Molecular-Cloud-Scale Chemical Composition I: Mapping Spectral Line Survey toward W51 in the 3 mm Band
我们用22米Mopra望远镜在3毫米波段对银河系巨分子云W 51进行了一次测绘谱线巡天，以研究银河系分子云尺度上气体的平均化学组成。我们观察到$25' \times 30'$的面积，相当于39 pc $\times$ 47 pc。观测的频率范围为85.1 - 101.1 GHz和107.0 - 114.9 GHz。在观测区域的空间平均光谱中，鉴定了12种分子种类和4种另外的同位素体的谱线。空间平均光谱的强度图案被发现是类似的外部星系M51的螺旋臂，这表明这两个源具有相似的化学成分。根据$^{13}$ CO（$J=1-0$）的积分强度（$I_{\rm ^{13}CO}$）将观测区划分为5个亚区，并计算了各亚区11条分子谱线的通量对平均光谱的贡献。对于大多数分子种类，50%或更多的通量来自于$I_{\rm ^{13}CO}$从25 K km s $^{-1}$到100 K km s $^{-1}$的子区，不包括活跃的恒星形成区.因此，在3毫米波段观测到的分子云尺度光谱很难代表恒星形成核心的化学组成，而主要代表了扩展的静止分子气体的化学组成。目前的结果构成了一个健全的基础，解释光谱的分子云尺度（$\sim10$ pc）或更大的分辨率的外部星系。
2017-07-04 astro-ph.GA
Chemical evolution during the formation of molecular clouds
为了研究分子云形成过程中的化学演化，我们模拟了三种不同密度结构的云：坍缩的球形，坍缩的椭球形，和静态的球形轮廓。在典型的分子云中，塌缩模式比静态模式更能符合观测特征。这主要是因为重力可以加速一些重要分子的形成（例如，H $_2$，CO，OH）。扁长云、扁球形云和球形云的不同形态导致了它们化学演化的差异，这主要是由于它们数密度演化的不同。我们还研究了初始化学组成对化学演化的影响，发现H原子可以通过两个主要反应加速OH的形成：O + H $\rightarrow$ OH在气相中和在尘埃颗粒表面上，导致初始以原子形式为主的模型比初始以分子形式为主的模型更符合观测结果。也就是说，为了与观测结果相匹配，最初的氢必须大部分是原子。CO分子甚至在没有H $_2$预先存在的情况下也能够形成。我们还研究了气体温度、尘埃温度、星际辐射场强度和宇宙线电离率对静止云中化学演化的影响。由于CO的快速破坏，具有高尘埃温度、强辐射场和强宇宙射线的静止CO云是短暂的。
2022-05-02 astro-ph.GA
Molecular excitation in the Interstellar Medium: recent advances in collisional, radiative and chemical processes
我们回顾了星际介质中的不同激发过程
2013-10-30 astro-ph.GA physics.chem-ph
Evidence for Inside-Out Galaxy Growth and Quenching of a z~2 Compact Galaxy from High-Resolution Molecular Gas Imaging
我们提出了高空间分辨率成像的CO（1-0）线的卡尔G。COSMOS 27289的Jansky甚大阵（VLA），一个大质量的致密恒星形成星系，z=2.234。这个星系被选为结构类似于z~2被动星系。我们之前的观测表明，相对于典型的恒星形成星系，在这些红移下，它是非常缺乏气体的，这与分子气体耗尽时快速过渡到静止相一致。新的数据表明，分子气体分数f_H2 = M_H2/M_star和分子气体耗尽时间t_dep = M_H2/SFR在星系中心1-2kpc较低，在较大半径~2-4kpc升高。这些观测结果与COSMOS 27289将在外围之前立即停止内部区域的恒星形成的情况一致，即由内而外的淬火，这是第一次通过在高红移宇宙中观察分子气体看到这种现象。我们发现良好的定性和定量的协议与流体动力学模拟的星系淬火，其中的分子气体的中央抑制出现由于快速的气体消耗和外流，疏散气体的中心区域。我们的结果为恒星形成的内向外猝灭作为z~2静止星系的一种可能形成机制提供了独立的证据。
2019-08-06 astro-ph.GA
Tracking the dynamical, chemical and spectral evolution of molecular cores with PrestaLine: Gorynych
PrestaLine：Gorynych通过整合流体动力学、化学演化和辐射传输模块，研究分子核心从预星到原恒星阶段的动力学、化学和光谱演化。
2026-02-13 astro-ph.GA
WISDOM Project -- X. The morphology of the molecular ISM in galaxy centres and its dependence on galaxy structure
我们使用高分辨率地图的分子星际介质（ISM）的中心86个附近的星系从毫米波干涉测量暗天体质量（WISDOM）和物理学高角分辨率在附近的星系（PHANGS）调查的物理机制设置的ISM的形态在分子云尺度。我们发现，早型星系往往有光滑，规则的分子气体形态，而在螺旋星系凸起的ISM是更不对称和cluerous当在相同的空间尺度上观察。我们使用非参数形态测量（不对称性、平滑度和基尼）来量化这些差异，并将这些测量结果与从理想星系模拟中提取的测量结果进行比较。我们发现，分子ISM的形态系统的变化作为各种大尺度星系参数的函数，包括星系形态类型，恒星质量，恒星速度色散，有效恒星质量表面密度，分子气体表面密度，恒星形成效率和酒吧的存在。我们进行统计分析，以确定这些相关参数最好的预测ISM的形态。我们发现有效的恒星质量表面（或体积）密度是最强的预测分子气体的形态，而恒星形成和酒吧可能是重要的次要驱动程序。我们发现，气体的自引力是不占主导地位的过程中形成的星系中心的分子气体的形态。相反，由势阱的深度引起的效应，如剪切、恒星螺旋密度波的抑制和/或流入，会影响气体碎裂的能力。
2022-03-07 astro-ph.GA
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
The impact of attenuation on cosmic-ray chemistry: I. Abundances and chemical calibrators in molecular clouds
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Indian Institute of Science Education and Research Kolkata（印度科学教育研究所加尔各答分校）；University of Duisburg-Essen（杜伊斯堡-埃森大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）
本文研究宇宙射线对分子云化学的影响，通过模拟密集分子云中的气体相化学模型，探讨宇宙射线离子化率对重要化学示踪物丰度和气体温度变化的影响，并提供改进的电子分数估算和紫外屏蔽区域的理论校准。
2026-01-16 astro-ph.GA
Chemical Analysis of a Diffuse Cloud along a Line of Sight Toward W51: Molecular Fraction and Cosmic-Ray Ionization Rate
分子OH+，H2O+，和H3+的吸收线已被观察到在扩散的分子云沿视线W51 IRS 2附近。我们提出了第一个化学分析，结合了所有这三个物种提供的信息。OH+和H2O+一起被用来确定观测到的云外围的分子氢分数，以及原子氢的宇宙射线电离率。H3+被用来推断H2在星云分子内部的宇宙射线电离率，我们发现它是zeta_2=（4.8+-3.4 x10 ^-16/秒。结合所有三种物质的结果，我们发现一个效率因子--定义为OH+的形成速率与H的宇宙射线电离速率之比--=0.07+-0.04，远低于化学模型的预测。这是未来使用OH+和H2O+作为宇宙射线电离率示踪剂的重要一步。
2012-08-15 astro-ph.GA
A molecular line study towards massive extended green object clumps in the southern sky: chemical properties
我们提出了一个分子线研究对31个扩展的绿色物体（EGO）团块在南部天空中使用的数据从MALT 90（毫米天文学遗产团队90 GHz）。根据以前的多波长观测，我们将样本分为两组：大质量年轻恒星天体（MYSO）和HII区。我们的研究结果似乎支持N2 H+和C2 H排放主要来自内部的气体静止团块。此外，我们还发现从MYSO到HII区，[N2 H +]/[H13 CO +]和[C2 H]/[H13 CO +]的相对丰度比逐渐减小。这些结果表明，N_2H ~+和C_2H ~+在双星形成的后期阶段耗尽，可能是由于内部形成了HII区。通过与H13 CO+和HC 3 N等分子的比较，发现N2 H+和C2 H+可以作为双星形成的化学钟。
2016-05-04 astro-ph.GA
AGN feedback in a galaxy merger: Multi-phase, galaxy-scale outflows including a fast molecular gas blob ~6 kpc away from IRAS F08572+3915
为了理解活动星系核反馈在星系演化中所起的作用，我们需要深入研究星系范围外流的多相结构和能量学。在这项工作中，我们提出了新的，深（$\sim$ 50小时）NOEMA CO（1-0）线观测的分子气体在强大的外流驱动的活动星系在超亮红外星系IRAS F08572+3915。我们在空间上解决外流，发现它最有可能的配置是一个广角双锥对齐的旋转盘的运动主轴。风中的分子气体达到的速度高达约$\pm$ 1200 km s $^{-1}$，并在系统中传输近20%的分子气体质量。我们检测到第二个外流组件位于$\sim$ 6千秒差距的西北移动距离在$\sim$ 900公里秒$^{-1}$，这可能是由于活动星系核活动的前一集。流出物的总质量和能量，其中包括来自电离的，中性的，温暖的和冷的分子气体相的贡献是强烈的冷分子气体占主导地位。事实上，分子质量外流速率要高于恒星形成速率，即使我们只考虑外流中速度快到足以逃离星系的气体，其约占外流总质量的$\sim$ 40%。这导致在中心$\sim$ 1.5 kpc区域中分子气体的流出耗尽时间仅为$\sim3$ Myr，比恒星形成活动的耗尽时间短$\sim2$倍。
2019-11-14 astro-ph.GA
The Chemical Composition of Globular Clusters of Different Nature in our Galaxy
编制了一个银河系球状星团表，并利用它分析了星团化学参数和运动学参数之间的关系。该星表包括157个球状星团的位置、距离、光度、金属岩和水平分支形态指数，以及72个球状星团的空间速度。对于69个球状星团，这些数据补充了各种核合成过程中产生的28种化学元素的相对丰度，取自1986 - 2018年发表的101篇论文。讨论了在低金属量吸积的球状星团中水平分支变红的趋势。被认为是基于化学和运动学性质的厚盘和晕子系统的集群成员资格的标准之间的差异。这一点可以通过以下事实得到证明：所有富含金属的（$\rm{[Fe/H]} > -1.0$）星团都位于银河系的中心和平面附近，而不管它们在特定的银河系子系统中的运动学成员。一个例外是人马座的一个矮星系丢失了三个吸积星团。与此同时，在任何运动学选择的银河系子系统中，更遥远的星系团在金属贫乏的星系团中所占的比例都很高。
2019-04-12 astro-ph.GA
Chemical Evolution of HC3N in Dense Molecular Clouds
我们研究了HC 3 N的化学演化在六个密集的分子云，使用档案可用的数据从赫歇尔红外银河平面调查（Hi-GAL）和毫米天文学遗产团队调查在90 GHz（MALT 90）。多阵列银河平面成像巡天（MAGPIS）和悉尼大学莫隆格洛巡天（SUMSS）的射电巡天表明，这些密集的分子云与超紧凑HII（UCHII）区域和/或经典HII区域有关。我们发现，在致密的分子云与正常的经典HII地区，HC 3 N的丰度开始减少或达到一个平台时，尘埃温度变热。这意味着UV光子可以破坏HC 3 N分子。另一方面，在与UCHII地区相关的其他致密分子云中，我们发现HC 3 N的丰度随尘埃温度单调增加，这意味着HC 3 N更喜欢在温暖的气体中形成。在G12.804-0.199和RCW 97中，HC 3 N（10-9）的谱图显示了机翼的发射，并且HC 3 N在这两个区域中的丰度随其非热速度宽度的增加而增加，表明HC 3 N可能是激波源物质。进一步研究了N（N2 H+）/N（HC 3 N）柱密度比的演化趋势，发现该比值可以作为大质量恒星形成开始后云演化的化学演化指标。
2019-10-16 astro-ph.GA
A recent update of gas-phase chemical reactions and molecular lines in CLOUDY: its effects on millimeter and sub-millimeter molecular line predictions
在这里，我们提出了我们目前的更新的气相化学反应速率和分子线的光谱合成代码云，及其在光谱建模的各种天体物理环境的影响。我们包括HF，CF $^+$，HC $_3$ N，ArH $^+$，HCl，HCN，CN，CH和CH $_2$的能级，辐射和碰撞率。同时，我们扩展了涉及这些分子的分子网络。为此，我们增加了561个新的反应，并更新了现有的165个涉及这些分子的分子反应速率。结果，云现在预测了这九个分子产生的所有谱线。此外，我们还更新H $_2$ -H $_2$碰撞数据，直到旋转水平$J$ =31，$v$ =0。我们展示了光谱模拟这些分子的一些天体物理环境。我们现有的蟹状星云球状体模型成功地预测了观测到的ArH $^+$柱密度。我们的模型预测了蟹状星云的HeH $^+$、OH $^+$和CH $^+$的可检测量。我们还模拟了ISM对HD 185418，W31 C，NGC 253的影响，我们的预测与观测到的误差条内的大多数观测到的柱密度相匹配。分子谱线经常跟踪各种物理条件。因此，这一更新将非常支持各种天体物理环境的光谱建模，特别是分别使用ALMA和JWST进行亚毫米和中红外观测。
2022-06-09 astro-ph.GA
Inconsistency of Chemical Properties of Stellar Populations in the Thick Disk Subsystem of Our Galaxy
使用现代公布的数据的速度和光谱定义的化学元素在恒星物体的银河系，我们调查的化学成分与运动学的不同人群的关系。本文指出，银河系的老恒星星族（按运动学判据）属于厚盘子系统--球状星团、天琴座RR型场变星以及近F-G矮星和场巨星，它们具有不同的化学组成。特别是，平均而言，该领域的矮星和巨星比该领域的球状星团和天琴座更多的金属。此外，在$\rm{[Fe/H]} > -1.0$范围内的$α$ -元素的相对丰度对于球状星团是最高的，对于天琴座RR型的场变量是最低的。通过对这些天体的[ $α$ /Fe]与[Fe/H]依赖关系的分析，认为银河系中的厚盘子系统是一个复合体，其中至少存在三个独立的组成部分，最古老的一个包括富金属的球状星团，它们是在Ia型超新星爆发后不久由单一的原星系云形成的。然后，一个厚盘的场恒星子系统是由于一个相当大的矮卫星星系落在银河系已经形成的薄盘上的恒星“加热”而形成的;最后，场恒星子系统的运动学不仅是厚盘，而且是薄盘，从这个被捕获的卫星星系落在银河系上。
2020-02-25 astro-ph.GA
Chemical Abundances of new member stars in the Tucana II dwarf galaxy
利用6.5 m麦哲伦-克莱望远镜上的MIKE摄谱仪获得的高分辨率光谱，对Tucana II超暗矮星系（UFD）中7颗金属丰度从[Fe/H]= $-$ 3.3到[Fe/H] = $-$ 2.4的恒星进行了化学丰度测量。对于三颗恒星，我们首次提供了详细的化学丰度。其中两颗恒星是新发现的杜鹃座II的成员，并从SkyMapper望远镜拍摄的杜鹃座II UFD的深窄带测光中被选为可能的成员。这一结果表明，光度识别矮星系系统的化学成分的基础上的成员的潜力。其中一颗新星是从Walker et al.（2016）的成员星表中选出的。我们样本中的其他四颗恒星在额外的观测之后已经重新分析。总的来说，六颗恒星的化学丰度是UFD恒星星族的特征。第七颗恒星的化学丰度与其他杜鹃座II成员不同，并且锶丰度比典型的UFD恒星高。虽然不太可能，但它的锶丰度增加了它可能是一颗前景贫金属晕星的可能性，其系统速度与图卡纳II相同。如果我们把这颗恒星排除在外，图卡纳II将满足成为幸存的第一个星系的标准。否则，这颗恒星意味着Tucana II可能经历了某种程度的化学演化。
2018-04-25 astro-ph.GA
Chemical Evolution during Molecular Cloud Formation Triggered by an Interstellar Shock Wave: Dependence on Shock Parameters and Comparison with Molecular Absorption Lines
本文通过三维磁流体动力学模拟与气体-尘埃化学网络后处理，研究星际激波压缩层中分子云形成初期的化学演化，揭示碳链、CN、HCN等分子丰度对激波参数和消光的依赖，并与弥漫云和半透明云的分子吸收线观测进行对比验证。
2024-11-19 astro-ph.GA
Galaxy pairs in the SDSS - XIII. The connection between enhanced star formation and molecular gas properties in galaxy mergers
我们研究了在低红移（z $\leq$ 0.06）星系合并中恒星形成和分子气体性质之间的联系。我们目前的研究是基于IRAM 30-m CO（1-0）的观测11个星系的密切同伴从斯隆数字巡天（SDSS）选择。这对双星的质量比为$\leq$ 4，预计间距r $_{\mathrm{p}} \leq$ 30 kpc，速度间距为$Δ$ V $\leq$ 300 km s $^{-1}$，并被选中表现出增强的比恒星形成率（sSFR）。我们计算分子气体（H $_{2}$）的质量，分配给每个星系的物理动机的转换因子$α_{\mathrm{CO}}$，我们推导出分子气体的分数和耗尽时间。我们将这些量与GALEX Arecibo SDSS调查样本（xCOLDGASS，Saintonge et al. 2017）的扩展CO Legacy数据库中孤立星系的量进行了比较，其中气体量以相同的方式计算。我们的研究是第一次直接比较气体性质的星系对和控制样本的正常星系严格的控制程序和SFR和H $_{2}$质量已估计使用相同的方法。我们发现，星系对有较短的耗尽时间和平均分子气体分数增强0.4德克斯相比，质量匹配的控制样品从xCOLDGASS。然而，气体质量（和分数）在星系对和他们的耗尽时间是一致的非合并的SFR同样升高。我们的结论是，外部相互作用和内部过程可能会导致分子气体增强和减少耗尽时间。
2018-02-06 astro-ph.GA
H_2 molecular gas absorption-selected systems trace CO molecular gas-rich galaxy overdensities
吸收选择星系是研究高红移低质量星系的有效途径。然而，基本星系群的物理性质仍然不确定。特别是，多相环星系介质被认为包含了星系中气体流入和流出的关键信息，这些信息对星系演化模型至关重要。本文介绍了含H_2吸收体星系中CO分子气体的ALMA观测结果。在我们的六个吸收器的样本中，我们在五个吸收器场中检测到富含分子气体的星系，尽管我们没有针对高金属量（> 50%太阳能）系统，以前的研究报告了最高的检测率。令人惊讶的是，我们发现，大多数的吸收器与多个星系，而不是单一的晕。这些结果与大的碰撞参量一起表明，吸收中所见的含H_2气体不是扩展盘的一部分，而是存在于环星系和群内介质中的致密气袋中。
2021-06-08 astro-ph.GA
CHEMOUT: CHEMical complexity in star-forming regions of the OUTer Galaxy. V. Chemical composition gradients as a function of the galactocentric radius
INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切里天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università di Firenze（佛罗伦萨大学物理与天文学系）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；LUX, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Université（巴黎天文台卢梭实验室（隶属于巴黎文理研究大学、法国国家科学研究中心、索邦大学））；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（西班牙国家航空航天技术研究所/西班牙国家科学研究委员会天体生物学中心）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Transdisciplinary Research Area (TRA) ‘Matter’/Argelander-Institut für Astronomie, University of Bonn（波恩大学阿尔兰德天体物理研究所跨学科研究领域‘物质’）；Department of Physics and Astronomy, University College London（伦敦大学学院物理与天文学系）；Institut de Ciències de l’Espai (ICE), CSIC（西班牙国家科学研究委员会空间科学研究所）
CHEMOUT项目研究银河系外围恒星形成区域中分子的化学组成梯度，发现外围区域分子形成效率与本地银河系相近，但SO形成效率较低。
2026-03-02 astro-ph.GA
Chemical survey toward young stellar objects in the Perseus molecular cloud complex
低质量原恒星核中气体的化学多样性得到了广泛的认可。为了探索英仙座分子云的起源，我们用IRAM 30 m和NRO 45 m望远镜对英仙座分子云复合体中36颗0/I类原恒星的化学成分进行了测量。C2 H，C-C3 H2和CH 3OH的多条谱线被观测到，以表征原恒星周围1000 AU尺度上平均的化学组成。导出的光束平均列密度显示显着的化学多样性的来源，其中的列密度比C2 H/CH 3OH的2个数量级展开。从以往的研究来看，热可里诺源具有丰富的CH 3OH，但缺乏C2 H，它们的C2 H/CH 3OH柱密度比相对较低。相比之下，温碳链化学（WCCC）源被发现揭示高C2 H/CH 3OH柱密度比。我们发现，大多数的来源有这两个不同的化学类型之间的中间字符。一个可能的趋势之间的C2 H/CH 3OH的比例和距离的来源从分子云的边缘。位于云边缘附近或孤立云中的源往往具有较高的C2 H/CH 3OH比。另一方面，具有低C2 H/CH 3OH比的源倾向于位于分子云复合物的内部区域。这一结果提供了一个重要的线索，了解的起源的化学多样性的原恒星核心的环境影响。
2018-04-23 astro-ph.GA
Editorial: Special Issue on the Atomic and Molecular Processes in the Ultracold Regime, the Chemical Regime, and Astrophysics
这篇社论介绍了J. Phys. B：原子，分子和光学物理学特刊“原子和分子过程中的超冷制度，化学制度和天体物理学”致力于教授亚历山大Dalgarno（1928-2015）。经过简短的传记审查，简短的摘要贡献的文件和他们的关系，一些教授Dalgarno的工作。
2017-08-02 astro-ph.GA physics.atom-ph physics.chem-ph
Galaxy formation with radiative and chemical feedback
在这里，我们介绍GAMESH，一种新的管道，实现自洽的辐射和化学反馈的计算模型的星系形成。通过将宇宙学化学演化模型GAMETE与辐射转移程序CRASH相结合，GAMESH可以对描述形成中星系红移演化的N体模拟的真实输出进行后处理。在介绍了GAMESH的实现及其特点后，我们将该代码应用于银河系形成的低分辨率N体模拟，并研究了自洽辐射和化学反馈的综合效应。许多物理性质，可以直接与银河系及其周围卫星的观测结果进行比较，预测的代码沿着合并树组装。由此产生的红移演化的本地组恒星形成率，再电离和金属富集以及预测的金属丰度分布函数的晕星与观测进行了严格的比较。我们讨论了GAMESH的第一个版本的优点和局限性，也开辟了新的方向，充分实施反馈过程中的星系形成模型相结合的半解析和数值方法。
2015-02-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Chemical Diversity in the Ultra-faint Dwarf Galaxy Tucana II
我们提出了第一个详细的化学丰度的超微弱矮星系杜鹃II的高分辨率麦哲伦/MIKE光谱的基础上的四个红巨星的研究。这些恒星的金属丰度介于[Fe/H] = -3.2至-2.6之间，所有恒星的中子捕获丰度都很低（[Sr/Fe]和[Ba/Fe] < -1）。然而，存在一些异常的化学特征。三颗恒星是碳强化的，包括最富金属的恒星。这颗恒星（[Fe/H]=-2.6）显示[Na，$α$，Sc/Fe] < 0，暗示了一个由AGB星和Ia型超新星贡献的扩展的恒星形成历史。其他碳增强型恒星的[Fe/H] < -3，可能与暗超新星的富集相一致，如果这种超新星可以产生中子捕获元素的话。第四颗[Fe/H] = -3的恒星是碳正常的，并且表现出与碳增强恒星不同的轻元素丰度比。碳正常恒星意味着至少有两个不同的核合成源，都可能与第三星族恒星有关，有助于该星系早期的化学富集。尽管它的光度非常低，但Tucana II显示出多样的化学特征，使其无法成为简单的“一次性”第一个星系，但仍然提供了一个窗口，以了解早期宇宙中的恒星和星系形成。
2016-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A lambda=3 mm molecular line survey of NGC1068. Chemical signatures of an AGN environment
我们的目标是研究围绕活动星系核（AGN）的星际介质（ISM）的分子组成，通过对分子种类及其丰度的清点，以及建立星爆星系和AGN之间的化学差异。我们用IRAM-30 m望远镜观测了NGC 1068中心1.5-2 kpc区域，覆盖频率在86.2 GHz和115.6 GHz之间。利用玻尔兹曼图，我们计算了检测到的分子的柱密度。我们使用了一个化学模型来重现活动星系核中发现的丰度，以确定每个检测到的物种的起源，并测试紫外线场，宇宙射线，和冲击的ISM的影响。我们鉴定了24种不同的分子种类和同位素体，其中HC 3 N，SO，N2 H+，CH 3CN，NS，13 CN和HN 13 C是首次在NGC 1068中检测到的。我们得到了同位素比值12 C/13 C =49，16 O/18 O =177和32 S/34 S =5的上限。我们的化学模型表明，NGC 1068的原子核中的化学成分受到宇宙射线的强烈影响，尽管宇宙射线和远紫外（FUV）辐射场的高值也很好地解释了观测结果。NGC 1068的核心气体与星暴星系相比具有不同的化学成分。支配星系核的独特物理过程（例如C激波、紫外线场、X射线、宇宙射线）在气体的化学性质中留下了清晰的印记，这使得可以通过其分子丰度来确定核的活动。
2012-10-19 astro-ph.CO astro-ph.GA
A chemical confirmation of the faint Bootes II dwarf Spheroidal Galaxy
我们提出了一个最明亮的确认成员星的超微弱矮星系牧夫座II的Keck/HIRES高分辨率光谱在中等信噪比的化学丰度研究。在[Fe/H] = -2.93 +/- 0.03（静态）时+/- 0.17（系统）这颗恒星在化学上类似于贫金属晕场星，也类似于其他微弱的矮球状星系在相同金属丰度下的特征，因为它显示出增强的[α/Fe]比，太阳Fe峰值元素丰度，以及中子捕获元素Ba的低上限。此外，这颗恒星在我们能够测量的八种元素中没有任何化学特性。这意味着，在其他系统中发现的化学异常值仍然是与各自环境的不寻常富集历史有关的异常值，而Bootes II似乎经历了其非常低质量的典型富集历史。我们还重新校准了以前从钙三重态（CaT）测量的星系金属丰度，发现比以前报告的值低得多。由此产生的广泛的金属丰度分布，超过一个dex，非常贫金属的平均值，以及现在恒星的化学丰度模式意味着牧夫座II是一个低质量，古老，贫金属的矮星系，而不是像以前根据其天空位置和运动学提出的那样与人马座流相关的过度密度。低，平均CaT金属丰度-2.7 dex正好落在从更明亮到最暗的星系的四个数量级的光度-金属丰度关系上。因此，牧夫座II的化学富集似乎代表了星系的原始质量，而潮汐剥离和其他质量损失机制可能并不像其他低质量卫星那样重要。
2014-08-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Contribution of type Ia supernovae to the chemical enrichment of the ultra-faint dwarf galaxy Bootes I
对于超暗矮（UFD）星系牧夫座I中的三颗恒星，我们已经确定了大气参数，对斯巴鲁档案中的高分辨率光谱进行了新的缩减，并在不使用LTE假设的情况下推导出了八种化学元素的丰度。因此，在牧夫座I类星系中，它现在拥有最大的恒星样本（11），具有均匀的大气参数和化学丰度，这使它成为研究UFD星系化学演化的最有希望的星系。我们发现，在范围-3<[Fe/H]<-2的三个$α$ -过程元素，镁，钙，钛，过渡从他们的过剩相对于铁[ $α$ /Fe] $\approx$ 0.3太阳[ $α$ /Fe]的比例发生。这很可能表明Ia型超新星开始产生铁。碳、钠、镍和钡丰度的行为与更大质量的星系、我们的银河系和经典矮球状星系没有什么不同。
2019-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical evolution of elliptical galaxies with a variable IMF -- A publicly available code
近年来，越来越多的证据表明恒星初始质量函数（IMF）的系统变化，对于星暴星系来说是头重脚轻的，而对于大质量椭圆星系来说可能是底重的。星系化学演化模拟采用不变的正则IMF面临的困难，同时再现金属丰度和$α$ -增强的大质量椭圆星系。应用随时间变化的可变IMF是一个有希望的解决方案，然而，将可变IMF理论与现有的星系演化代码结合起来并不是小事。在这里，我们提出了第一个开源的模拟代码，重新计算银河系范围内的IMF在每个时间步根据整合银河系IMF（IGIMF）理论，银河系范围内的IMF取决于银河系恒星形成率和金属丰度。由此产生的星系范围内的IMF和金属丰度随时间而变化。通过这项试点工作，我们探索了IGIMF理论对星系化学演化的影响，与不变的IMF相比。
2019-07-24 astro-ph.GA astro-ph.IM
ALMA chemical survey of disk-outflow sources in Taurus (ALMA-DOT) V: Sample, overview, and demography of disk molecular emission
我们提出了一个概述的ALMA化学调查盘流出源金牛座（ALMA-DOT），一个运动，致力于从部分嵌入的，年轻的恒星的分子发射的特性。该项目的目的是更好地了解气体产品，提供了各种线探测磁盘在行星形成时（小于1百万年）的高分辨率地图的方式提供给行星。通过对六个I类/平谱源的观测，对九种不同的分子进行了调查。一系列附带的文章分析了特定的目标和分子。在这里，我们描述了样品，并提供了一个总体概述的结果，侧重于空间分布，柱密度，和丰度比的H $_2$ CO，CS和CN。这项工作的结果是第一步的磁盘化学演化的表征，需要补充的不太例外的磁盘和定制的热化学建模的进一步观察。
2020-12-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
