Chemical modeling of water deuteration in IRAS16293-2422
IRAS 16293-2422是一颗经过充分研究的低质量原恒星，其特征是氘分馏水平很高。通过对HDO的详细多线分析发现，在原恒星包层的视线范围内，还存在一个富含单氘水和双氘水的吸收层。为了模拟这个来源中的化学，气体颗粒化学代码Nautilus与扩展的氘网络一起使用。对于原恒星包层，我们求解了原恒星核模型中下落流体包层中的化学反应网络。对于前景云，我们探讨了几个物理条件（密度，宇宙电离率，C/O比）。本文的主要结果是，在IRAS 16293 -2422的内部区域观测到的H2O，HDO和D2 O的气相丰度低于由一维动力学/化学（热corino）模型预测的那些，其中冰被完全蒸发。由于吸附/蒸发的竞争，在信封的外部的丰度呈现混乱的配置文件，非常不同的恒定丰度假设的分析的意见。我们还发现，在吸收层中观察到的气相H2O，HDO和D2 O的大丰度更有可能解释由放热表面反应，而不是光解吸过程。
2014-10-23 astro-ph.GA
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
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
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
Water deuteration and ortho-to-para nuclear spin ratio of H2 in molecular clouds formed via the accumulation of HI gas
我们研究了水氘比和H2的邻-对核自旋比（OPR（H2））在分子云的形成和早期演化过程中，以下的方案，吸积流扫描和积累HI气体形成分子云。我们遵循的物理演化后的冲击材料使用一维冲击模型，后处理气冰化学模拟。这种方法使我们能够研究的OPR（H2）和水氘化率的演变，而没有一个任意的假设有关的初始分子丰度，包括初始OPR（H2）。当氢到H2的转化几乎完成时，由于气相中的自旋转化，OPR（H2）已经远小于统计值3。随着气体积累，OPR（H2）以非平衡方式降低。我们发现，水冰可以是氘贫在其主要形成阶段结束时，在云，水蒸气相比，在低质量的原恒星附近的水冰可能升华。如果是这样的话，水中氘的富集应该主要发生在恒星形成的稍后演化阶段，即，寒冷的星前/原恒星核。抑制云中水冰氘化的主要机制是水冰的光解和再形成循环，它有效地从水冰化学中去除氘。除冰效率取决于水冰的主要形成途径。在水冰的主要形成阶段，OPR（H2）对水冰氘代反应的影响较小。
2015-11-23 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
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
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
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
ATLASGAL -- selected massive clumps in the inner Galaxy. IX. Deuteration of ammonia
氘已被用作低质量和高质量恒星形成演化阶段的示踪剂。APEX望远镜大面积巡天（ATLASGAL）提供了一个重要的资料库，用于详细统计研究银河系内盘不同演化阶段的大质量恒星形成团块。我们研究了氘的量，使用NH 2D在一个代表性的样本中发现的大质量团块的ATLASGAL调查，涵盖了大质量恒星形成的各个演化阶段。因此，用Mopra望远镜在85至93 GHz之间对ATLASGAL团块进行了3毫米无偏谱线测量，用IRAM 30米望远镜在84至115 GHz之间进行了测量。用IRAM 30 m望远镜在74 GHz的NH 2D跃迁中跟踪了一个子样品。我们确定了氘分馏柱密度比NH 2D和NH3和测量NH 2D的激发温度为第一次从74和110 GHz线使用MCWeeds的同时建模。我们发现一个大范围的NH 2D到NH3柱密度比高达1.6+/-0.7，表明在一个子样品的团块的NH3氘代的高度。我们的分析产生了一个明显的差异NH3和NH 2D旋转温度的一部分来源。因此，我们主张在74和110 GHz的NH 2D跃迁同时观察，以直接确定NH 2D的温度。我们确定邻-对位柱密度比中值为3.7+/-1.2。NH 2D的高探测率证实了以前在大质量恒星形成团块中发现的高氘。需要使用NH 2D而不是NH3的激发温度来避免对氘化的过高估计。我们在早期进化阶段的来源中测量了较高的NH 2D检测率。氘分馏显示没有相关性的演…
2021-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Low levels of methanol deuteration in the high-mass star-forming region NGC 6334I
在恒星形成区，氘分子的丰度对它们形成的环境很敏感。因此，氘化分数为研究恒星形成系统的物理和化学演化提供了强有力的工具。虽然当地的低质量恒星形成区域显示出非常高的氘比率，但在猎户座和银河系中心观察到的氘比率要低得多。我们推导出甲醇氘化分数在一些位置对高质量的恒星形成区域NGC 6334 I，位于平均距离为1.3千秒差距，并讨论如何这些可以揭示其形成过程中的条件。我们使用ALMA获得的高灵敏度，高空间和光谱分辨率观测来研究丰度较低，光学薄的甲醇同位素体的跃迁：（13）CH 3OH，CH 3（18）OH，CH 2DOH和CH 3 OD，检测到NGC 6334 I。假设LTE和激发温度为120-330 K，我们推导出每个物种的柱密度，并使用这些来推断CH 2DOH/CH 3OH和CH 3 OD/CH 3OH馏分。有趣的是，在整个区域中，CH 3 OD的柱密度始终高于CH 2DOH的柱密度。在这项工作中研究的所有区域都显示出CH 2DOH/CH 3OH以及CH 2DOH/CH 3 OD的比值，这些比值远低于低质量恒星形成区域的比值，略低于猎户座和银河系中心高质量恒星形成区域的比值。低的比率表明在形成过程中的晶粒表面温度约为30 K，因此氘代物质的形成效率显著降低。
2018-04-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
A study of the $c$-$\mathrm{C_{3}HD}$/$c$-$\mathrm{C_{3}H_{2}}$ ratio in low-mass star forming regions
我们使用$c$-$\mathrm{C_{3}H_{2}}$的氘化来探测无星和原恒星核的物理参数，与它们的演化状态相关，并将其与$\mathrm{N_{2}H^{+}}$-氘化进行比较，以研究含C和含N物质的氘化之间可能的差异。我们在金牛座和英仙座复合体的10个无星核和5个原恒星中观测到了主要的$c$-$\mathrm{C_{3}H_{2}}$、单氘和双氘的$c$-$\mathrm{C_{3}HD}$和$c$-$\mathrm{C_{3}D_{2}}$以及同位素体$c$-$\mathrm{{H^{13}CC_{2}H}}$。我们检查了$N$（$c$-$\mathrm{C_{3}HD}$）/$N$（$c$-$\mathrm{C_{3}H_{2}}$）比值与尘埃温度以及$\mathrm{H_2}$柱密度和CO消耗因子之间的相关性。所得$N$（$c$-$\mathrm{C_{3}HD}$）/$N$（$c$-$\mathrm{C_{3}H_{2}}$）比值在误差条内，与检测到$c$-$\mathrm{C_{3}HD}$的所有无星岩心中的$10\%$一致。这也解释了除了源HH 211之外的原恒星，在那里我们测量了高氘水平的$23\%$。$\mathrm{N_{2}H^{+}}$的氘化遵循相同的趋势，但在动态演化的核心L1544中要高得多。朝向原恒星核心，温度最低的天体在$c$-$\mathrm…
2018-07-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star Formation in a Strongly Magnetized Cloud
我们研究恒星形成的中心脊1（CR 1）在船帆座C巨大的分子云，选择作为一个高柱密度区域，显示最低水平的尘埃连续极化角色散，可能表明磁场是相对较强的。我们用ALMA 7 m阵列在1.05 mm和1.3 mm波长上观测该源，这使得能够测量尘埃温度、核心质量和天体化学氘。一个相对适度的11个致密的核心是通过它们的尘埃连续体发射确定的，质量从0.17到6.7 Msun。总体而言，与其他具有类似柱密度的典型云相比，CR 1具有相对较低的致密气体部分，这可能是该区域的强磁场和/或非常早期的演化阶段的结果。用N2 H+（3-2）和N2 D+（3-2）线测量的核心的氘代率Dfrac从0.011到0.85不等，后者是迄今为止检测到的最高值之一。氘化水平似乎随着星前阶段到原恒星阶段的演化而降低。一个线性灯丝，运行大致平行于大规模的磁场方向，被视为连接两个最大的核心，每个具有CO双极流出正交对齐的灯丝。暗条包含了氘代最多的核心，可能是星前的，位于原恒星的中间。观测允许测量的完整的氘化结构的灯丝沿其长度，我们目前。我们还讨论了这种结构的运动学和动力学，以及密集的核心人口。
2021-05-26 astro-ph.GA
Deuteration around the ultracompact HII region Mon R2
巨大的恒星形成区域Mon R2拥有最近的超紧凑HII区域，可以用目前的单碟望远镜进行空间分辨。我们利用IRAM-30 m望远镜对两个重要位置（即IF和MP2）进行了无偏光谱测量，以研究Mon R2的氘代分子的化学性质。我们发现在这两个位置的氘代物种的丰富的化学，与C2 D，DCN，DNC，DCO+，D2CO，HDCO，NH 2D，和N2 D+和它们相应的氢化物种和同位素的检测。我们的高光谱分辨率观测使我们能够分辨出三个速度分量：10 km/s的分量在两个位置都被探测到，似乎与暴露于IRS 1紫外辐射最多的层有关，12 km/s的分量被发现朝向IF位置，似乎与分子气体有关;最后，8.5 km/s的分量只在MP2位置被探测到，很可能与低紫外辐射的PDR有关。我们推导出所有物种的柱密度，并确定氘分数（Dfrac）。对于所有观察到的物质，Dfrac的值都在0.01左右，除了HCO+和N2 H+的值低10倍。在Mon R2中发现的值很好地解释了与时间相关的气相模型，其中氘代主要通过与H2 D+，CH 2D+和C2 HD+的离子-分子反应发生。最后，[H13 CN]/[HN 13 C]的比值非常高（~11）的10公里/秒的组件，这也同意我们的模型预测的年龄为~0.01-0.1百万年。氘化学是研究恒星形成区的好工具。低质量恒星形成区似乎可以用Dfrac（N2 H+）或Dfrac（HCO+）来表征…
2014-06-05 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
Science with an ngVLA: Deuteration in starless and prestellar cores
在致密的无星核和原恒星核中，氘代物质相对于非氘代物质的相对丰度可以比当地的星际介质大几个数量级。这种增强通过气相和尘埃颗粒中的多个途径进行，其中化学物质强烈依赖于物理条件。在本章中，我们将讨论如何灵敏，高分辨率的观测与氘分子发射的ngVLA将跟踪致密气体结构和运动学的紧凑的物理尺度上跟踪恒星形成的核心和年轻的原恒星和拱星吸积区的后续形成的引力坍缩。同时，这种观测将在追踪恒星和行星形成各个阶段的化学历史方面发挥关键作用。许多关键氘代物质的低J跃迁，以及它们的未氘代对应物，位于60-110 GHz频率窗口内，其低端在很大程度上是现有设施和仪器无法获得的。只有ngVLA提供的灵敏度和角分辨率相结合，将使对恒星形成最早阶段的物理和化学的研究无与伦比。
2018-10-16 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
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
The 3D structure of CO depletion in high-mass prestellar regions
解开恒星形成过程的不同阶段，特别是在高质量区域，是天体物理学的一个挑战。化学钟可以帮助缓解这个问题，但它们的演变强烈依赖于许多参数，导致在解释观测数据时简并。这些不确定性之一是CO消耗的程度。在这里，我们提出了第一个自洽的磁流体动力学模拟的高质量恒星形成区域在不同的尺度，完全耦合的非平衡化学网络，其中包括C-N-O轴承分子。消耗和解吸过程的处理时间依赖性。结果表明，完全的CO耗尽（即所有的气相CO冻结在尘埃颗粒的表面上），可以达到非常快，在三分之一或甚至更小的分数的自由落体时间，无论崩溃进行慢或快的时间尺度。这导致在短时间内对于典型的示踪剂如N $_2$ H $^+$以及对于主离子H $_3^+$都有高水平的氘化，后者通常更大且更长。N $_2$消耗的效率略低，并且没有观察到对含N分子和氘分馏的直接影响。我们发现，CO耗尽是不是唯一的驱动器的氘，并有一个强烈的影响时，改变晶粒尺寸的$D_{frac}$。最后，我们将二维高斯点扩散函数应用到我们的结果中，以模拟单碟和干涉仪的观测。我们的研究结果表明，在高质量恒星形成团块中观察到的低值实际上掩盖了内部0.1 pc区域的完全耗尽阶段。
2019-10-30 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
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$T_\mathrm{ex} = 1…
2019-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas vs. solid phase deuterated chemistry: HDCO and D$_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
AEOS: Star-by-Star Cosmological Simulations of Early Chemical Enrichment and Galaxy Formation
AEOS项目通过1 pc分辨率的逐颗恒星宇宙学模拟，研究早期宇宙中化学增丰与星系形成，揭示了古老恒星化学丰度对早期核合成和星系演化的关键约束作用。
2024-12-29 astro-ph.GA
Deuterium fractionation and the degree of ionisation in massive clumps within infrared dark clouds
（删节）我们的目标是确定与IRDC相关的七个巨大团块样本中CO消耗、氘分馏和电离的程度。用APEX望远镜观测了C17 O（2-1）、H13 CO+（3-2）、DCO+（3 -2）、N2 H+（3-2）和N2 D+（3-2）向团簇的跃迁。CO分子在观察到的团块中似乎没有明显耗尽。DCO+/HCO+和N2 D +/N2 H+柱密度比分别约为0.0002-0.014和0.002-0.028。前者的比例被发现作为气体动力学温度的函数减少。一个简单的化学分析表明，电离度的下限在x（e）~10^{-8}-10 ^{-7}的范围内，而估计的上限在几个10^{-6}到~10^{-4}的范围内。x（e）的下限意味着H2的宇宙射线电离率在zeta_H2~10^{-17}-10 ^{-15} s^{-1}之间。这是迄今为止报告的大规模IRDC的x（e）和zeta_H2的首次估计。在观测到的来源中，CO没有耗尽的发现符合这样一个事实，即它们显示了恒星形成活动的证据，据信恒星形成活动将CO从冰粒地幔释放回气相。观察到的氘化程度低于低质量的无星核心和原恒星包层。随着温度的升高，氘的减少可能反映了团簇的演化。另一方面，与年轻的高质量恒星的关联可以将zeta_H2和x（e）提高到通常在低质量恒星形成区发现的水平之上。在我们观测到的尺度上，双极扩散不可能是团块演化的主要驱动力，除非它发生在>>10^6年的时间尺度上…
2011-08-29 astro-ph.GA
Galaxy formation and chemical evolution
星系吸积物质的方式以及不同时期的恒星形成率影响着星系稳定同位素存量的演化。详细分析了在星系厚盘和薄盘的早期吸积阶段，星系化学演化对星系吸积情景以及恒星形成率的依赖关系。我们的研究结果表明，在星系厚盘形成过程中的快速早期吸积以及星系吸积早期恒星形成率的提高可以解释大部分主要元素的星系化学演化趋势。此外，我们证实了最近的建议，形成一个大规模的银河厚盘，而不是较早假设的低质量厚盘。
2014-08-02 astro-ph.GA
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
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
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
Chemical Enrichment of Isolated Relic Galaxy Mrk1216
本研究通过X射线观测孤立遗迹星系Mrk1216，发现其中心高[Mg/Fe]比值和平坦SNIa比率分布，证实早期剧烈恒星形成导致的化学增丰，凸显遗迹星系作为研究早期星系演化的基准。
2025-09-18 astro-ph.GA
Chemical and stellar properties of early-type dwarf galaxies around the Milky Way
早型矮星（ETD）是低质量星系演化的终点，其气体供应已经熄灭。恒星形成的停止揭示了古老的恒星星族。银河系周围的矮球状和超暗星系的恒星的颜色、星等、金属丰度和丰度储存了大量信息，使人们能够非常详细地研究它们的化学性质和恒星星族。在这里，我们总结了我们目前的理解，这在过去十年中迅速发展，这要归功于大规模天体测量，光度测量和光谱测量的蓬勃发展。我们强调，原始的恒星星族在ETD提供了一个独特的实验室，以研究在小尺度上的物理条件，在时代超过z=2。我们强调观察到的多样性的恒星形成和化学富集的历史在附近的矮星。这些数据还不能完全破译，以揭示矮演化的关键过程，但第一次成功的尝试已经确定了重元素生产的地点。
2022-09-19 astro-ph.GA
Chemical evolution of bulges of active galactic nuclei in the early Universe: roles of accreting stars
研究通过建模揭示了高红移AGN晕中吸积修改恒星（AMS）对气体相金属丰度的快速增强作用，为未来光谱学调查提供预测。
2025-11-20 astro-ph.GA
Reviving old controversies: is the early Galaxy flat or round? Investigations into the early phases of the Milky Way formation through stellar kinematics and chemical abundances
我们分析了一组非常贫金属的恒星，已获得准确的化学丰度的一部分，欧洲南方天文台大型计划“第一星”的光的盖亚DR 2数据。样本中恒星的运动学和轨道特性表明，它们可能属于厚盘，部分加热到晕运动学，以及吸积的Nissen & Schuster-Gaia Sausage-Enceladus卫星。这些性质在高金属丰度（$\rm [Fe/H]>-2$）和低金属丰度（$\rm [Fe/H]<-4.$）的恒星中的连续性表明，在$\rm [Fe/H] \lesssim -0.5$和至少在$\rm [Fe/H]\sim-6$以下的银河系主要由这两个种群组成。特别是，我们表明，光盘连续延伸从$\rm [Fe/H] \le -4$（最近发现的恒星与盘状运动）到$\rm [Fe/H] \ge -2$，银河系厚盘的金属丰度制度。确实存在一个“超贫金属厚盘”，它构成了典型银河系厚盘的极贫金属尾部，并将后者从$\rm [Fe/H] \sim -0.5$扩展到迄今为止在银河系中发现的最贫金属的恒星。这些结果表明，盘可能是主要的，也可能是唯一的恒星星族，已在银河系中形成的这些金属丰度。这就要求导致旧银河系圆盘形成的耗散坍缩必须非常快。我们还讨论了这些结果，在最近的模拟努力再现银河系型星系的第一阶段。
2020-03-09 astro-ph.GA
A Comparison of Stellar and Gas-Phase Chemical Abundances in Dusty Early-Type Galaxies
虽然我们在早期类型星系（ETG）的一个子集中观察到大量的冷星际气体和尘埃，但这些物质的来源仍然不清楚。两个主要的相互竞争的方案是外部吸积的低质量，富含气体的矮星和内部生产的恒星质量损失和/或冷却的热星际介质（ISM）。我们测试这些假设与测量的恒星和星云的金属丰度的三个ETG（NGC 2768，NGC 3245，和NGC 4694）从新的长缝，高信噪比光谱的多目标双光谱（MOD）的大双目望远镜（LBT）。这些ETG有适度的恒星形成率和最小的核活动证据。我们模拟恒星连续得到化学丰度和测量气相丰度与标准星云诊断。我们发现，恒星和气相的丰度是非常相似的，这支持内部生产，是非常不一致的吸积较小，较低的金属丰度矮星。所有这三个星系也符合外推的质量-金属丰度关系，以更高的质量星系与较低的特定恒星形成率。沿着长缝的发射线通量比，以及全球线比清楚地表明，光电离占主导地位和电离的交替源，包括活动星系核活动，冲击，宇宙射线，耗散磁流体动力学波，和单一的退化Ia型超新星的祖先不显着影响线比。
2018-12-12 astro-ph.GA
Chemical Signature of a Major Merger in the Early Formation of Small Magellanic Cloud
根据我们为小麦哲伦云（SMC）构建的新化学演化模型的结果，揭示了SMC的形成历史，突出了SMC中星团年龄-金属丰度关系的观测异常。我们首先提出，一个主要的合并的证据是印在年龄-金属丰度的关系作为一个浸在[Fe/H]。我们的模型预测，质量比为1：1至1：4的主要合并发生在约7.5 Gyr前，在SMC中场星的丰度分布函数的良好再现。此外，我们的模型预测了[Mg/Fe]在-1.4 < [Fe/H] <-1.1时的相对较大的分散度，反映了化学富集的时间逆过程导致的循环特征，这可以根据未来的观测结果进行检验。考虑到观测到的SMC的速度色散（~30 km/s）远小于星系晕的速度色散（~160 km/s），我们的发现强烈地暗示了预测的合并事件发生在一个远离银河系的小群体环境中，并且包含了许多与SMC相当的小的富含气体的矮星。这一理论观点在考虑与大麦云云形成历史的联系的框架中得到了广泛的讨论。
2009-06-18 astro-ph.GA
SDSS-IV MaNGA: local and global chemical abundance patterns in early-type galaxies
化学富集特征强烈地限制了星系形成和演化，对丰度模式的详细了解提供了有关元素核合成生产途径的线索。使用SDSS-IV MaNGA IFU调查，我们详细研究了化学元素丰度的径向梯度。我们使用366个质量为9.9 - 10.8 log $M/M_{\odot}$的早型星系的叠加光谱，通过拟合恒星星族模型和Lick吸收指数的组合，探测了元素C，N，Na，Mg，Ca和Ti的丰度。我们发现，C，Mg，和Ti跟踪对方都作为星系半径和星系质量的函数。星系内部和星系之间类似的C和Mg丰度为恒星形成时间尺度设定了下限。相反，N和Ca通常被抵消到较低的丰度。与镁相比，钙的丰度不足意味着钙通过Ia型超新星的延迟富集，而Ti和较轻的$α$元素C和Mg的相关行为表明Ti来自II型超新星。我们在[Mg/Fe]、[C/Fe]和[Ti/Fe]中获得了浅的径向梯度，这意味着这些推论与半径无关。然而，我们测量到[N/Fe]和[Na/Fe]的强负径向梯度，分别高达$-0.25\pm0.05$和$-0.29\pm0.02$ dex/Re。这些梯度随着星系质量的减小而变浅。我们发现，N和Na的丰度增加更陡峭的速度色散星系内比全球，而其他元素显示出相同的关系，本地和全球。这意味着在大质量早型星系中发现的高Na和N丰度是由星系内部过程产生的。这些都与总的金属丰度，这表明金属丰度依赖的钠富集，并在大规模的早期型星系的二次N生产。
2018-12-06 astro-ph.GA
A Comparative Analysis of the Chemical Compositions of Gaia-Enceladus/Sausage and Milky Way Satellites using APOGEE
我们使用阿帕奇点天文台星系演化实验（APOGEE 2）的第17次数据发布的数据，以对比最近发现的盖亚恩克拉多斯/香肠系统（GE/S）的化学成分，以10个银河系（MW）矮卫星星系：LMC，SMC，牧夫座I，船底座，天龙座，天炉座，人马座，雕塑家，六分仪和小熊座。我们的主要重点是这些系统的恒星星族在[Mg/Fe]-[Fe/H]和[Mg/Mn]-[Al/Fe]平面上的分布，这是文献中常用的化学诊断和矮星系可以区分从原位人口。我们表明，与MW卫星，GE/S的样本定义的基础上，纯粹的轨道参数几乎完全落在“吸积”的恒星星族在化学空间，这可能是由于早期淬火的恒星形成GE/S的轨迹。由于恒星形成的历史更为漫长，在MW卫星群中富含金属的一端的恒星的特征是[Mg/Mn]比它们的GE/S对应物低。GE/S恒星的化学成分与早期恒星形成率比MW卫星的质量更高的恒星形成率相一致，这表明早期宇宙中的恒星形成受到除了质量之外的其他参数的强烈影响。我们发现矮星系[Mg/Mn]-[Al/Fe]平面上金属丰度梯度的方向是系统早期恒星形成率的指示
2023-01-03 astro-ph.GA
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
Element Abundances in a Gas-rich Galaxy at z = 5: Clues to the Early Chemical Enrichment of Galaxies
高红移类星体吸收体中的元素丰度提供了对遥远星系化学富集的极好探测，并且可以限制第三族和早期第二族恒星的模型。最近的观测表明，在红移0 $<$ $z$ $<$ 3处，次阻尼莱曼-α（sub-DLA）吸收体比DLA吸收体更富含金属。也有人提出，DLA金属度在$z$ $>$ 4.7时突然下降。然而，只有3个位于$z$ $>$ 4.5的DLA和没有位于$z$ $>$ 3.5的DLA具有未贫化元素的“无尘”金属丰度测量值。我们报告的第一个类星体子DLA金属丰度测量在$z$ $>$ 3.5，从探测到的高分辨率数据中的子DLA在$z$ =5.0的未耗尽的元素。我们得到相当强大的C，O，Si和Fe的丰度，使用线以外的莱曼α森林。该吸收剂是贫金属的，O/H]=-2.00 $\pm$ 0.12，这比从$z$ $<$ 3.5亚DLA的趋势外推所预期的水平低$\gtrsim$ 4 $σ$。C/O比比太阳低1.8 $^{+0.4}_{-0.3}$倍。更引人注目的是，Si/O比太阳低3.2倍，而Si/Fe几乎是太阳的（$^{+0.6}_{-0.5}$倍）。这种吸收剂没有显示出明显的α/Fe增强。尘埃的消耗可能比银河系星际介质中常见的情况从气相中去除了更多的硅，如果高红移超新星形成更多富含硅酸盐的尘埃，这可能是可以预期的。C/O和Si/O在不同的速度分量之间变化很大，表明尘埃耗尽和/或早期恒星核合成的空间变化（…
2016-07-25 astro-ph.GA
The L1157-B1 astrochemical laboratory: testing the origin of DCN
L1157-B1是大规模分子外流中最明亮的冲击区域，被认为是化学物质丰富的外流的原型，是研究冲击如何影响分子气体的理想实验室。IRAM 30 m先前已经探测到几个氘代分子，其中大多数形成于颗粒地幔上，然后由于冲击而释放到气相中。我们的目标是观察调查的作用，导致DCN的形成，并测试其形成的化学模型的预测不同的化学过程的工作。我们用NOEMA对DCN（2-1）和H13 CN（2-1）谱线进行了高角分辨率观测，以计算氘代分数Dfrac（HCN）。我们检测到L1157-B1冲击产生的DCN（2-1）和H13 CN（2-1）发射。Dfrac（HCN）约为4 × 10 $^{-3}$，考虑到不确定性，我们没有发现弓形激波的显著变化。与HDCO相反，HDCO的排放描绘了射流与环境材料之间的撞击区域，DCN的分布范围更广，且不限于撞击区域。这与气相化学在弓形激波头部HCN的氘化中起主要作用的想法是一致的，其中HDCO是未检测到的，因为它是颗粒表面化学的产物。DCN和H13 CN的光谱与流出腔壁的光谱特征相匹配，表明它们的发射来自冲击气体。与C型冲击模型耦合的含时气体-颗粒化学模型UCL-CHEM的分析表明，所观察到的Dfrac（HCN）在冲击后阶段达到，匹配的动力学时间尺度的冲击。我们的研究结果表明，在L1157-B1的DCN的存在是气相化学的组合，产生了广泛的DCN发射，占主导地位的头部的弓形激…
2017-07-14 astro-ph.GA
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
Chemical Abundances of Early Quiescent Galaxies: New Observations and Modelling Impacts
本研究基于Magellan/FIRE光谱测量了四个红移z~2的引力透镜宁静星系的年龄和化学丰度，证实了部分星系存在高α增丰，并强调恒星族群合成模型的选择对丰度测量有显著影响。
2025-06-25 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
Astrochemistry as a tool to follow the protostellar evolution: the Class I stage
天体化学的最新发展表明，某些分子物种可以作为研究太阳型恒星形成过程早期阶段的工具。其中，更相关的物种是星际复杂有机分子（iCOMs）和氘代分子。他们的分析为我们提供了关于原恒星物体现在和过去历史的信息。在原恒星演化阶段中，I类原恒星是研究行星形成过程初始条件的理想实验室。事实上，从物理学的角度来看，I级阶段是0级阶段和原行星盘阶段之间的桥梁，0级阶段主要是吸积过程，原行星盘阶段是行星形成的时候。尽管它们很重要，但对I类原恒星的观测很少，对它们的化学成分也知之甚少。在本文中，我们回顾了（少数）现有的观测iCOMs和氘代物种在I类原恒星。此外，我们还对I类原恒星SVS 13-A的氘代氰基乙炔和硫代甲醛进行了新的观测。这些新的观察结果使我们能够更好地了解SVS 13-A的物理和化学结构，并将氰基乙炔和硫甲醛氘代与不同进化阶段的其他来源进行比较。
2019-11-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Early turbulent mixing as the origin of chemical homogeneity in open star clusters
恒星中元素的丰度是研究其起源的关键线索。在疏散星团中观测到的恒星间对数丰度的变化在许多元素上通常只有$\sim 0.01-0.05$，明显小于恒星形成的星际介质中观测到的$\sim 0.06-0.3$的变化。目前还不清楚为什么星团如此同质，以及同质性是否也应该在恒星形成效率较低的区域占主导地位，这些区域不产生束缚星团。在这里，我们报告自适应网格模拟使用被动平流标量，以跟踪混合的化学元素的恒星形成云的形式和崩溃。我们表明，湍流混合在云组装自然产生的恒星丰度散射至少~5倍小于气体中，足以充分解释所观察到的恒星的化学均匀性。此外，混合发生得非常早，因此具有效率$\varepsilon \sim 10\%$的区域几乎与具有$\varepsilon\sim 50\%$的区域一样混合良好。这意味着即使是不形成结合星团的区域也可能是混合良好的，并增强了使用化学标记通过其独特的化学特征重建溶解星团的前景。
2014-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical fingerprint of the Gaia BH3 system. Evidence for early cluster enrichment from the analysis of 51 elements
Institute of Astronomy and Astrophysics (IAA), Université libre de Bruxelles (ULB)（布鲁塞尔自由大学天体物理研究所）；BLU-ULB, Brussels Laboratory of the Universe（布鲁塞尔宇宙实验室）；Royal Observatory of Belgium（比利时皇家天文台）；Vietnam National Space Center (VNSC), Vietnam Academy of Science and Technology (VAST)（越南国家航天中心，越南科学技术院）
本研究通过分析盖亚BH3系统伴星的51种元素丰度，发现其与ED-2星流恒星高度匹配，证明该系统化学组成源于原初星团早期空间不均匀增丰，而非双星局部污染。
2026-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical evolution in the early phases of massive star formation. I
了解年轻（高质量）恒星形成区的化学演化是恒星形成研究的中心议题。化学是一种独特的工具，1）研究潜在的物理过程，2）表征化学成分的演变。我们观察了59个高质量恒星形成区域的样本，这些区域处于不同的演化阶段，从早期的红外暗云的无星阶段到高质量的原恒星物体到热分子核心，最后是IRAM 30米望远镜在1毫米和3毫米处的超紧凑HII区域。我们确定了它们的大规模化学丰度，发现化学成分随着演化阶段而演化。平均而言，分子丰度随着时间的推移而增加。我们使用一维物理模型对化学演化进行了建模，其中密度和温度随阶段而变化，并结合先进的气体-颗粒化学模型，得出了所有相关参数的最佳拟合卡方值。一个令人满意的整体协议之间观察到的和建模的柱密度为大多数的分子。利用最佳拟合模型，我们还推导出每个阶段的化学年龄，这给出了两个连续阶段之间转换的时间尺度。最适合的化学年龄为IRDC阶段~ 10，000年，HMPO阶段~ 60，000年，HMC阶段~ 40，000年，UCHII阶段~ 10，000年。高质量恒星形成过程的整个演化序列的总化学时标大约为10^5年，这与理论估计一致。此外，基于未解决的数据的多线调查的方法，我们能够约束一个直观和合理的物理和化学模型。本研究结果可作为高质量恒星形成不同演化阶段的化学模板。
2014-03-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Early Chemical Enrichment Histories of Two Sculptor Group Dwarf Galaxies as Revealed by RR Lyrae Variables
我们提出了我们的分析结果的RR天琴座（RRL）变星检测到的两个过渡型矮星系（dTrans），ESO 294-G 010和ESO 410-G 005的玉夫座集团，这是已知的最接近我们的本星系群的相邻星系群之一。利用哈勃太空望远镜（HST）上的高级巡天相机（ACS）的深度存档图像，我们已经在两个dTrans星系中确定了RR Lyrics候选者的样本[ESO 294-G 010中有219个RRab（RR 0）和13个RRc（RR 1）变量; ESO 410-G 005中有225个RRab和44个RRc恒星]。利用Alcock等人导出的周期-振幅-[Fe/H]关系计算了RRab星的金属丰度，得到的平均金属丰度分别为<[Fe/H]>_{ESO 294} = -1.77 +/- 0.03和<[Fe/H]>_{ESO 410} = -1.64 +/- 0.03。RRL金属丰度分布函数（MDFs）的进一步调查，通过简单的化学演化模型，这些揭示了这两个dTrans星系的早期化学富集过程的遗迹。在这两个星系的情况下，RRL MDF的形状是很好地描述了预富集模型。这表明这些玉夫座dTrans星系早期化学演化的两个可能通道：1）我们目标矮星系的古老恒星星族可能是由恒星形成气体形成的，这些气体已经通过“即时初始富集”或来自第一颗大质量恒星的“初始核合成尖峰”而富集，或者2）这种预富集状态可能是由它们最近的邻…
2014-02-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical Abundance Patterns and the Early Environment of Dwarf Galaxies
最近的观测表明，银河系恒星晕中的低金属丰度恒星和矮卫星星系中的低金属丰度恒星之间存在着丰度模式的差异。本文首先研究了银河系形成前的早期环境在塑造这些恒星星族中可能扮演的角色。特别是，我们认为是否在交叉污染的恒星晕和卫星的祖先之间的差异可能有助于解释丰度模式的差异。使用N体模拟，我们发现，主晕的祖先晕主要聚集在一起，在z=10，而卫星星系的祖先仍然在这个集群的外围。接下来，分析模拟的超新星驱动风表明，主晕祖细胞更有效地相互交叉污染，而卫星星系祖细胞仍然更加孤立。因此，不均匀的交叉污染，由于不同的高Z空间位置的每个系统的祖先可以帮助解释观测到的丰度模式的差异今天。相反，这些差异是早期金属富集不均匀性的标志。
2013-06-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Simulating the formation of massive seed black holes in the early Universe. I: An improved chemical model
早期宇宙中大质量种子黑洞形成的直接坍缩模型试图解释在$z \sim 6$观测到的超大质量黑洞的数密度，假设它们是从质量M > 10000太阳质量的种子中生长出来的，这些种子是由原子冷却晕中的无金属气体直接坍缩形成的，其中H2冷却被强的河外辐射场抑制。该模型的可行性取决于抑制H2冷却所需的辐射场的强度，$J_{\rm crit}$：如果这太大，那么形成的种子太少，无法解释观测到的SMBH数密度。为了可靠地确定$J_{\rm crit}$，我们需要能够精确地模拟在极强辐射场照射下气体中H2的形成和破坏。在本文中，我们使用基于反应的还原技术来分析在这些条件下H2的化学性质，使我们能够确定负责确定$J_{\rm crit}$值的关键化学反应。我们构建了一个简化的26个反应的网络，使我们能够准确地确定$J_{\rm crit}$，并将其与文献中以前的治疗方法进行比较。我们发现，以前的研究往往忽略了一个或多个重要的化学反应，这些遗漏引入了高达三个因素的不确定性到以前的测定$J_{\rm crit}$。
2015-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Survey of ortho-H$_2$D$^+$ in high-mass star-forming regions
我们提供了一个大样本的o-H $_2$ D $^+$观测的高质量恒星形成区，并讨论了可能的经验相关性与相关的物理量，以评估其作为恒星形成区的不同演化阶段的计时器的作用。分析了从ATLASGAL中选取的处于不同演化阶段的大量团块样品中o-H $_2$ D $^+$基态跃迁的APEX观测结果。通过在局部热力学平衡的假设下对光谱进行建模，获得o-H $_2$ D $^+$相对于H $_2$，$X$（o-H $_2$ D $^+$）的柱密度和束平均丰度。我们检测到16个源o-H $_2$ D $^+$和$X$（o-H $_2$ D $^+$）和团的热光度和尘埃温度之间的相关性，而只有一个温和的相关性被发现与CO耗尽因子。此外，我们还看到了与亮度质量比的明显相关性，这是已知的恒星形成过程的演化轨迹。这表明H $_3^+$的氘代形式在恒星形成过程的早期阶段更为丰富，氘代受到团块时间演化的影响。在这方面，我们的研究结果表明，$X$（o-H $_2$ D $^+$）丰度主要受热变化的影响，而不是密度变化的气体。我们利用这些发现与H $^{13}$ CO $^+$，DCO $^+$和C $^{17}$ O的观测一起，根据最近的分析工作，在一个由8个团块组成的子样本中提供了宇宙射线电离率的估计。我们的研究提出了迄今为止在恒星形成区中最大的o-H $_2$ D $^+$样本。结果证实了氘化过程受温度的强…
2020-10-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the early chemical evolution of the Sculptor dSph with purely old stellar tracers
我们提出了一个样本的471个RR天琴座（RRL）星的SculptordSph，从$I$带周期光度关系获得的金属丰度分布。这是第一次单独使用光度数据以如此详细和定量的方式描述矮星系的早期化学演化。我们发现一个宽的金属丰度分布（FWHM=0.8 dex），峰值在[Fe/H] $\simeq$ -1.90 dex，与文献值从光谱数据获得的极好的协议。此外，我们能够直接追踪金属丰度梯度到$\sim$ 55弧分的半径。我们发现，在外部区域（r $>\sim$ 32 arcmin）的RRL（-0.025 dex arcmin $^{-1}$）的金属丰度梯度的斜率是可比的红巨星（RG）的基础上的文献值。然而，在雕塑家的中心部分，我们没有观察到后者的梯度。这表明Sculptor中有更富含金属和/或更年轻的人群，但不会产生RRL。这种情况下，加强了由其他作者，这是不存在于金属丰度分布的RRL在同一中心区域内的RG星的金属丰度分布中的富金属峰的观察。
2016-05-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Statistical properties of mass, star formation, chemical content and rotational patterns in early z > 9 structures
我们研究了宇宙前5亿年中早期原星系的大量样本的重子、化学和动力学性质（红移z>9），从高分辨率数值，N体，流体动力学，化学模拟，包括原子和分子网络，气体冷却，恒星形成，根据适当的恒星产额和寿命，对第III族和第II-I族的恒星演化和金属扩散进行了研究。我们发现第一次恒星形成事件发生在暗物质质量M_{DM} > 2 \times 10 ^6 M_{sun}的晕中。早期的恒星形成天体的分子分数从静止结构的x_{mol} < 10^{-4}到活动区的x_{mol} > 0.1;恒星形成速率SFR约为10^{-8}-10 ^{-3} M_{sun} /年;金属丰度范围约为10^{-8}-10 ^{-2} Z_{sun}。大约有10%的高z晕承载着II-I星族恒星的形成，并主导着宇宙的SFR密度。它们通常是爆发型天体，在z~9处的平均比SFR约为10 Gyr^{-1}，并随着红移增加，最高可达10^2 Gyr^{-1}。恒星反馈效应改变了晕的重子含量，并局部影响它们的化学和热力学性质，这反映在各种物理关系的扩大上。气体旋转支撑核心的建立是相当罕见的，弱相关的大规模暗物质的行为和间歇性的方式演变。较冷的富含分子的相倾向于相对于较热的富含金属的组分保持任何既定的旋转运动更长时间，这对环境过程非常敏感。虽然具有大量同向旋转、富含分子的气体的晕的比例随着宇宙时间的增加而增加（从z~20的几个百分比增…
2013-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
