methanol Masers
我们用野边山45米射电望远镜对三个大质量年轻天体（MYSO）G12.89+0.49、G16.86- 2.16和G28.28- 0.36进行了CCH（$N=1-0$）、CH $_{3}$ CN（$J=5-4$）和HC $_{3}$ N（$J=10-9$）的三个$^{13}$ C同位素的观测。结合前人对HC $_{5}$ N的研究结果，推导出MYSO中$N$（CCH）/ $N$（HC $_{5}$ N）的柱密度比（以下简称CCH/HC $_{5}$ N比）为$\sim 15$。该值比低质量暖碳链化学（WCCC）源中的值低一个数量级以上。我们将观察到的CCH/HC $_{5}$ N比与热核模型计算进行了比较（Taniguchi等人，2019）。当气体温度为$\sim 85$ K时，MYSO中观察到的比率可以通过模型最好地再现，该温度高于低质量WCCC源L1527（$\sim 35$ K）。这些结果表明，在MYSO周围检测到的碳链分子至少部分存在于比低质量WCCC源更高的温度区域。在G12.89+0.49和G16.86-2.16中，HC $_{3}$ N的三种$^{13}$ C同位素体之间的柱密度没有显著差异，而在G28.28- 0.36中，HCC $^{13}$ CN比其他同位素体更丰富。我们根据CCH/HC $_{5}$ N比值和HC $_{3}$ N的$^{13}$ C同位素分馏，讨…
2020-12-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stratified NH and ND emission in the prestellar core 16293E in L1689N
在星前冷核和年轻原恒星周围的包层中通常发现氘的高度分馏。由于氘化学给化学模型带来了很强的限制，因此常被用来推断地核历史或分子形成途径。虽然有大量的观测资料是关于星际氘稳定分子，相对较少的氢化物自由基的氘化所知，因为它们的基本旋转跃迁是在高频率，大气中大多是不透明的。氮氢化物自由基是氮化学中的重要物种，因为它们被认为与氨的形成有关。观察表明氨是强氘代的，[NH 2D]/[NH3]约为10%。模型预测类似的高[ND]/[NH]比率，但到目前为止，只有一个观测确定这个比率是可用的，对原恒星IRAS 16293 -2422的信封。为了测试模型的预测，我们在这里的目的是确定[ND]/[NH]在一个密集的，无星的核心。我们观察了NH和ND在16293 E与Herschel空间天文台上的HIFI光谱仪作为CHESS保证时间键计划的一部分，并推导出这两个物种的丰度使用非LTE非本地辐射转移模型。NH和ND都在源中被检测到，ND在发射中，NH在吸收中对冷尘埃发射产生的连续谱。然而，我们的模型表明，ND发射和NH吸收来自云的不同层，进一步证明了它们的不同速度。在核心的中心区域，我们可以将[ND]/[NH]比的下限设定为~ 2%。这一估计与最近的氮化学纯气相模型是一致的
2015-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Cyanopolyyne-rich but COM-poor Massive Protostar: The First Hot Carbon Chain Chemistry Source G28.28-0.36
National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（综合研究大学院大学）；Rosseland Centre for Solar Physics, University of Oslo（奥斯陆大学罗斯达尔太阳物理中心）；Institute of Theoretical Astrophysics, University of Oslo（奥斯陆大学理论天体物理研究所）；Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天文学中心理论天体物理研究所）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；Tokyo Gakugei University（东京学艺大学）
本研究利用ALMA数据发现大质量原恒星G28.28-0.36富含氰基多炔但缺乏复杂有机分子，证实其为首个热碳链化学源，对应低质量源L1527。
2026-09-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterium Fractionation across the Infrared Dark Cloud G034.77-00.55 interacting with the Supernova Remnant W44
本研究通过观测与超新星遗迹W44相互作用的红外暗云G034.77-00.55的N₂H⁺氘化率，发现激波区域氘化水平显著升高，为激波触发恒星形成提供了间接证据，同时指出需更高分辨率研究明确氘化物质结构。
2023-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemistry and Kinematics of Red Supergiant Stars in the Young Massive Cluster NGC 2100
利用K波段多目标摄谱仪（KMOS）对大麦云（LMC）中的年轻大质量星团NGC 2100中的14颗红超巨星（RSG）进行了近红外光谱观测。包括金属丰度在内的恒星参数是使用J波段分析技术估计的，该技术已在本地宇宙中进行了严格的测试。我们发现NGC 2100的平均金属丰度为[Z]= $-$ 0.43 $\pm$ 0.10 dex，与文献中对LMC的估计值非常一致。将我们在NGC 2100中的结果与具有类似质量和年龄的银河系星团（在太阳类金属丰度下）的结果进行比较，我们发现RSG在Hertzsprung-Russell图中的位置没有显着差异。我们结合所观察到的KMOS光谱，形成一个模拟的集成光团簇光谱，并表明，通过分析这个光谱作为一个单一的RSG，结果是一致的集群的平均属性。径向速度估计的目标和动力学性质估计的第一次在这个集群。这些数据与平坦的速度色散剖面一致，在95%的置信水平下，星团速度色散的上限为3.9公里/秒。然而，固有速度色散是未解决的，因此，可能会显着小于这里报告的上限。在维里平衡的假设下，得到了团簇动力学质量的上限为$M_{dyn}$ $\le$ $15.2\times10^{4}M_{\odot}$。
2016-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemistry in a gravitationally unstable protoplanetary disc
到目前为止，轴对称的α圆盘模型已经被用来计算原行星圆盘的化学成分。虽然这种方法对许多圆盘是合理的，但当自重很重要时，这种方法就不合适了。在这种情况下，螺旋波和冲击会引起温度和密度的变化，从而影响化学反应。我们已经通过了一个动力学模型的太阳质量的恒星周围的大规模（0.39 Msun），自引力盘，类似于那些可能会发现周围的0类和早期的I类原恒星，在光盘化学的研究。我们发现，对于每一个物种的数量，例如H2O，吸附和解吸占主导地位的变化，在气相分数丰度，因为解吸率是非常敏感的温度，从这些物种的排放地图应揭示不同强度的冲击的位置。气相分数丰度的一些其他物种，如CS，也受到气相反应，特别是在温暖的冲击区。我们的结论是，大规模光盘的动态有很大的影响，他们如何出现时，在各种分子种类的发射线成像。
2011-07-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
ATLASGAL-selected massive clumps in the inner Galaxy: VIII. Chemistry of photodissociation regions
我们研究了10个分子的转变，从一个公正的3毫米分子线调查使用IRAM 30米望远镜对409个紧凑的尘埃团确定的APEX望远镜大面积调查的星系（ATLASGAL），以了解光解离区域（PDR）与团块。本研究的主要目的是调查所选分子的丰度是否显示出在不同的团块环境中PDR化学引起的任何变化。我们选择HCO、HOC $^+$、C $_{2}$ H、c-C $_{3}$ H $_{2}$，CN、H $^{13}$ CN、HC $^{15}$ N和HN $^{13}$ C作为PDR示踪剂，选择H $^{13}$ CO $^{+}$和C $^{18}$ O作为致密气体示踪剂。我们发现，HCO、CN、C $_{2}$ H和c-C $_{3}$ H $_{2}$的丰度随着H $_{2}$柱密度的增加而减少，表明高的视觉消光，而高密度示踪物（即，H $^{13}$ CO $^{+}$和HC $^{15}$ N）是恒定的。此外，$N$（HCO）/ $N$（H $^{13}$ CO $^{+}$）比率随着H $_{2}$柱密度增加而显著降低，并且特别地，82个团块具有$X$（HCO）$\gtrsim 10^{-10}$和$N$（HCO）/ $N$（H $^{13}$ CO $^{+}$）$\gtrsim 1$，这是远紫外（FUV）化学的指示。这表明观察到的HCO丰度可能与照射PDR的FUV辐射有关。我们还…
2020-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Establishing the evolutionary timescales of the massive star formation process through chemistry
了解大质量恒星（即M<8- 10 M $_\odot$）形成过程的细节是天体物理学中一个长期存在的问题。[...]我们提出了一种方法来获得准确的时间尺度的不同演化阶段的大质量恒星形成过程。我们建立了一个有代表性的大量团块的ATLASGAL-TOP100样本，涵盖了所有的进化阶段。该模型描述了一个等温崩溃和随后的热身阶段，我们遵循他们的化学演变。通过将模型的结果与ATLASGAL-TOP 100样品源的性质进行比较，并考虑团块的质量和光度以及甲基乙炔（CH $_3$ CCH）、乙腈（CH $_3$ CN）、甲醛（H $_2$ CO）和甲醇（CH $_3$ OH）的柱密度，得出每个阶段的时间尺度。我们发现，所选择的分子示踪剂的热演化的团块，显示陡峭的冰蒸发梯度从10 $^3$到10 $^5$ AU在升温阶段。我们成功地再现了CH $_3$ CCH和CH $_3$ CN的观测柱密度，而H $_2$ CO和CH $_3$ OH与观测值的一致性较差。总的（大质量）恒星形成时间被发现是$\sim5.2\times10^5$年，这是由ATLASGAL-TOP 100样本的各个演化阶段的时间尺度定义的：$\sim5\times10^4$年为70- $μ$ m弱，$\sim1.2\times10^5$年为中红外弱，$\sim2.4\times10^5$年为中红外亮和$\sim1.1\times10^…
2021-10-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Yields of AGB and SAGB models with chemistry of low- and high-metallicity Globular Clusters
我们目前的产额从恒星的质量范围内Mo<M<8Mo的金属丰度Z=0.0003和Z=0.008，从而涵盖了低和高Z球状星团的化学。产量是基于完整的演化计算，遵循恒星从主序前到渐近巨星分支阶段的演化，直到外部包络消失。独立于金属丰度，M<3Mo的恒星主要是第三次向上疏通，因此向周围喷射富含碳和氮的气体。相反地，热底燃烧是改变质量超过3Mo的恒星表面化学的主要原因：它们的气体显示出质子捕获核合成的痕迹。热底部燃烧的程度被证明是强烈依赖于金属丰度。在本文中，我们分析了这一事实的后果。这些结果可用于理解中等质量恒星在球状星团自富集过程中所起的作用：对属于第二代不同金属丰度星团的恒星的光谱研究结果将被用作对现有产额可靠性的间接检验。质量损失和对流的治疗被确认为主要的不确定性影响的热脉冲阶段的建模的背景下获得的结果。这一点的间接证据来自与文献中其他研究的比较，基于不同的对流传输能量的效率处方，并使用不同的配方来确定质量损失率。
2013-03-15 astro-ph.SR
The Large Magellanic Cloud as a laboratory for Hot Bottom Burning in massive Asymptotic Giant Branch stars
我们使用斯皮策观测的丰富人口的渐近巨星分支恒星在大麦云（LMC）测试模型描述的内部结构和核合成的最大质量的这些恒星，即那些初始质量以上$\sim 4M_{\odot}$。为了这个目的，我们比较斯皮策观测的LMC恒星的理论轨道的渐近巨枝模型，计算与两个最流行的演化代码，这是已知的不同，特别是对流的治疗。虽然这两个模型的物理演化有很大的不同，但在它们的风中形成的尘埃的性质惊人地相似，就像它们在斯皮策波段获得的颜色-颜色（CCD）和颜色-星等（CMD）图中的位置一样。这个模型独立的结果使我们能够选择一个定义良好的区域（$[3.6]-[4.5], [5.8]-[8.0]$）平面，人口AGB星经历热底燃烧，恒星的后代与质量$M\sim 5.5M_{\odot}$。这一结果开辟了一个重要的测试的强度热底部燃烧使用详细的近红外（H和K波段）光谱分析的富氧，高亮度的候选人中发现的颜色-颜色平面的明确区域。这个测试是可能的，因为我们使用的两个恒星演化代码预测的表面化学，特别是C/O比非常不同的结果，由于他们的处理对流的信封和对流边界在第三次疏浚。当模型恒星达到最大红外辐射的阶段时，表面化学的差异最为明显。
2015-04-23 astro-ph.SR
Chemistry in externally FUV irradiated disks in the outskirts of the Orion Nebula
本文利用ALMA观测猎户座星云外围两个受远紫外辐照的原行星盘，发现其化学组成与孤立盘无显著差异，表明外部辐射影响有限，差异主要源于恒星质量。
2024-05-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
High-Resolution SOFIA/EXES Spectroscopy of $\mathrm{SO}_2$ Gas in the Massive Young Stellar Object MonR2 IRS3: Implications for the Sulfur Budget
据观察，硫在密集的云层中严重耗尽，导致包含它的分子及其演变背后的化学性质的不确定性。在这里，我们的目标是阐明硫化学在年轻的恒星物体（YSO）的吸收高分辨率红外光谱的$ν_3$振转带的SO $_2$获得与Echelon-Cross-Echelle光谱仪的平流层红外天文台。使用局部热力学平衡模型，我们推导出的SO $_2$气体在大规模的YSO MonR2 IRS3的物理参数。这产生了$5.6\pm0.5\times10^{-7}$的SO $_2$/$\mathrm{H}$丰度下限，或宇宙硫收支的$>\!4\%$，以及$b<3.20\;\mathrm{km\;s}^{-1}$的本征线宽（多普勒参数）。小线宽和高温（$T_\mathrm{ex}=234\pm15\;\mathrm{K}$）将气体定位在YSO附近相对静止的区域，可能是在冰蒸发的热核心。这种升华打开了挥发性硫储层（例如，硫的同素异形体，如在彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko中大量检测到的），随后通过温暖、致密的气相化学形成SO PDMATHAMN。谱线的狭窄使得在冲击波中从颗粒上溅射下来的硫形成SO PDMATHAMN的可能性较小。
2018-11-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemistry in the High expansion-velocity C-rich evolved star AFGL2233. Isotopic ratios, peculiarities and evolutionary status
Instituto de Física Fundamental (IFF-CSIC)（基础物理研究所）；Observatorio Astronómico Nacional (IGN)（国家天文台）；Institut de Radioastronomie Millimetrique（毫米波射电天文学研究所）
研究AFGL2233的化学组成和同位素比值，揭示其高膨胀速度和复杂演化历史，可能涉及核合成和双星相互作用。
2026-02-11 astro-ph.SR
Synthetic observations of H$_2$D$^+$ towards high-mass starless cores
年轻的大质量恒星通常被发现嵌入在密集和大质量的分子团中，并且以高度模糊和遥远而闻名。在它们的形成过程中，氘化被认为是形成阶段的潜在良好指标。因此，对这些氘代分子的适当观察是至关重要的，但仍然很难执行。在这项工作中，我们测试的过渡o-H $_2$ D $^+(1_{10}$ - $1_{11})$的可观测性，使用合成源，以了解如何通过干涉仪和单碟望远镜的观测反映的物理特性。为了进行这样的测试，我们后处理的磁流体动力学模拟塌陷磁化核心使用辐射转移代码POLARIS。使用由此产生的强度分布作为输入，我们在不同的进化时间进行了单碟（APEX）和干涉（ALMA）合成观测，始终模仿现实的配置。最后，列密度推导出我们的模拟与以前进行的实际观测进行比较。我们的推导o-H $_2$ D $^+$与文献中报道的值一致，在10 $^{\!10-11}$ cm $^{\!-2}$和10 $^{\!12-13}$ cm $^{\!-2}$的范围内，分别为单碟和干涉测量。
2019-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The deuterium fractionation of NH$_3$ in massive star-forming regions
该研究通过比较12个晚期大质量恒星形成区中ortho-NH$_2$D与NH$_3$的空间分布，分析NH$_3$氘分馏特征，发现部分源中其随转动温度升高下降，且分馏最高区与NH$_3$峰值偏移，为恒星形成环境条件研究提供数据支撑。
2024-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The SOFIA Massive (SOMA) Star Formation Q-band follow-up I. Carbon-chain chemistry of intermediate-mass protostars
研究利用Yebes 40 m望远镜对11颗中等质量原恒星开展Q波段谱线巡测，发现碳链分子与COMs普遍共存，证明WCCC在不同恒星质量范围内具有共通性。
2024-11-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Complex Organic Molecules in Hot Molecular Cores/Corinos: Physics and Chemistry
热分子核（HMC）是大质量恒星的摇篮，是银河系中化学成分最丰富的来源。这些核心的典型质量（几百个太阳质量）使它们成为复杂有机分子（COM）最重要的储存库，包括生命前过程的关键物种。这种丰富的化学物质被认为是尘埃颗粒地幔被深埋的早型恒星的强辐射蒸发的结果。我们的太阳可能诞生于一个高质量的恒星形成区域，因此我们的地球可能继承了其母恒星热核心区域的原始化学成分，正如最近对彗星中氧和硫化学的研究所表明的那样。在本章中，我们将讨论下一代甚大阵（ngVLA）如何帮助我们研究低质量和高质量恒星形成区的重COM发射。COMs的发射很重要，不仅因为它使我们能够了解化学如何发展到最终在地球上形成生命，而且因为COMs是研究非常接近中央原恒星的致密区域的物理性质和运动学的强大工具。
2018-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Differentiation around Five Massive Protostars Revealed by ALMA -Carbon-Chain Species, Oxygen-/Nitrogen-Bearing Complex Organic Molecules-
本文利用ALMA观测五颗大质量原恒星，发现HC5N与含氮复杂有机分子共存于高温热核区，并通过化学模拟证明存在一种不同于暖碳链化学的新型热碳链化学。
2023-04-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The influence of accretion bursts on methanol and water in massive young stellar objects
本研究利用PRODIMO热化学代码模拟不同包层类型的大质量原行星盘在吸积爆发各阶段的化学丰度，发现包层质量影响解吸强度但不影响化学恢复时间，为甲醇脉泽观测提供理论参考。
2023-12-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Protonated CO2 in massive star-forming clumps
星际CO2是碳和氧的重要储存库，也是尘埃颗粒冰地幔的主要成分之一，但由于没有永久的偶极矩，在冷气体中无法直接观察到。它的质子化形式HOCO+被认为是气态CO2的良好代表。然而，到目前为止，它只在少数恒星形成区域被发现，因此它的星际化学还没有得到很好的理解。我们在11个大质量恒星形成团块中发现了HOCO+谱线。到目前为止，我们的观测增加了恒星形成区探测数量的三倍多。我们已经推导出相对于H2的射束平均丰度在0.3和3.8 x 10^{-11}之间。我们比较了这些值与H13 CO+，HOCO+的可能的气相前体，和CH 3OH，表面化学的产物的丰度。我们发现与H13 CO+正相关，而与CH 3OH没有相关性。我们认为，气相形成路线从HCO+开始在HOCO+的形成中起着重要的作用，也许更相关的质子化的CO2（蒸发后，后者从冰冷的尘埃地幔）。
2018-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Chemistry of the Young Massive Protostellar core NGC 2264 CMM3
我们提出了NGC 2264 CMM 3原恒星核的第一个气体颗粒天体化学模型。核心的化学演化受其物理参数的影响，如总密度和颗粒表面的气体消耗量以及宇宙射线电离率$ζ$。我们估计$ζ_{\text {CMM3}}$ = 1.6 $\times$ 10 $^{-17}$ s $^{-1}$。该值比标准CR电离率高1.3倍，$ζ_{\text {ISM}}$ = 1.3 $\times$ 10 $^{-17}$ s $^{-1}$。物种的反应不同的核心物理条件的变化，但他们更敏感的消耗百分比和CR电离率的变化，而不是在核心密度的变化。气相模型强调了作为大分子工厂的表面反应的重要性，并表明含硫物质的消耗对于重现观测是重要的。将参考模型的结果与NGC 2264 CMM 3核心的最新毫米观测结果进行比较表明，我们的模型能够再现大多数物种在其化学演化的早期阶段（$\le$ 3 $\times$ 10 $^4$年）所观测到的丰度。核心密度在1 - 20 $\times$ 10 $^6$ cm $^{-3}$之间变化的模型也与早期时间间隔1 $\times$ 10 $^4 <$ t（yr）$<$ 5 $\times$ 10 $^4$期间的观测结果吻合良好。此外，CR电离率较高的模型（5 - 10）$\times ζ_{\text {ISM}}$通常高估了物种的丰度分数。然而，$ζ_{\text {CM…
2017-03-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Gas-phase and Surface Chemistry in the Massive Star-Forming Region RCW\,120
Institute of Astronomy of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院天文研究所）
本研究通过 APEX 望远镜观测与 Presta 模型模拟，探究 RCW 120 致密团块中甲醇丰度升高的原因，发现其源于尘埃冰幔的光解吸作用，且分子形成相决定其柱密度相关性。
2026-08-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the kinematics and chemistry of the hot core Mon R 2 IRS 3 using ALMA observations
本文介绍了著名的大质量原星团Mon R2 IRS 3的高角分辨率1.1mm连续谱和光谱ALMA观测结果。1.1mm连续谱图像显示IRS 3 A和IRS 3 B两个分量，它们之间的距离为$\sim$ 0.65 $"$。我们估计IRS 3A负责$\sim$ 80%的连续通量，是最大的分量.我们根据光谱观察探索IRS 3A的化学性质。特别是，我们已经检测到了含硫物质如SO、SO $_2$、H $_2$ CS和OCS以及复合有机分子（COMs）甲酸甲酯（CH $_3$ OCHO）和二甲醚（CH $_3$ OCH $_3$）的强烈谱线。大多数天体的积分强度图显示了一个以IRS 3 A为中心的致密团块，除了COMs的发射在IRS 3 A以南的近红外星云和HC $_3$ N（其发射峰位于IRS 3 A的$\sim$ 0.5 $"$ NE处）附近更强。运动学研究表明，分子发射主要来自旋转环和/或未分辨盘。另外的组分由探测内部盘/喷流区域的转动振动HCN $ν_2$ =1 3 $\rightarrow$ 2线和CH $_3$ OCHO的弱线追踪，CH OCHO的弱线更可能是由分子流出物挖掘的空腔壁产生的。从SO $_2$出发，导出了$_k$ $\sim$ 170 K向IRS 3 A方向的气体动力学温度.最丰富的含硫物种是SO $_2$，其丰度为$\sim$ 1.3 $\times$ 10 $^{-7…
2021-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemistry of population III supernova ejecta: II - The nucleation of molecular clusters as a diagnostic for dust in the early universe
我们研究形成的分子前体尘埃在第三星族超新星喷出物使用化学动力学方法。我们的工作重点是零金属丰度20 Msun和170 Msun的祖先，我们认为完全宏观混合和未混合喷出物。用一个新的化学反应网络描述了小分子硅、金属氧化物和硫化物、纯金属和碳团簇的成核阶段。我们考虑的临界成核率的压力依赖性的影响，并测试微观混合的He+对碳尘形成的影响。170 Msun的超新星前身的未混合喷出物合成了约5.6 Msun的小星团，而20 Msun的对应物产生了约0.103 Msun。我们的研究结果指出，在喷出物中形成的尘埃量较少。III超新星的系数~ 5相比，由以前的研究得出的值，并不同的尘埃化学成分。这种偏差是由于一些错误的假设，不恰当地使用经典的成核理论来模拟尘埃的形成，以及忽略了超新星喷出物中分子的合成。大质量的Pop. III超新星的未混合喷出物主要形成二氧化硅和/或硅酸盐，以及纯硅颗粒，而它们的低质量对应物则形成以二氧化硅和/或硅酸盐为主的尘埃混合物，纯硅和铁硫化物。无定形碳只能在富碳区缺乏He+的喷出物中凝聚。第一次尘埃富集的原始气体在早期宇宙从Pop. III大质量超新星主要包括纯硅，二氧化硅和硅酸盐。如果碳尘存在于红移z> 6处，则必须考虑其他尘埃源。
2010-02-16 astro-ph.CO astro-ph.SR
Chemistry of Dark Molecular Clouds
University of Tokyo（东京大学）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CAB），西班牙国家航空航天技术研究所与西班牙国家科学研究委员会联合）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）
研究通过对TMC - 1 CP等的分子线调查扩充星际分子清单，探讨其形成途径，利用示踪剂探测物理条件，借助JWST研究冰化学，发现TMC - 1 CP和L1544是代表性实验室，扩展发现对理解星际化学调节云到恒星行星路径至关重要。
2026-07-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A Wideband Chemical Survey of Massive Star-forming Regions at Subarcsecond Resolution with the Submillimeter Array
本研究利用亚毫米波阵列对4个大质量恒星形成区开展亚角秒分辨率宽波段观测，探测到大量分子谱线，揭示了化学演化序列与分子空间分布特征，验证了宽带宽观测的研究价值。
2024-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemistry of phosphorus-bearing molecules under energetic phenomena
几十年来，对星际介质中含磷分子的探测仅限于高质量恒星形成区（如SgrB 2和猎户座KL）和演化恒星的拱星包层。然而，最近的高灵敏度观测显示，像PN和PO这样的分子不仅存在于冷的大质量核心和PO/PN比>1的低质量恒星形成区，而且还存在于银河系中心的巨型分子云中，这些分子云暴露在高能量的现象中，如强烈的紫外辐射场、冲击波和宇宙射线。在本文中，我们进行了全面的研究，磷轴承分子的化学在不同的天体物理环境，其中包括一系列的物理条件（冷分子暗云，暖云，热核心/热corino），并暴露于不同的物理过程和高能现象（原恒星加热，冲击波，强烈的紫外线辐射和宇宙射线）。我们展示了如何测量的PO/PN比（在例如热分子核中>1，或在UV强烈照射的环境中<1）可以提供对源的物理条件和能量处理的约束。我们认为，P + OH --> PO + H反应可能是激波中一种有效的气相PO生成途径。我们的建模提供了一个模板，研究P-轴承物种的可探测性，不仅在我们自己的银河系的地区，而且在河外来源。
2018-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Impact of Size-dependent Grain Temperature on Gas-Grain Chemistry in Protoplanetary Disks: the case of low mass star disks
颗粒表面化学是年轻恒星周围原行星盘组成的关键。谷物的温度取决于它们的大小。我们评估这种温度依赖性对磁盘化学的影响。我们模拟了一个中等质量的磁盘与16个不同的晶粒尺寸。我们使用POLARIS来计算尘埃颗粒温度和当地的紫外线通量。我们使用三相天体化学代码NAUTILUS模拟化学。光处理使用频率依赖的横截面，和一种新的方法来考虑自我和相互屏蔽。多晶粒模型的输出进行比较，单晶粒尺寸模型（0.1 $μ$ m），与两个不同的假设，其等效温度。我们发现平衡温度下的Langmuir-Hinshelwood（LH）机制对3-4个标度高度的H $_2$（$H$）的形成是无效的，并采用随机方法的参数拟合来模拟H $_2$的形成.我们发现的分子层组成（1-3 $H$）取决于剩余的H原子的量。单颗粒和多颗粒模型之间的分子表面密度的差异主要是由于高于1.5 $H$的情况。在100 AU，模型与较冷的晶粒产生H $_2$ O和CH $_4$冰的中平面，和温暖的产生更多的CO $_2$冰，都允许有效的耗尽C和O，只要CO坚持在晶粒表面。复杂的有机分子（COM）的生产是通过在多颗粒模型中存在较温暖的颗粒来增强的。使用单颗粒模型模拟颗粒生长和灰尘沉降未能再现气体颗粒化学的复杂性。具有单一晶粒尺寸的化学模型对所采用的晶粒温度敏感，并且不能解释所有预期的影响。预计雪线的空间分布是由谷物温度的变化引起的。影响的幅度将取决于…
2021-06-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sulfur-Bearing Molecules In Massive Star-Forming Regions: Observations Of OCS, CS, H2S and SO
我们通过单碟亚毫米光谱研究了大质量恒星形成区的硫化学。OCS，O 13 CS，13 CS，H2S和SO跃迁被观察到朝向嵌入UCH II或CH II区域的大质量恒星形成区域的样本。根据CH 3CN的释放量，这些源可分为HII-热核源和HII-纯核源。我们的结果表明，13个源的OCS线是光学厚的，光学深度范围从5到16。在LTE条件下计算了这些分子的柱密度。CS柱密度也使用其光学薄同位素体13 CS导出。H_2S可能是热惰性岩心中最丰富的气相硫化分子。无论是柱密度和含硫分子的丰度显着降低，从H II-热核心H II-唯一的来源。由热核模型得到的年龄与恒星形成理论一致，表明[CS]/[SO]、[SO]/[OCS]和[OCS]/[CS]丰度比可以作为大质量恒星形成区的化学钟。
2015-01-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
JWST/MIRI detection of a carbon-rich chemistry in a solar nebula analog
本文利用JWST/MIRI对太阳质量恒星DoAr 33进行观测，发现其内盘存在异常富碳化学，并通过热化学模型揭示碳富集和C/O比升高源于富碳颗粒在烟尘线附近的升华，提出低吸积率延长径向混合时间尺度是维持该化学的关键。
2024-10-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
