The primordial deuterium abundance: subDLA system at $z_{\rm abs}=2.437$ towards the QSO J1444+2919
本文报道了一个在亚阻尼莱曼α系统中探测到中性氘的新结果，该系统具有低金属丰度[O/H]，=，$-2.042 \pm 0.005$，位于$z_{\rm abs}=2.437$，朝向类星体J，1444 $+$ 2919.该体系中氢柱密度为log $N$（H_1，{ PDMATHABMQ_i}）~ $=19.983\pm0.010$，氘丰度测量值为log（D/H）~ $=-4.706\pm0.007_{\rm stat}\pm0.067_{\rm syst}$。该系统符合Cooke等人最近提出的一套严格的选择标准，因此扩大了D/H的{PDMATHAMT精密度样本}。然而，系统误差的可能低估会给平均D/H值带来偏差（特别是如果使用加权平均值）。因此，放宽这些选择标准可能是合理的，从而增加具有测量D/H值的可接受吸收系统的数量。此外，未加权平均值可能更适合描述原始氘丰度。迄今为止可用的整个D/H数据样本（15次测量）的未加权平均值给出了原始氘丰度（D/H）$_{\rm p}=(2.55\pm 0.19)\times10^{-5}$的保守值，该值与标准大爆炸核合成宇宙微波背景辐射分析的预测非常一致。利用导出的（D/H）$_{\rm p}$值，导出了宇宙的重子密度$Ω_{\rm b}h^2=0.0222\pm0.0013$和重子光子比$η_{10} = 6.09\pm 0.36$。这些值的置信区…
2015-11-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Stellar initial mass function variation in massive early-type galaxies: the potential role of the deuterium abundance
观测到的恒星初始质量函数（IMF）似乎各不相同，在最大质量、富含金属的早型星系中心变得底部重。目前还不清楚是什么物理过程可能导致这种IMF变化。在本文中，我们证明了形成恒星的诞生云中氘的丰度可能是重要的，在设置IMF。我们使用模型的光盘吸积到低质量的原恒星，以表明那些形成贫氘气体预计将有零年龄的主要序列质量显着低于那些形成原始（高氘分数）的材料。在我们的简单模型中，这种氘丰度效应取决于恒星质量，因此所产生的IMF将变得底部重-正如观测所见。恒星的质量损失是完全不含氘的，在整个宇宙时间内为恒星形成提供燃料是很重要的。使用EAGLE模拟，我们表明，恒星质量损失引起的氘的变化是最强的IMF的变化被观察到的相同地区：在最大的，金属丰富的，被动星系的中心。虽然我们的分析不能证明氘丰度是观测到的IMF变化的根本原因，但它为未来研究这种可能性的理论和观测尝试奠定了基础。
2020-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The primordial deuterium abundance of the most metal-poor damped Lyman-alpha system
我们报道了目前已知的最贫金属的阻尼莱曼α（DLA）系统的发现和分析，它也显示中性氘的莱曼系吸收线。该系统的平均[O/H]丰度为[O/H] = -2.804 +/- 0.015，其包括[O/H] = -3.07 +/- 0.03的吸收组分。尽管不幸的混合许多弱的DI吸收线，我们报告一个精确的测量该系统的氘丰度。使用六个最高质量和自洽的分析措施D/H的DLAs，我们报告了一个微妙的D/H减少金属丰度增加的初步证据。这一趋势必须通过未来跨越金属丰度范围的高精度D/H测量来证实。这六个独立测量值的加权平均值提供了我们对氘原始丰度的最佳估计，10^5（D/H）_P = 2.547 +/- 0.033（log_10（D/H）_P = -4.5940 +/- 0.0056）。我们进行了一系列详细的大爆炸核合成（BBN）的Monte Carlo计算，其中包括几个关键的核截面的最新测定，并传播其相关的不确定性。如果我们采用d（p，gamma）3 He反应速率的最新理论测定，将我们对（D/H）_P的测量与这些BBN计算相结合，得到宇宙重子密度的估计值：100 Omega_B，0 h^2（BBN）= 2.156 +/- 0.020。这个Ω_B，0 h^2的测量值与根据普朗克对宇宙微波背景的观测所估算的标准模型值相差约2.3 σ。使用基于最佳实验截面数据的d（p，gamma）3 He反应速率，我们估计10…
2016-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA nucl-th
On the Deuterium-to-Hydrogen Ratio of the Interstellar Medium
观测结果表明，局域星际介质（ISM）中的氘氢比（D/H）约为大爆炸核合成预言的原始比的90%。高（D/H）$_{ISM}$意味着只有一小部分星际气体经过恒星的处理，这破坏了它们出生时的任何氘。使用分析参数的一个区域的化学演化模型，包括吸积和外流，我表明，氘丰度是紧密耦合的核心坍缩超新星（CCSN）元素，如氧的丰度。这些模型预测（D/H）$_{ISM}$与原始丰度的比率为$\approx 1/(1+r Z_O/m_O)$，其中r是再循环分数，$Z_O$是ISM氧质量分数，并且$m_O$是氧的群体平均CCSN产率。使用适合Kroupa（2001）初始质量函数的$r=0.4$和$m_O=0.015$值和最近的CCSN产额计算，太阳氧丰度对应的ISM（D/H）为原始值的87%，与观测结果一致。这种近似值对于大范围的参数值是准确的，物理参数表明，它应该对更复杂的化学演化模型保持准确，使得氘丰度几乎可以对任何再现所观察到的ISM金属丰度的模型进行稳健的预测。与观测到的（D/H）$_{ISM}$值上限的良好一致性支持了长期以来的建议，即氘的视线到视线变化是尘埃耗尽的结果，而不是由原始成分气体的局部吸积增强的低全球（D/H）$_{ISM}$。这一协议限制了偏离常规产量和回收值，这意味着银河系流出物喷射ISM氢的效率与喷射CCSN金属一样高。
2018-05-12 astro-ph.GA
Excitation of warm HD and H$_2$ and implications for the interstellar deuterium abundance
Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）
研究通过计算HD和H₂的非LTE转动激发并同时拟合转动图，结合JWST/MIRI观测数据，分析热压力及HD/H₂丰度比，证实受激分子气体中HD/H₂通常较低，且需显式建模压力依赖的非LTE激发。
2026-07-07 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
The primordial deuterium abundance at z = 2.504 from a high signal-to-noise spectrum of Q1009+2956
$z_{\rm em} = 2.63$类星体Q1009+2956的光谱在凯克望远镜上得到了广泛的观测。Lyman极限吸收系统$z_{\rm abs} = 2.504$先前由Burles & Tytler使用光谱测量D/H，该光谱在$z_{\rm abs} = 2.504$处Ly α附近的连续光谱中信噪比约为60/像素。现在可用的更大的数据集结合起来形成了一个非常高的信噪比谱，每像素约为147。几个重元素的吸收线检测在这个LLS，提供了很强的约束的运动学结构。我们探索了一套吸收系统模型，发现氘特征很可能被来自低柱密度H I云的弱插入Ly α吸收所污染，从而降低了预期的D/H精度。我们发现这个系统的D/H = $2.48^{+0.41}_{-0.35}\times10^{-5}$。将这种新的测量与文献中的其他测量相结合，并将最小二乘方法应用于15个D/H测量的统计样本，得到13个值的“可靠”样本。该样品产生原始氘丰度（D/H）$_{\rm p} = (2.545 \pm 0.025)\times10^{-5}$。对应的宇宙平均重子密度是$Ω_{\rm b}h^2 = 0.02174\pm0.00025$。类星体吸收数据与2015年CMB普朗克（TT+lowP+透镜）测量$Ω_{\rm b}h^2 = 0.02226\pm0.00023$具有相同的精度，并且略微不一致。需要进一步的类星体…
2018-04-21 astro-ph.GA
Deuterium fractionation of nitrogen hydrides: detections of NHD and ND$_2$
虽然氨是一个丰富的分子，通常观察到对致密的星际介质，它还没有确定其主要的形成途径是从气相离子分子反应或颗粒表面的氢添加吸附氮原子。氘分馏可用作限制形成机制的工具。在致密的星际介质中经常观察到高丰度的氘代分子，氘代分子与主要同位素体之间的比率相对于元素D/H比率提高了几个数量级。在氨的情况下，其三重氘代同位素体的检测暗示高丰度的氘代中间氮自由基，ND，NHD和ND $_2$。然而，到目前为止，在星际介质中只探测到ND。在本文中，限制氨的形成，我们的目的是确定NHD/NH $_2$和ND $_2$ /NHD丰度比，并比较它们与纯气相和颗粒表面化学模型的预测。我们搜寻了NHD和ND $_2$向0级原恒星IRAS 16293 -2422的基本转动跃迁，而NH、NH $_2$和ND向IRAS 16293 -2422的基本转动跃迁先前已被探测到。NHD和ND $_2$均在朝向源的吸收中被检测到。NH $_2$：NHD：ND $_2$的相对丰度比接近8：4：1。这些比率可以通过我们的气相化学模型在2 - 3倍内再现。从颗粒表面化学预期的统计比也与我们的数据相一致。对ND $_2$中邻位与对位比的进一步研究，无论是理论上还是观察上，都可能为更好地理解氮氢化物化学带来新的限制。
2020-09-25 astro-ph.GA
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
From Prestellar to Protostellar Cores II. Time Dependence and Deuterium Fractionation
我们调查的分子演化和D/H丰度比，发展作为恒星形成的收益从致密云核心的原恒星核心，通过求解气体颗粒反应网络应用到1-D辐射流体动力学模型与下落流体包裹。气体和冰地幔物种的空间分布计算在第一个核心阶段，并在一个原恒星诞生后的时间。气相甲醇和甲烷比CO更丰富的半径$r\lesssim 100$ AU在第一个核心阶段，但随着时间的推移逐渐减少，而更大的有机物种的丰度增加。当复杂的有机分子有效地形成时，对于在后期阶段落入的那些流体包裹来说，预热阶段的寿命更长。不饱和碳链的形成（热碳链化学）在后期也更有效;与CH $_4$反应形成碳链的C $^+$随着包膜密度的降低而增加。大的有机分子和碳链是强烈的氘代，主要是由于高的D/H比在母体分子，确定在冷相。我们还扩展了我们的模型，简单地模拟化学拱盘，通过暂停1-D的流体包裹在恒定的磁盘半径的下降。物种CH $_3$ OCH $_3$和HCOOCH $_3$的丰度增加在$10^4-10^5$年在固定的温暖的温度;两者也有很高的D/H比。
2012-10-16 astro-ph.GA
HD depletion in starless cores
目的：我们的目标是调查轻氘轴承的物种，如HD，H2 D+和D2 H+的气体颗粒化学模型，包括广泛的描述氘和自旋态化学，在物理条件下适合的无星核心的中心。方法：我们结合气体-颗粒化学模型和辐射转移计算来模拟无星核的密度和温度结构。该化学模型包括具有多达4个原子的物质的氘代形式和轻物质H2、H2+和H3+的自旋态以及它们的氘代形式。结果如下：我们发现HD最终会从气相中耗尽，因为氘被有效地结合到谷物表面HDO中，导致谷物上的HD生产效率低下。HD耗尽不仅对例如H2 D+和D2 H+的丰度有影响，其产生取决于HD的丰度，而且当与重元素不影响化学的完全耗尽模型相比时，对各种轻物质的自旋态丰度比也有影响。结论：虽然最终的HD耗尽导致轻氘轴承物种从气相中在一个相对较短的时间尺度在高密度的消失，我们发现，在核心演化的后期阶段的H2 D+和D2 H+的丰度增加向核心边缘和distributions变得延长。HD耗尽的时间尺度增加，如果更少的氧气最初存在于气相中，由于气体和尘埃之间的化学相互作用包围的无星核心阶段。如果允许H2在晶粒表面隧穿，我们的结果会受到很大影响，因此不仅需要更多的隧穿实验数据，而且还需要更多的O + H2表面反应实验数据。
2013-04-15 astro-ph.GA
Multiple paths of deuterium fractionation in protoplanetary disks
我们研究了原行星盘中H $_2$和H $_3^+$的氘化学和核自旋态化学。氘分馏的多种途径被发现，交换反应与D原子，如HCO $^+$ + D，是有效的，除了那些与HD。在一个颗粒大小适合乌云的圆盘模型中，分子的冻结在外部中平面是严重的，而圆盘表面被屏蔽了紫外线辐射。因此，包括DCO $^+$在内的气体分子在盘表面变得丰富，这倾向于使它们的柱密度分布相对平坦。如果尘埃颗粒已经增长到毫米级，中性物质的冻结速率降低，气体分子的丰度，包括DCO $^+$和N $_2$ D $^+$，在冷的中平面增加。湍流扩散将盘表面的D原子和自由基传输到中平面，并将中平面中的稳定冰物种传输到盘表面。因此，湍流对化学的影响是多方面的;而DCO $^+$和N $_2$ D $^+$丰度的增加或减少取决于区域，HCN和DCN在气体和冰的最内半径大大减少，与没有湍流的模型相比。当宇宙射线穿透磁盘，H $_2$的ortho-to-para ratio（OPR）被发现是热的磁盘中，除了在冷（$\lesssim 10$ K）的中平面。我们还分析了H $_3^+$和H $_2$ D $^+$的OPR，以及H $_2$ D $^+$、DCO $^+$和N $_2$ D $^+$的主要反应，以分析推导它们在冷中平面中的丰度。
2018-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing midplane CO abundance and gas temperature with DCO$^+$ in the protoplanetary disk around HD 169142
这项工作的目的是了解哪些中平面条件下探测的DCO $^+$排放在磁盘周围的赫比格Ae星HD 169142。我们探讨了DCO $^+$形成途径对气体温度和CO丰度的敏感性。用ALMA在0.3”的空间分辨率下观察到DCO $^+$ $J$ =3-2跃迁。HD 169142 DCO $^+$径向强度分布图显示，在半径<30 AU处有一个温暖的内部成分，在约50-230 AU处有一个宽的环状结构，在100 AU处有一个峰值，正好超过毫米晶粒边缘。我们模拟的DCO $^+$发射在HD 169142与物理磁盘结构改编自文献，并采用了一个简单的氘化学网络，以调查通过冷氘分馏途径通过H $_2$ D $^+$的DCO $^+$的形成。通过CH $_2$ D $^+$的热氘分馏途径的贡献近似使用中间盘层中的恒定丰度。参数化模型表明，需要改变文献模型的中平面气体温度和CO丰度，以恢复观测到的DCO $^+$径向强度分布。最佳拟合模型在z/r < 0.1的区域包含一个阴影的冷中平面，气体温度降低8 K，刚好超过毫米晶粒边缘的CO损耗因子为5，当r > 120 AU时气体温度降低2 K。温氘分馏途径在30-70 K之间以恒定的DCO $^+$丰度2.0 $\times$ 10 $^{-12}$实施。DCO $^+$发射探测HD 169142外盘中的冷物质储库，该储库未被毫米连续谱、SED或来自12 CO、…
2018-02-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The D/H Ratio of Water Ice at Low Temperatures
采用与恒星和行星形成过程相关的物理条件，我们给出了水冰、H2和H3+的主要氘同位素分馏的模拟结果。我们计算了一系列气体温度（T_gas ~ 10 - 30 K）、分子氢密度（n（H2）~ 10^4 - 10^7）和基于状态-状态反应速率的H2的邻位/对位比（opr）的氘化学，并探索了由此产生的分馏，包括水冰地幔覆盖颗粒表面的形成。我们发现，氘分馏表现出预期的温度依赖性的大富集在低气体温度。更重要的是，水冰的形成导致了水冰中较大的D/H比（在10 K时>= 10^-2），但也改变了整个氘的化学性质。对于T < 20 K，氘注入冰中降低了HD的总体丰度，这降低了高密度下氘分馏的效率。与先前的研究一致，在这些条件下，HD可能不是冷的致密星际介质中的主要氘库，H3+将是前星核和原行星盘中平面的致密中心的主要电荷载流子。
2014-11-16 astro-ph.GA
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
JOYS: The [D/H] abundance derived from protostellar outflows across the Galactic disk measured with JWST
该研究利用JWST的JOYS项目数据，通过旋转图分析测量银河系盘内10个原恒星外流的气相[D/H]，发现低质量源间差异达4倍且整体低于模型预期，提出氘在碳质尘埃上的耗尽可能是原因，需进一步观测验证。
2025-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Anomalously high deuterium fractionation in a galactic translucent cloud: a challenge to chemical models
Institut de Radioastronomie Millimétrique（毫米波射电天文研究所）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Research Center for Computational Earth and Space Science, Zhejiang Lab（浙江省实验室地球与空间科学计算研究中心）；New Cornerstone Science Laboratory, Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系新基石科学实验室）；State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台射电天文与技术重点实验室）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Transdisciplinary Research Area (TRA Matter) and Argelander Institut für Astronomie, Universität Bonn（波恩大学阿尔兰德天文学研究所及跨学科研究领域（物质））；Department of Physics and Astronomy, UCL（伦敦大学学院物理与天文系）；School of Physical Science and Technology, Guangxi University（广西大学物理科学与技术学院）；Department of Astronomy, Xiamen University（厦门大学天文系）
研究银河系半透明云中氘分馏，通过IRAM NOrthern Extended Millimeter Array（NOEMA）观测，发现其DCN/HCN和DNC/HNC丰度比远高于元素丰度[D]/[H]，挑战现有化学模型，或可用分散致密核心情景解释。
2026-07-21 astro-ph.GA
Galactic evolution of D, 3He and 4He
本文叙述了仍然困扰我们对银河系轻核素D、3 He和4 He演化认识的不确定性。当地氘丰度的测量范围超过3倍。如果氘的真实局部丰度被证明是高的，但不是太高，并且较低的观测值是由于耗尽到尘埃颗粒上，则所观察到的分散可以与标准银河系化学演化模型对氘演化的预测相一致。在银河系中，氦-3丰度几乎是恒定的，这意味着恒星中氦-3的产生可以忽略不计，这与标准恒星模型的预测不一致，然而，标准恒星模型的预测与行星状星云中氦-3的测量（很少）一致。在一小部分低质量恒星中，受到磁场抑制的热盐混合，原则上可以解释整个情况的复杂性。然而，考虑到这一机制的恒星产额的完整网格还没有用于化学演化模型。人们一直致力于解开极端富氦恒星的起源，这些恒星似乎居住在银河系最大的球状星团中。然而，即使在银河系的圆盘中，4 He演化的问题也远未完全解决。
2009-12-18 astro-ph.GA
SOFIA/GREAT observations of OD and OH rotational lines towards high-mass star forming regions
只是最近，OD，氘同位素的羟基，OH，已成为可访问的星际介质;光谱线从这两个物种已被观察到在超太赫兹和远红外制度。在这里，我们研究了银河系13个大质量恒星形成区的OD和OH旋转线，目的是限制OD丰度，并推断其分子包层中OH的氘分馏。利用红外天文同温层观测站（SOFIA）观测了1.3 THz（$215~μ$ m）的OD的$^2Π_{3/2}$ $J=5/2-3/2$基态跃迁和1.84 THz（$163~μ$ m）的OH旋转激发线。我们还使用了已发表的高光谱分辨率SOFIA数据的OH基态跃迁在2.51太赫兹（$119.3~μ$ m）。我们的研究结果表明，从$^2Π_{3/2}$ OD $J=5/2-3/2$基态跃迁的吸收是普遍的高质量恒星形成的活动场所周围的致密团块。我们进行了详细的辐射转移建模，以调查我们的样品的大部分在内部信封的OD丰度分布。我们的建模表明，部分吸收来自于更致密的内部，而SOFIA所看到的大部分吸收来自于外层的冷层，我们对分子丰度的限制表明氘分馏的强烈增强。我们发现OD丰度和热光度质量比之间存在弱的负相关关系，这是一个演化指标，表明OD丰度随时间缓慢下降。与HDO的比较显示了类似的高氘分馏的两个物种中的冷信封，这是0.48%的顺序为最好的研究源，G34.26+0.15。我们的研究结果是一致的化学模型，有利于快速交换反应，形成OD在稠密的冷气体。
2022-01-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
The relation between velocity dispersions and chemical abundances in RAVE giants
我们开发了一个贝叶斯框架，以确定在一个强大的方式之间的关系速度分散和化学丰度的恒星样本。我们的建模考虑了化学和运动学性质的不确定性。我们使用RAVE DR 5径向速度和丰度以及Gaia DR 1自行和松弛（如果可能，否则使用UCAC 4数据）。我们发现，在一般情况下，速度分散增加减少[Fe/H]和增加[Mg/Fe]。高[Mg/Fe]恒星的速度色散可能会降低，这是一个可以忽略的恒星比例的性质，几乎不是一个可靠的结果。在低[Fe/H]和高[Mg/Fe]下，样品是不完整的，受到偏差的影响，并且可能不代表潜在的恒星星族。
2017-09-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
