Revised Models of Interstellar Nitrogen Isotopic Fractionation
冷分子云中的含氮分子具有一系列同位素分馏比，这些分子可能是彗星和陨石中发现的$^{15}$ N富集的前体。化学模型计算表明，原子-分子离子和离子-分子反应可以解释大部分的分馏模式观察。然而，最近的量子化学计算表明，几个关键过程不太可能发生在稠密的云中。密云化学的相关模式计算表明，修正后的$^{15}$ N富集值与观测值不匹配。我们研究了这些反应速率修改对Wirström等人（2012）化学模型的影响，该模型与其他模型存在显著的物理和化学差异。我们已经包括CN的$^{15}$ N分馏在中性-中性反应，也更新了氮化学中的关键反应的速率系数。我们发现，修改后的分馏速率在任何时候都具有抑制氨中$^{15}$ N富集的效果，而消耗甚至更明显，达到>2000的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比。考虑到最新的氮化学成分，虽然氯化萘本身的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比率仍可能低于100，但HCN或HNC并未发生显著的富集，这与在乌云和彗星中观察到的证据相反。然而，这样低的CN丰度预测，更新的模型不足以解释散装$^{15}$ N增强原始材料中观察到的。很明显，替代分馏反应是必要的，以重现观察，因此，进一步的实验室和理论研究是迫切需要的。
2017-11-22 astro-ph.GA
Depletion and fractionation of nitrogen in collapsing cores
对太阳系彗星的氮同位素比率的测量显示一个恒定值，约为140，比原太阳比率低三倍，这是一个非常显着的差异，仍然无法解释。在坍缩的早期阶段，对静止的无星核的观测证实了理论上的预期，即在星际条件下，氮的分馏对大多数物种来说是微不足道的。然而，在N2 H+中观察到的同位素比率与模型预测不同。我们对氮的同位素库如何演变的理解存在这些差距，从星际云到彗星，更普遍地说，到原太阳星云，可能源于星际氮化学中的缺失过程或误解。到目前为止，在无星核的氮分馏的理论研究已经解决了准静态阶段的演变，使动力学崩溃的同位素比的影响是未知的。本文通过气相和颗粒吸附和脱附反应研究了前星核引力坍缩过程中14 N和15 N的分馏。最初的化学条件，这是在稳定状态下获得后，通常是几个百万年，在气相中的分馏程度低，与早期的研究。然而，在崩溃过程中，14 N-和15 N-含物种到颗粒上的吸附的差分速率导致增强的15 N：14 N比，更好地与观测结果一致。此外，我们发现的行为的差异，随着密度的增加，在不同的物种的同位素比。根据L183中的CO丰度曲线，我们发现坍缩必须发生在大约一个自由落体时间尺度上[见PDF文件的结尾]。
2020-09-14 astro-ph.GA
Seeds of Life in Space (SOLIS) VIII. SiO isotopic fractionation and a new insight in the shocks of L1157-B1
L1157-B1是0级原恒星L1157-mm驱动的蓝移外流激波区之一，是研究在极短时间尺度内从颗粒中喷射出的物质的理想实验室，即其化学成分代表了颗粒的成分。作为太空生命种子（SOLIS）大型项目的一部分，我们使用NOEMA干涉仪对$^{28}$ SiO、$^{29}$ SiO和$^{30}$ SiO J = 2-1发射向L1157-B1和B 0成像。我们在这里提出了一个SiO向L1157-B1同位素分馏的研究。此外，我们还利用高光谱分辨率观测的主要同位素，$^{28}$ SiO，研究射流对稠密气体的影响。我们在这里也提出了单碟观测获得的IRAM 30米望远镜和赫歇尔-HIFI。我们使用大速度梯度（LVG）代码对单碟观测进行了非LTE分析。从我们的观测中，我们可以发现：（i）即使在高速下，L1157-B1中主要同位素的（2-1）跃迁也是光学厚的;（ii）[ $^{29}$ SiO/ $^{30}$ SiO]比在整个源中是恒定的，与太阳值1.5一致。我们报告的第一个同位素分馏图的SiO在一个冲击区，并显示没有一个质量相关的分馏在$^{29}$ Si和$^{30}$ Si整个L1157-B1。$^{28}$ SiO中的高速子弹已被识别，显示出射流撞击致密气体的特征。利用本文中提出的数据集，无论是干涉测量还是单碟测量，我们都能够非常详细地研究在B1 a位置冲击的气体及其周围的气体。
2020-06-10 astro-ph.GA
Isotopic fractionation of carbon, deuterium and nitrogen : a full chemical study
上下文毫米望远镜灵敏度的提高和光谱分辨率的提高使得探测到星际介质中越来越多的同位素取代分子成为可能。对于含碳分子，14 N/15 N比率难以直接测量。目的。我们想要通过化学时间依赖的气相化学模型来检查腈和异腈的13 C/12 C比率等于元素值的基本假设。方法.我们已经建立了一个化学网络，包含D，13 C和15 N分子物种后，仔细检查可能的分馏反应在气相中工作。结果分别对应于一个中等密度的云在早期的演化阶段和一个密集的耗尽的前星核的2种不同的物理条件下获得的模型结果往往表明，氨和它的单氘形式是有点丰富的15 N，与观测一致。发现N2 H+中的14 N/15 N比接近于元素值，与之前获得显著富集的模型相反，因为我们发现15 N和N2 H+之间的分馏反应在入口通道中具有势垒。在L1544中得到的N2 H +/15 NNH+和N2 H +/N15 NH+比值的大值在我们的模型中不能再现。最后，我们发现，腈和异腈实际上显着耗尽13 C，质疑先前的解释所观察到的C15 N，HC 15 N和H15 NC丰度从13 C含有同位素。
2015-01-08 astro-ph.GA
Can Galactic chemical evolution explain the oxygen isotopic variations in the Solar System?
原始陨石中的许多物体具有氧同位素组成，这些氧同位素组成使它们处于一条独特的、与质量无关的分馏线上，在三同位素图上斜率为1。最流行的模型是假设CO的自屏蔽作用产生了富含16 O的CO和贫含16 O的H2O，H2O随后与星际尘埃结合，在太阳星云中形成相对贫含16 O的固体。另一个产生富含16 O的气体和缺乏16 O的固体的不同储层的模型表明，这些储层是由银河系化学演化（GCE）产生的，如果太阳系的尘埃成分比气体成分年轻一些，并且这两种成分都位于O三同位素图中的斜率1线上。我们认为，GCE是不是在太阳系中的氧同位素的质量无关分馏的原因。GCE的情况是矛盾的，在附近的分子云和年轻的恒星天体的18 O/17 O比的观测。当考虑到恒星喷出物在星际介质中的不完全混合效应时，GCE产生斜率线的可能性很小。此外，太阳系尘埃比气体年轻的假设需要不寻常的时间尺度，或者存在理论上预计不会发生的重要星尘成分，而且迄今为止还没有发现。
2012-09-11 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
Isotopic ratios as probes of star formation and the origin of molecular gas in the Central Molecular Zone
Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CAB），西班牙国家研究委员会-国家航空航天技术研究所）
本研究通过分析分子云G+0.693−0.027的同位素比例，揭示CMZ中存在冷宁静气体成分，且¹²C/¹³C比例高于公认值，支持银河中心由低化学处理气体补充的情景。
2026-10-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
An analysis of the deuterium fractionation of star-forming cores in the Perseus molecular cloud
利用亚利桑那射电天文台亚毫米波望远镜和基特峰12米望远镜对英仙座分子云中64个N2 H+明亮的无星和原恒星核心的N2 D + 2-1和N2 D + 3-2发射进行了定点观测。结果表明，氘在N_2H ~+中的平均分馏率R_D = N（N_2D ~+）/N（N_2H ~+）= 0.08，最大分馏率R_D = 0.2。在检测到的来源，我们没有发现显着差异的氘分馏无星和原恒星的核心，也没有核心之间的集群或孤立的环境。我们比较了氘馏分N2 H+与先进的核心演变的参数。我们只发现氘分数和增加的H_2柱密度之间的显着相关性，以及与增加的中央核心密度，为所有的核心。对于原恒星源，我们还发现R_D与辐射热温度之间存在显著的反相关。我们发现，英仙座的核心的特点是低的CO消耗值相对于以前的研究恒星形成的核心，类似于最近的结果在蛇夫座分子云。我们认为，低的平均CO消耗是占主导地位的机制，限制了英仙座核心的平均氘分馏小的值。虽然当前的平衡和动态化学模型能够重现我们在英仙座中发现的氘分馏值范围，但重现整个核心的散射需要改变参数，例如电离分数或整个云的正氢与仲氢之比，或核心演化时间尺度的范围。
2013-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
First interferometric study of enhanced N-fractionation in N$_{2}$H$^{+}$: the high-mass star-forming region IRAS 05358+3543
氮（N）分馏被用来作为一种工具，以寻找太阳系的化学历史和恒星形成区域之间的联系。观测到不同天体物理源的$^{14}$ N/ $^{15}$ N有很大的变化，目前的化学模型不能再现这种变化。随着高角分辨率射电望远镜的出现，现在有可能在核尺度上寻找N分馏。本文报道了N $_{2}$ H $^{+}$、$^{15}$ NNH $^{+}$和N $^{15}$ NNH $^{+}$向高质量原星团IRAS 05358+3543的J=1-0跃迁的IRAM NOEMA观测结果。我们发现$^{14}$ N/ $^{15}$ N的比值从$\sim$ 100到$\sim$ 220不等，这些值低于或等于对同一源的单碟观测值。由于氮分馏在整个研究区域的变化，这意味着它是由当地的环境影响。我们还发现的可能性，在原星系团中定义的四个核心之一，有一个更丰富的$^{15}$ NNH $^{+}$相对于N $^{15}$ NNH $^{+}$。这是另一个迹象，表明目前的化学模型可能缺少化学反应，或者可能没有考虑到其他机制，如光解或谷物表面化学，这可能是重要的。
2019-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Theoretical studies of carbon isotopic fractionation in reactions of C with C$_{2}$: dynamics, kinetics, and isotopologue equilibria
我们目前对星际碳分馏的理解取决于天体化学动力学模型的解释。然而，包括的各种反应在其（估计）速率系数中具有很大的不确定性，特别是那些涉及C与C $_{2}$的反应。在这项工作中，我们提供的理论热速率系数作为所有可能的气相同位素交换反应的C+C $_{2}(X^{1}Σ_{g}^{+},a^{3}Π_{u})$的温度的函数。为此，我们采用准经典的轨迹方法，与先前获得的势能面C $_{3}$规定的碰撞伙伴之间的力量。计算的速率系数显示出正的温度依赖性，并显着不同于以前的理论估计。虽然正向反应是快速的，并且由于产物的零点能含量较低而固有地放热，但是反向过程具有温度阈值。对于每一个反应考虑，分析三个参数的Arkius-Kooij公式提供了很容易内插/外推相关的向前和向后的速率。这些形式可以进一步引入天体化学网络。除了适当的动力学属性，我们还提供了这些过程的平衡常数，从而确认其突出的整体C分馏化学。在这方面，发现$^{13}$ C + $^{12}$ C $_{2}(X^{1}Σ^{+}_{g})$和$^{13}$ C + $^{12}$ C $_{2}(a^{3}Π_{u})$反应特别明显，特别是在致密分子云的典型温度下。对于这些反应，并考虑平衡和随时间变化的化学，理论$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值作为气体动力学温度的函数也被导出，并显示与现有的模型化学和观测数据的C $_{2…
2021-01-30 astro-ph.GA
Nitrogen fractionation in high-mass star-forming cores across the Galaxy
恒星形成区的氮（N）分馏是一个知之甚少的过程。为了对N分馏提出更严格的观测限制，我们用IRAM-30米望远镜观测了大质量恒星形成区的66个核心的大样本。我们以HN $^{13}$ C、HC $^{15}$ N、H $^{13}$ CN和HC $^{15}$ N的（1-0）转动跃迁为目标，推导出HCN和HNC的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比。我们已经完成了这个样本与Colzi et al.（2018）已经观察到的样本，因此分析了总共87个来源的样本。$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值分布在原太阳星云值附近，下限接近地球大气值（$\sim$ 272）。我们还推导出$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值作为银心距的函数，并根据前所未有的统计数据推导出线性趋势。我们发现的银心依赖性在斜率上与过去的工作是一致的，但我们发现了一个新的本地$^{14}$ N/ $^{15}$ N值为$\sim$ 400，即更接近于原太阳星云的值。与银河系化学演化模型的比较表明，8 kpc以前的斜率与线性分析结果一致，而8 kpc以上的平坦化趋势则被抛物线分析结果很好地再现。
2018-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Seeds of Life in Space (SOLIS). XIII. Nitrogen fractionation towards the protocluster OMC-2 FIR4
同位素分馏是研究太阳系化学历史的重要工具。特别是，氮的同位素分数（14 N/15 N）是较低的彗星和其他原始SS机构相对于测量值的原太阳星云，这表明在SS形成的15 N的局部化学富集。因此，对SS前体中氮分馏的干涉研究对于我们获得关于我们的天体化学起源的线索是必要的。在这项工作中，我们研究了14 N/15 N比的变化，在一个最接近的类似环境中，SS的诞生：原星团OMC-2 FIR 4。我们提出的第一个比较高角分辨率HCN和N2 H+使用干涉数据。我们分析了OMC-2 FIR 4原星系团中HCN同位素H13 CN和HC 15 N的观测结果，特别是在IRAM空间生命种子大型计划的背景下，NOEMA的跃迁H13 CN（1-0）和HC 15 N（1-0）。我们将我们的结果与N2 H+及其15 N同位素的ALMA获得的档案数据分析相结合。我们的研究结果表明，HCN的比例从~250到500的小区域变化。候选原恒星所在的FIR 4中心区域的比值在很大程度上是一致的（~300）。它们也显示出从已知具有高宇宙射线电离率的原星团部分到具有较低速率的部分几乎没有变化。我们还发现N2 H+的比例在不同区域从~200到~400之间有很小的变化。这些结果表明，我们的观测探测的小线性尺度上发生的物理参数的局部变化似乎不影响HCN或N2 H+中的14 N/15 N比，因此这与所使用的分子无关。此外，由宇宙射线引起…
2022-01-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Water deuterium fractionation in the high-mass star-forming region G34.26+0.15 based on Herschel/HIFI data
了解水的氘分馏作用对于限制星际云中水的形成机制是非常重要的。用赫歇尔空间天文台上的HIFI仪器以及地面单碟望远镜对高质量恒星形成区G34.26+0.15进行了HDO和H $_2^{18}$ O跃迁观测。检测到10条HDO谱线和3条H $_2^{18}$ O谱线，覆盖了22-204 K的高能级范围。我们使用非LTE 1D分析来确定作为包络中半径的函数的HDO/H $_2$ O比率。考虑了具有不同水丰度分布的模型，以重现所观察到的线剖面。发现热芯（$\sim$ 3.5 $\times$ 10 $^{-4}$ - 7.5 $\times$ 10 $^{-4}$）中的HDO/H $_2$/O比低于较冷包层（$\sim$ 1.0 $\times$ 10 $^{-3}$ - 2.2 $\times$ 10 $^{-3}$）中的HDO/H $_2$/O比。这是第一次发现HDO/H $_2$ O比率的径向变化发生在高质量源中。该源的化学演化被建模为其半径的函数，并且观察结果相对较好地再现。化学模式与观测结果的比较得出红外暗云阶段后$\sim$ 10 $^5$年的年龄。
2014-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nitrogen isotopic ratios in Barnard 1: a consistent study of the N2H+, NH3, CN, HCN and HNC isotopologues
今天在太阳系不同天体中测量到的15 N同位素丰度比被认为与原太阳星云中发生的15 N分馏效应有关。本研究的目的是把限制在星前阶段发生的15 N分馏的程度，通过观察D，13 C和15 N-取代的同位素对B1 b。在分析中考虑了来自氮氢化物家族的两种分子，即N2 H+和NH3，以及来自腈家族的两种分子，即HCN、HNC和CN。作为第一步，我们模拟连续发射，以获得云的物理结构，即气体温度和H2密度。这些参数随后被用作非局部辐射转移模型的输入，以推断各种分子的径向丰度分布。我们的模型表明，在包含B1-bS和B1-bN核心的区域中，所有分子都受到尘埃颗粒耗尽的影响。虽然高水平的氘分馏的衍生，我们得出结论，没有分馏发生在氮化学的情况下。与化学家族无关，分子丰度与14 N/15 N ~300一致，这是代表母体气体元素原子丰度的值。在B1 b区域15 N分馏效应的无效性可能与相对较高的气体温度有关，约17 K，这是云的最内部的代表。由于这一区域显示出耗尽到尘埃颗粒上的迹象，我们不能排除这些分子在B1 b历史的早期就富集了15 N的可能性，而且这种富集可能已经被纳入了冰盖。因此，有必要在较冷的源中重复这种研究，以测试这种可能性。
2013-09-23 astro-ph.GA
Nitrogen Fractionation in External Galaxies
在我们银河系的恒星形成区，14 N/15 N的比值从陨石、彗星和原行星盘的$\sim$ 100到星前和恒星形成核心的$\sim$ 1000不等，而在外部星系，很少有单盘大尺度测量这个比值的结果是100-450。到目前为止，同位素分馏对这些变化的贡献程度是未知的。在本文中，我们提出了一个理论化学研究的氮分馏在外部星系，以确定的物理条件，可能导致的14 N/15 N比的传播从太阳值$\sim$ 440，从而评估的贡献，在ISM中的化学反应的氮分馏。我们发现，氮分馏的ISM富集的主要原因是高的气体密度，高通量的宇宙射线的帮助。
2019-04-26 astro-ph.GA
Nitrogen and hydrogen fractionation in high-mass star forming cores from observations of HCN and HNC
氮的两种稳定同位素$^{14}$ N和$^{15}$ N之间的比例在地球大气层（$\sim 272$）和太阳前星云（$\sim 441$）中得到了很好的测量。有趣的是，一些原始的太阳系物质显示出相对于前太阳星云的$^{15}$ N值的富集。然而，由于在致密恒星形成区的测量数量有限，目前还不清楚这些富集是否以及如何与过去的化学历史联系在一起。在这方面，致密的核心被认为是包含中等质量和高质量恒星的星团的前身，是重要的目标，因为太阳系可能诞生在一个丰富的恒星星团中。在这项工作中，我们展示了IRAM-30 m观测的结果J=1-0的分子HCN和HNC的旋转过渡，和他们的$^{15}$ N轴承对应物，对27个中/高质量致密的核心分为三个演化类别：高质量无星核心，高质量原恒星的对象，和超紧凑的HII地区。为了寻找同位素比D/H与$^{14}$ N/ $^{15}$ N之间的关系，我们还观察到了DNC（2-1）转动跃迁。我们推导出$359\pm16$在HCN中和$438\pm21$在HNC中的平均$^{14}$ N/ $^{15}$ N比，分散度约为150-200。我们没有发现$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值随演化阶段的变化趋势。这一结果与从N-$_{2}$ H-$^{+}$及其同位素体中发现的结果一致，尽管N-$_{2}$ H-$^{+}$的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比…
2017-09-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
High $^{12}$C/$^{13}$C isotopic ratios toward G+0.693-0.027: evidence for gas inflow to the Central Molecular Zone
Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Joint ALMA Observatory（ALMA联合天文台）；Star and Planet Formation Laboratory, Cluster for Pioneering Research, RIKEN（理化学研究所前沿研究集群恒星与行星形成实验室）
研究通过光学薄分子示踪剂校正同位素分馏，确定CMZ分子云G+0.693−0.027母体物质的初始$^{12}$C/$^{13}$C比，分析光谱数据并与模型比较，得出较高比值，支持CMZ由银河系盘气体流入补充的情景。
2026-07-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Complex Organic Molecules in Protostars with ALMA Spectral Surveys (COMPASS) III. CH$_3$OH isotopic fractionation in the low-mass protostar BHR71-IRS1
Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Université de Toulouse（天体物理学与行星学研究 institute，图卢兹大学）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（尼尔斯·玻尔研究所，哥本哈根大学）；Physikalisch-Meteorologisches Observatorium Davos und Weltstrahlungszentrum (PMOD/WRC)（达沃斯物理气象观测站和世界辐射中心（PMOD/WRC））；Universität Bern（伯尔尼大学）；Seoul National University（首尔国立大学）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；Institute of Astronomy, Department of Physics, National Tsinghua University（国立清华大学物理系天文研究所）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学，法国国家科学研究中心，IPAG）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；RIKEN（理化学研究所）
本研究利用ALMA COMPASS巡天数据，在低质量原恒星BHR71-IRS1中探测多种甲醇同位素体，测量其柱密度与氘分馏，发现氘化程度随甲基中氘原子数增加而升高，为理解恒星形成区甲醇形成与演化提供关键观测约束。
2026-10-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterium and $^{15}$N fractionation in N$_2$H$^+$ during the formation of a Sun-like star
虽然化学模型预测N $_2$ H $^+$中的氘分馏是恒星形成过程中一个很好的演化示踪剂，但氮的分馏仍然是一个知之甚少的过程。最近的模型质疑了类似的演变趋势，预计在N $_2$ H $^+$的两个分馏机制，基于一个经典的情况下，在冷气体中发生的离子中性反应应该引起的N $_2$ D $^+$，$^{15}$ NNH $^+$，和N $^{15}$ NH $^+$的丰度增强。在ASAI IRAM-30 m大型计划的框架内，我们研究了氘和$^{15}$ N在N $_2$ H $^+$中的分馏，这是类太阳恒星形成过程不同演化阶段的最佳代表。我们的目标是最终确认（或否认）经典的“离子中性反应”的情况下，预测一个类似的趋势D和$^{15}$ N分馏。我们没有发现从$^{15}$ NNH $^+$和N $^{15}$ NH $^+$同位素同源物的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比的任何演化趋势。因此，我们的研究结果证实，在类太阳恒星的形成过程中，核心演化与$^{15}$ N的分馏无关。$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值与时间无关，这一点也在高质量恒星形成核心中发现，这表明在彗星和原行星盘中发现的$^{15}$ N富集不太可能发生在核心尺度上。然而，我们已经坚定地证实了H/D比的演化趋势，N $_2$ H $^+$ /N $_2$ D $^+$比在前恒星核心阶段之前下降，在原恒…
2018-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Isotopomer-Specific Carbon Isotope Ratio of Complex Organic Molecules in Star-Forming Cores
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）；RIKEN Cluster for Pioneering Research（理化学研究所前沿研究集群）；The University of Tokyo（东京大学）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）
本研究通过构建新的天体化学反应网络，解析恒星形成核心中复杂有机分子的同位素omer特异性碳同位素比值，揭示其形成路径与环境。
2025-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
First detection of 13CH in the interstellar medium
近年来，大量的高光谱分辨率观测亚毫米和FIR跃迁的亚甲基（CH），已经证明了这个自由基是一个有价值的代理H2，可用于表征分子气体内的星际介质（ISM）在银河系尺度上，包括CO-暗成分。在这里，我们报告的发现13 CH同位素在ISM中使用的upGREAT接收器上SOFIA。我们探测到了2 THz频率从基态到四个高质量恒星形成区跃迁的三个超精细结构分量，并确定了13 CH柱密度。ISM中普遍存在的含碳分子已经将碳的两种稳定同位素12 C/13 C丰度之间的比值的确定变成了银河系化学演化研究的基石。虽然随着银河系距离显示出上升的梯度，但当使用不同分子（CO，H2 CO等）的观测值测量时，该比率显示出取决于所使用的示踪剂的系统变化。这些观察到的不一致性可能来自光学深度效应、化学分馏或同位素选择性光解离。CH是由C+通过UV驱动或顺磁驱动的化学反应形成的，它反映了C+的分馏，并且不像以前用于确定12 C/13 C同位素比的其他分子那样显示出任何显著的分馏效应，这使它成为整个银河系12 C/13 C比值的理想示踪剂。因此，通过将13 CH的导出的柱密度与先前获得的主要同位素体12 CH的相应跃迁的SOFIA数据进行比较，我们导出了朝向Sgr B2（M）、G34.26+0.15、W 49（N）和W51 E的12 C/13 C同位素比率。将我们的12/13 CH值与以前的银河系同位素梯度计算值相加…
2020-07-02 astro-ph.GA
Carbon Isotope Fractionation of Complex Organic Molecules in Star-Forming Cores
本研究利用气-粒化学网络模型探究了从前恒星核到原恒星核阶段复杂有机分子的碳同位素分馏，发现引入颗粒表面直接的C原子加成反应能缓解COMs的$^{13}$C贫化，从而更好地再现ALMA观测结果。
2024-06-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Depletion of heavy nitrogen in the cold gas of star-forming regions
我们使用气冰天体化学模拟研究了分子云形成和演化过程中的氮同位素分馏。我们发现，大量的气体可以成为贫化重氮（15 N），由于15 N富集冰的形成。在从氮原子到N2的化学转变附近，N15 N被选择性地光解，这导致15 N在氮原子中富集。当富含15 N的原子氮通过颗粒表面反应转化为氨冰时，大量气体中的15 N被耗尽。在散装气体中的15 N耗尽的水平可以高达两个元素的氮同位素比相比，取决于光解吸产率的氨冰的一个因素。一旦氮同位素在分子云中的气体和固体之间有差异地分配，它应该留在恒星形成的后期阶段（例如，星前核），只要氨冰的升华是无效的。我们的模型表明，在恒星形成区的冷气中，所有含氮分子都可以耗尽15 N，这至少在定性上与星前核L1544的观测结果一致。在我们的模型中，冰冷的物种显示15N和氘分馏。氘和15 N在冰幔内的分馏模式不同，反映了它们的分馏机制：氘的浓度从冰幔下层到上层几乎单调递增，而15 N的浓度在一定深度处达到最大值，并向表层递减。
2018-03-19 astro-ph.EP 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 Initial Conditions of Clustered Star Formation III. The Deuterium Fractionation of the Ophiuchus B2 Core
我们给出了在蛇夫座分子云中形成小星团的蛇夫座B2核的N2 D + 3-2（IRAM）和H2 D + 1_11 - 1_10和N2 H + 4-3（JCMT）图。结合先前发表的N2 H + 1-0观测，N2 D+数据揭示了Oph B2高密度气体中的氘分馏。在OphB 2上，平均氘分馏R_D = N（N_2D ~+）/N（N_2H ~+）~ 0.03，有几个小的R_D峰，最大R_D = 0.1。平均R_D与孤立的无星核和原恒星核的结果一致。H_2D ~+和N_2D ~+的柱密度分布与总H_2柱密度无相关性。然而，我们发现，氘分馏与接近嵌入的原恒星在Oph B2的距离>= 0.04 pc的关系。氘分子的破坏机制需要气体温度高于先前通过Oph B2的NH3观测确定的温度。我们通过对分子的非热谱线宽度进行等值来计算致密核心气体的温度（即，N2 D+和H2 D+）预期追踪相同的核心区域，但在B2中观察到的复杂的线结构排除了在许多位置找到合理的结果。然而，这种方法可能在速度结构不太复杂的孤立岩心中工作得很好。最后，我们使用R_D和穿过Oph B2的H2 D+柱密度来设定穿过核心的电离分数的下限，发现平均x_e，lim >=几个x 10^{-8}。我们的研究结果表明，当使用氘代物质作为恒星形成区域致密气体物理条件的探针时，必须小心。
2010-06-23 astro-ph.GA
The Isotopic Links from Planet Forming Regions to the Solar System
同位素比率为理解物质的起源提供了一个强有力的工具，包括太阳系天体中的挥发性和难熔物质。最近对分子同位素的高灵敏度观测，特别是ALMA的观测，为我们提供了关于恒星和行星形成区以及太阳系天体中氢、碳、氮和氧同位素比率的新信息。太阳系探测任务，如罗塞塔和卡西尼，给了我们进一步的新见解。与此同时，最近发展的复杂模型同位素化学，包括详细的气相和颗粒表面反应网络，使人们有可能讨论如何同位素分馏在恒星和行星形成的地区是印记到尘埃颗粒的冰地幔，保存记录的初始同位素状态的太阳系材料。本章回顾了最近在太阳系外行星形成区，星前/原恒星核和原行星盘，以及在我们的太阳系的对象-彗星，陨石和行星/卫星大气中的分子同位素观测的进展，并讨论了它们之间的联系，通过同位素化学模型。
2022-03-21 astro-ph.EP astro-ph.GA
CHEMOUT: CHEMical complexity in star-forming regions of the OUTer Galaxy III. Nitrogen isotopic ratios in the outer Galaxy
氮同位素比率是追踪银河系恒星核合成的关键工具。我们提出的第一个研究的$^{14}$ N/ $^{15}$ N丰度比在银河系的外部区域（即，对于银河系中心的距离，$R_{\rm GC}$，从12千秒差距到19千秒差距），目的是研究恒星核合成的影响，在全球银河系的趋势。我们分析了IRAM 30米观测到的样本的35个来源的背景下，在恒星形成区域的外部星系（CHEMOUT）项目的化学复杂性。我们利用HN $^{13}$ C、H $^{15}$ NC、H $^{13}$ CN和HC $^{15}$ N的$J$ = 1-0转动跃迁，分别从HCN和HNC中导出了14个和3个源的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值。在外星系中发现的结果与以前在内星系中获得的测量结果相结合。我们发现随着$R_{\rm GC}$的增加，H $^{13}$ CN/HC $^{15}$ N比率总体上呈线性降低。这转化为抛物线$^{14}$ N/ $^{15}$ N比，峰值在11 kpc。更新的银河系化学演化模型已被考虑在内，并与观测结果进行了比较。$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值随$R_{\rm GC}$变化的抛物线趋势可以自然地解释为：（1）假设新星是长时间尺度（$\ge$ 1 Gyr）上主要的$^{15}$ N生产者的模型;（2）更新低质量和中等质量恒星的恒星产额。
2022-09-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterated ammonia in Galactic massive star-forming regions
我们提出了敏感的观测NH 2D在110.153599 GHz对50个银河系大质量恒星形成区的IRAM 30米望远镜。NH 2D跃迁被检测到朝向36个物体，产生72%的检测率。通过假设具有固定激发温度的局部热平衡条件，推导出每个源的NH 2D、HC 3 N和C 18 O的柱密度。利用文献中的NH3信息，计算了19个来源的NH $_3$的氘比，定义为NH 2D与NH 3的丰度比。氘分馏的变化范围在恒星形成的后期区域较大，在0.043 ~ 0.0006之间。G081.75+00.78（DR 21）中NH3的氘比最高为0.043。我们还发现NH_3的氘比随星系中心距离的增大而增大，随线宽的增大而减小。
2022-04-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterium fractionation in cold dense cores in the low-mass star forming region L1688
本文通过多分子谱线成图观测与气-尘化学模型，研究 L1688 区四个无星云核的氘分馏随密度和半径的变化，发现中心氘分馏显著高于包层，并验证了化学模型对含氮和含碳离子氘分馏的预言。
2024-01-10 astro-ph.GA
Deuterium fractionation of a distant cold dark cloud along the line of sight of W51
Herschel/HIFI对致密HII区W51的观测揭示了在W51前方的高速气流中沿着其视线存在一个冷的致密核心。这种探测是通过对HDO、NH3和C3在恒星形成区发出的明亮背景下的低能跃迁的吸收测量而实现的。我们提出了一个后续的研究，这个核心使用的高灵敏度和高光谱分辨率提供的IRAM 30米望远镜。我们报告了该核心在DCO+（2-1，3-2），H13 CO+（1-0），DNC（3-2），HN 13 C（1-0），p-H2 CO（202-101，303-202）的吸收和o-NH 2D的发射中的新检测。我们还报告了使用IRAM/NOEMA望远镜对这最后一个物种的干涉观测，通过检测两个核心揭示了源的碎片性质，两个核心相隔0.19 - 0.24 pc，平均大小小于0.16 - 0.19 pc。从非LTE分析中，我们能够估计该成分的密度（~2.5e4 cm-3）和温度（~10 K），这是在乌云中发现的典型成分。该组分（称为W51-核心）具有与TMC-1相同的DCO+/HCO+比率（0.02）和高DNC/HNC比率（0.14）。对这些氘代物质的探测表明，W51核类似于一个早期低质量恒星形成区，是由W51巨分子云与其前方的高速气流相互作用而形成的，W51复合体约为5 kpc，这是首次在如此远的距离上探测到低质量恒星形成区的早期阶段。
2016-11-22 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
Formation and Fractionation of CO (carbon monoxide) in diffuse clouds observed at optical and radio wavelengths
我们模拟了\HH \和CO的形成，包括当\AV \ $\la2$ MAG时影响CO的分馏和选择性光解。（PDMATHAMP）/N（\coth）$\approx 65$，其用标准UV辐射再现并且在n（H）$\approx32-1024\pccc$下几乎不依赖密度：密度n（H）$\la256\pccc$避免了过量产生CO。在毫米波吸收中观察到的视线和在UV中观察到的一些视线显示出2-4倍的增强的\coth，并且通过较高的n（H）$\ga256\pccc$和/或n（H）$\ga256\pccc$来解释。或较弱的辐射。最难理解的观测结果是具有N（\cotw）/N（\coth）$>$ 100和N（CO）$\ga10^{15}\pcc$的UV吸收。\WCO \与N（CO）的曲线图显示，由于亚热激发，即使在高不透明度下，\WCO \也保持与N（CO）成线性比例。\cotw \和\coth \具有几乎相同的生长曲线，因此即使同位素丰度比不同，它们的柱密度/积分强度比也相当。对于n（H）$\ga128\pccc$，\WCO \ vs N（CH）的曲线对n（H）不敏感，\WCO /N（CO）$\approx1\Kkms/(10^{15}~{\rm CO}\pcc)$：这补偿了小CO/ \HH \，使\WCO \更容易检测。N（CO）随n（H）、N（H）和N（\HH）的快速增加通常使CO明亮，即小的CO…
2016-11-11 astro-ph.GA
Digging into the Interior of Hot Cores with ALMA (DIHCA). V. Deuterium Fractionation of Methanol
本研究利用ALMA观测24个大质量恒星形成区，发现其热核中甲醇的氘化低于小质量恒星形成区，模型表明这由冷相持续时间较短及其多样性决定。
2025-03-07 astro-ph.GA
High nitrogen and carbon isotopic ratios in the interstellar comet 3I/ATLAS
University of Edinburgh（爱丁堡大学）；University of Liège（列日大学）；United States Naval Academy（美国海军学院）；Northumbria University（诺森比亚大学）；Auburn University（奥本大学）；Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；Catholic University of America（美利坚天主教大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；University of Padova（帕多瓦大学）
研究星际彗星3I/ATLAS的高氮和碳同位素比值，揭示其可能起源于低金属licity恒星外围盘。
2026-03-07 astro-ph.EP astro-ph.GA
Deuterium Fractionation as an Evolutionary Probe in Massive Proto-stellar/cluster Cores
高红外消光云是大质量恒星/团簇形成的理想场所。近年来发现的大量云核，使人们能够研究早期云核之间可能的演化顺序。我们用亚毫米望远镜（SMT）对15个处于不同演化阶段的致密核进行了氘分馏的调查，从高质量的无星核到超致密的Hii区域，在高消光的大质量恒星形成云G34.43+0.24，IRAS 18151-1208和IRAS 18223-1243中。观察N2 H+（3 - 2）、N2 D+（3 - 2）和C18 O（2 - 1）的光谱，以导出N2 H+的氘分馏、Dfrac \equiv N（N2 D+）/N（N2 H+）以及每个选定的芯的CO消耗因子。我们的研究结果表明，Dfrac的气体温度和线宽的下降趋势。由于较冷和静止的气体可能与演化程度较低的核心有关，因此较大的Dfrac似乎与核心演化的早期阶段相关。这种下降趋势类似于低质量原恒星核中Dfrac的行为，并且与高质量原恒星核中的几项早期研究一致。我们还发现了一个温和的增加趋势的Dfrac与CO消耗因子，这表明升华的冰幔改变了化学反应中的竞争，降低Dfrac。我们的研究结果表明，在低质量和高质量的原恒星候选人在早期阶段的氘代物种的一般化学行为。此外，电离度的上限估计在2 \times 10^-7和5 \times 10^-6之间。四个静止的核心有边际场中性耦合，也许有利于湍流冷却流。
2011-10-07 astro-ph.GA
Precision Analysis of $\mathrm{^{12}C / ^{13}C}$ Ratios in Orion IRc2 Acetylene Isotopologues via $χ^2$ Fitting
本研究利用SOFIA高分辨率红外光谱，通过χ²拟合方法分析猎户座IRc2区域乙炔同位素体，得到更精确的¹²C/¹³C比值，修正传统方法偏差并降低不确定性，开发TOPSEGI工具助力星际同位素研究。
2025-02-26 astro-ph.GA
Precise observations of the 12C/13C ratios of HC3N in the low-mass star-forming region L1527
利用Green Bank 100 m望远镜和Nobeyama 45 m望远镜，观测了HC 3 N三种13 C同位素在3和7 mm波段朝向低质量恒星形成区L1527的转动发射谱线，以探讨它们的异常12 C/13 C比值。13 C同位素物质的柱密度来自在高信噪比下观察到的J = 5-4线的强度。测定[H13 CCCN]：[HC 13 CCN]：[HCC 13 CN]：[HCCCN]的丰度比为1.00：1.01 ± 0.02：1.35 ± 0.03：86.4 ± 1.6，其中误差表示一个标准偏差。这些比值与无星云Taurus Molecular Cloud-1 Cyanopolyyne Peak（TMC-1 CP）的比值非常相似。这些比率不能用热平衡来解释，但可能反映了该分子的产生途径。我们已经在高置信水平下显示了H13 CCCN和HC 13 CCN的丰度相等，这支持了HC 3 N通过C2 H2和C2 H2+的产生途径。HC 3 N的平均12 C/13 C比率为77 +-4，其可能仅略高于元素12 C/13 C比率。13 C同位素在HC 3 N中的稀释不像在CCH或c-C3 H2中那样显著。我们还同时观测到DCCCN和HCCC ~（15）N谱线，并推导出同位素比值：[DCCCN]/[HCCCN] = 0.0370 ± 0.0007，[HCCCN]/[HCCC ~（15）N] = 338 …
2016-10-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multiple nitrogen reservoirs in a protoplanetary disk at the epoch of comet and giant planet formation
在太阳系原始天体中测得的氮同位素比率显示出很大的数值范围，其来源仍然未知。一个关键的问题是这些氮同位素库是早于彗星形成阶段还是晚于彗星形成阶段，另一个核心问题是阐明能够产生14 N/15 N同位素比值变化的过程。围绕前主序星运行的卫星为观测原太阳星云类似物的化学成分提供了独特的机会，因此可以为太阳系和行星形成盘中氮的起源建立一个全面的设想。我们目前的光谱和空间分辨观测的超精细结构的4-3旋转跃迁的HCN和它的主要同位素H13 CN和HC 15 N的磁盘轨道的800万年的TTauri星TW Hya。空间平均HCN/H13 CN和HCN/HC 15 N丰度比分别为86+/-4和223+/-21。后一个数值明显低于该星盘中CN：C15 N的比值323+/-30，因此首次提供证据表明，在巨行星和彗星形成阶段，星盘中存在两个氮同位素储存库。此外，我们发现了明显的证据表明HCN与HC 15 N的比例随着半径的增加而增加。外盘的比值为339+/-28，与在本地星际介质中的直接测量结果非常吻合，也与星系演化计算预测的整体氮同位素比值非常吻合。在r=20 au的彗星形成区，这个比值要低3倍，为121+/-11。这种径向增加定性同意的情况下，其中选择性光解的N 2是占主导地位的分馏过程。然而，我们的同位素比率和HCN发射层的动力学温度定量不同意磁盘中的氮化学模型。
2019-11-15 astro-ph.GA
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
First detection of ND in the solar-mass protostar IRAS16293-2422
在过去的十年中，已经取得了很大的进展，在表征的过程中，导致增强氘分馏观察到的ISM，特别是在寒冷，致密的部分恒星形成的地区，如原恒星的信封。对于饱和的分子和离子，已经发现非常高的分子D/H比。然而，人们对自由基中的氘分馏知之甚少，尽管简单的自由基通常代表了形成更复杂的饱和分子的中间阶段。亚胺基NH是气相氨合成的中间体。Herschel/HIFI代表了一个独特的机会来研究这些物种的氘化和形成机制，这些物种是无法从地面观察到的。我们在这里寻找氘代自由基ND，以确定氘分馏亚胺和约束该物种的氘化机制。我们观察了太阳质量0级原恒星IRAS 16293 -2422与外差仪器HIFI的赫歇尔关键计划CHESS（化学赫歇尔恒星形成区调查）的一部分。氘代形式的亚氨根自由基ND被检测到，并安全地确定与2超精细组件组的基本过渡吸收对连续背景发出的新生的原恒星。在吸收过程中还检测到氢化物NH的3组超精细组分。我们得到了一个非常高的氘分馏与[ND]/[NH]的比例在30和100%之间。亚胺基的氘分馏与其他分子中的氘分馏具有相同的数量级，这表明有效的氘分馏机制在起作用。我们讨论了ND的两种可能的形成途径，无论是通过反应的N+与HD，或氘/质子交换与NH。
2010-07-27 astro-ph.GA
Variations of the HCO$^{+}$, HCN, HNC, N$_2$H$^+$ and NH$_{3}$ deuterium fractionation in high-mass star-forming regions
本研究利用 IRAM-30m 与 Effelsberg 望远镜多分子谱线及 RADEX 非 LTE 模型，测定五个大质量恒星形成区的氘分数、密度和丰度，揭示其随温度升高而降低并与化学模型基本一致。
2023-09-28 astro-ph.GA
Isotopic enrichment of planetary systems from Asymptotic Giant Branch stars
本研究发现Gaia数据中NGC2264恒星形成区存在闯入的AGB恒星，证明演化恒星可遭遇年轻行星系统，并通过模拟证实AGB恒星产生的26-Al和60-Fe足以解释太阳系的同位素富集与行星内部加热。
2023-07-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
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
The first interferometric measurements of NH$_2$D/NH$_3$ ratio in hot corinos
氮在恒星和行星形成过程中的化学演化仍然没有完全了解。氨（NH $_3$）是理解恒星形成云分子演化和氮同位素分馏的关键物质。本文利用Karl G. Jansky甚大阵列（VLA）我们在空间上解决了二进制（以下4A 1和4A 2），并检测到紧凑的发射NH $_3$过渡与高激发能（$\gtrsim$ 100 K）从附近的原恒星，表明NH $_3$冰升华在内部热区域。NH $_3$柱密度估计为$\sim 10^{17}-10^{18}$ cm $^{-2}$。我们还检测到两个NH $_2$ D转换，使我们能够限制氨的氘分馏。4A 1和4A 2中的NH $_2$ D/NH $_3$比率与$\sim 0.3-1$一样高。与文献中的天体化学模型比较，NH $_2$ D/NH $_3$的高比值表明NH $_3$冰的形成主要开始于体冰形成完成后的星前阶段，恒星形成云中的初始氮库可能是原子氮（或N原子），而不是含氮物质如N $_2$和NH $_3$ . IRAS 4A核的物理性质的影响进行了讨论。
2022-10-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Comparative study of the relationships between CO isotopic luminosities and infrared luminosity for the Galactic dense cores
结合12 CO（1-0）、13 CO（1-0）和C18 O（1-0）数据和IRAS四波段数据，本文估算了来自两个已发表的CO样品的29个致密分子云的物理参数，如大小、病毒质量、COJ =1-0同位素和红外光度。我们进一步分析了CO J=1-0同位素光度与红外光度（恒星形成率，SFR）之间的各种相关性，并讨论了分子气体示踪物与SFR之间的关系。结果表明，12 CO（1-0）、13 CO（1-0）和C18 O（1-0）的光度值之间有较强的相关性。CO J=1-0同位素光度和SFR的相关性较弱，散射比银河系47个致密核和65个外部恒星形成星系的HCN-IR相关性大。这可能是因为SFR和恒星形成效率主要取决于高体积密度下的分子气体，而不是高柱密度。
2009-12-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
First detection of a deuterated molecule in a starburst environment within NGC 253
本研究利用 ALMA 和 MADCUBA 首次在星暴星系 NGC 253 中可靠探测 DCN，测得其 D/H 比，并揭示温暖气体对氘代分子丰度的影响。
2024-11-28 astro-ph.GA
The 35Cl/37Cl isotopic ratio in dense molecular clouds: HIFI observations of hydrogen chloride towards W3A
我们报告的检测与HIFI仪器上的赫歇尔卫星的两个氯化氢同位素，H35 Cl和H37 Cl，对大规模的恒星形成区域W3 A。用HIFI仪器的接收器1b在625.9和624.9 GHz处观察到这两个物种的J=1-0线。不同的超精细组分被分辨。观测结果采用非局部、非LTE辐射转移模型进行建模，该模型包括超精细线重叠和尘埃辐射泵浦。这两种效应被发现发挥重要作用，新兴的强度从不同的超精细组件。推断出的H35 Cl柱密度（1 e 14 cm^-2的几倍）和相对于H核的丰度分数（~ 7.5 e ^-10）支持气相氯贫化的上限为~200。我们对H35 Cl/H37 Cl丰度比的最佳拟合模型估计值为~2.1+/-0.5，略低，但仍与太阳同位素丰度比（~3.1）相一致。由于这两种物质是同时观测到的，这是第一次对分子云中[35 Cl]/[37 Cl]同位素比值的准确估计。我们的模型表明，即使是大的线不透明度和可能的超精细强度异常，H35 Cl和H37 Cl J=1-0集成线强度比提供了一个很好的估计35 Cl/37 Cl同位素丰度比。
2010-05-16 astro-ph.GA
Gas-phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS) XI. The evolution of HCN, HNC, and N2H+ isotopic ratios in starless cores
本文利用IRAM 30m数据测定23个无星核心中HCN、HNC和N2H+的氘分数及14N/15N比率，结合化学模型约束其化学年龄，揭示氘分数可作为核心演化示踪剂，并发现HCN的氮同位素比率高于原恒星阶段，暗示原恒星阶段存在氮分馏过程。
2025-07-14 astro-ph.EP astro-ph.GA
Rotational spectra of isotopic species of methyl cyanide, CH$_3$CN, in their $v_8 = 1$ excited vibrational states
乙腈是空间中重要的痕量分子，特别是在恒星形成区域，它是用于推导动力学温度的较常见分子之一。我们希望获得准确的光谱参数的次要同位素的甲基氰在其最低激发$v_8 = 1$振动状态，以支持天文观测，特别是，与干涉仪，如ALMA。实验室记录了天然同位素组成的甲基氰的转动光谱，从毫米到太赫兹。对于高达约1.2 THz（$J'' \le 66$）的三种同位素物质CH $_3^{13}$ CN、$^{13}$ CH $_3$ CN和CH $_3$ C（15）N，可以识别具有良好信噪比的跃迁。准确的光谱参数，获得了所有三个物种。目前的数据已经有助于确定$v_8 = 1$线的乙腈与一个$^{13}$ C在IRAM 30 m和ALMA数据向人马座B2（N）。
2019-03-20 astro-ph.GA astro-ph.IM physics.chem-ph
Rotational spectra of isotopic species of methyl cyanide, CH$_3$CN, in their ground vibrational states up to terahertz frequencies
乙腈是恒星形成区的重要痕量分子。它是一种较常见的分子，用于推导此类源中的动力学温度。作为Herschel，SOFIA，特别是ALMA的准备工作，我们希望提高乙腈的主要和次要同位素的剩余频率。实验室记录了天然同位素组成的甲基氰的转动光谱，频率高达1.63 THz。对于CH $_3$ CN、$^{13}$ CH $_3$ CN、CH $_3^{13}$ CN、CH $_3$ C $^{15}$ N、CH $_2$ DCN和$^{13}$ CH $_3^{13}$ CN，在高达约1.2 THz的基态振动状态下，可以识别具有良好信噪比的跃迁。即使在1.6 THz附近的最高频率光谱记录中也可以识别出主要的同位素种类。拟合中包含的最高$J'$量子数为64（$^{13}$ CH $_3^{13}$ CN）和89（主要同位素物种）。通过将本数据与先前报道的跃迁频率拟合在一起，获得了大大改善的光谱参数。目前的数据将有助于在最近发射的Herschel卫星、即将进行的SOFIA飞机飞行任务或ALMA射电望远镜阵列等仪器的较高频带中确定甲基氰化物的同位素。
2019-03-20 astro-ph.GA astro-ph.IM physics.chem-ph
