分子云中的含硫物质

星际云中通过与C2H2、HS及原子H的冰反应形成含硫复杂有机分子

Formation of S-bearing complex organic molecules in interstellar clouds via ice reactions with C2H2, HS, and atomic H

本研究针对星际硫丰度观测与预期不符的问题，通过10K下的实验室实验结合计算，证实SH自由基可启动含硫有机分子形成网络，明确了CH3CH2SH等产物及生成路径，为星际含硫分子研究提供依据。

紧凑的硫化氢发射表明HD 163296内盘中含硫冰的升华

Compact Hydrogen Sulfide Emission Indicates Sulfur-bearing Ice Sublimation in the Inner Disk of HD 163296

研究通过ALMA观测HD 163296盘中硫化氢等分子的发射，发现其源于内盘最内侧区域，揭示了含硫冰的升华过程及硫化氢作为挥发性硫源的重要性。

CID：盘中的化学VI .围绕LkCa15、MWC480、DM Tau和GO的原行星盘中的含硫分子

CID: Chemistry in disks VI.sulfur-bearing molecules in the protoplanetary disks surrounding LkCa15, MWC480, DM Tau, and GO Tau

我们研究了低质量恒星周围原行星盘中含硫分子的含量。我们使用新的IRAM 30-m接收机EMIR在168.8 GHz对H $_2$ S的$1_{10}-1_{01}$线和SO的$2_{23}-1_{12}$线进行了同步观测。我们将观测结果与来自天体化学代码NAUTILUS的预测进行了比较，NAUTILUS已适用于原行星盘。将数据与现有CS J=3-2观察结果一起进行分析。我们未能检测到SO和H $_2$ S系，尽管CS在LkCa 15、DM 1、Tau和GO 1、Tau中检测到，但在MWC 1，480中未检测到。然而，我们的新上限明显优于以前的上限，并允许我们对硫化学进行一些有趣的限制。我们最好的模拟磁盘获得的C/O比为1.2，从初始云条件的H密度的$2\times 10^5$厘米$^{-3}$和年龄的$10^6$年。结果与CS数据一致，并与SO上限兼容，但未能再现H $_2$ S上限。预测的HPDMATHABMN S柱密度过高至少一个数量级。H PDMATHAMBMN S可保持锁定在颗粒表面上并与其它物质反应，从而防止H PDMATHAMBMN S的解吸。

追踪I类原恒星源盘/包层系统的含硫物质Elias 29

Sulfur-Bearing Species Tracing the Disk/Envelope System in the Class I Protostellar Source Elias 29

我们用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）观测了一类原恒星源Elias 29。我们已经检测到CS，SO，$^{34}$ SO，SO $_2$，和SiO线的排放量在一个紧凑的组件集中在附近的原恒星和一个脊组件从原恒星分离4 \arcsec \（$\sim 500$ au）。发现前一组分富含SO和SO $_2$，但缺乏CS。SO/CS丰度比在原恒星处高达$3^{+13}_{-2} \times 10^2$，甚至高于L1157 B1流出激波区的丰度比。然而，有机分子（HCOOCH $_3$、CH $_3$ OCH $_3$、CCH和c-C $_3$ H $_2$）在Elias 29中缺乏。我们属性的有机分子和丰富的SO和SO $_2$的源或相对较高的尘埃温度（\protect \raisebox{-0.7ex}{$\:\stackrel{\textstyle >}{\sim}\:$} 20 K）在埃利亚斯29的母云的演化性质的不足。SO和SO $_2$的辐射跟踪围绕原恒星的旋转。为了简单起见，假设一个高度倾斜的配置（$i \geq 65$ \degr ; 0 \degr \为正面配置）和开普勒运动，原恒星质量估计为（0.8 -- 1.0）\Msun。$^{34}$ SO和SO $_2$的发射光谱是不对称的，蓝移的分量比红移的分量弱。虽然这可能是由于不对称的分子分布，其他的可能性也进行…

AB Aur，用于行星形成研究的罗塞塔石碑（II）：H $_2$ S探测和硫收支

AB Aur, a Rosetta stone for studies of planet formation (II): H$_2$S detection and sulfur budget

硫丰度在大多数环境中知之甚少。然而，推导出硫的丰度是理解从分子云到行星大气的化学演化的关键。我们目前的观测H $_2$ S 110-101在168.763 GHz的赫比格Ae星AB Aur。我们的目标是研究对AB Aur的硫化物种的丰度，并限制如何不同的物种和阶段有助于硫预算。我们提出了新的NOEMA扩展毫米波阵列（NOEMA）干涉观测的连续和H $_2$ S 110-101线在168.763 GHz的AB Aur。我们推导出径向和方位角的配置文件，并用它们来比较不同的物种在磁盘的几何分布。假设局部热力学平衡（LTE），我们推导出H $_2$ S的柱密度和丰度图，我们进一步使用Nautilus生成一个更详细的模型，在距离r=200 au的中平面上不同高度的化学丰度。我们解决了AB Aur原行星盘中的H $_2$ S发射。发射来自一个从0.67（109 au）到1.69（275 au）的环。在简单的假设下，我们推导出（3.1 $\pm$ 0.8）$\times$ 10 $\rm ^{-10}$相对于H核的丰度，我们与鹦鹉螺模型进行比较，以加深我们对原行星盘中硫化学的理解。化学模型表明，H $-2$ S在固相和气相中都是重要的硫载体。我们还发现了一个重要的转变，在12金的高度，硫预算从冰物种占主导地位的气体物种占主导地位。详细研究星际介质中不同阶段的硫化物质是解决这个问题的关键。

星际介质中 MgS 和 NaS 的发现及 CaO 的初步探测

Discovery of MgS and NaS in the Interstellar Medium and tentative detection of CaO

本文首次在银河系中心分子云 G+0.693-0.027 中探测到含金属分子 NaS 和 MgS 并初步探测到 CaO，推导了其柱密度与丰度，探讨了含金属分子的星际化学形成路径，并基于含硫分子丰度高于含氧分子等现象指出该源中硫受低速冲击溅射而消耗较少。

The Difference in Abundances between N-bearing and O-bearing Species in High-Mass Star-Forming Regions

The different spatial distributions of N-bearing and O-bearing species, as is well known towards Orion~KL, is one of the long-lasting mysteries. We conducted a survey observation and chemical modeling study to investigate if the different distributions of O- and N-bearing species are widely recognized in general star-forming regions. First, we report our observational results of complex organic molecules (COMs) with the 45~m radio telescope at the Nobeyama Radio Observatory towards eight star-forming regions. Through our spectral survey ranging from 80 to 108~GHz, we detected CH$_3$OH, HCOOCH$…

星际介质不同区域含磷物质的化学复杂性

Chemical complexity of phosphorous bearing species in various regions of the Interstellar medium

与磷有关的物种在太空中并不像氢、碳、氮、氧和含硫物种那样无所不在。天文学家在星际介质和星周包层中发现了非常少的含磷分子。有限的发现的P-轴承的物种施加了严重的限制，在建模的P-化学。在本文中，我们进行了广泛的化学模型，以遵循扩散云，光子为主或光解区（PDR），和热芯/corino的含磷物种的命运。我们注意到PO和PN的丰度与原子氮之间有一种奇怪的相关性。由于N原子在扩散云和PDR中比在热核/科里诺区相对丰富，PO/PN在扩散云中反映< 1，在PDR中反映<< 1，在热核/科里诺区的后期升温演化阶段反映> 1。在后预热阶段结束时，我们得到热芯的PO/PN > 1，而低质量模拟物的PO/PN < 1。我们采用一个辐射转移模型来研究扩散云和热核区域中某些含磷物种的跃迁，并估计谱线轮廓。我们的研究估计了用地基和天基望远镜观察这些转变所需的积分时间。我们还进行了量子化学计算的红外特性的PH 3以及各种杂质。我们注意到SO_2与PH_3在~（1000 - 1100）cm ~（-1）附近的弯剪模重叠。我们还发现，CO2的存在下，可以强烈影响的伸缩模式的强度约2400 cm-1的PH 3。

硫消耗问题：H2S2、HS2和S2气相丰度的上限，这些丰度都是朝向低质量暖核IRAS16293-2422的

The sulfur depletion problem: upper limits on the H2S2, HS2, and S2 gas-phase abundances toward the low-mass warm core IRAS16293-2422

根据在天体物理学相关条件下进行的实验模拟，稠密云层和星周区域中缺失的一部分硫可能以三种尚未在星际介质中检测到的物质的形式存在：H2 S2、HS 2和S2。这些S-S键合的分子可以通过含H2S的冰帽在尘埃颗粒上的高能加工形成，随后解吸到气相。对这些物质的探测可以部分解决硫耗尽的问题，并有助于提高我们对星际介质中硫的化学性质知之甚少的知识。为此，我们对低质量暖核IRAS 16293 -2422进行了专门的地面观测。在亚毫米制度的观测，获得了与APEX 12米望远镜在15个小时的观测，针对广泛的选择预测的三个分子的旋转过渡。在应该检测到目标物质的光谱区域中提取1σ噪声均方根值。这些值比以前对同一来源的观测结果低2-7倍，使我们能够估计它们相对于H2的分子丰度的1σ上限分别为8.1E-9，1.1E-8和2.9E-7，对于H2 S2，HS 2和S2。含有S2单元的三种分子的上限丰度比源中的H2S丰度低两个数量级，并且比使用冰类似物的实验模拟的预期丰度低一个数量级。随后的气相化学解吸后，可以降低丰度的三个物种在我们的观察无法检测到的水平。

太阳系尺度上低质量原恒星中的复杂有机分子-- II。含氮物种

Complex organic molecules in low-mass protostars on Solar System scales -- II. Nitrogen-bearing species

行星的化学成分由恒星形成早期阶段的物理和化学过程决定。目的是用ALMA在毫米波长下研究两个0类原恒星（B1-c和S68 N）的含氮复杂有机分子。接下来，将检测到的含N物质的结果与相同和其他来源的含O物质的结果进行比较。以$\sim$ 0.5”分辨率研究波段6（$\sim$ 1 mm）和波段5（$\sim$ 2 mm）的ALMA观测，并以$\sim$ 2.5”波束中的波段3（$\sim$ 3 mm）数据进行补充。NH 2CHO、C2 H5 CN、HNCO、HN 13 CO、DNCO、CH 3CN、CH 2DCN和CHD 2CN被鉴定为所调查的来源。这两种来源相对于CH 3OH和HNCO的丰度相似，柱密度通常比含O物质低一个数量级。最大的变化，一个数量级，被认为是NH 2CHO丰度比相对于HNCO和CH 3OH和不相关的原恒星光度。此外，在不确定性内，含N物质与含O物质具有相似的激发温度（$\sim$ 100 $\sim$ 300 K）。大多数HNCO丰度的相似性，包括CH 2DCN和CHD 2CN，暗示了一个共同的化学历史，特别是在恒星形成之前寒冷地区的高D/H比。然而，丰度的一些变化可能反映了化学对当地条件的敏感性，如温度（例如NH 2CHO），而其他变化可能是由于分子的发射区域差异与其在冰中的不同结合能有关。这里讨论的两个来源增加了对太阳系尺度进行如此详细化学分析的少数来源。未来…

金牛座年轻恒星盘中H $_2$ S的观测

H$_2$S observations in young stellar disks in Taurus

上下文研究原行星盘中的气体化学是理解行星形成过程的关键。特别是星际环境中的硫化学知之甚少，主要储存库的位置仍然未知。金牛座的原行星盘是研究行星形成系统组成演化的理想目标。目的。我们的目标是阐明含硫分子发射的化学起源在原行星盘，特别关注H $_2$ S排放，并确定候选物种，可能成为主要的分子硫水库在原行星系统。方法.我们使用IRAM 30米观测金牛座的9个富含气体的年轻恒星天体（YSO），对含硫和含氧分子物种进行了调查。本文给出了CS 3-2（$ν_0$ = 146.969 GHz），H $_2$ CO 2 $_{11}$-1 $_{10}$（$ν_0$ = 150.498 GHz），H $_2$ S 1 $_{10}$-1 $_{01}$（$ν_0$ = 168，763 GHz）发射谱线的结果.结果我们检测到H $_2$ S发射在四个来源的九个观察到，显着增加了对YSO的检测数量。我们还检测到H $_2$ CO和CS中的六个。我们确定了H $_2$ S 1 $_{10}$-1 $_{01}$和H $_2$ CO 2 $_{11}$-1 $_{10}$之间的初步相关性，以及H $_2$ S 1 $_{10}$-1 $_{01}$和H $_2$ O 8 $_{18}$-7 $_{07}$之间的初步相关性。通过假设局部化学平衡，我们计算了样品中源的柱密度，N（o-H $_2$ S）值在$…

热芯NGC 6334 I MM1-3中的甲胺和其它简单含氮物质

Methylamine and other simple N-bearing species in the hot cores NGC 6334I MM1-3

在寻找生命的基石时，含氮分子特别令人感兴趣，因为含氮键对于氨基酸的连接以及最终形成更大的生物结构至关重要。难以捉摸的分子甲胺（CH $_3$ NH $_2$）被认为是一种关键的前生物物种，但迄今为止只在巨大的分子云Sgr B2中被安全地检测到。我们确定CH $_3$ NH $_2$和其他简单的含氮物种对NGC 6334 I的三个热核心。柱密度比的推导，以调查作为生物分子的前体的各个物种的相关性。用ALMA获得的观测结果用于研究CH $_3$ NH $_2$、CH $_2$ NH、NH $_2$ CHO以及$^{13}$ C-和$^{15}$ N-甲基氰化物（CH $_3$ CN）同位素体的跃迁。假设LTE和激发温度范围为CH $_3$ NH $_2$ 220-340 K，CH $_3$ CN同位素体70-110 K，NH $_2$ CHO和CH $_2$ NH 120-215 K，推导出每种物质的柱密度。我们报告了对NGC 6334 I的CH $_3$ NH $_2$的首次检测，对于三个热核MM 1、MM 2和MM 3，CH $_3$ OH的柱密度比分别为5.9 $\times$ 10 $^{-3}$、1.5 $\times$ 10 $^{-3}$和5.4 $\times$ 10 $^{-4}$。这些值略低于Sgr B2的值，但比低质量原恒星IRAS 16293- 2422 B的值…

空间发现第一个含钙分子：CaNC

Discovery of the first Ca-bearing molecule in space: CaNC

我们报告的检测异氰化钙，CaNC，在富碳的进化星IRC+10216。我们推导出该物质的柱密度为（2.0 $\pm$ 0.5）$\times$ 10 $^{11}$ cm $^{-2}$。根据观测到的谱线轮廓和模拟其通过包层的发射，该分子必须在拱星包层的中间层和外层产生，而以前在该来源中发现了其他金属异氰化物。CaNC相对于MgNC和FeCN的丰度比分别为$\simeq$ 1/60和$\simeq$ 1。我们搜索了CaF、CaCl、CaC、CaCCH和CaCH $_3$等物种，这些物种的准确频率预测可用。对于这些分子，仅获得了上限。

马头星云中硫分子的丰度。在光解离区域中的第一次NS +检测

Abundances of sulphur molecules in the Horsehead nebula. First NS+ detection in a photodissociation region

目标。我们的目标是完成清单的S-轴承分子和它们的丰度在原型的光解区域（PDR）的马头星云，深入了解硫化学在紫外线照射的地区。基于WHISPER毫米（mm）线调查，我们的目标是提供一个改进的和更准确的描述硫物种及其丰度的核心和PDR的位置在马头。方法.蒙特卡罗马尔可夫链（MCMC）方法和分子激发和辐射转移程序RADEX被用来探索参数空间，并确定物理条件和束平均分子丰度。结果在两个靶位点共检测到13种含硫物质（CS、SO、SO2、OCS、H2 CS-邻位和对位HDCS、C2 S、HCS+、SO+、H2S、S2 H、NS和NS+）。这是在马头中首次检测到SO+，也是在任何PDR中首次检测到NS+。我们发现星云内C-S和O-S轴承物种之间的化学行为有所不同。含C-S的C_2S和o-H_2CS的丰度在岩芯中比在PDR中高2倍以上。相反，O-S轴承分子SO，SO2和OCS呈现类似的丰度朝向两个位置。少数分子SO+、NS和NS+朝向PDR比朝向核心更丰富，并且可以被认为是PDR示踪剂。结论.这是第一个完整的研究S-轴承物种走向PDR。我们的研究表明，CS，SO和H2S是最丰富的S-轴承分子在PDR与丰度的几个1 E-9。我们记得SH、SH+、S和S+在WHISPER巡天覆盖的波长上是不可观测的。在我们观测的空间尺度上，锁定在探测到的物质中的S原子的总丰度<1 E-8，仅为宇宙硫丰度的~0.1%。

冲击区L1157 B1的磷化学

Phosphorous chemistry in the shocked region L1157 B1

我们研究了含磷物种在一维C激波模型中的演化。我们发现，含磷物种的丰度敏感地依赖于气相中的P元素丰度和激波前气体中的N原子丰度。在激波速度v= 20 km s-1、激波前密度n（H2）=10^4 - 10^5的C激波模型中，如果气相中P的元素丰度为10^-9，激波前气体中N原子丰度为n（N）/nH - 10^-5，则可以再现观测到的PN丰度和未探测到PO的情况。我们还发现，P-化学是敏感的O-和N-化学，因为N原子被破坏，主要是由OH和NO。我们确定的O-轴承和N-轴承物种的反应，显着影响P化学。

L1498无星核中复杂有机分子的含量

The complex organic molecular content in the L1498 starless core

对无星和星前核心的观测表明，复杂的有机分子在这些物体中普遍存在，但尚不清楚它们的形成涉及什么化学过程。最近，它已被证明，复杂的有机物优先产生在一个中等密度的外壳内的L1544前恒星的核心在径向距离约4000 AU相对于核心中心。然而，复杂有机物的空间分布仅被推断为朝向该核心，并且仍然不知道这些物种是否在其他核心中表现出类似的行为。我们报告的高灵敏度的观测进行了两个位置在L1498前恒星的核心，尘埃峰和一个位置位于距离中心的CH $_3$ OH峰的距离约11000 AU。类似于L1544，我们的观察表明，小O-轴承分子和N-轴承物种的增强因子~4-14的外壳L1498。然而，与L1544不同，在我们的灵敏度限度内未检测到大的含O有机物，如CH 3CHO、CH 3 OCH 3或CH 3 OCHO。对于含氮有机物，这些物种在L1498星前核心的外壳中比在L1544中更丰富。我们提出，在L1498和L1544中观察到的含O和含N物种之间的差异是由于这些核心的不同物理结构，这反过来又是它们进化阶段的结果，L1498比L1544年轻。

ALMA揭示五颗大质量原恒星周围的化学分化——碳链分子与含氧/含氮复杂有机分子——

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。

OH231 +4.2的新含氮物种：HNCO、HNCS、HC $_3$ N和NO

New N-bearing species towards OH231.8+4.2: HNCO, HNCS, HC$_3$N and NO

OH231.8+4.2是一颗围绕中等质量演化恒星的富氧CSE，它显示出加速到400 km/s的双极分子外流。OH 231也呈现出异常的分子丰富性，这可能是由于冲击引起的化学过程。我们报告的第一次检测HNCO，HNCS，HC 3 N和NO，在一个敏感的毫米波长调查对这个目标的IRAM-30米望远镜在这个源。HNCO和HNCS也是CSE中的首次检测。观测到的谱线轮廓表明，发射出现在包线的大质量中心分量和快波瓣的底部。NO分布比HNCO、HNCS和HC 3 N的分布更宽，最重要的是，比13 CO的谱线分布更宽。这表明NO丰度在快叶中相对于慢的中心部分增强。从LTE和非LTE激发分析，我们估计15-30 K的束平均旋转温度（并且对于HC 3 N，可能高达55 K）和X（HNCO）=[0.8-1]E-7、X（HNCS）=[0.9-1]E-8、X（HC 3 N）=[5-7]E-9和X（NO）=[1-2]E-6的分数丰度。因此，NO是OH 231中最丰富的含氮物质之一。我们已经进行了化学平衡和化学动力学模型来研究这些含氮物种在OH 231中的形成。该模型低估了HNCO，HNCS和HC 3 N的观测丰度的几个数量级，这表明这些分子很难在OH 231中的标准UV-光子和/或宇宙射线诱导的化学产物，和其他过程（例如冲击）在其形成中发挥了重要作用。对于NO，模型丰度与观测的平均值是相容的。这项工作中提出…

分子cloudS（GEMS）VII中的气相元素丰度。硫元素丰度

Gas phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS) VII. Sulfur elemental abundance

分子云中的气相元素丰度（GEMS）是一个IRAM 30米的大型程序，旨在确定选定的一组原型恒星形成细丝中的碳（C），氧（O），氮（N）和硫（S）的元素丰度。特别是，S的元素丰度仍然不确定的几个数量级，其测定是该计划最具挑战性的目标之一。我们对CO、HCO $^+$、HCN、HNC、CS、SO、H $_2$ S、OCS和HCS $^+$的分数丰度进行了广泛的化学建模，以确定GEMS数据库中244个位置的硫耗尽。这些位置的样品可见光范围从A $_V$ $\sim$ 3 mag到$>$ 50 mag，分子氢密度范围从几个10 $^3$ ~cm $^{-3}$到3 $\times$ 10 $^6$ ~cm $^{-3}$，和T $_k$ $\sim$ 10 $-$ 35 K。金牛座和英仙座的大多数位置最适合假设早期化学，t=0.1百万年，$ζ_{H_2}$ $\sim$（0.5 $-$ 1）$\times$ 10 $^{-16}$ s $^{-1}$，[S/H] $\sim$ 1.5 $\times$ 10 $^{-6}$。相反，猎户座的大部分位置都符合t=1~Myr和$ζ_{H_2}$ $\sim$ 10 $^{-17}$ s $^{-1}$。此外，假设未贫化硫丰度，[S/H] $\sim$ 1.5 $\times$ 10 $^{-5}$，猎户座中40%的位置最适合。我们的研究结果表明，…

HH 80 N前恒星形成核中含氮分子种类的干涉测量观测

Interferometric observations of nitrogen-bearing molecular species in the star-forming core ahead of HH 80N

我们目前的VLA NH 3和PdBI NH 2D和H13 NC的恒星形成的核心提前HH 80 N，光学模糊的赫比格-哈罗对象HH 80/81的北部对应的观测。主要目标是确定高密度区域的核心（$n\lesssim 10^5$ cm $^{-3}$）的运动学信息，错过了在以前的工作，由于所观察到的物种（如CS）的耗尽。得到的地图显示不同的运动学签名之间的东部和西部的核心部分，这表明可能的动力学相互作用的核心HH 80/81/80 N流出。这些物种的位置-速度（PV）图的分析排除了先前的解释，即具有$6\times 10^4$ AU半径的分子环状结构，由CS落在核心（IRS 1）中发现的中央原恒星上追踪。相对于IRS 1核心的中心部分，氘代度高，在东部，尘埃凝结（SE）的位置。NH3的氘代趋势表明SE处于星前演化阶段，比IRS 1更早。由于SE是最接近HH 80 N/81/80 N外流的凝结，在外流-核动力学相互作用的情况下，它应该首先受到扰动，并且是核中最演化的凝结。因此，SE和IRS 1的演化序列使得IRS 1上的外流触发恒星形成不太可能。

Mira（$o$ Ceti）尘埃成核的观测研究：I. AlO等含铝矿物的变化特征

An observational study of dust nucleation in Mira ($o$ Ceti): I. Variable features of AlO and other Al-bearing species

尘埃是由冷巨星有效地产生的，但无机尘埃的凝结却知之甚少。目的：确定并描述Mira（鲸鱼座$o$）星周气体中含铝物质的特征，以阐明它们在Al $_2$ O $_3$尘埃产生中的作用。研究方法：在（亚）毫米、远红外和光学波长下的多历元谱线观测，包括：用ALMA探测恒星附近~30 mas处的气体分布的地图; 2013-2015年用ALMA、APEX和Herschel进行的观测，用于研究含铝分子旋转线的周期和周期间变化;光学记录早在1965年，以检查电子跃迁的变化，随着时间的推移，从几天到几十年;和速度测量和激发分析的光谱特征，约束的物理参数的气体。结果如下：三个双原子分子AlO，AlOH和AlH，和原子Al I是Mira中主要的可观察到的铝物种，尽管铝的重要部分可能存在于尚未确定的其他物种中。AlO（可能是Al $_2$ O $_3$的直接前体）的（亚）毫米和光学特征的强烈不规则变化表明激发条件发生了重大变化，或者可能与恒星中的冲击有关的丰度变化。AlO的不均匀分布可能影响沙尘产生的时空特征。结论：我们无法从气体中定量追踪铝的消耗，但丰富的观测材料限制了随时间变化的化学网络。未来的改进应包括更高的铝氧化物的光谱特性，协调观测的灰尘和气体物种在不同的可变阶段，以及工具，以获得丰富的冲击激发气体。

IRC+10216中含钙氰基多炔

Ca-bearing cyanopolyynes in IRC+10216

通过计算IRC+10216中CaC_{2n+1}N (n=1-4)的丰度，发现观测到的CaNC丰度必须来自更大的含钙氰基多炔离子，并关注CaC3N的可探测性。

ALMA揭示的盘尺度上的分子复杂性：大质量原恒星AFGL 4176的化学组成

Molecular complexity on disk-scales uncovered by ALMA: The chemical composition of the high-mass protostar AFGL 4176

高质量原恒星的化学成分反映了与恒星形成不同阶段相关的物理演化。在这项研究中，正在形成的高质量恒星AFGL 4176的分子清单详细研究了高角分辨率（~0.35 arcsec）使用ALMA。这种高分辨率使得有可能将与形成中的恒星周围的内部热包层和盘相关的发射与其冷却的外部包层的发射分开。此外，ALMA的高灵敏度使其能够识别弱的和光学上的细线，并允许检测许多同位素体，从而提供更完整和准确的源清单。在AFGL 4176的光谱中总共检测到23种不同的分子种类及其同位素体。最丰富的物质是甲醇（CH 3OH），其余物质的含量相对于CH 3OH为0.003%-15%。提示，含氮物种的峰值比含O物种的峰值更接近峰值连续发射的位置。AFGL 4176包含丰富的化学品库存，包括盘级上存在的许多复杂物质。平均而言，相对于甲醇的O-轴承物种的衍生柱密度比高于那些来自N-轴承物种的三个因素。这可能表明AFGL 4176是一个相对年轻的来源，因为氮化学通常需要更长的时间才能在气相中形成。以甲醇为参考，AFGL 4176的组成更接近于低质量原恒星IRAS 16293- 2422 B，而不是位于银河系中心附近的高质量恒星形成区。这种相似性表明，复杂物种的化学成分已经在冷云阶段确定，并意味着AFGL 4176是一个年轻的来源，其化学成分尚未被中央原恒星强烈处理。

用ALMA研究有盘候选物的热核的化学偏析

Chemical Segregation in Hot Cores With Disk Candidates: An investigation with ALMA

在大质量恒星形成的研究中，热核是经验定义的阶段，在那里检测到朝向大质量YSO的化学丰富的发射。目前还不清楚这种辐射的物理来源是盘、内包层还是外流腔壁，也不知道热核阶段是否是所有大质量恒星所共有的。我们研究了几个热分子核心的化学组成，以确定物理和化学结构。我们使用高光谱和空间分辨率的周期0 ALMA观测，以确定这个阶段是如何融入形成序列的高质量恒星。我们在350 GHz处观察到G35.20-0.74N和G35.03+0.35热芯。我们分析了G35.20中四个连续峰（A、B1、B2和B3）的光谱和图谱，这些连续峰相隔1000-2000 AU，G35.03中有一个连续峰。我们在8 GHz的光谱窗口的分子发射线，并确定了柱密度和温度多达35个物种假设当地的热力学平衡所有可能的线识别。在比较这四个峰的光谱时，我们发现每个峰都有不同的化学组成，表现在400多个不同的跃迁中。在G35.20中，B1和B2含有含氧和含硫的有机和无机物质，但很少含氮物质，而A和B3是含O、S和N物质（特别是具有CN键的物质）的强来源。CH $_2$ DCN在A和B3中明确检出，D/H比分别为8和13 $\%$，但在B1中弱得多，在B2中未检出。在G35.03中未检测到氘代物质，但在其他物质中发现了与G35.20相似的分子丰度。我们还发现在这两个来源的HNCO和NH $_2$ CHO的共空间发射表明两个物种之间的强化学…

含硫物质显示的SVS13-A I类化学复杂性。SOLIS XIII

The SVS13-A Class I chemical complexity as revealed by S-bearing species. SOLIS XIII

目的：目标是使用干涉测量图像对SVS 13-A进行含硫物种普查，SVS 13-A是一个I类天体，与富含星际复杂有机分子的热科里诺有关。方法：我们使用的数据在3 mm和1.4mm的IRAM-NOEMA在大型程序的框架SOLIS。结果：我们成像了32 SO、34 SO、C32 S、C34 S、C33 S、OCS、H2 C32 S、H2 C34 S和NS的线发射的空间分布。低激发（9 K）~（32）SO谱线跟踪的是由附近的SVS 13-B驱动的快速准直喷流。相反，其余的线被限制在内部SVS 13-A区域，在那里复杂的有机物已经预先成像。SO、SO2和H2 CS的非LTE LVG分析表明热科里诺起源（60-120 au）。温度在50 K到300 K之间，体积密度大于10^5 cm-3。丰度范围如下：0.3-6 × 10^-6（CS）、7 × 10^-9} - 1 × 10^-7（SO）、1-10 × 10^-7（SO2）、少量10^-10（H2 CS和OCS）和10^{-10} - 10^{-9}（NS）。N（NS）/N（NS^+）比值大于10，支持NS^+离子主要在扩展包层中形成。结论：[H2 CS]/[H2 CO]比值随时间增加（从0类到II类物体）超过一个数量级。这表明[S]/[O]在类似太阳的恒星形成过程中会发生变化。SVS 13-A中的[S]/[H]预算估计值为太阳系值（1.8 …

星际磷化学的第一步

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…

高质量年轻恒星周围的含盐盘候选者

Salt-bearing disk candidates around high-mass young stellar objects

在一个明确的圆盘中，追踪气体轨道运动的分子线是推断圆盘和它所包围的恒星性质的宝贵工具。只从盘中产生的谱线，而不是从周围的分子云核心产生的恒星或从它驱动的外流中产生的，是罕见的。最近在一个例子中发现了几条这样的发射线，这些发射线来自NaCl和KCl盐分子。我们研究了17个高质量恒星形成区域中的23个候选高质量年轻恒星天体（HMYSO）的样本，以确定这些物种的发射频率。我们提出了五个新的检测水，氯化钠，氯化钾，PN，和硅从周围的物体最里面的区域，使已知的盐水盘候选人的总数为9。它们的运动学结构通常是盘状的，尽管我们无法确定它们是否来自盘或新探测到的源中的流出。我们表明，这些物种在空间上是一致的，在一些解决的情况下，并表明，他们通常被检测到一起，这表明一个共同的起源或激发机制。我们还表明，几个磁盘周围的HMYSOs显然没有表现出在这些物种的排放。因此，盐盘在高质量盘中既不是特别罕见，也不是普遍存在的。

热分子核中含肽类键的益生元分子G10 .47+0.03的鉴定

Identification of pre-biotic molecules containing Peptide-like bond in a hot molecular core, G10.47+0.03

氮是星际介质中除氢、氧和碳之外化学活性最高的物质之一。含氮分子非常重要，因为它们积极参与生物分子的形成。因此，必须在各种天体物理来源中寻找含氮物种，特别是在进化历史相对知之甚少的高质量恒星形成区域周围。在本文中，我们报告了三个潜在的益生元分子，即异氰酸（HNCO），甲酰胺（NH 2CHO），和甲基异氰酸酯（CH 3 NCO），其中包含在热分子核心，G10.47+0.03（以下简称G10）的肽类键（-NH-C（=O）-）的观察。随着这三个复杂的含氮物种的识别，我们推测它们在源的空间分布，并讨论在这种条件下，它们可能的形成途径。在LTE条件下的旋转图方法已被用来估计的激发温度和柱密度的观察物种。利用马尔可夫链蒙特卡罗方法，得到了G10的最佳物理参数以及一些物种的线特性。我们还确定了氢柱密度和光学深度的不同连续观测在不同的频率范围。最后，基于这些观测结果，我们构建了一个化学模型来解释观测结果。我们发现HNCO、NH_2CHO和CH_3NCO是化学键合的。

尘埃颗粒上H2S的光处理：在半透明云和彗星中建立S链

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

GUAPOS 项目：III. 含氧与含氮复杂有机分子含量的表征及化学分化的搜寻

The GUAPOS project:III. Characterization of the O- and N-bearing complex organic molecules content and search for chemical differentiation

GUAPOS 项目第三篇论文表征了热分子核 G31 中十五种含氧和含氮复杂有机分子的丰度，通过 ALMA 观测和 MADCUBA 分析，发现含氧物种存在化学分化迹象。

探索由H2-bearing、富含CO的非极性冰层的高能处理引起的化学

Exploring the chemistry induced by energetic processing of the H2-bearing, CO-rich apolar ice layer

尘埃颗粒表面的星际冰幔被认为具有双层结构，富含H2O的极性层被富含CO的非极性层覆盖，该层可能含有H2和其他挥发物，如N2。在这项工作中，我们探讨了化学诱导的2千电子伏的电子和Ly-alpha光子在H2：CO：15 N2冰类似物的CO丰富的层时，暴露于类似的能量密度从宇宙射线诱导的次级电子和紫外光子在典型的密集云的寿命。在2keV电子辐照下，共鉴定出6种产物：CO2、C2 O（和其它碳链氧化物）、CH 4、H2 CO、H2 C2 O和H15 NCO。总产物丰度对应于暴露于电子辐照的初始CO分子的5-10%。Ly-alpha光子照射提供了1-2个数量级的低产量，具有相似的产物分支比，这可能是由于冰样品在该波长下的低UV-光子吸收截面。形成额外的含氮物种，即C215 N2和15 NH3，只观察到在没有H2和CO分子，分别，表明反应物来自H2和CO分子优先相互反应，而不是与15 N2及其解离产物。总之，冰化学引起的高能处理的CO丰富的非极性冰层提供了替代的形成途径，在星际介质中检测到的几个物种，包括一些有关的复杂的有机分子化学。进一步量化这些途径将有助于天体化学模型，以限制其相对贡献的星际预算，特别是，有机物种H2 CO和HNCO。

在一颗B[e]超巨星的抛射物中发现硫氧化物

Discovery of sulfur oxides in the ejecta of a B[e] supergiant

利用ALMA观测，发现B[e]超巨星HD~87643周围存在富含化学物质的分子气体，首次在早型演化大质量恒星中检测到SO和SO₂等含硫分子，揭示其化学特征及特殊分馏机制。

太阳系尺度上低质量原恒星中的复杂有机分子-- I。含氧物种

Complex organic molecules in low-mass protostars on solar system scales -- I. Oxygen-bearing species

复杂的有机分子（COMs）被认为是在恒星形成的最早阶段形成于冰冷的尘埃颗粒上。这些COM从最年轻的0/I类原恒星阶段向更进化的II类阶段的演变仍然没有完全了解。由于行星形成似乎很早就开始了，成熟的盘对于特征COM发射线来说太冷了，因此在0/I级阶段研究太阳系尺度上的COM清单是相关的。ALMA波段3（3毫米）和波段6（1毫米）的观测获得了七个0级原恒星的英仙座和巨蛇座恒星形成区。通过用“LTE”模型模拟原恒星内部区域，确定了几个含氧COM的激发温度和柱密度。B1-c、B1-bS和Serpens S68 N显示COM发射，即七个源中的三个。没有明确的相关性似乎存在之间的发生COM和源光度。对于三个富含COM的来源，以及IRAS 16293- 2422 B和HH 212，几种COM相对于CH 3OH的丰度非常相似。对于其他COM的丰度差异高达一个数量级，表明当地的源条件的情况下确定。B1-c包含COM发射的冷（$T_{ex}\approx60$ K）、更扩展的分量，其柱密度通常为暖/热（$T_{ex}\sim 200$ K）、中心分量的几个%。基于CH 2DOH/CH 3OH比率推导出1- 3%的D/H比率，表明甲醇形成期间的温度为$\sim$ 15 K。这个比例与其他低质量原恒星一致。未来的中红外设施，如JWST/MIRI，将是直接观测彗星冰的必要条件。将其与更大的富含COM的源样本…

POx和HPOx（x= 2，3）物种的Binding Energies的计算估计

Computational Estimation of the Binding Energies of POx and HPOx (x=2,3) Species

在恒星和行星形成期间，气体和固体之间的分子分布决定了气体和颗粒表面化学的轨迹，以及元素向新生行星的输送。这种分布主要由不同分子与水冰表面的结合能决定。计算了10种与天体化学有关的含磷物种在水面上的结合能，并对20种已知结合能的物种进行了验证。我们使用DFT计算（M06-2X/aug-cc-pVDZ）来计算分子和水分子簇（1-3 H $_2$ O分子）的能量，并由此通过比较复合物和单独的分子和簇的能量来确定结合能。我们还探讨了这些估计是否可以通过首先使用实验测量的结合能校准我们的计算方法来改进。使用的20个参考分子，我们发现，2 H $_2$ O簇的大小产生最好的结合能估计和校准的数据的应用程序可能会改善某些类别的分子，包括更多的难熔物种的结果。基于这些计算，我们发现，小的含磷分子，如PH $_3$，PN，PO，HPO，PO $_2$和POOH是相对挥发性的，应该解吸之前或伴随着水冰，而H $_2$ PO，HPO $_2$，PO $_3$，PO $_2$ OH可以强烈地结合到任何羟基化的表面，并可能会留在星际颗粒表面后，水冰的解吸。颗粒上P载体的耗尽构成了行星和星子中磷分子包合的途径。

W51北区的复杂分子

Complex molecules in W51 North region

我们提出了亚毫米阵列（SMA）分子线观测在两个2 GHz宽的波段，中心在217.5和227.5 GHz，对大质量恒星形成区W51北。我们确定了84个分子线转换从17个物种和它们的同位素。这些谱线的分子气体分布主要集中在W51北的连续谱位置，并有一个向西延伸的小尾巴，可能与W51 d2有关。除了通常检测到的含氮和含氧物质，我们还检测到大量的丙酮（CH $_3$ COCH $_3$）和甲酸甲酯（CH $_3$ OCHO）的跃迁，这可能表明这些分子存在于大质量恒星的早期演化阶段。我们还发现W51 North是一个富含乙醇的来源。含氧分子和含氮分子的分子气体分布没有明显差别。在局域热力学平衡（LTE）假设下，用XCLASS工具估算了分子柱密度和旋转温度。我们发现，含氧分子有相当高的柱密度和分数丰度比含氮分子。旋转温度范围为100 - 200 K，表明分子发射可能起源于温暖的环境。最后，根据气体分布、丰度分数和旋转温度，我们认为CH $_3$ OH，C $_2$ H $_5$ OH，CH $_3$ COCH $_3$和CH $_3$ CN可能在颗粒表面合成，而气相化学负责CH $_3$ OCH $_3$的生产$_3$、CH $_3$ OCHO和CH $_2$ CHCN。

由宇宙射线引起的低温化学：从含腈的天体物理冰类似物的正负离子解吸

Low-temperature chemistry induced by cosmic rays: positive and negative ions desorption from nitrile-bearing astrophysical ice analogues

在暗分子云的冷核中，来自外部源的紫外线辐射被强烈衰减，宇宙射线可以在被冰覆盖的颗粒表面上引发化学反应，促进经处理的材料喷射成气相。我们报道了重离子（~（252）Cf裂变碎片）轰击纯CH_3CN、C_2 H_3CN和i-C_3 H_7 CN冰时，模拟宇宙射线入射到冰表面时的正负二次离子发射。使用等离子体解吸质谱（PDMS）技术，通过飞行时间质谱（TOF-MS）分析从每个样品发射的二次离子。几个离子物种进行了鉴定，表明强烈的冷冻表面上的碎片。质子化RCNH+母体分子和（RCN）nH+离子簇证明了质子转移过程对正离子解吸起作用。氰基自由基的高电子亲和力似乎有助于CN-的强发射，以及归因于CHmCN-片段和（RCN）nCN-簇系列的阴离子。溅射和解吸的离子团簇（正和负）诱导重离子轰击建议构成一个新的中性或电离的分子物种可以交付到气相中的热解吸可以忽略不计的路线。

追踪锂：在棕矮星中追踪含锂分子的年龄、质量和重力

Following the Lithium: Tracing Li-bearing Molecules Across Age, Mass, and Gravity in Brown Dwarfs

锂是理解超冷矮星的重要元素，因为它在质量超过$\sim 68\, M_{\rm J}$时会在聚变中丢失。因此，锂原子的存在与否可以作为附近氢燃烧边界的指标，该边界位于棕矮星和极低质量恒星之间的$75\,M_{\rm J}$附近。历史上，“锂测试”，即在670.8 nm处寻找Li线的存在和强度，一直是一个标记，如果一个物体具有类似恒星的光谱能量分布的亚恒星质量（例如，晚型M矮星）。虽然Li测试原则上也可以用来区分L-T型矮星的质量，但Li主要不再以原子气体的形式存在，而是以分子形式存在，如LiH、LiF、LiOH和LiCl。L型和T型棕矮星在670 nm处也非常微弱，因此对高分辨率光谱学具有挑战性。但直到最近才有实验分子线列表可用于分子Li物种，允许分子Li质量歧视。在这项研究中，我们生成了这些含锂分子的最新不透明度，并对这些分子的丰度进行了热化学平衡大气成分计算。最后，我们计算了一系列多云和无云褐矮星大气的辐射对流平衡模型的热发射光谱（$T_{\rm eff}=$ 500- 2400 ~K，和$\log g$ =4.0，4.5，5.0），以了解大气中含锂物质的存在或不存在最容易检测到的褐矮星质量和年龄的函数。在原子Li之后，发现在$10.5-12.5$ ~ \micron处的最佳光谱特征是LiF，在$14.5-18.5$ $\micron$处的最佳光谱特征是LiCl。LiH在$\s…

在一个热的巨行星大气中的五种含碳和氮的物种

Five carbon- and nitrogen-bearing species in a hot giant planet's atmosphere

近二十年来，人们一直在探测靠近其母星（热彗星）的气态巨型系外行星的大气层。它们使我们能够研究极端辐照条件下行星大气的化学和物理性质。先前对热彗星在其主星前方过境时的观测显示，它们的大气层中经常存在水蒸气和一氧化碳;这已经在通常的化学平衡假设下根据定标的太阳成分进行了研究。这两种分子以及氰化氢都是在HD 209458 b的大气中发现的，HD 209458 b是一颗经过充分研究的热木星（平衡温度约为1,500开尔文），而氨则是在那里被初步检测到，随后被驳回。在这里，我们报告了HD 209458 b的观测结果，表明存在水（H2O），一氧化碳（CO），氰化氢（HCN），甲烷（CH 4），氨（NH3）和乙炔（C2 H2），每个分子的统计显著性为5.3至9.9标准偏差。在辐射和化学平衡的大气模型，占检测到的物种表明，一个富碳的化学与碳氧比接近或大于1，高于太阳值（0.55）。根据现有的大气化学与行星形成和迁移情景的模型，这表明HD 209458 b形成于远离它现在的位置，随后向内迁移。其他热彗星也可能显示出比以前发现的更丰富的化学成分，这将使人们对经常假设它们具有类似太阳和富氧的成分提出质疑。