A search for Cyanopolyynes in L1157-B1
本文介绍了利用IRAM 30米望远镜对太阳型恒星形成区进行化学观测的大型天体化学观测计划（ASAI）框架下，对激波区L1157-B1及其原恒星L1157-mm中的氰基多炔进行的系统搜索。在72和272 GHz之间的毫米窗口观测允许探测HC $_3$ N及其$^{13}$ C同位素，以及HC $_5$ N（首次在原恒星激波区）。在激波中，对谱线轮廓的分析表明，发射来自与L1157-B1和L1157-B2有关的流出空腔。分子丰度和激发条件从分析的谱线能量分布的假设下的局部热力学平衡或使用辐射转移代码中的大速度梯度近似。在L1157 mm附近，HC $_3$ N辐射来自冷包层（$T_{rot}=10$ K）和原恒星周围较小范围的高激发区（$T_{rot}$ = $31$ K）。我们没有发现任何证据表明$^{13}$ C或D分馏富集到L1157-B1。我们得到了冲击气体中HC $_3$ N/HC $_5$ N的相对丰度比为3.3。我们发现在L1157-mm的包络线和激波区域之间HC $_3$ N丰度增加了30倍。总之，这些结果与大部分HC $_3$ N是通过激波通道中的气相反应产生的情况一致。这种情况下，支持的参数冲击代码的预测与化学模型UCL_CHEM。
2018-01-10 astro-ph.GA
New detections of HC$_{5}$N toward hot cores associated with 6.7 GHz methanol masers
我们提出了新的检测氰基二乙炔（HC $_{5}$ N）对热分子核心，观察与Tidbinbilla 34米射电望远镜（DSS-34）。在79个热分子核心的样本中，检测到HC $_{5}$ N接近35。这些结果与长链氰基多炔，如HC $_{5}$ N，不像它们的短链对应物HC $_{3}$ N，通常不存在于热分子核中的预期相反。然而，它是一致的，最近的模型表明HC $_{5}$ N可能存在于一个有限的时期，在热分子核心的演变。
2014-07-07 astro-ph.GA
Chemistry of Carbon-Chain Molecules in Star Forming Regions - Formation Pathway of HC3N in G28.28-0.36 Hot Core -
我们的目标是从分子水平到化学演化，揭示高质量恒星形成区碳链分子的化学，应用在低质量恒星形成区建立的方法。本文对HC 3 N的主要生成途径进行了综述。利用野边山射电天文台的45米射电望远镜对热核G28.28-0.36进行了HC 3 N的三个13 C同位素的观测。根据观测结果，我们认为HC 3 N的主要生成途径是C2 H2与CN的中性-中性反应。我们还比较了不同恒星形成区域的结果，从低质量的无星核心到高质量的恒星形成核心。
2017-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Magnetized converging flows towards the hot core in the intermediate/high-mass star-forming region NGC 6334 V
我们目前的亚毫米波阵列（SMA）的观测在345 GHz的中/高质量的集群形成区域NGC 6334 V的尘埃排放，我们在空间上解决三个密集的凝聚，最亮的一个提出了典型的化学热核。磁场（来自尘埃极化发射）显示了一个双峰会聚模式向热的核心。分子发射跟踪两个不同速度的两个平行结构，间隔为2 km/s，会聚到热核，并遵循磁场分布。我们比较的速度场和磁场来自SMA的观测与MHD模拟的恒星形成区域占主导地位的重力。这种比较使我们能够显示气体是如何从NGC 6334 V的较大规模的扩展致密核心（~0.1 pc）向较高密度的热核心区域（~0.02 pc）下降的，通过两个独特的会聚流拖动磁场，其强度似乎已被重力克服。
2017-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
SOLIS II. Carbon-chain growth in the Solar-type protocluster OMC2-FIR4
将碳原子锁定在分子中的星际传递可能是生命出现的关键因素之一。氰基多炔是在其两端由氢原子和氰基限定的碳链，因此它们可能是碳的优良储存器。最简单的成员HC 3 N在银河系星际介质中普遍存在，也在外部星系中发现。因此，了解氰基多炔在形成类似于我们太阳的恒星的区域中的生长，以及影响它的因素，特别重要。在IRAM/NOEMA大型计划SOLIS（太空生命种子）的框架中，我们获得了原星系团OMC 2-FIR 4中两个氰基多炔HC 3 N和HC 5 N的地图。由于我们的太阳被认为是诞生在一个丰富的星团中，OMC 2-FIR 4是太阳可能诞生的环境中最接近和最知名的代表之一。我们发现整个源的HC 3 N/HC 5 N丰度比在~ 1 - 30的范围内，在FIR 5和FIR 4的东部区域中具有最小值（< 10）。只有在以下条件下，化学模型才能重现< 10的比值：（1）宇宙线电离率$ζ$为~ $4 \times 10^{-14}$ s $^{-1}$ ;（2）气态元素比C/O接近1;（3）O和C基本上耗尽。大的$ζ$与以前的工作在FIR 4中测量的相当，并被解释为由于嵌入源的高能（> 10 MeV）粒子的通量。我们认为这些震源可能位于FIR 4和FIR 5以东。FIR 4上的温度梯度，T降低了约10 K，也可以解释观察到的HC 3 N/HC 5 N线比的变化，而不需要宇宙射线电离率梯度。然而，即使在这种情…
2017-07-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sulfur-Bearing Molecules In Massive Star-Forming Regions: Observations Of OCS, CS, H2S and SO
我们通过单碟亚毫米光谱研究了大质量恒星形成区的硫化学。OCS，O 13 CS，13 CS，H2S和SO跃迁被观察到朝向嵌入UCH II或CH II区域的大质量恒星形成区域的样本。根据CH 3CN的释放量，这些源可分为HII-热核源和HII-纯核源。我们的结果表明，13个源的OCS线是光学厚的，光学深度范围从5到16。在LTE条件下计算了这些分子的柱密度。CS柱密度也使用其光学薄同位素体13 CS导出。H_2S可能是热惰性岩心中最丰富的气相硫化分子。无论是柱密度和含硫分子的丰度显着降低，从H II-热核心H II-唯一的来源。由热核模型得到的年龄与恒星形成理论一致，表明[CS]/[SO]、[SO]/[OCS]和[OCS]/[CS]丰度比可以作为大质量恒星形成区的化学钟。
2015-01-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of interstellar anions in Cepheus star-forming region
我们报告了在恒星形成区L1251 A（仙王座）和星前核L1512（御夫座）中探测到碳氢阴离子C6 H-及其母中性C6 H的微波发射线。还检测到大量的含碳链物质C4 H、HC 3 N、HC 5 N、HC 7 N和C3 S。L1251 A的观测结果首次在仙王座耀斑恒星形成区域检测到阴离子和长链多炔化合物和氰基多炔化合物（碳原子数超过5个），也是首次在金牛座分子云复合体外部原恒星附近检测到阴离子，凸显了阴离子在恒星形成化学中的更广泛重要性。从HC 3 N的超精细结构线导出了旋转激发温度，发现L1251 A和L1512的旋转激发温度分别为6.2 K和8.7 K。的阴离子-中性的比例分别为3.6%和4.1%，这是以前在星际介质中观察到的值的范围内，并建议在不同的致密星际云的负离子丰度的过程中的相对均匀性。这项研究有助于越来越多的证据表明，碳链阴离子在整个银河系的星际云中相对丰富，特别是在相对高密度和高消耗的区域，围绕着前恒星核心和年轻的嵌入式原恒星。
2011-01-21 astro-ph.GA
Chemical segregation toward massive hot cores: The AFGL2591 star forming region
我们提出了高角分辨率的观测（0.5 "x0.3"）进行的亚毫米阵列（SMA）对AFGL 2591高质量恒星形成区。我们的SMA图像揭示了AFGL 2591 VLA 3热核心内的明确化学分离，其中不同的分子种类（I型，II型和III型）似乎分布在三个同心壳中。这是第一次在一个热核内，在小于3000天文单位的线性尺度上，报道了这样的化学偏析。虽然I型物质（H2S和13CS）在AFGL 2591 VLA 3原恒星处达到峰值，但II型分子（HC3N，OCS，SO和SO2）显示出绕过连续峰的双峰结构。以CH 3OH为代表的III型物质在连续发射周围形成环状结构。SO2、HC3N和CH3OH的激发温度（分别为185 +-11 K、150 +-20 K和124 +-12 K）显示出AFGL 2591 VLA 3包层内的温度梯度，与以前的观测和源的模拟一致。通过结合H2S，SO2和CH3OH的图像，代表的三个同心壳，我们发现，全球运动学的分子气体遵循开普勒旋转围绕40 Mo-星。观察到的AFGL 2591 VLA 3的化学分离是由分子UV光解离和AFGL 2591 VLA 3热核心中低消光最内部区域内的高温（~1000 K）气相化学的组合来解释的。
2012-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Digging into the Interior of Hot Cores with ALMA (DIHCA). IV. Fragmentation in High-mass Star-Forming Clumps
本研究利用DIHCA巡天的ALMA观测数据，分析30个大质量恒星形成团块的碎裂特征，通过核识别与间距测量、完备性校正等，得出约7000 au的特征碎裂尺度，证实热金斯碎裂在团块碎裂中起主导作用。
2024-07-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Organic chemistry of low-mass star-forming cores I: 7 mm spectroscopy of Chamaeleon MMS1
观测的发射线从有机分子在32 - 50 GHz的频率在Chamaeleon MMS 1附近。这个化学成分丰富的致密云核拥有一个非常年轻，非常低光度的原恒星物体，是候选的第一个流体静力学核心。列密度推导和排放图的物种，包括多炔，氰基多炔，硫化碳链和甲醇。多炔的发射峰距离原恒星约5000 AU，而甲醇的发射峰距离原恒星约15，000 AU。在望远镜光束上求平均值，计算出氢分子数密度为10^6 cm^-3，气体动力学温度在5 ~ 7 K范围内。长碳链的丰度非常大，表明碳化学不平衡; C6 H和HC 7 N柱密度为5.9（+2.9 -1.3）\times 10^11 cm^-2和3.3（+8.0 -1.5）\times 10^12 cm^-2，这与已知的大多数富含碳链的原恒星和星前核心中的值相似，并且对于恒星形成气体来说异常大。得到了碳链阴离子C4 H-和C6 H-的柱密度上限，阴离子与中性离子的比值[C4 H-]/[C4 H] < 0.02%，[C6 H-]/[C6 H] <10%，与以前在星际云和低质量原恒星中的观测结果一致。检测到氘代HC 3 N和c-C3 H2。[DC 3 N]/[HC 3 N]的比值约为4%，与通常在冷星际气体中发现的值一致。
2011-09-19 astro-ph.GA
Digging into the Interior of Hot Cores with ALMA (DIHCA). I. Dissecting the High-mass Star-Forming Core G335.579-0.292 MM1
我们用阿塔卡马大型毫米/亚毫米波天线阵（ALMA）在226 GHz以0.3“的角分辨率（$\sim 1000$ au分辨率在源距离处）观测了高质量恒星形成区G335.579-0.292。G335.579-0.292拥有银河系中最大的核心之一（G335-MM 1）。连续谱发射表明G335-MM 1至少分裂成五个源，而在两个连续谱源（ALMA 1和ALMA 3）中检测到分子线发射。我们发现了ALMA 1中大规模和小规模坠落的证据，这些证据通过逆P-Cygni轮廓和CH $_3$ CN发射的一阶矩图中心处的蓝移点来揭示。此外，在HDCO和（CH $_3$）$_2$ CO（均具有$E_u > 1100$ K）的一阶矩图中，通过红移点揭示了最内层区域的热气体膨胀。我们的模型显示，这种膨胀运动起源于靠近中央源，可能是由于逆转的吸积流引起的HII区域的膨胀，而下落和旋转运动起源于外部区域。ALMA 3显示出明显的旋转迹象，旋转轴相对于视线的倾斜度接近$90^\circ$，系统质量（盘+星）在10-30 M $_\odot$的范围内。
2021-01-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemistry in the First Hydrostatic Core Stage By Adopting Three-Dimensional Radiation Hydrodynamic Simulations
我们研究分子云核心的分子演化，以第一个流体静力学核心在三个空间维度。我们进行辐射流体动力学模拟，以跟踪流体包裹，其中分子演化的研究，使用气相和颗粒表面化学反应网络。我们得到的空间分布的分子丰度和柱密度的核心窝藏的第一个核心。我们发现，在一个寒冷的时代（10 K）的气体和冰的总丰度的许多物种保持不变，直到温度达到~500 K。第一核（T < 500 K）的暖包层和外层的气体丰度主要由冰幔物质的升华决定。在500 K以上，大量的分子如H2 CO开始被破坏，简单的分子如CO、H2O和N2被重新形成。另一方面，一些分子在高温下有效地形成;碳链，如C2 H2和氰基多炔，在>700 K的温度下形成。我们还发现，大的有机分子，如CH_3OH和HCOOCH_3，与第一个核心（r < 10 AU）。虽然这些分子在第一核心阶段的丰度与原恒星阶段（热科里诺）相当或更少，反映了中心物体的光度较低，但它们在我们模型中的柱密度与原型热科里诺IRAS 16293-2422的观测值相当。我们建议，这些大的有机分子可以很好的示踪剂的第一个核心。
2012-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hot and counter-rotating star-forming disk galaxies in IllustrisTNG and their real-world counterparts
大量低质量晚型盘星系的一个关键特征是具有指数光分布的恒星形成盘。它们通常也与薄而平坦的形态，蓝色，以及沿着共面薄气体盘内的圆形轨道运动的动态冷恒星有关。然而，后者的功能并不一定总是意味着前者，事实上，各种不同的运动配置确实存在。在这项工作中，我们使用宇宙学流体动力学IllustrisTNG模拟研究的性质和起源的动态热，有时甚至是反向旋转，恒星形成的盘星系在较低的恒星质量范围（$5\times 10^9\,\mathrm{M_{\odot}}$和$2\times 10^{10}\,\mathrm{M_{\odot}}$之间）。我们发现，在大多数情况下，动态热产生的诱导瞬态，例如由于星系的相互作用和合并活动，而不是作为一个年龄依赖的恒星形成盘星系的演化阶段。动态热，但仍然活跃的恒星形成盘显示了一个共同的特点，托管运动学错位的气体和恒星盘，并集中在正在进行的恒星形成。前者通常伴随着扰动的气体形态，而后者则反映在低气体和恒星自旋相比，其动态冷，正常的磁盘对应。有趣的是，从MaNGA观测到的气体和恒星之间运动学错位的星系显示出与IllustrisTNG星系非常相似的一般性质，因此是真实世界的对应物。反过来，这使我们能够预测这些错位星系的恒星轨道和气体性质。
2021-02-17 astro-ph.GA
ATOMS:ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -- III :Catalogues of candidate hot molecular cores and Hyper/Ultra compact HII regions
我们在ATOMS（ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions）巡天的3 mm连续辐射图中识别了453个致密核，并编制了3个高质量恒星形成核目录。一个目录，被称为H/UC-HII目录，包括89个核心，覆盖超/超紧凑（H/UC）HII区域，其特征在于相关的紧凑H40 α发射。第二个目录，称为纯s-cHMC，包括32个候选热分子核（HMC），显示复杂有机分子（COM）的丰富光谱（N> 20线），但与H/UC-HII区域无关。第三个目录，被称为纯w-cHMC，包括58个候选HMC与COM丰富度相对较低的水平，不与H/UC-HII地区。这三个致密核心目录为未来研究银河系高质量恒星形成的早期阶段提供了重要基础。我们还发现，近一半的H/UC-HII核心是候选HMC。从含COM和H/UC-HII核心的数量计数，我们认为，高质量的原恒星核心显示化学丰富的功能的持续时间至少是可比的H/UC-HII地区的寿命。对于H/UC-HII目录中的岩心，H40 α谱线的宽度随着岩心尺寸的减小而增加，这表明非热动力学和/或压力谱线增宽机制在较小尺度的H/UC-HII岩心上占主导地位。
2021-05-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Complex organic molecules detected in twelve high-mass star-forming regions with Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA)
最近的天体化学模型和实验已经解释了复杂的有机分子（COMs;由六个或更多原子组成的分子）是在星前核心的冷而稠密的气体中在尘埃颗粒地幔上产生的。然而，详细的化学过程和物理条件对化学的作用仍然远未了解。为了解决这些问题，我们研究了12个高质量的恒星形成区域使用ALMA波段6观测。它们与44/95 GHz的I类和6.7 GHz的II类CH $_{3}$ OH脉泽有关，表明它们正在经历活跃的吸积。在68个1.3 mm连续谱峰中，我们发现了28个热芯，其中10个热芯与6.7 GHz II类CH $_{3}$ OH脉泽有关。多达19个COM被确定，包括氧和氮轴承分子和他们的同位素在核心。衍生的丰度显示出良好的协议与其他低质量和高质量的恒星形成区域，这意味着COMs化学主要是由冰化学在星前核心阶段。一个明显的趋势是，COMs检测率随着气柱密度急剧增长，这可以归因于致密岩心中COMs的有效形成。此外，与6.7 GHz II类CH $_{3}$ OH脉泽相关的核心往往富含COM。最后，我们的结果表明，在我们的热核心的几个分子的丰度增加可能是由积极的吸积以及不同的物理条件的核心。
2022-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Complex Organic Molecules in Hot Molecular Cores/Corinos: Physics and Chemistry
热分子核（HMC）是大质量恒星的摇篮，是银河系中化学成分最丰富的来源。这些核心的典型质量（几百个太阳质量）使它们成为复杂有机分子（COM）最重要的储存库，包括生命前过程的关键物种。这种丰富的化学物质被认为是尘埃颗粒地幔被深埋的早型恒星的强辐射蒸发的结果。我们的太阳可能诞生于一个高质量的恒星形成区域，因此我们的地球可能继承了其母恒星热核心区域的原始化学成分，正如最近对彗星中氧和硫化学的研究所表明的那样。在本章中，我们将讨论下一代甚大阵（ngVLA）如何帮助我们研究低质量和高质量恒星形成区的重COM发射。COMs的发射很重要，不仅因为它使我们能够了解化学如何发展到最终在地球上形成生命，而且因为COMs是研究非常接近中央原恒星的致密区域的物理性质和运动学的强大工具。
2018-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical modelling of glycolaldehyde and ethylene glycol in star-forming regions
乙醇醛（HOCH $_2$ CHO）和乙二醇（（CH $_2$ OH）$_2$）是在几个恒星形成区的热核心和热科里醇中检测到的两种复杂的有机分子。乙二醇/乙醇醛的丰度比似乎显示出与源光度的增加。在文献中，已经提出了这两个物种的几种表面化学形成机制。使用UCLCHEM化学代码，我们探索了不同的场景，并将一系列不同光度的来源的预测与观测结果进行了比较。没有一种情况能完美地再现这一趋势。一个更好的协议，但是，发现通过重组的两个HCO自由基，然后连续氢化形成。HCO和CH $_2$ OH之间的反应除了氢化途径之外还有助于乙醇醛的形成。改进的预测时，减少H $_2$密度的核心区域内的T $\geq$ 100 K作为光度的函数的趋势，包括在模型中。还需要研究复杂有机分子在气相中的破坏反应，因为一旦物种在恒星形成区域的温暖内部区域解吸，它们就会影响丰度比。
2017-12-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -- VIII. A search for hot cores by using C$_2$H$_5$CN, CH$_3$OCHO and CH$_3$OH lines
热核以富含复杂有机分子的谱线为特征，被认为是研究大质量恒星形成的物理和化学环境的理想场所。基于ALMA对大质量恒星形成区（ATOMS）的三毫米观测，我们利用典型的含氮和含氧的复杂有机分子（C $_2$ H $_5$ CN，CH $_3$ OCHO和CH $_3$ OH）来寻找热核。ALMA观测的角分辨率和线灵敏度分别优于2角秒和10毫焦/束。共发现60个热核，其中45个是新发现的，其中复杂的有机分子具有高的气体温度（$>$ 100 K）和小的源尺寸（$<$ 0.1 pc）。到目前为止，这是以类似的角分辨率和光谱覆盖范围观测到的最大的热核样本。观测结果还表明，在29个热核中，氮和氧在谱线发射和气体分布上都有差异。CH $_3$ OH和CH $_3$ OCHO的柱密度随旋转温度的升高而增加。CH $_3$ OCHO的柱密度与CH $_3$ OH的柱密度密切相关。不同种类的生产途径进行了讨论。根据热核与UC~H{ \sc ii}区的空间位置差异，我们推断出24个热核是外部加热的，其余热核是内部加热的。这里提出的观测结果可能有助于建立一个研究大质量恒星形成和天体化学的热核模板。
2022-01-26 astro-ph.GA
Ionization of HeII in star-forming galaxies by X-rays from cluster winds and superbubbles
在恒星形成星系中的HeII星云发射源的性质仍然存在争议，各种类型的天体都被考虑过，包括沃尔夫-拉叶星，X射线双星和第三星族星。现代X射线观测显示，在恒星形成的星系中到处都有热气体。我们使用碰撞电离等离子体代码来计算特定的HeII电离热气体产生的通量，并表明，如果它的温度不是太高（小于2.5 MK），那么所观察到的软扩散X射线辐射水平可以解释HeII电离星系。为了从物理上理解这一结果，我们提出了一个模型，该模型将星系团风和热超级气泡的流体动力学与星系中年轻大质量星系团的观测种群相结合。我们发现，在低金属丰度星系，热气体的温度较低，HeII电离光子的生产率较高相比，高金属丰度星系。原因是在低金属量星系中，大质量恒星的恒星风较慢，在周围介质中输入的机械能较少。此外，我们表明，星系中年龄高达10-20万年的星团合奏可以产生足够的软X射线，以诱导星云HeII辐射。我们讨论的模板低金属丰度星系I ZW 18的观测，并建议在这个星系的HeII星云是由一个热的超级气泡。最后，欣赏恒星反馈的复杂性，我们认为，软X射线从热超级气泡的HeII电离通量在低金属丰度恒星形成星系的主要来源之一。
2022-03-09 astro-ph.GA
Detection of hot, metal-enriched outflowing gas around $z\approx\,$2.3 star-forming galaxies in the Keck Baryonic Structure Survey
利用Keck重子结构巡天（KBSS）观测到的红移$z\approx 2.3$成星星系的类星体吸收线，研究了环星系介质中的物理条件。在Turner等人2014年的研究中，我们使用像素光学深度技术表明，HI和金属离子OVI、NV、CIV、CIII和SiIV的吸收在$|Δv|\lesssim170$ km/s和从视线到背景类星体的投影距离$|d|\lesssim180$适当kpc内强烈增强。在这里，我们表明，OVI吸收也强烈增强在固定HI，CIV和SiIV光学深度，这种增强延伸到$\sim350$公里/秒。在固定的HI，在OVI光学深度的中位数增加星系附近是0.3-0.7 dex，并检测到在2- 3- $σ$的置信度为所有七个HI箱有$\log_{10}τ_{\rm HI}\ge-1.5$。我们使用电离模型表明，所观察到的强度OVI作为HI的函数是一致的，丰富的，光电离的气体像素与$τ_{\rm HI}\gtrsim10$。然而，对于具有$τ_{\rm HI} \lesssim 1$的像素，如果气体被背景辐射光电离，则这将导致在低密度下难以置信的高金属度。这表明星系被足够热的气体所包围，足以被碰撞电离（$T > 10^5\,$ K），并且相当一部分热气体具有太阳的金属丰度$\gtrsim 10^{-1}$。鉴于这种气体的高金属丰度和大的速度范围（到$\sim1.5\times v_{\r…
2015-04-25 astro-ph.GA
Chemistry of the High-Mass Protostellar Molecular Clump IRAS 16562-3959
我们目前的分子线观测的高质量分子团IRAS 16562 $-$ 3959在3毫米使用阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）在1。$\!\!^{\prime\prime}$ 7角分辨率（$0.014$ pc空间分辨率）。这个星团是活跃吸积的高质量年轻恒星天体（HMYSO）G345.4938+01.4677的所在地，与超致密的HII区域有关。我们确定和分析22种分子（包括34种异构体）的发射线，并将它们分为两组，这取决于它们在团块内的空间分布。其中一组收集冲击示踪剂（例如，SiO、SO、HNCO）和尘粒中形成的物质，如甲醇（CH $_3$ OH）、乙烯酮或乙烯酮（H $_2$ CCO）和乙醛（CH $_3$ CHO）。第二组收集类似于尘埃连续发射形态的物质，主要在气相中形成，如碳氢化合物（CCH、c-C $_3$ H $_2$、CH $_3$ CCH）、氰基多炔（HC $_3$ N和HC $_5$ N）和氰化物（HCN和CH $_3$ C $_3$ N）。CH $_3$ OH、丙腈（CH $_3$ CH $_2$ CN）和甲氧基甲烷（CH $_3$ OCH $_3$）等复杂有机分子（COM）的发射来自与HMYSO相关的热分子核（$T\gtrsim100$ K）附近的气体。其他的COM，如丙炔（CH $_3$ CCH）、丙烯腈（CH $_2$ CHCN）和乙醛，似乎更好地跟踪温暖的（$T…
2018-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Externally heated protostellar cores in the Ophiuchus star-forming region
我们目前APEX 218 GHz的分子发射观测在一个完整的样本嵌入原恒星的蛇夫座恒星形成区域。为了研究核的物理性质，我们计算了H $_2$ CO和c-C $_3$ H $_2$的转动温度，这两个都是分子气体动力学温度的良好示踪剂。我们发现H $_2$ CO的温度范围在16 K和124 K之间，最高的H $_2$ CO温度朝向热的科里诺源IRAS 16293-2422（69-124 K）和位于靠近发光的Herbig Be星S 1的$ρ$ Oph A云（23-49 K）中的源，其外部照射$ρ$ Oph A核心。另一方面，c-C $_3$ H $_2$的转动温度在所有来源中始终较低（7-17 K）。我们的研究结果表明，c-C $_3$ H $_2$发射主要是跟踪更多的屏蔽部分的信封，而H $_2$ CO发射（在角标度的APEX光束，3600 AU的蛇夫座）主要跟踪外部照射信封，除了在IRAS 16293-2422，其中热corino发射占主导地位。在某些源中，还可以看到二次速度分量，可能是追踪分子外流。
2016-11-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Abundance, Ortho/Para Ratio, and Deuteration of Water in the High-Mass Star Forming Region NGC 6334 I
我们提出了Herschel/HIFI观测的30个过渡的水同位素向高质量恒星形成区NGC 6334 I。H_2^{16}O、H_2^{17}O、H_2^{18}O和HDO的谱线轮廓显示出与嵌入的热核、低密度包层、两个外流分量和几个前景云有关的复杂的发射和吸收模式，其中一些与NGC 6334复合体有关，另一些则在对源的强连续背景的投影中看到。我们的分析揭示了一个H2O ortho/para比为3 +/- 0.5的前景云，以及外流。水的丰度从前景云和外层包层的~10^{-8}到热核的~10^{-6}不等。热核丰度比化学模型预测的致密温暖气体低两个数量级，但在其他赫歇尔/HIFI研究热核和热科里醇的数值范围内。这可能与相对较低的气体和尘埃温度（~100 K）或时间相关的影响有关，导致大部分水分子仍然被锁定在尘埃颗粒地幔中。NGC 6334 I的HDO/H_2O比值也相对较低，约为210 ^{-4}，但在其它大质量恒星形成区的范围内。
2012-12-20 astro-ph.GA
The Hot and Dynamic Birth of Massive Stars from the ngVLA Perspective
下一代甚大阵列（ngVLA）具有出色的能力，可以揭示未探索的最内部区域大质量恒星形成的各种动力学和化学过程。基于ALMA/VLA最近的观测和理论预测，我们从ngVLA的角度提出了大质量恒星形成的几个有趣的问题。在大质量原恒星周围$\lesssim$ 100 au的盘尺度中，尘埃颗粒预计会被破坏/升华，因为温度，冲击和辐射的物理条件比通常被观察为热核的信封中的要强烈得多。ngVLA的高灵敏度和分辨率将使我们能够检测粉尘破坏释放的气态耐火材料，例如，SiO，NaCl和AlO，它们追踪了盘的运动学，并对恒星形成区的金属元素提供了新的见解，即，天体矿物学ngVLA的多历元调查将提供形成大量多次波的人口统计数据，其中$\lesssim$ 10 au的分离与其自行有关。结合难熔分子线和氢复合线的观测，我们可以再现大质量原双星的三维轨道运动。此外，1质量的分辨率的ngVLA可能采取有史以来第一张照片的光球表面的吸积原恒星，如果它是膨胀到au尺度的高吸积率的质量和热能。
2021-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Revised gas-phase formation network of methyl cyanide: the origin of methyl cyanide and methanol abundance correlation in hot corinos
本文修订了甲基氰的气相生成网络，修正了KIDA和UDfA数据库中多数反应的错误，提出两个新反应，确认CH₃⁺与HCN的辐射缔合及后续电子复合是主要生成路径，并通过CH₃⁺离子解释了热科里诺中甲基氰与甲醇丰度的相关性。
2023-09-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The hot circumgalactic medium in the eROSITA All-Sky Survey III. Star-forming and quiescent galaxies
该研究通过eROSITA全天巡天数据测量恒星形成星系与宁静星系周围热周星系介质的X射线发射，发现高质量宁静星系的热CGM更亮，且与模拟比较为反馈机制提供约束。
2024-11-29 astro-ph.GA hep-ph
Comparing Complex Chemistry in Neighboring Hot Cores: NOEMA Studies of W3(H$_{2}$O) and W3(OH)
本研究利用NOEMA干涉观测对比同一母云内两个不同演化阶段的恒星形成热核，新探测到W3(OH)中的两种分子，揭示其结构与激波特征，构建甲醇物理参数图，阐明物理环境对恒星形成区化学的影响。
2023-07-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sub-arcsecond Imaging of the Complex Organic Chemistry in Massive Star-forming Region G10.6-0.4
巨大的恒星形成区域呈现出极其丰富和多样的化学物质，原则上提供了大量的分子探针，以及星际前生物化学实验室。由于这些来源的化学结构在小尺度上（${\lesssim}10^4$ au）的物种之间显示出很大的空间差异，因此需要高角分辨率观测来将化学结构与当地环境联系起来，并为大质量恒星形成的天体化学模型提供信息。为了解决这个问题，我们提出了ALMA 1.3毫米观测到OB集群形成区域G10.6-0.4（以下简称“G10.6”）在0.14 $^{\prime\prime}$（700 au）的分辨率。我们发现复杂的有机分子（COM）在整个中央20，000 AU的高度结构化的发射，包括两个热分子核心和几个壳或细丝。我们提出了空间分辨的旋转温度和柱密度图的大样本的COM和暖气体示踪剂。这些地图揭示了一系列的气体子结构中的O-和N-轴承的物种。我们确定了几个空间的相关性，可以解释现有的模型COM形成，包括NH $_2$ CHO/HNCO和CH $_3$ OCHO/CH $_3$ OCH $_3$，但也观察到意想不到的分布和相关性，这表明我们目前的理解COM形成是远远不够的。重要的是，在整个G10.6中观察到复杂的化学反应，而不是局限于热的核心。COM的组成似乎是不同的核心相比，更广泛的结构，这说明了分子气体的高空间分辨率观测的重要性，阐明与大质量恒星形成的物理和化学过程。
2021-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Distribution of water in the G327.3-0.6 massive star-forming region
我们的目标是描述G327.3-0.6中H2O的大尺度分布，G327.3-0.6是一个由不同演化阶段的单个物体组成的巨大恒星形成区域。我们调查的H2O丰度的变化作为演化的函数。给出了整个区域89和179 $μ$ m处的Herschel连续谱图和IRDC 350 μm处的APEX图。新的光谱HIFI地图对IRDC区域覆盖低能量H2O线在987和1113 GHz的G327热核HIFI指向的观测相结合。我们通过光学深度分析和辐射转移模型来推断气体的物理性质。89和179 μm的连续谱发射遵循较长波长的热连续谱发射，峰值位于热核位置，次峰位于Hii区域，以及Hii区域以西的弧形热气层。在1113 GHz谱线中观察到相同的形态，在所有尘埃凝聚的吸收中。估算的光学深度为~80和15，对应于热核和IRDC位置的柱密度为10^15和2 × 10^14 cm-2。这些数值表明，朝向热核的H2O与H2的比值为3 × 10^-8;沿着IRDC，H2O的丰度没有变化，其值约为10^-8。探测到了以1-1.3 × 10^-2 M_sun /yr的速率向热核位置的侵入（超过~ 20”），其强度足以克服恒星光度造成的辐射压力。热核区域的源结构很复杂，有一个膨胀的冷外部气体包层，位于外流和观测者之间，延伸超过0.32 pc。流出物是正面朝上的，中心远离热核。沿IRDC的H2O分布大致恒定，在更演化的物体中具有丰度峰…
2017-03-27 astro-ph.GA
Cold Molecular Gas and Free-Free Emission from Hot, Dust-Obscured Galaxies at $z$~3
本文报道了在$\rm\sim$ 3上用Karl G. Jansky甚大阵。我们检测到CO（1-0）线发射在所有五个热狗，其中一个在高信噪比。我们分析FIR无线电光谱能量分布，包括尘埃，自由和同步辐射的星系。我们发现，大部分的115 GHz的静止帧连续主要是由于同步辐射或自由-自由发射，只有一个潜在的小的贡献，从热发射。我们看到的赤字相比，尘埃恒星形成星系（DSFG）和亚毫米星系（SMG）在高红移的休息帧115 GHz连续辐射，这表明热DOGs没有类似的冷气体储备相比，恒星形成星系。其中一个目标W2305-0039在第一次1.4 GHz调查中被发现，可能拥有紧凑的无线电喷气机。我们比较的FIR无线电相关，并发现，至少有一半的热狗在我们的样本是无线电安静的正常星系。这些发现表明，在较低的$z\rm\sim$ 2红移下，热狗星系比恒星形成星系具有更少的冷分子气体，并且由强大但无线电安静的活动星系核主导。
2020-06-15 astro-ph.GA
Numerical Simulations of Multiphase Winds and Fountains from Star-Forming Galactic Disks: I. Solar Neighborhood TIGRESS Model
在星系演化过程中，超新星反馈作用从星系盘吹走的气体起着关键作用。我们调查外流利用我们的高分辨率，本地星系盘模拟套件，TIGRESS的太阳邻域模型。在我们的数值实现中，恒星形成和SN反馈的自洽处理和解决多相，湍流，磁化星际介质。恒星形成的爆发会产生时空相关的SNe，驱动强烈的外流，包括热（T>5x10^5K）风和暖（5050 K < T < 2x10^4K）喷泉。在距离中平面d> 1 kpc处，热气体的质量通量和能量通量几乎与d保持恒定。热流逃逸出我们当地的笛卡尔盒子，几乎不受重力的影响，预计会加速到v_wind~350- 500 km/s的终极速度。热风的平均质量和能量负荷因子分别为0.1和0.02。对于温暖的气体，通过d= 1 kpc的平均向外质量通量与平均恒星形成速率相当，但只有一小部分气体的速度大于50 km/s。因此，温暖的流出最终会回落为流入。暖喷泉流是由d<1 kpc时膨胀的热超气泡产生的;在较大的d时，冲压压力加速和冷却都不会将大量的动量或能量通量从热风转移到暖外流。在发射附近的速度分布d~ 1 kpc更好地代表温暖的外流比一个单一的质量加载因子，可能使亚网格模型的发展在任意大尺度银河系的潜力温暖的星系风。
2018-01-11 astro-ph.GA
UVIT imaging of WLM : Demographics of star forming regions in the nearby dwarf irregular galaxy
利用紫外成像望远镜（UVIT）的F148 W、N245 M和N263 M三个滤光片的多波段观测资料，对附近矮不规则星系WLM的恒星形成区及其人口统计进行了研究。我们发现，紫外线发射至少扩展到1.7千秒差距，与NUV发射更扩展比FUV。我们利用理论模型制作了（F148 W $-$ N245 M）和（F148 W $-$ N263 M）的紫外色图，研究了年轻恒星复合体的温度形态。我们确定了几个复杂的温度T $>$ 17500 K这很可能是OB协会目前在星系中。这些配合物与H $α$发射区、H $~$ I分布和HST探测到的热星具有良好的空间相关性。发现热恒星形成区在性质上是星团，并显示出层次结构，大小在4 - 50 pc范围内，其中大量的大小为$<$ 10 pc。该星系的西南部有许多热恒星形成区，高水平的H $α$发射和低的H $~$ I柱密度，这些都表明该星系是一个活跃的近期恒星形成区。WLM可能有一个大部分的低质量致密恒星形成区的质量M $< 10^3 M_{\odot}$，在协议的大小和质量的CO云。我们估计WLM的恒星形成率为$\sim$ 0.008 $M_{\odot}/yr$，这与附近矮不规则星系的平均值相似。
2018-07-19 astro-ph.GA
ALMA Observations of Molecular Complexity in the Large Magellanic Cloud: Probing the Star-forming Region N160
本研究利用ALMA在LMC的恒星形成区N160观测到新的热核N160A-mmA，通过XCLASS光谱建模分析其分子丰度，并与银河系及麦哲伦云热核对比讨论其复杂化学性质。
2025-06-26 astro-ph.GA
ALMA Observations of Molecular Complexity in the Large Magellanic Cloud: The N105 Star-Forming Region
大麦云云是最近的实验室，可以详细研究复杂有机分子（COM）的形成和生存，包括在低金属环境中的生物学重要分子，这是早期宇宙学时代的典型情况。本文报道了用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）对N105恒星形成区三个场进行1.2 mm连续谱和分子谱线观测的结果。N105位于大麦哲伦星云的西边缘，它的恒星形成过程由H $_2$ O、OH和CH $_3$ OH脉泽、超致密H II区和年轻恒星天体跟踪。基于谱线建模，我们估计旋转温度，柱密度，和分数分子丰度为12个1.2毫米连续源。我们确定了一系列化学成分的来源，包括两个真正的热核心和四个热核心候选者。CH $_3$ OH的发射是广泛的，并与所有的连续源。COM CH $_3$ CN和CH $_3$ OCH $_3$在N105的两个热核中被检测到，以及通常在银河系热核中发现的较小分子（例如，SO $_2$、SO和HNCO），分子丰度大致与金属丰度成比例。我们报告的天体生物学相关的甲酰胺分子（NH $_2$ CHO）对一个热的核心，如果得到证实，这将是第一次检测NH $_2$ CHO在河外亚太阳金属丰度环境。我们认为，金属丰度的不均匀性造成的LMC和小麦哲伦云（SMC）之间的潮汐相互作用可能导致观察到的大的变化COM丰度在LMC热芯。
2022-01-24 astro-ph.GA
Survey Observations to Study Chemical Evolution from High-Mass Starless Cores to High-Mass Protostellar Objects II. HC$_{3}$N and N$_{2}$H$^{+}$
我们用野边山45米射电望远镜对17个高质量无星核（HMSC）和28个高质量原恒星天体（HMPO）在81 $-$ 94 GHz波段进行了HC $_{3}$ N，N $_{2}$ H $^{+}$，CCS和cyclic-C $_{3}$ H $_{2}$的分子发射线巡天观测。我们已经在除一个以外的所有靶源中检测到N $_{2}$ H $^{+}$，并且在14个HMSC和26个HMPO中检测到HC $_{3}$ N。我们研究了$N$（$_{2}$ $^{+}$）/ $N$（HC $_{3}$ N）柱密度比作为块状岩芯化学演化指标。通过Kolmogorov-Smirnov（K-S）检验和Welch t检验，我们证实了$N$（$_{2}$ $^{+}$）/ $N$（HC $_{3}$ N）比值从HMSCs到HMPO降低。在高质量恒星形成区的这种趋势与低质量恒星形成区相反。此外，我们还发现HMPO中碳链物种（HC $_{3}$ N、HC $_{5}$ N和CCS）的探测率与低质量原恒星中的探测率不同。与低质量原恒星相比，高质量原恒星中氰基多炔（HC $_{3}$ N和HC $_{5}$ N）的检出率较高，CCS的检出率较低。我们讨论了这些差异的可能解释。
2019-01-19 astro-ph.EP astro-ph.GA
Digging into the Interior of Hot Cores with ALMA (DIHCA). VI. The Formation of Low-mass Multiple Systems in High-mass Cluster-forming Regions
Institute of Astronomy, Graduate School of Science, The University of Tokyo（东京大学大学院理学系研究科天文学研究所）；Department of Astronomy, School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学部天文学科）；Department of Astronomy, The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校天文学系）；Center for Gravitational Physics, Yukawa Institute for Theoretical Physics, Kyoto University（京都大学汤川理论物理中心引力物理研究中心）；National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台，日本自然科学研究院）；Department of Astronomy, University of Florida（佛罗里达大学天文学系）；Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台科学部）
利用ALMA观测发现高密度聚类区域中低质量多星系统的形成机制，揭示湍流核心碎片化作用及动力学相互作用的重要性。
2026-02-17 astro-ph.GA
APEX Millimeter Observations of Methanol Emission Toward High-Mass Star-Forming Cores
我们提出了247 GHz的分子线观测甲醇（CH $_3$ OH）朝向16个大质量恒星形成区，使用APEX望远镜与角分辨率为$25''$。该样本涵盖了一系列的进化状态，包括温暖的分子核心，热分子核心和超紧凑的HII区域。热的核心，所有这些都包括UC HII地区，显示丰富的分子线光谱，虽然不同的物种和转换的强度从源到源。相比之下，温暖的核心没有显示出显着的分子线发射。多个甲醇转换检测到对九个热的核心，其中八个有足够的过渡使用旋转图的方法来估计旋转温度和柱密度。温度在104 $-$-168 K范围内，柱密度从$3\times10^{16}$到$7\times10^{18}$ cm $^{-2}$。使用平均甲醇线参数，我们估计维里质量，这落在从145至720 M $_\odot$的范围内，并证明是显着高于测量的气体质量。我们讨论了可能的方案来解释热核和温暖的分子核之间的化学差异。其中观测到的甲醇谱线之一，$4_{2}-5_{1}A^{+}$在247.228 GHz，预计将显示II类脉泽发射，类似于以前报道的$J_0-J_{-1}E$脉泽在157 GHz的强度。在观测到的源中，我们没有发现任何明确的脉泽发射证据，然而，在这条谱线上的一个弱脉泽可能存在于G345.01+1.79中。
2019-05-08 astro-ph.GA
Chemical complexity in high-mass star formation: An observational and modeling case study of the AFGL 2591 VLA 3 hot core
我们提出了一个详细的观测和模拟研究的热核VLA 3在高质量的恒星形成区域AFGL 2591，这是一个目标区域的NOEMA扩展毫米阵列（NOEMA）大型计划CORE。使用NOEMA观测1.37 mm，角分辨率约为0。“42（1400 Au，3.33kpc），我们推导出了源的物理和化学结构。我们用化学演化代码MUSCLE（Multi Stage ChemicaL codE）模拟了观察到的分子丰度。结果用动力学温度示踪剂CH_3CN和H_2CO，我们观察到幂律指数为q = 0.41+-0.08的温度分布。利用连续辐射的能量密度，我们得到了一个密度结构，其幂律指数为p = 1.7+-0.1。热芯光谱揭示了高分子丰度和复杂分子的丰富多样性。大部分分子在形成中的原恒星周围具有不对称的空间分布，这表明在小于1400 au的尺度上具有复杂的物理结构。使用肌肉，我们能够解释所观察到的分子丰度的10个14个建模的物种在估计的热核化学年龄约21 100年。与观测分析相反，我们的化学模型预测了p < 1.4的较低密度幂律指数。这种差异的原因进行了讨论。结论.结合高空间分辨率的观测和详细的化学模拟，我们可以得出一个简明的图片的物理和化学结构的著名AFGL 2591热核。接下来的步骤是对整个CORE样本进行类似的分析，然后使用这种分析将高质量恒星形成中的化学多样性限制在更大的深度。
2019-10-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Efficiently Cooled Stellar Wind Bubbles in Turbulent Clouds I. Fractal Theory and Application to Star-Forming Clouds
来自大质量恒星的风的速度为1000公里/秒或更高，并在冲击时产生高温高压气体。我们开发了一个理论的泡沫驱动的集体风从星团的早期在他们的生命周期，其中涉及与湍流，密集的星际介质周围的出生分子云的相互作用。一个关键特征是热气泡表面的分形性质。由于湍流混合和随后在T = 10^4-10^5 K温度下的冷却（此时辐射效率最高），该界面与周围密度较大的气体的大面积接触，强烈地增强了来自热内部的能量损失。由于极端冷却，气泡半径的尺度与经典的韦弗77解不同（R ~ t^1/2），在给定的R下，膨胀速度和动量降低了10-10^2倍，压力降低了10^2 ~ 10^3倍。我们的理论解释了弱的X射线发射和低壳膨胀速度的观测源。我们讨论了我们的理论的进一步影响，观测的热气泡和冷却膨胀壳所产生的恒星风，并在一系列的环境中的反馈调节恒星形成的预测。在配套文件中，我们验证了我们的理论与一套流体动力学模拟。
2021-04-15 astro-ph.GA
ATOMS: ALMA Three-millimeter Observations of Massive Star-forming regions -XXI. A Large-sample Observational Study of Ethanol and Dimethyl Ether in Hot Cores
本研究利用ALMA对60个热核中的乙醇、二甲醚和甲醇进行大样本观测，发现三者柱密度强相关且比值稳定，表明甲醇可能是乙醇和二甲醚的前体，并为化学模型提供了关键观测约束。
2025-03-12 astro-ph.GA
Modeling chemistry during star formation: Water deuteration in dynamic star-forming regions
最近的观测HDO/H $_2$ O比率对原恒星在孤立和集群的环境中表现出明显的二分法，其中孤立的源显示出较高的D/H比集群的同行。确定哪些物理和化学过程造成了这种差异，可以深入了解恒星形成过程中水的化学演化以及恒星形成过程和年轻行星系统中的化学多样性。方法：水的演化是模拟使用三维物理化学模型的动态恒星形成环境。用分子云三维MHD模拟的示踪粒子描述了原恒星坍缩过程中的物理演化。利用RADMC-3D软件对粒子轨迹进行后处理，计算温度场和辐射场。的化学演化模拟使用三相颗粒表面化学模型和结果进行了比较与干涉观测的H $_2$ O，HDO，和D $_2$ O热corinos对低质量的原恒星。结果如下：物理化学模式再现了观测到的HDO/H $_2$ O和D $_2$ O/HDO的比例在热corino，但没有表现出与云环境相似的相同条件。观察到的水D/H比的二分法需要初始条件的变化（例如，星前阶段的持续时间和温度）。再现观测到的D/H比在热corino需要一个星前阶段的持续时间$t\sim$ 1-3百万年和温度范围内$T \sim$ 10-20 K之前崩溃。这项工作表明，所观察到的集群和孤立的原恒星之间的差异源于分子云或星前核心条件的差异，并没有出现在原恒星崩溃本身。
2021-03-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The detection of a hot molecular core in the extreme outer Galaxy
低金属丰度环境中的星际化学对于理解过去贫金属宇宙中的化学过程至关重要。最近对附近低金属丰度星系星际分子的研究表明，金属丰度对恒星形成核心的化学性质有着重要的影响。在这里，我们报告的第一次检测到一个热分子核心的极端外银河系，这是一个很好的实验室，研究恒星形成和星际介质在银河系低金属环境。目标恒星形成区WB 89 -789位于银河系中心距离19 kpc处。我们在241-246，256-261，337-341和349-353 GHz的ALMA观测已经检测到各种含碳，氧，氮，硫和硅的物质，包括含有多达9个原子的复杂有机分子（COM），朝向与原恒星（~8x10^3 L_sun）相关的温暖（>100 K）和致密（<0.03 pc）区域。还检测到氘代物质，如HDO、HDCO、D2CO和CH 2DOH。外银河系热核和内银河系对应物之间相对于CH 3OH的COMs丰度分数的比较显示出显着的相似性。另一方面，本源的分子丰度与大麦云云中低金属量热核的分子丰度不同。结果表明，即使在银河系最外层的原始环境中，也存在着巨大的分子复杂性。另一个嵌入式原恒星与高速SiO外流的检测也有报道。
2021-09-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Analysis of Low Excitation HDO Transitions Toward the High-Mass Star-forming Regions G34.26+0.15, W51e$_{1}$/e$_{2}$, and W49N
我们目前的观测HDO在464.925 GHz的基态1 $_{0,1}$ -0 $_{0,0}$旋转跃迁和1 $_{1,0}$ -1 $_{0,1}$跃迁在509.292 GHz的三个高质量恒星形成区域：G34.26+0.15，W 49 N和W51 e $_{1}$ /e $_{2}$，进行了与加州理工学院亚毫米波天文台。后一种转变是首次从地面观测到的。的光谱建模，连同观测更高的能量HDO过渡，以及亚毫米尘埃连续通量从文献中，使用球对称辐射传输模型推导出的径向分布的HDO丰度的目标源。丰度剖面可分为一个动力学温度高于100 K的内部热核区和一个动力学温度较低的外部冷包层。相对于H $_2$，导出的HDO丰度在热内部区域（$T > 100 \mathrm{K}$）中为（0.3-3.7）$\times 10^{-8}$，在冷外部包层中为（7.0-10.0）$\times 10^{-11}$。我们还使用了两个H $_{2}^{18}$ O基本跃迁来限制外层包层中的H $_{2}$ O丰度。发现这些冷区的HDO/H $_{2}$ O比值为（1.8-3.1）$\times 10^{-3}$，因此高于这些源的热内部区域。
2017-02-27 astro-ph.GA
Investigating the hot molecular core, G10.47+0.03: A pit of nitrogen-bearing complex organic molecules
最近的观测表明，含氮的复杂有机物种大量存在于恒星形成区。因此，研究热分子核心（如G10.47+0.03）中的含氮物质对于理解恒星形成区域的分子复杂性至关重要。它们还使我们能够研究化学和物理过程，这些过程决定了恒星形成区源的结构和化学演化过程中的许多阶段。研究了热核G10.47+0.03中含氮复杂有机分子的空间分布和化学演化状态。我们使用了热分子核心G10.47+0.03的ALMA档案数据。假设LTE，分析提取的光谱。此外，稳健的方法，如MCMC和旋转图的方法被实施的分子，其中多个转换被确定为约束的温度和柱密度。最后，我们使用Nautilus气体颗粒代码来模拟热分子核心中的氮化学。我们进行了0D和1D模拟的源，并与观测结果进行了比较。我们报告了含氮物种（NH_2CN，HC_3N，HC_5N，C_2H_3CN，C_2H_5CN和H_2NCH_2CN）的各种跃迁以及它们的一些同位素体和异构体。此外，我们还报道了CH_3CCH及其同位素的鉴定。来自乙烯基氰，乙基氰，氰基乙炔和氰胺的排放是紧凑的，这可以用我们的天体化学模型来解释。我们的0D模型表明，某些含氮分子的化学性质对初始局部条件（如密度或尘埃温度）非常敏感。在我们的一维模型中，模拟的HCN，HC3N和HC5N等物质的丰度更高，朝向源的内壳证实了观测结果。
2022-11-06 astro-ph.GA
X-ray Spectra of Circumgalactic Medium Around Star-Forming Galaxies: Connecting Simulations to Observations
恒星形成星系周围的环星系介质（CGM）的热成分被探测为弥散X射线辐射。CGM的X射线光谱取决于发射等离子体的温度和金属丰度，提供了有关星系馈送和反馈的重要信息。观察到的光谱通常使用简单的1-温度（1-T）或2-T模型拟合。然而，由于星系外流和晕气体之间的相互作用，气体的实际温度分布可能是复杂的。在这里，我们证明了这一点，通过分析3-D流体动力学模拟CGM与现实的外流模型。我们调查的物理性质的模拟热CGM，这表明在密度，温度和金属丰度的广泛分布。通过构造和拟合模拟光谱，我们表明，虽然1-T和2-T模型能够合理地拟合合成光谱，但推断的温度没有太多的物理意义。相反，我们提出了一个对数正态分布作为一个更物理的模型。对数正态模型更好地拟合模拟光谱，同时再现气体温度分布。我们还表明，当恒星形成率高，双锥形流出内的光谱是不同的，从外面，流出一般更热，更金属富集。最后，我们为未来的任务，如雅典娜，山猫，HUBS和XRISM的eV级光谱分辨率的模拟光谱。
2021-11-20 astro-ph.GA
The evolution of phase space densities in star-forming regions
恒星形成区的多维相空间密度（包括位置和速度）可以编码有关恒星和行星形成的初始条件的信息。最近，一个新的度量的基础上的马氏距离已被用来表明，热彗星更有可能被发现周围的系外行星的主恒星在高6D相空间密度，这表明一个更动态的形成环境，为这些行星。然而，后来的研究表明，这一最初的结果可能是由于热彗星的年龄和其宿主恒星的运动学存在偏差。我们测试的Mahalanobis距离和密度的能力，以区分更一般的恒星形成区域与不同的形态，通过将其应用到静态区域，要么是substructured或平滑和集中。我们发现，马氏距离是无法区分不同的形态，和N体模拟的初始条件不能仅使用马氏距离或密度约束。此外，我们发现相空间中的维数越多，马氏密度在区分不同初始条件时的有效性就越小。我们表明，平均三维（x，y，z）Mahalanobis密度和Q参数的区域的组合可以约束其初始维里态。然而，这是由于Q参数的区分能力，而不是来自马哈拉诺比斯密度中印记的任何额外信息。因此，我们建议继续使用多种诊断来确定恒星形成区域的初始条件，而不是依赖于单一的多维度量。
2023-01-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
An ALMA Study of Molecular Complexity in the Hot Core G336.99-00.03 MM1
本研究利用ALMA观测数据，表征了高质量恒星形成区G336.99-00.03中两个毫米源，确认MM1为热核并详细分析其分子组成与同位素比率，为天体化学模型提供基准。
2025-05-23 astro-ph.GA
Complex Organic Molecules in Star-Forming Regions of the Magellanic Clouds
大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC和SMC）是银河系中富含气体的矮伴，是详细研究复杂有机分子（COMs）在贫金属条件下形成和生存的最近实验室。到目前为止，在这些星系中只探测到甲醇、甲酸甲酯和二甲醚--这三种物质都朝向大麦哲伦星系N113恒星形成区的两个热核，这是唯一表现出复杂热核化学的河外来源。我们描述了一个小的和不同的样本的LMC和SMC源与COM或热核化学，并比较理论模型预测的意见。解释麦哲伦星云中热分子核的物理条件和金属丰度的理论模型已经能够广泛地解释现有的观测结果，但未能再现超过一个数量级的二甲醚丰度。我们讨论了未来的研究前景，在复杂的化学领域中的低金属环境。在麦哲伦星云中发现COMs对天体生物学有重要意义。麦哲伦星云的金属丰度与宇宙早期的星系相似，因此大麦哲伦星云和小麦哲伦星云中的COM的存在表明，在早期宇宙的低金属丰度系统中，可能存在类似的导致生命出现的生命前化学，就像在地球上发生的那样。
2019-09-15 astro-ph.GA
ALMA reveals extended cool gas and hot ionized outflows in a typical star-forming galaxy at $z=7.13$
我们目前的空间分辨形态属性的[CII] 158 $μ$ m，[OIII] 88 $μ$ m，尘埃，和静止帧紫外（UV）连续辐射的A1689-zD 1，一个强透镜，亚L * 星系在$z=7.13$，利用深阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）和哈勃太空望远镜（HST）的观测。虽然[OIII]线和UV连续谱是紧凑的，但[CII]线延伸到$r \sim 12$ kpc的半径。使用多波段静止帧远红外（FIR）连续数据范围从52-400 $μ$米，我们发现一个平均尘埃温度和发射率指数$T_{\rm dust} = 41^{+17}_{-14}$ K和$β= 1.7^{+1.1}_{-0.7}$，分别在整个星系。我们发现在不同的波长，这可能表明，尘埃温度随距离减小的尘埃连续轮廓略有差异。我们映射的恒星形成率（SFR）通过红外和紫外光度和确定总SFR的$37\pm 1~M_\odot~{\rm yr}^{-1}$与一个模糊的部分$87\%$。虽然[OIII]线是一个很好的示踪剂的SFR，[CII]线显示偏离当地的$L_{\rm [CII]}$ -SFR的关系在星系的外围。最后，我们观察到[CII]和[OIII]之间的谱线轮廓存在明显差异，在减去单个高斯模型后，[OIII]谱线中存在显著残差（$\sim 5σ$）。这表明扩展的[CII]结构可能起源于热电离流出的冷却。扩展的[CII]和高速[OI…
2022-06-14 astro-ph.GA
Kinematics and Dynamics of Multiphase Outflows in Simulations of the Star-Forming Galactic ISM
由恒星反馈产生的星系外流在本质上是多相的。观测和模拟都表明，在银河系盘中面的几千秒差距内的物质是由嵌入在热风中的暖云组成的。从理论上理解外流现象，包括风和喷泉流，需要研究热相之间的相互作用。我们开发了一种方法来量化这些相互作用，通过测量的质量，动量和能量通量交换使用时间和空间平均量和守恒定律。我们将这种方法应用于恒星形成ISM MHD模拟的基础上TIGRESS框架，太阳邻域条件。为了评估阶段之间的相互作用的程度，我们首先检查"弹道模型“的有效性，该模型预测了被视为非相互作用云的暖相（$5050\,\rm{K}<T<2\times10^4\,\rm{K}$）的轨迹。该模型在中等垂直速度（$ 50$ km s $^{-1}$ $\lesssim |v_z| \lesssim 100 $ km s $^{-1}$）下是成功的，但在较高速度下，我们观察到与弹道模型相比，模拟的温暖流出量过多。高速中温（$2\times10^4\,\rm{K}<T<5\times10^5\,\rm{K}$）气体的冷却不能完全解释这种差异。通过考察质量、动量和能量的通量，我们得出结论，热相通过中间相的冷却获得质量，而动量从热相（$T>5\times10^5\,\rm{K}$）转移到热相。来自热流出的大的能量通量被转移到温暖和中间阶段，并迅速辐射出去。一个简单的相互作用模式意味着喷泉流中的有效暖云尺寸为几个100…
2019-11-18 astro-ph.GA
The warm-up phase in massive star-forming cores around RCW 120
我们研究了在HII区域RCW 120的边界处的大规模凝聚中的分子发射，特别注意核心1和核心2对象，这是ALMA先前发现的凝聚的最大碎片。后一个碎片先前被认为是0级年轻恒星天体的高质量类似物。我们目前的分子发射光谱在1毫米范围内的APEX望远镜。我们在核心1和核心2中检测CH $_3$ OH和C $^{34}$ S系。CH $_3$ CN系列和SO $_2$系列仅见于核心2。我们估计气体的物理参数使用甲醇线，并获得气体温度低于100 K在这两个区域。核心2中的分子氢数密度在$10^5-10^7$ cm $^{-3}$的范围内，并且在核心1中更不确定。然而，在核2中探测到对应于高激发跃迁（$E_{\rm u}> 400$ ~K）的CH $_3$ CN谱线表明该区域含有热气体，而CH $_3$ OH，CS，SO $_2$和CH $_3$ CN的丰度对于热核阶段来说是相当低的。我们建议，核心2是在热身阶段之前，建立的热气化学。我们认为，核心2是在热核心阶段的开始。在核心1中没有检测到CH $_3$ CN系，因此，它可能处于进化程度更低的进化阶段。
2021-02-18 astro-ph.GA
