Interstellar Hydrides
星际间氢--即含有一个重元素原子和一个或多个氢原子的分子--是在太阳系外发现的第一批分子之一。它们是星际化学的根源，是最初在原子气体中形成的第一种物质，以及分子氢及其相关离子。由于导致星际尘埃形成的化学途径相对简单，对观测到的丰度的分析相对简单，并提供了有关尘埃存在环境的关键信息。近年来，我们对星际尘埃的理解取得了快速进展，这主要归功于赫歇尔空间天文台进行的远红外和亚毫米观测。在这篇评论中，我们将讨论星际彗星的观测，以及用于解释它们的先进建模方法，以及由此获得的独特信息。
2016-01-12 astro-ph.GA
Modelling methanol and hydride formation in the JWST Ice Age era
该研究利用多种天体化学代码模拟蝘蜓座I云冰化学，发现CH3OH冰主要通过CO氢化形成，并解释了JWST观测到的冰成分。
2025-02-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nitrogen hydrides and the H2 ortho-to-para ratio in dark clouds
含氮物种是各种物体物理条件的常见示踪剂，在乌云中最显着。气态氮的储存器预计是原子或分子，但在暗气体中没有观察到这两种物质。因此，它们的丰度通过化学建模间接来自含氮物种。近年来积累的数据强调了我们对暗云条件下氮化学的不完全理解。为了解决冷气体中氮化学的这个问题，我们已经修改了由关键反应\ce{N+ + H2 -> NH+ + H}引发的氮氧化物的形成。我们提出了一个新的速率，这取决于该反应的邻对位比的H2。这个新的速率允许再现三个氮杂环化合物NH、\ce{NH2}和\ce{NH3}的丰度比，其在IRAS 16293 -2422中观察到，条件是从\ce{N2H+}的解离重组导致NH的通道在低温下不关闭。H2的邻-对位比被限制为O/P= $10^{-3}$的丰度比NH：NH 2，这提供了一种新的方法来测量O/P。这项工作强调需要在低温的乌云的反应速率，和临界解离重组反应的分支比。
2011-11-07 astro-ph.GA
Fate and detectability of rare gas hydride ions in nova ejecta: A case study with nova templates
本研究通过光致电离建模模拟新星环境，发现HeH$^+$等稀有气体氢化物离子在致密团块中含量可观，且JWST有望探测到其跃迁，为类似系统物理条件诊断提供依据。
2024-12-18 astro-ph.GA
Neutral and Ionized Hydrides in Star-forming Regions -- Observations with Herschel/HIFI
宇宙中的氘丰度主要取决于高能紫外线、X射线和粒子辐射。在这里，我们研究的恒星形成区域的辐射年轻的恒星对象可以是大量的，密度和温度可以大大提高星际值。Herschel空间天文台的HIFI光谱仪在恒星形成区观测到OH、CH、NH、SH及其离子OH+、CH+、NH+、SH+、H2O+和H3 O+的谱线。分子柱密度是从观察到的基态线，模型，或旋转图。我们在这里报告两个原型的高质量区域，AFGL 2591和W3 IRS 5，并将它们与化学计算进行比较，假设高能辐照。假设没有电离原恒星发射的模型进行了比较（i）一个模型假设强的原恒星X射线发射和（ii）一个二维（2D）模型，包括在远紫外线（FUV，6 - 13.6 eV）辐射的流出壁，分离流出的气体和下落的信封材料的发射。我们证实，FUV在二维模型中的效果与扩大照射表面是明显的。对FUV辐射非常敏感的分子是CH+，其丰度提高了5个数量级以上。CH ~+谱线的HIFI观测结果与Bruderer等提出的计算丰度、非LTE激发和谱线辐射转移的二维FUV模型一致。{Ref 20}因此，CH ~+是恒星形成区良好的FUV示踪剂。不排除潜在X射线照射的影响，但目前的数据无法证明。
2013-08-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the Possibility of Identifying Hydride and Hydroxyl Cations of Noble Gas Species in the Crab Nebula Filament
第一次在蟹状星云超新星遗迹中发现氩离子（ArH+）是由赫歇尔在亚毫米和远红外领域宣布的。最近，利用SOFIA在行星状星云（NGC 7027）中发现了氢氦阳离子（HeH+）。氖的元素丰度比氩高得多。然而，在太空中是否存在氘离子（NeH+）还有待证实。尽管羟基自由基（OH）以中性或阳离子形式非常丰富，但这种稀有气体的羟基阳离子（即，ArOH+，NeOH+和HeOH+）尚未在太空中被识别。在这里，我们采用光谱合成代码来检查的氢化物和羟基阳离子的各种同位素的Ar，Ne，和He在蟹状星云灯丝的化学演化，并计算其线发射率和内在的线表面亮度。我们成功地解释了所观察到的ArH+（617和1234 GHz），OH+（971 GHz）和H2（2.12微米）的一个过渡过渡的两个过渡的表面亮度。我们还解释了所观察到的各种分子和原子的跃迁之间的表面亮度比。我们发现，当氢数密度为~10^4-10^6 cm^-3，每H2的宇宙射线电离率为~10^-11-10^-10 s^-1时，我们的模型再现了观测到的总体特征。我们讨论了检测一些氢化物和羟基阳离子在螃蟹和弥漫的云环境的可能性。这些分子的一些过渡突出未来的天文探测。
2020-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nitrogen hydrides in interstellar gas: Herschel/HIFI observations towards G10.6-0.4 (W31C)
Herschel空间天文台上的HIFI仪器已被用于沿朝向G10.6-0.4的视线观测星际氮同位素，以提高我们对氮的星际化学的理解。我们报告了NH N=1-0，J=2-1和邻位NH 2 1_1，1 - 0_0，0中吸收的观测结果。我们还观察到邻位NH_31_0 -0_0和2_0-1_0，对位NH_32_1 -1_1，但未能成功地寻找NH+。所有的探测结果都显示出与热核源本身直接相关的发射和吸收，以及前景物质在很宽的速度范围内的吸收。所有的光谱显示出相似的，不饱和的，吸收功能，我们归因于扩散分子气体。在11-54公里/秒的速度范围内的总柱密度的估计。相似的剖面表明，相对于氢，氢的丰度相当均匀，NH、NH 2和NH3的丰度分别约为6*10^-9、3* 10^-9和3*10^-9。这些丰富的讨论与参考模型的气相和表面化学。
2010-07-15 astro-ph.GA
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。
2019-12-27 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.atom-ph
The Chemistry of Interstellar OH+, H2O+, and H3O+: Inferring the Cosmic Ray Ionization Rates from Observations of Molecular Ions
我们的模型生产的OH+，H2O+，和H3 O+在星际云，使用稳态光解区域代码，处理冻结出的气体物种，粮食表面化学，和解吸的冰从粮食。该代码包括多环芳烃，这对化学有重要影响。这三种离子的丰度一般都有两个峰，一个峰在A_V<~1，另一个峰在A_V~3-8，其精确值取决于入射紫外线通量与气体密度的比值。当远紫外辐射通量相对较低时（χ<~ 1000; χ= 1=本地星际值），OH+和H2O+的柱标度大致为宇宙线初级电离率（crp）除以氢核密度n。H3 O+柱由第二个峰主导，我们表明，如果存在多环芳烃，N（H3 O+）~ 4x 10 ^{13} cm^{-2}与NH3（crp）或n无关。如果在第二峰处没有多环芳烃或非常小的颗粒，则只有在低电离势金属被严重耗尽时，N（H3 O+）才能达到这样的柱。我们还模拟了星际介质中的漫射云和半透明云，并说明了如何利用N（OH+）/N（H）和N（OH+）/N（H2O+）的观测值来估计它们中的N（crp）/n、χ/n和A_V。我们将我们的模型与赫歇尔对这两种离子的观测结果进行了比较，并估算出W 49 N方向弥漫前景云的δ（crp）约为4-6 x 10^-16（n/100 cm^-3）s^-1，χ/n = 0.03 cm ^-3。
2012-05-29 astro-ph.GA
The C(3P) + NH3 reaction in interstellar chemistry: II. Low temperature rate constants and modeling of NH, NH2 and NH3 abundances in dense interstellar clouds
采用连续超音速流动反应器测定了50 ~ 296 K温度范围内C + NH3反应的速率常数。通过脉冲激光光解CBr 4产生C原子。标题反应的动力学直接遵循真空紫外激光诱导荧光（VUV LIF）的C损失和通过H的形成。实验明确地表明，反应在296 K下是快速的，在较低温度下变得更快，在50 K下达到1.8 10-10 cm 3 molecule-1 s-1的值。由于这种反应目前没有包括在天体化学网络中，它对星际氢化氮丰度的影响是通过一个包括气体-颗粒相互作用的稠密云模型来测试的。特别是，在星际NH3合成中起着至关重要的作用的H2的邻-对比的效果进行检查。
2016-03-24 astro-ph.GA
Effect of lithium hydride on the cooling of primordial gas
我们完成了制定的标准模型的第一个恒星形成探索可能的影响，$\mathrm{LiH}$冷却，这已被忽略在以前的模拟非线性崩溃。具体地说，我们发现，在红移$z\gtrsim 5$，冷却$\mathrm{LiH}$没有影响的热演化的冲击原始气体，和坍缩的原始气体到minihaloes或遗迹HII地区，即使原始锂丰度提高了一个数量级。将最重要的锂物种添加到原始化学的最小网络中，我们证明在所有考虑的情况下产生的$\mathrm{LiH}$不足，对于$T\lesssim 100$ K约为$[\mathrm{LiH/Li}]\sim 10^{-9}$。事实上，$\mathrm{LiH}$的冷却在受冲击的原始气体中只会有轻微的意义，因为$\mathrm{LiH}$的丰度增加了9个数量级，这意味着$all$锂必须转化为$\mathrm{LiH}$。在这项研究中，没有考虑光破坏过程，碰撞解离率的$\mathrm{LiH}$可能被低估，使我们的结果是一个极端的上限。因此，$\mathrm{LiH}$对星族~III恒星形成气体的冷却作用可以忽略不计。
2018-01-23 astro-ph.GA
The Astrochemical Impact of Cosmic Rays in Protoclusters I: Molecular Cloud Chemistry
我们提出了天体化学光解离区模型，其中宇宙射线衰减已完全耦合到气体的化学演化。我们模拟的天体化学影响的宇宙射线，包括那些加速的原恒星吸积冲击，分子云托管原星团。我们的模型与嵌入的原恒星再现观察到的电离率。我们研究了不同表面宇宙线谱和不同恒星形成效率的模型中宇宙线衰减对离子的影响。我们发现丰度，特别是离子，对宇宙射线的处理很敏感。我们表明，离子的柱密度下预测的“经典”治疗的宇宙射线的数量级。我们还测试了两种常见的化学近似用于推断电离率。我们的结论是，H $_3^+$丰度的基础上的近似预测电离率下，除了在宇宙射线占主导地位的化学区域。我们的模型表明，致密气体中的化学物质将受到电离率增加的显著影响，导致NH $_3$等分子减少，并导致富含H $_2$的气体变得[C II]明亮。
2019-05-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
HyGAL: Characterizing the Galactic ISM with observations of hydrides and other small molecules II. The absorption line survey with the IRAM 30 m telescope
作为HyGAL平流层天文台红外天文学遗产计划的补充，我们报告的结果，简单分子的扩散和半透明的银河云地面吸收线调查。使用射电天文学研究所毫米（IRAM）的30米望远镜，我们调查了分子线在2毫米和3毫米波长范围内对15毫米连续光源。这些源都是大质量的恒星形成区域，主要位于银河系的第一和第二象限，形成了可以由IRAM 30 m望远镜观察到的HyGAL样本的子集。我们检测到HCO $^+$吸收线朝向14条视线，我们确定了78个前景云成分，以及HCN，HNC，C $_2$ H和c-C $_3$ H $_2$朝向大多数视线的线。此外，CS和H $_2$ S吸收线被发现朝向至少一半的连续谱源。静态Meudon光解离区（PDR）的等压模型，考虑紫外线为主的化学不能再现的所有7个分子物种的柱密度只有几个因素，除了H $_2$ S。湍流耗散驱动的其他形成路线的列入可能解释了观测到的高柱密度，这些物种在弥漫的云。对于较小的样本，H $_2$ S和CS相对于H $_2$的丰度有一个初步趋势，即在弥漫云（$X$（H $_2$ S）和$X$（CS）$\sim 10^{-8} - 10^{-7}$）中比在半透明云（$X$（H $_2$ S）和$X$（CS）$\sim 10^{-9} - 10^{-8}$）中更大;然而，为了证实这一趋势，需要更大的样本。推导出的H $_2$ S柱密度高于等压PDR模型预测的值，表…
2022-12-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The role of highly vibrationally excited H2 initiating the N chemistry: Quantum study and 3-sigma detection of NH emission in the Orion Bar PDR
通过H2和重元素原子之间的气相反应形成重金属是一个非常有选择性的过程。与基态中性碳、氧、氮和硫原子的反应是非常吸热的，并且具有很高的能垒，因为H2分子在形成氢化物键之前必须被碎裂。在寒冷的星际云中，这些屏障阻止了CH、OH、NH和SH自由基通过夺氢反应的形成。在这里，我们研究一个非常积极的不利过程，N（4S）原子与H2分子的反应。我们计算了H2在不同振动能级的反应速率系数，使用量子方法（v=0-7）和准经典方法（v=12）。由于高的能量势垒，这些速率系数随着v以及气体温度而增加。我们在Meudon PDR代码中实现了新的速率，并研究了它们对具有不同紫外线（UV）光照条件的模型的影响。在强紫外线照射的致密气体（猎户座酒吧条件），在高度振动激发能级（v>7）的H2的存在下，提高了两个数量级的NH丰度（在PDR表面）相比，使用热速率系数的反应N（4S）+ H2 -> NH + H的模型。整个PDR的NH柱密度增加约25倍。我们探讨现有的赫歇尔/HIFI的猎户座酒吧和马头PDR的意见。我们报道了NH-N_J=1_2-0_1谱线在~974 GHz频率处的3 σ发射特征。发射水平表明N（NH）约为10^13 cm^-2，这与PDR模型一致，该模型使用了新的速率系数来描述N和紫外泵浦的H2之间的反应。这种形成途径在涉及不太丰富的N+离子的氢化反应中占主导地位。JWST观测将很快量化许多星际和星周…
2022-06-21 astro-ph.GA
The C(3P) + NH3 reaction in interstellar chemistry: I. Investigation of the product formation channels
用两个互补实验和电子结构计算研究了基态碳原子C（3P）与NH3反应的产物生成通道。在气流管实验（330 K，4 Torr）中使用可调谐VUV光电离与飞行时间质谱联用检测反应产物。形成的物种和光电离光谱的时间配置文件被用来识别的C + NH3反应的主要产品。此外，氢原子的形成监测真空紫外激光诱导荧光从室温到50 K的超音速气流中产生的拉瓦尔喷嘴技术。通过电子结构计算，得到了中间体、过渡态和沿反应坐标形成的配合物。理论计算支持的光电离和激光诱导荧光实验的组合表明，在研究的温度和压力范围内，H + H2CN生产通道代表该反应的产物产率的100%。动力学测量的标题反应下降到50 K和新的速率常数对星际氮氢化物丰度的影响，使用稠密的星际云模型报告在文件II。
2016-03-27 astro-ph.GA physics.chem-ph
Modelling the molecular composition and nuclear-spin chemistry of collapsing prestellar sources
我们研究星前源的引力坍缩及其化学成分的相关演化。我们使用格勒诺布尔大学阿尔卑斯天体化学网络（UGAN），该网络包括涉及H2，H3+和碳，氮，氧和硫的不同核自旋状态的反应，涉及多达7个质子的反应。此外，物种间的速率系数提供了邻/对位相互转换的H3+ + H2系统和同位素变体。从初始稳定状态到等温引力坍缩的早期阶段，介质的组成是遵循的。模型中考虑了颗粒表面分子的冻结和颗粒的凝聚。预测的丰度和柱密度的自旋异构体的氨和它的氘代形式进行了比较，最近对星前核H-MM 1，L16293 E，和巴纳德B1的测量。我们发现，气相过程单独占令人满意的意见，没有诉诸晶粒表面反应。特别是，我们的模型再现了同位素丰度比和NH 2D和NHD 2的邻位：对位比在观测的不确定性。更精确的观察是必要的，以区分完整的混乱过程-在我们的气相网络假设-和直接的核或原子交换反应。
2018-04-04 astro-ph.GA
Structures and Properties of Known and Postulated Interstellar Cations
正离子在星际化学中发挥着重要作用，特别是在寒冷的环境中，化学被认为主要是离子驱动的。然而，与中性物种相比，大多数存在于天体化学反应网络中的阳离子在天体化学文献中没有完全表征。为了填补这一空白，我们进行了新的精确的量子化学计算，以确定262个阳离子的结构和能量，这些阳离子具有多达14个原子，这些原子被假定在星际化学中发挥作用。采用CCSD（T）/aug-cc-pVTZ//M06-2X/cc-pVTZ单点能计算方法计算了电偶极和总电子能。目前的工作补充了Woon和Herbst（2009）的研究，他们描述了星际化学中涉及的200种中性物质的结构和能量。两者合计，这两个数据集可以用来估计是否反应，假设在目前的天体化学反应网络，是可行的从热化学的角度来看，因此，以提高目前的网络用于模拟星际化学的可靠性。我们提供了一个实际的例子的潜在用途的阳离子加上中性数据集。结果表明，两个反应，涉及含硅离子和目前广泛使用的反应网络KIDA和UMIST，不能发生在冷ISM中，因为吸热。
2021-07-23 astro-ph.GA
The chemistry of ions in the Orion Bar I. - CH+, SH+, and CF+: The effect of high electron density and vibrationally excited H2 in a warm PDR surface
星际CH+和SH+的丰度还没有得到很好的理解，因为它们最有可能的形成通道是高度吸热的。利用Herschel的数据，我们研究了CH+和SH+在一个典型的高紫外光照明光子主导区（PDR），猎户座酒吧的形成。Herschel/HIFI提供了CH+ 1-0和2-1的速度分辨数据以及SH+的三个超精细跃迁。Herschel/PACS提供了CH+的激发和空间分布的信息（直到J=6-5）。CH+ 2-1和1-0跃迁的宽度约为5 km/s，比猎户座棒中致密气体示踪剂的典型宽度（2-3 km/s）要宽得多，与团间介质（如C+和HF）的示踪剂宽度相当。检测到的SH+跃迁比CH+窄，线宽为3 km/s，表明SH+发射主要起源于致密的凝聚。非LTE辐射转移模型表明，电子碰撞影响CH+和SH+的激发，计算CH+的激发需要考虑反应碰撞。与PDR模式的比较表明，CH+和SH+是PDR暖表面区（AV<1.5）的示踪剂，温度在500-1000 K之间。我们还探测到了CF+的5-4跃迁（FWHM=1.9 km/s），其强度与以前观测到的低J CF+向猎户座酒吧的跃迁一致。PDR模型的比较表明，内部的振动能的H2可以解释形成CH+的典型物理条件在猎户座酒吧附近的电离前沿。H2振动激发也是SH+形成的最可能的解释。CH+和SH+的丰度比跟踪这些离子的破坏路径，并通过它，间接地，H，H2和电子丰度的比率作为进入云的深度的函…
2013-01-14 astro-ph.GA
CO+ as a probe of the origin of CO in diffuse interstellar clouds
弥漫的星际介质的化学性质受到宇宙射线、紫外线（UV）辐射和湍流的综合影响。先前在光解区域（PDR）的外边缘处检测到并且由C+和OH的反应形成，CO+是热、宇宙射线和UV驱动化学中HCO+和CO的主要化学前体。我们的目标是测试热宇宙射线和紫外驱动的化学反应是否通过中间形成CO+在弥漫的星际分子气体中产生CO。我们用阿塔卡马大毫米阵列（ALMA）向两个类星体搜索CO+吸收，这两个类星体具有来自弥漫的星际气体的已知银河前景吸收，J1717-3342和J1744-3116，目标是在236 GHz附近J=2-1跃迁的两个最强的超精细分量。我们不能检测到CO+，但对这两个目标获得了敏感的上限。CO+柱密度的导出上限代表HCO+柱密度的约4%。CO+相对于H2的丰度的相应上限为<1.2 x 10^{-10}。未检测到CO+证实了HCO+主要是由超热过程引起的氧与碳阴离子CH 2+或CH 3+反应产生的，而CO+和HOC+则是由C+与OH和H2O反应产生的。在低消光下形成CO分子所需的密度与该方案一致。
2021-03-01 astro-ph.GA
Chemistry in protoplanetary disks (short review in Russian)
在这个演讲中，我将讨论在理解原行星盘的化学演化方面的最新进展，这些原行星盘类似于我们的太阳系在最初的一千万年中。在行星形成的边缘，温度、密度和辐射强度的强烈变化导致了这些圆盘的分层化学结构。在热、稀和强辐照的大气中，只有简单的自由基、原子和原子离子可以通过气相过程存活、形成和破坏。在大气层之下，有一个部分被紫外线屏蔽的温暖分子层，高能辐射驱动着气相和尘埃表面的丰富化学物质。在一个寒冷、致密、黑暗的圆盘中面，许多分子被冻结，形成厚厚的冰幔，表面化学活跃，合成复杂的（有机）物种。
2012-02-24 astro-ph.EP astro-ph.GA
Unveiling the chemistry of interstellar CH: Spectroscopy of the 2 THz $N=2\leftarrow 1$ ground state line
次甲基自由基CH通常用作星际介质的冷中性相中H $_2$的替代物。CH的光谱受到星际消光的限制，而远红外观测提供了一个完整的银河系视图。虽然HF基态吸收，另一个H $_2$在扩散气体中的代理，经常遭受饱和，CH保持透明的螺旋臂交叉和高质量的恒星形成区，把这种轻氢化物变成一个通用的替代H $_2$。然而，在缓慢的冲击和消散的湍流的地区，其丰度预计将增强的吸热生产路径，和一个“典型的”CH丰度的想法需要加以解决。由于SOFIA上的GREAT，CH在$λ149\,μ$ m处的$N=2\leftarrow 1$基态跃迁已变得可用于高分辨率光谱。它的不饱和吸收和无发射使其成为用最少的假设确定柱密度的理想候选物。在这里，我们提出了对遥远的，远红外明亮的银河系恒星形成区的四条视线的分析。如果结合CH在$λ560\,μ$ m处的亚毫米谱线，可以分析大质量恒星形成的环境。为此，我们提出了一个案例研究的“原梯形”集群W3 IRS 5，并证明了CH的亚毫米/远红外线可靠地跟踪不仅扩散，而且密集的分子气体。虽然我们确认了HF和CH的柱密度之间的全球相关性，但观察到CH丰度过高的明确标志朝向较低密度。一个静止的离子中性化学本身不能解释这种过剩。在湍流、扩散气体中形成的涡流可以是用于增强的生产路径的设置。
2018-04-12 astro-ph.GA
