Direct estimation of electron density in the Orion Bar PDR from mm-wave carbon recombination lines
在恒星形成区域，相当一部分分子气体受到恒星紫外光子的照射。在这些环境中，电子密度（n_e）在气体动力学、化学和某些分子的碰撞激发中起着至关重要的作用。通过对新的毫米波碳复合谱线（mmCRL）和现有的远红外[13 CII]超精细谱线观测，我们确定了原型强辐射光解离区（PDR）猎户座条（Orion Bar）的n_e。我们用IRAM 30 m望远镜以~ 25“角分辨率观测到12个毫米CRL（包括α、β和γ跃迁），朝向Bar的H/H2解离前沿（DF）。我们还提出了跨PDR的mmCRL排放削减。这些线跟踪C+/C/CO气体过渡层。作为频率低得多的碳放射性复合线，mmCRL产生于中性PDR气体，而不是来自邻近HII区的电离气体。这一点很容易从它们的窄谱线剖面（dv=2.6+/-0.4 km/s）和LSR谱线峰值速度（v_LSR=+10.7+/-0.2 km/s）看出。光学薄[13 CII]超精细线和分子线-发射接近DF的微量物种，如反应离子CO+和HOC+ -显示相同的线剖面。我们使用[13 CII]和mmCRL的非LTE激发模型，推导出DF方向的n_e = 60-100 cm^-3，T_e = 500-600 K。推断出的电子密度很高，比以前认为的高出一个数量级。他们提供了一个下限的气体在PDR边缘的热压力，而不使用分子示踪剂。假设电子丰度等于或低于碳的气相元素丰度，我们得到P_th >（2…
2019-04-25 astro-ph.GA
High angular resolution near-IR view of the Orion Bar revealed by Keck/NIRC2
本研究利用Keck/NIRC2亚角秒分辨率成像，揭示了猎户座星条中电离、原子和分子气体界面的精细子结构，发现H$_2$与HCO$^+$发射空间重合，表明高压PDR中过渡区更为靠近。
2022-06-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Orion HII Region and the Orion Bar in the Mid-Infrared
我们目前的猎户座酒吧中红外测光获得与SOFIA上的FORCAST在6.4，6.6，7.7，19.7，31.5和37.1 \um。通过与FORCAST和\emph{Herschel} /PACS图像的对比，我们得到了猎户座星云惠更斯区完整的红外光谱能量分布。通过与气体示踪剂的对比，我们发现PACS图像追踪的是分子云，而FORCAST数据追踪的是光解离区（PDR）和HII区。对该区域的能量学分析表明，PDR沿视线方向延伸0.28秒差距，棒以$4\degr$角倾斜。红外和亚毫米图像显示猎户座棒代表一个厚度为0.1~pc的扫掠壳。壳层的质量意味着HII区的激波速度为$\simeq 3$ km/s，年龄为$\simeq 10^5$ yr。我们的分析表明，在HII区域和PDR的紫外和红外尘埃不透明度是一个因素5至10低于弥漫的星际介质。在离\toc的距离大于$\simeq0.06$ ~pc的电离气体中，Ly $α$光子是尘埃加热的主要来源。如果尘埃颗粒的尺寸在0.1 ~ 1~ \um之间，则可以解释尘埃温度。本文导出了猎户座中原子气体的光电加热效率。结果是在很好的定性与模型和定量的差异表明，减少PAH丰度在该地区。
2016-07-26 astro-ph.GA
Kaleidoscope of irradiated disks: MUSE observations of proplyds in the Orion Nebula Cluster. I. Sample presentation and ionization front sizes
利用MUSE窄场模式对猎户座星云团中12个proplyd进行首次空间和光谱分辨观测，测量电离前沿半径并揭示电离分层，结合光致电离模型约束密度，推导质量损失率上限于短寿命，为外部光蒸发模型提供新观测基准。
2024-04-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A non-equilibrium ortho-to-para ratio of water in the Orion PDR
H $_2$ O的邻对位比（OPR）被认为对水形成的温度敏感。因此，H $_2$ O的OPR可用于研究水的形成机理。我们调查的OPR的水在猎户座PDR（光子为主的区域），在猎户座酒吧和猎户座S的位置，使用数据从{ \it Herschel}/HIFI。我们检测的ortho-和para-H $_2$ $^{18}$ O的猎户座酒吧和猎户座S的基态线，我们估计的列密度使用LTE和非LTE的方法。根据我们的计算，猎户座星云的正对比（OPR）为0.1 $-$ 0.5，这是出乎意料的低气体温度为$\sim$ 85 K，也低于其他星际云和原行星盘的测量值。对于猎户座S，我们的OPR估计低于2。猎户座PDR中2个位置的低OPR与气相形成和尘埃颗粒的热蒸发不一致，但它可以用光解吸来解释。
2014-09-04 astro-ph.GA
Herschel CHESS discovery of the fossil cloud that gave birth to the Trapezium and Orion KL
作为Herschel保证时间密钥计划CHESS的一部分，我们在位于猎户座A区域的中等质量原恒星OMC-2 FIR 4的前景中发现了一种扩散气体成分。利用在CHESS中获得的OMC-2 FIR 4的完整HIFI光谱，我们检测到了来自OH+，H2O+，HF和CH+的几条基态谱线，所有这些谱线都出现在对原恒星外壳尘埃连续辐射的吸收中。谱线的峰值速度为9 km/s，相对于OMC-2 FIR 4的系统速度（V = 11.4 km/s）蓝移了2 km/s。我们推导出每个物种的柱密度，以及未检测到的H3 O+的柱密度的上限。为了对前景云进行建模和分析，我们使用Meudon PDR代码运行了一个均匀的模型网格，该网格涵盖了合理的密度、视觉分辨率、宇宙射线电离率和远紫外（FUV）辐射场。我们的模拟结果表明，前景云主要由中性扩散气体（n（H）= 100 cm-3）组成，并受到外部FUV源的强烈照射，该外部FUV源很可能来自附近的梯形OB协会。这片云有6 pc厚，与猎户座KL和梯形星团之间所谓的C+界面有许多相似之处，OMC-2 FIR 4以南2 pc。我们的结论是，我们检测到的前景云是在猎户座KL方向上看到的C+接口的延伸，并将其解释为OMC-1的母体云的残留物，该母体云从OMC-1延伸到OMC-2。
2012-11-25 astro-ph.GA
Molecular tracers of radiative feedback in Orion (OMC-1). Widespread CH+ (J=1-0), CO (10-9), HCN (6-5), and HCO+ (6-5) emission
年轻的大质量恒星控制着它们的物理条件、电离和它们诞生的分子云的命运。重要的是要找到示踪剂，帮助量化发生在不同尺度的恒星反馈过程。我们提供了几条亚毫米分子谱线的~85弧分^[2]速度分辨图，这些谱线指向最近的大质量恒星形成区OMC-1。观测到的旋转谱线包括很难从地面望远镜探测到的温暖和稠密的分子气体：CH+（1-0），CO（1 - 0 -9），HCO+（6-5）和HCN（6-5）。这些谱线描绘了一个延伸的但很薄的分子气体层，在高温压力下，P_th ~ 1 e7 - 1 e9 K/cm ~ 3，与OMC-1的FUV辐照表面有关。强烈的FUV场，从四边形星团的大质量恒星中出现，加热，压缩和光蒸发云的边缘。它还引发反应性分子如CH+的形成。CH+（1-0）发射与撞击云的FUV光子通量在空间上相关：G_0从1 e3到1 e5。在参数空间P_th/G_0 ~ [5e 3 - 8 e4] K/cm ~ 3中的等压PDR模型支持了这一关联。CH+（1-0）发射与振动激发的H2的扩展发射相关，与[CII] 158 μ m和CO 1 - 0 -9的扩展发射相关。这些相关性将CH+的存在与C+离子和FUV泵浦的H2（v>0）分子的可用性联系起来。秒差距尺度的CH+和窄线（dv ~ 3 km/s）的中JCO辐射来自扩展的PDR，而不是来自快震。PDR线示踪剂是来自年轻大质量恒星的恒星反馈的确凿证据。OMC…
2018-12-03 astro-ph.GA
Spatially resolved images of reactive ions in the Orion Bar
我们报告高角分辨率（4.9”x 3.0”）的图像的活性离子SH+，HOC+，SO+对猎户座酒吧光解区（PDR）。我们使用ALMA-ACA映射几个旋转线在0.8毫米，补充与IRAM 30米望远镜获得的多线观测。SH+和HOC+发射被限制在振动激发的H2^* 发射之后的2英寸至10英寸宽的窄层（约800至4000 AU，取决于假设的PDR几何形状）。这两种离子都有效地形成在非常接近H/H2过渡区的地方，在A_V < 1等的深度进入中性云，在那里大量的C+，S+和H2^* 共存。SO+的峰值稍微深入云层。所观察到的离子具有较低的转动温度（T_rot~10-30 K << T_k）和较窄的谱线宽度（~2-3 km/s），比较轻的活性离子CH ~+的谱线宽度窄约2倍。这与CH+比重离子更高的反应性和更快的辐射泵浦速率相一致，重离子通过弹性碰撞被相对更快地驱动向更小的速度色散，并且通过非弹性碰撞被相对更快地驱动向更低的T_rot。我们根据非LTE激发模型（n（H2）~10^5-10^6 cm^-3，n（e^-）~10 cm^-3，T_k~200 K）估算了柱密度和平均物理条件。不管激发的细节，SH+和HOC+清楚地跟踪紫外线照射的分子云表面的最暴露的层，而SO+产生从稍微屏蔽层。
2017-04-27 astro-ph.GA
[CII] 158$μ$m emission from Orion A. II. Photodissociation region physics
[CII] 158 $μ$ m精细结构线是中等亮度远紫外（FUV）辐射场照射下中等密度光解离区（PDR）的主要冷却线。我们的目标是了解[CII]排放的起源及其与PDR中气体和尘埃的其他示踪剂的关系。其中一个重点是研究星际气体的加热效率，通过[CII]线追踪，以测试多环芳烃（PAH）分子和非常小的颗粒对中性气体的光电加热模型。我们利用了猎户座星云复合体的速度分辨[CII]线发射的平方度图，并将其分解为各个空间分量，膨胀的面纱壳，OMC 4的表面，以及与M43的致密HII区域和反射星云NGC 1977相关的PDR。我们采用赫歇尔远红外测光图像来确定尘埃的性质。此外，我们比较了斯皮策中红外测光跟踪热尘埃和大分子，和速度分辨IRAM 30 m CO（2-1）的分子气体的观测。[CII]强度与IRAC 8 $μ$ m波段的PAH发射和暖尘的远红外发射密切相关。[CII]和CO（2-1）之间的相关性在四个分区中非常不同，并且对详细的几何形状非常敏感。恒定密度PDR模型能够再现观测到的[CII]、CO（2-1）和积分远红外（FIR）强度。我们观察到猎户座酒吧后面的面纱壳的光电加热效率的强烈变化，这些变化似乎是不相关的多环芳烃的光谱特性。猎户座星云复合体的[CII]发射主要来自适度照明的PDR表面。詹姆斯韦伯太空望远镜的未来观测可以揭示可能与这些变化有关的PAH特性。
2021-11-24 astro-ph.GA
Deciphering the 3-D Orion Nebula-IV: The HH~269 flow emerges from the Orion-S Embedded Molecular Cloud
我们扩展了猎户座大星云HH~269大激波序列的隶属度，并确定了该激波序列的三维结构。所有的成分都沿着一条高度倾斜于天空平面的轨道分布，并从猎户座-S嵌入的分子云中出现。它们的来源可能是与高N2 H+密度核心相关的高度模糊的mm 9源（更可能）或更遥远的恒星COUP 632（不太可能）。前者必须位于猎户座南云电离表面下的光子主导区（PDR），而后者则嵌入云内。这些流动似乎是间歇性的，如果COUP 632是源头，则间隔为1900至2600年或700至2600年。
2021-01-30 astro-ph.GA
The VLT MUSE NFM view of outflows and externally photoevaporating discs near the Orion Bar
本研究利用VLT/MUSE NFM观测猎户座巴附近两个带盘年轻恒星，揭示FUV辐射驱动盘质量损失的作用，纠正HH 519外流的起源并发现新致密外流。
2023-08-23 astro-ph.EP 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
Impact of PAH photodissociation on the formation of small hydrocarbons in the Orion Bar and the Horsehead PDRs
我们研究了多环芳烃（PAHs）是否可以成为光解区（PDR）中小分子烃的重要来源。我们模拟了20个特定的PAH分子的脱氢和破坏的碳骨架的物理条件下的两个研究充分的PDR，猎户座酒吧和马头星云，这是典型的例子，PDR照射的“高”和“低”的紫外辐射场。多环芳烃被描述为微正则系统。乙炔分子被认为是PAH解离的主要碳质碎片，因为它遵循实验室实验和理论。我们估算了乙炔在气相化学反应中的生成速率，并与多环芳烃解离生成乙炔的速率进行了比较。发现在$A_{\rm V}<1$和$A_{\rm V}>3.5$的Orion酒吧中，后者的比率可能高于前者。在马头星云中，化学反应比PAH解离提供更多的乙炔。产生的乙炔参与小烃（C $_2$ H、C $_3$ H、C $_3$ H $^{+}$、C $_3$ H $_2$、C $_4$ H）形成的反应。通过PAH破坏产生的乙炔可能会增加Orion Bar气相化学反应中产生的小碳氢化合物的丰度，仅在$A_{\rm V}>3.5$。在马头星云中，多环芳烃对小碳氢化合物丰度的贡献可以忽略不计。我们的结论是，多环芳烃是不是一个主要来源的小碳氢化合物在这两个PDR除了在猎户座酒吧的一些位置。
2020-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The origin of dust polarization in the Orion Bar
本文利用 SOFIA HAWC+ 多波段尘埃偏振观测，研究猎户座棒光解离区中尘埃颗粒排列方向从磁场（B-RAT）向辐射场（k-RAT）转变的条件，限定了转变对应的颗粒尺寸，并发现这些颗粒过大而无法在辐射驱动旋转破裂中存活，从而推断大部分颗粒仍以超热旋转状态沿磁场排列。
2023-05-03 astro-ph.GA
Complex organic molecules in strongly UV-irradiated gas
我们研究了强紫外辐射星际分子气体中存在的COMs。我们已经进行了一个完整的毫米线调查，使用IRAM 30米望远镜对猎户座酒吧的光解离区域（PDR）的边缘，接近H2解离前，一个非常强烈的远紫外（FUV）辐射场照射的位置。这些观测得到了0.9 mm处H2 CO 5（1，5）-4（1，4）和C18 O 3-2发射的8.5弧秒分辨率图的补充。尽管环境恶劣，我们还是从COM和相关前兆中检测到了250多条谱线：H2 CO、CH 3OH、HCO、H2 CCO、CH 3CHO、H2 CS、HCOOH、CH 3CN、CH 2NH、HNCO、H13-2CO和HC 3 N（按丰度递减顺序）。对于每个物种，大量检测到的线使我们能够准确地限制它们的旋转温度（Trot）和柱密度（N）。由于亚热激发和复杂的光谱的一些COM（对称和不对称的顶部分子，如CH 3CN和H2 CO，分别），一个正确的测定N和Trot需要建立旋转布居图的旋转梯子分开。我们还提供了准确的上限丰度的化学相关分子，可能已经预期，但没有最终检测到的边缘的PDR（HDCO，CH 3 O，CH 3 NC，CH 3CCH，CH 3 OCH 3，HCOOCH 3，CH 3CH 2 OH，CH 3CH 2CN和CH 2CHCN）。一个非LTE LVG激发分析的分子与已知的碰撞速率系数，表明，一些COM出现从不同的PDR层，但我们不能解决他们的空间。特别地…
2017-05-26 astro-ph.GA
H2CO and CH3OH maps of the Orion Bar photodissociation region
之前对Orion Bar进行的甲醇和甲醛分析得出结论，这两种分子物质可能追踪不同的物理组分，甲醇是团块材料，甲醛是团块间介质。为了验证这一假设，我们对这两种分子进行了多线映射观察，以研究它们的空间分布。观测是用IRAM-30 m望远镜在218和241 GHz进行的，角分辨率约为11“。H2 CO从高原德布尔阵列的其他数据进行了讨论。使用LVG方法分析数据。这两种分子都在我们的单皿数据中检测到。我们的数据表明，CH 3OH峰值朝向酒吧的团块，但其强度降低到低于检测阈值的interclump材料。当在团间介质的大区域上平均时，检测到最强的CH 3OH线，其峰强度为~0.06K。甲醛也在团块上达到峰值，但也在团块间气体中检测到。我们验证了弱强度的CH 3OH在interclump介质中不是由不同的激发条件的interclump材料，但反映了在柱密度的甲醇。CH 3OH相对于H2 CO的丰度从致密团块到团块间介质降低至少一个数量级。
2010-01-06 astro-ph.GA
PDRs4All. V. Modelling the dust evolution across the illuminated edge of the Orion Bar
本研究利用JWST多波段观测数据，结合THEMIS尘埃模型与三维辐射转移模拟，约束了猎户座棒状结构PDR受照边缘的尘埃演化性质，发现纳米颗粒丰度显著降低且氢化程度存在空间变化。
2024-01-02 astro-ph.GA
Excitation of Molecular Hydrogen in the Orion Bar Photodissociation Region From a Deep Near-Infrared IGRINS Spectrum
我们提出了一个深近红外光谱的猎户座酒吧的光解区（PDR）采取的浸没光栅红外光谱仪（IGRINS）的2.7米望远镜在麦当劳天文台。IGRINS具有高光谱分辨率（R~45000）和宽的瞬时波长覆盖范围（1.45-2.45 μ m），使我们能够探测到87条由电子基态的69个旋振上能级跃迁产生的旋振激发氢分子的发射谱线。这些能级涵盖了大范围的转动和振动量子数以及激发能，是研究H_2分子激发机制和PDR物理条件的极好探针。猎户座棒PDR被认为是由较冷的高密度团块或细丝（T=50-250 K，n_H = 10^5 ~ 10^7 cm^-3）嵌入较暖的低密度介质（T=250-1000 K，n_H=10^4 ~ 10^5 cm^-3）中组成。我们拟合了一个简单的恒温和恒密度的Cloudy模型网格，它很好地再现了观测到的H_2能级粒子数，将温度限制在600 ~ 650 K的范围内，密度限制在n_H = 2.5 x 10^3 ~ 10^4 cm^-3。最佳拟合模型给出T = 625 K，n_H = 5 × 10^3 cm^-3。这个很好的约束温暖的温度是一致的动力学温度发现的猎户座酒吧的低密度介质的其他研究。然而，模型网格拟合的密度范围略低于其他研究报告的密度范围。我们可能观察到密度低于周围介质的气体，或者我们模型中的密度敏感参数没有得到正确估计。
2017-04-06 astro-ph.GA
Tearing the Veil: interaction of the Orion Nebula with its neutral environment
本文介绍了用卡尔G. Jansky甚大阵列，角分辨率为7.2“x5.7”，速度分辨率为0.77 km/s。我们的数据揭示了HI吸收对无线电连续的HII区域，和HI发射所产生的猎户座酒吧光子主导的区域（PDR）和猎户座KL流出。在Orion Bar PDR中，HI信号峰值位于与H2近红外振动线发射相同的层中，与H2的光解模型一致。该区域的气体温度约为540 K，PDR中团簇间气体中的HI丰度为可用氢核的5-10%。因此，该区域中的大部分气体仍然是分子。面纱上的机械反馈通过猎户座星云中电离流系统的相互作用表现出来，特别是赫比格-哈罗天体HH 202与面纱的相互作用。这些相互作用引起面纱中气体的显著的蓝向速度移动。这个流动系统与面纱相互作用的明确证据表明，面纱和四边形恒星之间的距离需要向下修正到大约0.4pc。电离腔的深度约为0.7pc，远小于面纱的深度和横向范围。我们的结果重申了M42 HII区域的水泡模型，同时也揭示了它与更大规模的中性环境的关系。
2012-11-02 astro-ph.GA
3D Dust Mapping Reveals that Orion Forms Part of a Large Ring of Dust
猎户座分子复合体是最近的正在进行的大质量恒星形成的地点，使其成为银河系中研究最广泛的分子复合体之一。我们已经开发出一种新的技术映射的3D分布的尘埃在银河系中使用泛星1测光。我们使用这种技术分离出距离猎户座的尘埃，揭示了一个大的（100 pc，直径14度），以前未被识别的尘埃环，我们称之为“猎户座尘埃环”。“环包括猎户座A和B，并不符合目前的H-α特征。圆形的形态表明它是在星际介质中形成的一个古老的气泡，尽管我们还不能最终确定气泡的来源。猎户座历史的这一暗示可能对高质量恒星形成和触发恒星形成的模型产生重要影响。
2014-11-19 astro-ph.GA
CO Abundance Variations in the Orion Molecular Cloud
本文分析了2 MASS的红外恒星测光和FCRAO 14 m望远镜的12 CO和13 CO J = 1-0谱线发射的谱线成像观测，以评估整个猎户座A和B分子云CO丰度随物理条件的变化。三个不同的AV制度中确定的13 CO柱密度和视觉消光变化之间的比率对应于光子占主导地位的信封，强烈的自我屏蔽的内部，和寒冷，密集的云卷。在猎户座A云强烈的自屏蔽内部，13 CO丰度变化100%，峰值位于恒星形成活动增强的区域附近。根据考虑热蒸发从颗粒表面解吸分子的化学模型的预测，CO耗尽对尘埃颗粒的冰帽的影响仅限于AV > 10等和气体温度低于20 K的区域。每个云的分子质量的值是独立地来自Av和13 CO柱密度的分布与恒定的13 CO-到-H2丰度在不同的消光范围。在强自屏蔽的云内部（Av > 3等），13 CO提供了一个可靠的H2质量示踪剂，除了冷的，密集的体积，其中耗尽是重要的。然而，由于其丰度降低，13 CO并不追踪存在于扩展云包层中的H2质量，其占每个云分子质量的40-50%。猎户座A和猎户座B的CO光度质量比M/ L_{CO}分别为3.2和2.9，与猎户座区域伽马射线观测得出的数值（2.9）相当。我们的研究结果强调，需要考虑当地的条件时，CO的观测，以获得H2柱密度。
2013-02-12 astro-ph.GA
Detection of HF emission from the Orion Bar
光子占主导地位的区域的团簇密度结构是公认的，但团簇和周围的团簇间介质的物理性质只是近似已知的。本文的目的是约束的物理和化学条件的猎户座酒吧，一个原型附近的光子占主导地位的地区。我们目前的观察HF J=1-0线，这出现在发射朝向猎户座酒吧，并比较非LTE辐射转移计算线的亮度。HF线的大宽度表明在团间气体中的发射的起源，但是在团间气体中由H2的碰撞激发低估了观察到的线强度的3-5倍。相比之下，要想在致密团块中找到这条线的起点，需要的密度约为10^9 cm^-3，比之前的估计高出10-100倍，这是不可能的。然而，电子碰撞激发重现了我们在T = 100 K、n（e）= 10 cm^-3时的观测结果，正如对团簇间气体的预期。我们的结论是，HF发射是一个路标的分子气体具有高电子密度。类似的条件也适用于活动星系核，其中HF也出现在发射中。
2011-12-19 astro-ph.GA
PDRs4All XVII: Formation and excitation of HD in photodissociation regions. Application to the Orion Bar
Institut d’Astrophysique Spatiale, Université Paris-Saclay, CNRS（空间天体物理研究所，巴黎萨克雷大学，法国国家科学研究中心）；LUX, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, CNRS（LUX，巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，法国国家科学研究中心）；Université Paris-Cité（巴黎西岱大学）；Department of Physics, College of Science, United Arab Emirates University (UAEU)（阿拉伯联合酋长国大学理学院物理学系）；Instituto de Física Fundamental (CSIC)（基础物理研究所（西班牙国家研究委员会））；Department of Space, Earth and Environment, Chalmers University of Technology, Onsala Space Observatory（查尔姆斯理工大学空间、地球与环境系，翁萨拉空间观测站）
利用近红外HD发射线观测研究光解离区中HD的形成与激发，探讨其作为物理参数示踪剂的潜力。
2025-10-13 astro-ph.GA
Rotationally Warm Molecular Hydrogen in the Orion Bar
猎户座酒吧是最近的和最好的研究光解或光子主导的区域（PDR）之一。观测结果表明，存在的H2线从振动或旋转激发的上层，这表明温暖的气体温度（400至700 K）。然而，PDR的标准模型不能再现这样温暖的旋转温度。在本文中，我们试图解释这些意见与新的全面的模型，从H+区域通过酒吧，并包括状态方程中的磁场。我们采用了我们以前的论文中的模型参数，该论文成功地再现了整个酒吧的各种光谱观测。在这个模型中，局部宇宙射线密度在银河系背景之上被增强，就像磁场一样，这增加了宇宙射线加热，使分子区域的温度升高。在H+区域，通过从吸收的星光转移的动量，压力进一步增强到气体压力以上。在这里，我们调查所观察到的H2线是否可以复制与标准的假设有关的粮食光电发射。我们还探讨了最近计算的H2 + H2，H2 + H和H2 + He碰撞速率系数的影响。
2009-06-12 astro-ph.GA
Hydrostatic photoionization models of the Orion Bar
由于它接近地球和它的几乎边缘的几何形状，猎户座酒吧提供了一个很好的测试平台的详细模型的结构HII地区和周围的光子占主导地位的地区。在本研究中，自洽模型的结构的猎户座星云在酒吧附近的假设下建立近似电离，热和流体静力平衡。结果发现，一个相当简单的几何形状是能够描述的表面亮度轮廓跟踪电离HII区域具有显着的精度，独立的处方所采用的设置磁场或人口的宇宙射线。虽然我们考虑这些非热成分的不同情况下，没有一个模型是能够提供一个完全令人满意的匹配原子层的观测数据，和几个分子物种的预测柱密度总是远远高于测得的丰度。与以前的研究相反，我们的结论是，需要一个更精细的模型，以匹配所有可用的数据。
2011-06-20 astro-ph.GA astro-ph.IM
Characterizing the PAH Emission in the Orion Bar
本文报道了Spitzer空间望远镜红外光谱仪在猎户座棒光解离区（PDR）两个不同位置上获得的5- 14 ~ $μ$ m光谱和同温层红外天文台（SOFIA）在3.3~ $μ$ m PAH观测结果。我们的目标是表征从多环芳烃（PAH），灰尘，原子和分子氢，氩，硫和氖作为从主要照明源的距离的函数的排放。我们发现，所有的主要PAH带峰值之间的电离前沿和PDR前，跟踪H $_{2}$，而这些频带之间的变化变得更加明显，远离这个峰值到面对PDR后面的PDR前和背面的\HII \，区域。虽然相对PAH强度与既定的PAH特性是一致的，我们报告不寻常的行为，并将其归因于PDR的视角和FUV辐射场的强度撞击PDR。我们确定了平均PAH大小，这在猎户座酒吧的变化。我们讨论了阳离子PAH波段之间的细微差异，并强调在这个PDR环境中的碳物种的光化学演化。我们发现，多环芳烃是一个很好的示踪剂的环境属性，如FUV辐射场的强度和多环芳烃电离参数。
2021-10-22 astro-ph.GA
PDRs4All II: JWST's NIR and MIR imaging view of the Orion Nebula
本研究利用JWST的高分辨率红外观测，解析了猎户座大星云PDR的精细结构，修正了过往二维结构模型，明确了各类红外辐射的起源，为理解恒星辐射反馈与星际化学过程提供了关键观测依据。
2023-09-02 astro-ph.GA
Quantum study of reaction O(3P) + H2(v,j) $\rightarrow$ OH + H: OH formation in strongly UV-irradiated gas
原子氧和分子氢之间的反应是天体化学中的一个重要反应，因为它调节了羟基自由基的丰度，并在不同的天文环境中打开了氧的化学。然而，在与基态氧原子的反应中存在高活化势垒限制了其在冷气体中的效率。在这项研究中，我们计算的旋转和振动状态的H $_2$的反应速率系数的依赖性和评估的影响，在星际区域的OH的丰度强烈照射的远紫外光子，其中H2可以有效地泵激振动态。我们使用最近计算的势能面并进行与时间无关的量子力学散射计算来计算反应O（3 P）+ H2（v，j）-> OH + H的速率系数，其中H2处于振动态v = 0-7和转动态j = 0-10.我们发现，随着H2振动量子数的增加，反应速度明显加快，但即使对于反应无势垒的H2高振动态（v = 4-5），速率系数也没有严格达到碰撞极限，仍然与温度保持正相关。我们实现了计算的状态特定的速率系数的Meudon PDR代码的猎户座酒吧PDR模型和评估的影响的OH自由基的丰度。我们发现，在对应于Av = 1.3-2.3的云区域中，OH的丰度分数比使用O + H2的热速率系数提高了一个数量级，尽管对OH柱密度的影响是适度的，约为60%。计算出的速率系数将是有用的模型和解释JWST观测OH在强紫外线照射的环境。
2021-03-05 astro-ph.GA
A CSO Search for $l$-C$_3$H$^+$: Detection in the Orion Bar PDR
加州理工学院亚毫米波天文台（CSO）搜索$l$ -C $_3$ H $^+$的结果，首先由Pety等人（2012）在对马头光解离区（PDR）的观测中发现。在1 mm窗口中观察到总共39个源。$l$ -C $_3$ H $^+$发射的证据只在一个单一的来源中发现-猎户座酒吧PDR区域，它显示了178（13）K的旋转温度和7（2）x $10^{11}$ cm $^{-2}$的柱密度。在其余的来源，上限~10 $^{11} - 10^{13}$厘米$^{-2}$被发现。这些结果进行了讨论，指导未来的观测搜索这个物种的背景下。
2014-05-27 astro-ph.GA
Molecular line emission from a protoplanetary disk irradiated externally by a nearby massive star
恒星的形成通常发生在星团内部或附近。附近大质量恒星的辐射可以使年轻恒星周围的原行星盘光蒸发，这就提出了关于在这些环境中形成行星形成能力的问题。我们研究了低质量T Tauri星周围的原行星盘的二维物理和化学结构，该星被附近的大质量O-型星照射，以确定原行星盘中分子的存活性和可观测性。与孤立的星盘系统相比，气体温度的范围从几个因素（在磁盘中平面）到大约两个数量级（在磁盘表面）更高的照射磁盘。虽然在外盘的紫外线通量，特别是，是几个数量级更高，磁盘的表面密度是足够的磁盘中平面的有效屏蔽，使磁盘仍然主要是分子的性质。我们还发现，非挥发性分子，如HCN和H2O，能够冻结到磁盘中平面的尘埃颗粒上，从而形成冰冷的星子，例如，彗星，也可能在probands。我们已经计算了分子线发射从磁盘假设LTE和确定，原子碳，CO（和同位素，13 CO和C18 O），HCO+，CN和HCN的多个跃迁可以观察到ALMA，允许表征的气体柱密度，温度，和光学深度的probrids在猎户座的距离（~400 pc）。
2013-03-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Planck Cold Clumps in the lambda Orionis Complex. III. A chemical probe of stellar feedback on cores in the lambda Orionis cloud
大质量恒星对其周围环境有很大的影响。然而，恒星反馈如何调节恒星形成仍在争论中。在这种情况下，我们研究了80个致密的核心组成的猎户座分子云复杂的猎户座A（39个核心），B（26个核心），和λ猎户座（15个核心）云的化学性质，使用多个分子线数据与韩国甚长基线干涉测量网络（KVN）21米望远镜。猎户座λ星云在O型恒星猎户座λ的周围有一个H ii气泡，因此它暴露在大质量恒星的紫外线（UV）辐射场中。C2 H和HCN的丰度，这是敏感的紫外线辐射，似乎是较高的核心在λ猎户座云比猎户座A和B云，而HDCO H2 CO的丰度比显示出相反的趋势，表明在λ猎户座云温暖的条件。在猎户座λ云中，N2 H+、HCO+和H13 CO+线等致密气体示踪剂的检测率也较低。这些化学性质意味着猎户座λ星云的核心被猎户座λ星云的紫外光子加热。此外，与猎户座A和B云不同，猎户座λ云的核心在HCO+（1 - 0）的下落特征中没有显示出任何统计上显着的过量。我们的研究结果支持这样一种观点，即来自大质量恒星的反馈通过加热和蒸发致密的物质以负面的方式影响恒星的形成，就像在猎户座λ星云中一样。
2021-03-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Efficiency of the top-down PAH-to-fullerene conversion in UV irradiated environments
多环芳烃和富勒烯在星际介质的物理和化学中起着重要作用。基于最近的实验和理论研究，我们开发了一个模型，其中多环芳烃受到光解（碳和氢的损失）和氢化。我们考虑到脱氢的多环芳烃可能会折叠成封闭的结构-富勒烯。而富勒烯也可以被氢化，变成富勒烷，并被光解，失去碳和氢原子。碳的损失导致富勒烯笼收缩成更小的笼。我们计算了不同尺寸的多环芳烃和富勒烯的丰度和氢化程度取决于外部条件：气体温度，辐射场强度，氢原子，碳原子和电子的数密度。我们强调的条件，这是有利于富勒烯形成的多环芳烃，我们得出结论，这种机制不仅在H-穷人的环境，但也在适度的值的氢密度高达10 $^{4}$ ~cm $^{-3}$。我们发现，富勒烯可以形成在ISM中，虽然在它们中锁定的碳原子的分数可以是最大的约10 $^{-9}$。我们将我们的模型应用于两个光解区域，Orion Bar和NGC 7023。我们比较我们的估计的富勒烯丰度和合成带强度在这些对象与观测，并得出结论，我们的模型给出了良好的结果电离恒星的最接近的环境。我们还表明，额外的富勒烯形成通道应与紫外线诱导的形成，以解释丰富的富勒烯远离紫外线源。
2022-10-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The water line emission and ortho-to-para ratio in the Orion Bar photon-dominated region
一个非常低的ortho-to-para比（OPR）的0.1-0.5之前报道的猎户座酒吧光子主导的区域（PDR），根据观察两个光学薄$\mathrm{H_2^{18}O}$线，通过使用单板大速度梯度模型进行分析。相应的自旋温度不符合在这个紫外光照射区域的分子气体的动力学温度。这被解释为水分子在冰冷的颗粒上形成的指示，随后通过UV光解吸释放。在猎户座酒吧，包括七个$\mathrm{H_2^{16}O}$线和一个$\mathrm{H_2^{18}O}$线，使用Herschel/HIFI仪器进行了更完整的一套水的观测，重新分析使用Meudon PDR代码推导气相水丰度和OPR，考虑到陡峭的密度和温度梯度存在于该地区。模型线强度是在良好的协议与观察假设水分子形成的OPR对应于热平衡条件下的气体的局部动力学温度，当单独考虑气相化学和水气颗粒交换通过吸附和解吸。气相水预计将出现从一个区域深入到云，对应于$A_{\mathrm{V}} \sim 9$的视觉消光，与$\mathrm{H_2^{16}O}$分数丰度$\sim 2\times 10^{-7}$和柱密度$(1.4 \pm 0.8) \times 10^{15}$厘米$^{-2}$的总云深度为$A_{\mathrm{V}}=15$。推导出了$2.8 \pm 0.2$的视线平均正对比。观测数据是一致的核自旋异构体再分配对应的热平衡温度为$36…
2019-10-07 astro-ph.GA physics.chem-ph
Photodesorption of SO2 and SO from UV-irradiated SO2 ices
本研究通过实验测量了紫外辐照SO2冰中SO2和SO的光致解吸产率，发现其随温度变化，并利用化学模型评估了其对天体物理环境中气相丰度的贡献。
2025-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
A stellar relic filament in the Orion star forming region
我们报告发现的最古老的恒星子结构在猎户座恒星形成区（OSFR），猎户座遗迹灯丝。遗迹灯丝与OSFR物理上相关，如盖亚DR2测光和天体测量所证明的，以及有针对性的径向速度跟踪观测一个明亮的子样本的自行选择的候选成员。盖亚DR2星系将猎户座遗迹灯丝放置在OSFR更远的部分，大约。430PC太阳考虑到它的年龄、速度色散、空间范围和形状，即使考虑到残余气体的排出，猎户座遗迹灯丝也不可能形成为一个单一的星团。残余暗条也太年轻，不可能是潮汐流，因为银河系潮汐作用的时间尺度要长得多，大约为1亿年。因此，该结构很可能是由类似于OSFR中猎户座A的分子云细丝形成的，尽管与其出生气体脱钩，但仍保留了其形态。因此，猎户座遗迹灯丝见证了由于剪切和潮汐导致的气体去除和分散之间的短暂进化阶段，并为恒星如何在分子云中形成提供了至关重要的新见解。
2019-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical modeling of Orion Nebula Cluster disks: evidence for massive, compact gas disks with ISM-like gas-to-dust ratios
本文通过热化学建模与ALMA观测，发现猎户座星云星团中的Class II盘大而致密、气尘比类星际介质，并验证了动力学质量测量与演化模型高度一致，为低质量M矮星研究提供了理想样本。
2022-12-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Accretion in low-mass members of the Orion Nebula Cluster with young transition disks
虽然猎户座星云星团是太阳系附近研究最多的星团之一，但由于它们的昏暗，非常低质量的成员（$M_* < 0.25 \, M_\odot$）的演化还没有完全解决。我们的目标是使用宽带VLT/X-Shooter光谱来验证猎户座星云团中一些年轻和质量非常低的物体是否显示出正在进行的吸积的证据。对于每个目标，我们确定了相应的恒星参数，面纱，观察到的巴耳末跳跃，吸积率。此外，我们还通过在线光度学研究了星周盘的存在。我们在猎户座星云团的三个年轻恒星中检测到吸积活动，其中两个处于非常低的质量范围内。我们还发现了年轻的过渡盘的存在，年龄在1和3.5百万年之间。
2020-03-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
