项目VeSElkA：HD41076和HD148330中化学物质的抽象分析

预热模型中的碳链物种

Carbon-Chain Species in Warm-up Models

在以前的低质量恒星形成区L1527的升温化学模型中，我们研究了包层温度略微升高到$T\approx 30$ K时碳链不饱和烃物种的演化。这些模型表明，这些物种的丰度增加可以解释为气相离子分子化学甲烷从粮食表面的部分升华。我们还得出结论，碳氢化合物自由基，如C $_{\rm n}$ H家族的丰度应进一步增强，随着温度升高到更高的值，但这一结论与缺乏明确的检测这些物种对热核和corino源。与此同时，观测调查已经确定C $_2$ H，C $_4$ H，CH $_3$ CCH和CH $_3$ OH朝向热corino（特别是IRAS 16293-2422）以及朝向L 1527，其中碳链自由基的丰度较低，而其他两种物种朝向热corino的丰度较高。此外，{ \it Herschel太空望远镜}在年轻的大质量恒星周围的50 K物质中探测到了裸露的线性链C $_3$。为了理解这些新的结果，我们重新审视了以前的预热模型，其中包含了增强的气体颗粒网络，该网络包含了气相网络的反应，该网络是为使用高达800 K的温度而构建的。一些新采用的碳链物种和丰富的H $_2$之间的反应具有化学活化能障碍。修正后的模型结果现在更好地再现了在热corino（100 K）条件下观察到的不饱和碳链的丰度，并对Herschel HIFI观察到的50 K区域中裸碳链的丰度进行了预测。

来自宜居带行星光谱的红巨星化学成分

Chemical Compositions of Red Giant Stars from Habitable Zone Planet Finder Spectroscopy

我们已经使用了宜居带行星（HPF）收集了13个红色水平分支（RHB）恒星，一个疏散星团巨星和一个非常贫金属晕红巨星的高分辨率，高信噪比的近红外光谱。HPF光谱覆盖了0.81 $-$ 1.28 \micron \波长范围的$zyJ$波段，填补了程序星已有的光学（0.4 $-$ 1.0~ \micron）和红外（1.5 $-$ 2.4~ \micron）光谱之间的空白。我们从基于LTE的计算，涉及等效宽度和光谱合成，并估计丰度校正的物种，最受影响的偏离LTE在RHB星的17种丰度。一般情况下，好的协议之间的HPF的金属丰度和丰度比和那些从光学和红外光谱区域。这些红巨星的HPF光谱以轻元素跃迁为主，HPF数据可以用来从光谱中表现不佳或没有表现的物种（\eg、\species{C}{i}、\species{P}{i}、\species{S}{i}、\species{K}{i}）获得丰度。注意HPF丰度在两个领域的太阳能金属丰度RHB星的特殊利益：一个极端的碳同位素比，和一个罕见的非常大的锂含量。后一颗恒星在我们的样本中是独一无二的，它表现出非常强的\species{He}{i} 10830~ 10830吸收。疏散星团巨星的丰度与来自其他波长区域的丰度一致。报告了HD~122563中\species{C}{i}和\species{S}{i}的检测结果，从多个多重峰中获得了最低金属量的[S/F…

极贫金属球状星团M15中中子俘获物质的丰度：对RGB和RHB恒星的均匀分析

The Abundances of Neutron Capture Species in the Very Metal-Poor Globular Cluster M15: An Uniform Analysis of RGB and RHB Stars

球状星团M15的独特之处在于其中子捕获元素的星与星之间的变化。之前已经对M15红巨星分支（RGB）和红色水平分支（RHB）恒星进行了全面的丰度调查。没有人试图对这些恒星进行单一的、自洽的分析，这些恒星的大气参数范围很广。在目前的努力中，一个新的比较丰度推导提出了三个RGB和六个RHB成员的集群。分析采用了更新版本的线传输代码MOOG，现在适当地对待相干，各向同性散射。M15 RGB星和RHB星的金属丰度值之间存在明显的差异，铁丰度的$Δ(RHB-RGB) \approx 0.1$ dex明显不同，轻中子俘获元素（Sr，Y，Zr）的反相关行为与Ba和Eu（分别为{ \it s}和{ \it r}过程的标准标记）的反相关行为得到了清楚的证明。在RGB目标中未进行Pb的确定性检测。因此，对于M15星团，这表明{ \it s}-过程的主要成分对太阳系物质中通常由该过程主导的元素的贡献可以忽略不计。此外，对于M15样品，确认了大的Eu丰度分布，这与相同金属丰度的晕场相当。这些丰度的结果被认为是在讨论的化学不均匀性和核合成的历史M15。

The Difference in Abundances between N-bearing and O-bearing Species in High-Mass Star-Forming Regions

The different spatial distributions of N-bearing and O-bearing species, as is well known towards Orion~KL, is one of the long-lasting mysteries. We conducted a survey observation and chemical modeling study to investigate if the different distributions of O- and N-bearing species are widely recognized in general star-forming regions. First, we report our observational results of complex organic molecules (COMs) with the 45~m radio telescope at the Nobeyama Radio Observatory towards eight star-forming regions. Through our spectral survey ranging from 80 to 108~GHz, we detected CH$_3$OH, HCOOCH$…

马头星云中硫分子的丰度。在光解离区域中的第一次NS +检测

Abundances of sulphur molecules in the Horsehead nebula. First NS+ detection in a photodissociation region

目标。我们的目标是完成清单的S-轴承分子和它们的丰度在原型的光解区域（PDR）的马头星云，深入了解硫化学在紫外线照射的地区。基于WHISPER毫米（mm）线调查，我们的目标是提供一个改进的和更准确的描述硫物种及其丰度的核心和PDR的位置在马头。方法.蒙特卡罗马尔可夫链（MCMC）方法和分子激发和辐射转移程序RADEX被用来探索参数空间，并确定物理条件和束平均分子丰度。结果在两个靶位点共检测到13种含硫物质（CS、SO、SO2、OCS、H2 CS-邻位和对位HDCS、C2 S、HCS+、SO+、H2S、S2 H、NS和NS+）。这是在马头中首次检测到SO+，也是在任何PDR中首次检测到NS+。我们发现星云内C-S和O-S轴承物种之间的化学行为有所不同。含C-S的C_2S和o-H_2CS的丰度在岩芯中比在PDR中高2倍以上。相反，O-S轴承分子SO，SO2和OCS呈现类似的丰度朝向两个位置。少数分子SO+、NS和NS+朝向PDR比朝向核心更丰富，并且可以被认为是PDR示踪剂。结论.这是第一个完整的研究S-轴承物种走向PDR。我们的研究表明，CS，SO和H2S是最丰富的S-轴承分子在PDR与丰度的几个1 E-9。我们记得SH、SH+、S和S+在WHISPER巡天覆盖的波长上是不可观测的。在我们观测的空间尺度上，锁定在探测到的物质中的S原子的总丰度<1 E-8，仅为宇宙硫丰度的~0.1%。

冲击区L1157 B1的磷化学

Phosphorous chemistry in the shocked region L1157 B1

我们研究了含磷物种在一维C激波模型中的演化。我们发现，含磷物种的丰度敏感地依赖于气相中的P元素丰度和激波前气体中的N原子丰度。在激波速度v= 20 km s-1、激波前密度n（H2）=10^4 - 10^5的C激波模型中，如果气相中P的元素丰度为10^-9，激波前气体中N原子丰度为n（N）/nH - 10^-5，则可以再现观测到的PN丰度和未探测到PO的情况。我们还发现，P-化学是敏感的O-和N-化学，因为N原子被破坏，主要是由OH和NO。我们确定的O-轴承和N-轴承物种的反应，显着影响P化学。

三颗极贫金属星铁峰元素丰度的细节

Detailed Iron-Peak Element Abundances in Three Very Metal-Poor Stars

我们获得了三颗贫金属（[Fe/H] $\approx -3$）星BD 03 740、BD-13 3442和CD-33 1173中Fe族元素Sc到Zn（Z = 21 - 30）的新的详细丰度。收集了波长范围为2300 - 3050 nm的高分辨率紫外HST/STIS光谱，并辅以各种光学阶梯光栅光谱。分析的特点是最近的实验室原子数据的中性和电离物种的数量为所有铁族元素，铜和锌除外。在大样本光谱测量中对钪、钛和钒丰度的详细检查表明，它们在[Fe/H]<-$2的恒星中呈正相关。这些元素在BD 03 740、BD-13 3442、CD-33 1173和HD 84937中的丰度。（在本系列的前一篇论文中研究过）与这些趋势一致，并且位于相关性的高端。有六种元素具有可检测的中性和电离特征，它们的丰度一般都相当一致。对于Cr，我们发现中性（[Cri/Fe]的平均值=+0.01）和电离物种（[Cri/Fe]的平均值=+0.08）之间的丰度差异很小，这与过去的大多数研究不同。突出的例外是Co，其中性物质表明显著过量（[Co/H]的平均值=-2.53），而对于电离物质没有观察到这种增强（[Co/H]的平均值=-2.93）。这些新的恒星丰度，特别是Sc，Ti和V之间的相关性，表明应该重新审视早期大质量贫金属恒星的元素生产模型。

原行星盘形成过程中的化学演化

Chemical evolution during the formation of a protoplanetary disk

本研究的目的是调查从星前阶段到盘形成的化学演化，并确定冷而致密的核心的化学成分对盘的最终成分的影响。我们进行了三维非理想磁流体动力学（MHD）模拟致密的核心崩溃使用自适应网格细化RAMSES代码。对于每个粒子结束在年轻的旋转支撑盘，我们运行化学模拟与三相气体颗粒化学代码鹦鹉螺。两组不同的初始丰度，这是冷芯的特点，被认为是。共同物种丰度的最终分布进行了比较，以及与冷核的初始丰度。我们发现分子的空间分布反映了它们对温度分布的敏感性。盘中化学元素的主要载体通常与冷核中的载体相同，除了含S的物种，其中HS被H $_2$ S $_3$取代，以及含P的物种，其中原子P导致PO，PN，HCP和CP的形成。然而，丰度较低的物种的丰度随着时间的推移而变化。对于“大的”复杂有机分子（COM），例如CH $_3$ CHO、CH $_3$ NH $_2$、CH $_3$ OCH $_3$和HCOOCH $_3$，尤其如此，它们的丰度在塌陷期间显著增加。这些COM通常在磁盘中呈现相似的丰度，尽管在冷核中的丰度显着不同。相反，许多自由基的丰度随着时间的推移而减少。大量的物种在冷核和盘中仍然显示出相同的丰度，这表明这些分子在冷核中有效地形成。这包括H $_2$ O、H $_2$ CO、HNCO和“小”COM，如CH $_3$ OH、CH $_3$ CN和NH $_2$ CHO。

用真实binding energies研究热分子核中支链碳链分子丰度的天体化学模型

Astrochemical model to study the abundances of branched carbon-chain molecules in a hot molecular core with realistic binding energies

最近在大质量恒星形成区域（Sgr B2（N）和猎户座）中发现了直链（正丙基氰，n-C3 H7 CN）和支链（异丙基氰，i-C3 H7 CN）烷基氰化物。这些支链分子表明，关键氨基酸（侧链结构）也可能存在于类似的区域。这种分支可以向更高阶（丁基氰，C4 H9 CN）传播的过程是一个活跃的研究领域。由于颗粒催化过程可能形成了这些物种的主要部分，考虑一组现实的结合能确实是必不可少的。我们采用量子化学计算来估计这些物质的结合能，考虑水作为底物，因为水是这个星际冰的主要成分。我们发现这些物种的结合能值比以前使用的显着降低。值得注意的是，使用现实的结合能值可以显着改变这些物种的丰度。支化更有利于具有新结合能的高级烷基氰化物。随着我们新的结合能值和一个必要的破坏反应（i-C3 H7 CN + H -> CH 3C（CH 3）CN + H2，具有947 K的活化势垒）的加入，t-C4 H9 CN的丰度显著增加。

低质量恒星形成区L1527中c-C $_3$ H $_2$的$^{13}$ C同位素异常

Abundance Anomaly of the $^{13}$C Isotopic Species of c-C$_3$H$_2$ in the Low-Mass Star Formation Region L1527

在朝向低质量恒星形成区L1527的1-3 mm波段观测到了c-C $_3$ H $_2$和两种$^{13}$ C同位素物质c-$^{13}$ CCCH $_2$（$C_{2v}$对称性）和c-CC $^{13}$ CH $_2$（$C_s$对称性）的转动谱线。我们用Nobeyama 45 m望远镜分别探测到c-C $_3$ H $_2$、c-$^{13}$ CCCH $_2$和c-CC $^{13}$ CH $_2$的7、3和6条谱线，用IRAM 30 m望远镜分别探测到34、6和13条谱线，两台望远镜分别观测到7、2和2次跃迁。利用这些数据，我们评估了正常和$^{13}$ C同位素物种的柱密度。[c-C $_3$ H $_2$ ]/[c-$^{13}$ CCCH $_2$ ]比率确定为$310\pm80$，而[c-C $_3$ H $_2$ ]/[c-CC $^{13}$ CH $_2$ ]比率确定为$61\pm11$。从元素$^{12}$ C/ $^{13}$ C比率预期的[c-C $_3$ H $_2$]/[c-$^{13}$ CCCH $_2$ ]和[c-C $_3$ H $_2$ ]/[c-CC $^{13}$ CH $_2$ ]比率分别为60-70和30-35，其中后者考虑了c-C $_3$ H $_2$中两个当量碳原子的统计因子2。因此，这一观察结果进一步证实了$^{…

中性星际He，Ne，O在日光层中的调制。存活概率和IBEX的丰度

Modulation of neutral interstellar He, Ne, O in the heliosphere. Survival probabilities and abundances at IBEX

通过星际边界探测器（IBEX）直接对中性星际（NIS）原子进行采样，可能为研究本地星际云中的元素丰度和日光层界面中的过程提供补充方法。{We为IBEX对NIS He、Ne和O的测量结果进行以丰度为目标的深入分析奠定基础，并确定各种计算方法得出的丰度之间的系统差异及其不确定性。利用NIS原子在日球层中电离率的模型，基于对太阳风和太阳EUV辐射的独立测量，我们发展了一种计算NIS原子从太阳风的终端激波（TS）到IBEX的存活概率的含时方法。用它们计算了这些物种沿地球轨道的密度，并模拟了IBEX观测到的NIS物种的通量。我们在IBEX研究NIS物种的存活概率、密度和通量的成对比率，以计算用于推断TS丰度的校正因子。{The在低太阳活动期间，用解析方法计算的存活概率仅对He和Ne给出了可接受的结果。对于太阳活动周期的其余部分，以及O的所有时间，应该使用完全依赖于时间的模型。电子碰撞电离对NISO的重要性令人惊讶。使用时间依赖模型解释IBEX观测结果，得到$0.16\pm40%$的LIC Ne/O丰度。不确定性主要是由于电离速率和NIS气流矢量的不确定性。{The Ne/He、O/He和Ne/O比率的生存概率、局部密度和标度到TS的通量系统地不同，因此不建议仅基于生存概率或密度进行分析，除了在低太阳活动下观测的Ne/O丰度。

硫消耗问题：H2S2、HS2和S2气相丰度的上限，这些丰度都是朝向低质量暖核IRAS16293-2422的

The sulfur depletion problem: upper limits on the H2S2, HS2, and S2 gas-phase abundances toward the low-mass warm core IRAS16293-2422

根据在天体物理学相关条件下进行的实验模拟，稠密云层和星周区域中缺失的一部分硫可能以三种尚未在星际介质中检测到的物质的形式存在：H2 S2、HS 2和S2。这些S-S键合的分子可以通过含H2S的冰帽在尘埃颗粒上的高能加工形成，随后解吸到气相。对这些物质的探测可以部分解决硫耗尽的问题，并有助于提高我们对星际介质中硫的化学性质知之甚少的知识。为此，我们对低质量暖核IRAS 16293 -2422进行了专门的地面观测。在亚毫米制度的观测，获得了与APEX 12米望远镜在15个小时的观测，针对广泛的选择预测的三个分子的旋转过渡。在应该检测到目标物质的光谱区域中提取1σ噪声均方根值。这些值比以前对同一来源的观测结果低2-7倍，使我们能够估计它们相对于H2的分子丰度的1σ上限分别为8.1E-9，1.1E-8和2.9E-7，对于H2 S2，HS 2和S2。含有S2单元的三种分子的上限丰度比源中的H2S丰度低两个数量级，并且比使用冰类似物的实验模拟的预期丰度低一个数量级。随后的气相化学解吸后，可以降低丰度的三个物种在我们的观察无法检测到的水平。

红外暗云中的有机物

Organic species in Infrared Dark Clouds

目前认为红外暗云（IRDC）代表了大质量恒星（$>$ 8 M $_{\odot}$）最早的演化阶段。在过去15年中进行的亚毫米波和毫米波研究表明，IRDC具有各种各样的属性，因此可以解决各种各样的问题。在本文中，我们报告了两组IRDC的分子组成和化学过程的调查。在过去的四年里，我们使用Mopra，APEX和IRAM射电望远镜收集了CO，H $_2$ CO，HNCO，CH $_3$ CCH，CH $_3$ OH，CH $_3$ CHO，CH $_3$ OCHO，和CH $_3$ OCH $_3$。对于所有这些物种，我们估计了分子丰度。然后，我们进行了化学模拟研究，集中在源IRDC028.34+0.06，并比较了观测和模拟的丰度。这一比较表明，要再现观察到的复杂有机分子（COM）的丰度，一个0-D的气体颗粒模型与恒定的物理条件是不够的。我们取得了更大的成功与使用的热身模型，其中热身从10 K到30 K发生后的冷阶段。

金属丰度对原行星盘分子丰度的影响

The effect of metallicity on the abundances of molecules in protoplanetary disks

我们研究了不同金属丰度对原行星盘的物理、热和化学性质的影响，特别是对碳基分子的形成和破坏的影响。用热化学程序ProoDIMO研究了低金属丰度对辐射场、盘温度和不同分子（H $_2$ O、CH $_4$、CO、CO $_2$、HCN、CN、HCO $^+$和N $_2$ H $^+$）丰度的影响。我们使用基准盘模型作为参考模型，并产生两个模型具有较低的金属丰度。不同的化学物种所产生的影响进行了研究，通过分析其丰度分布在整个磁盘和他们的垂直柱密度。此外，研究了化学物种的形成和破坏反应。结果表明，盘的金属丰度与盘内恒星辐射场的强度有一定的关系。随着金属丰度的降低，辐射场能够穿透盘的更深区域。因此，在具有较低金属丰度的盘中总体上存在较强的辐射场，这也加热了盘。这引发了不同化学物种的化学形成和破坏效率的一系列变化。在大多数情况下，可用物种丰度发生变化，与按常数因子缩小的丰度相比，其值更大。金属含量对这里研究的分子的雪线也有明显的影响。随着金属含量的减少，雪线被进一步推出去，现有的雪环尺寸缩小。

Leavitt定律中的造父变星金属丰度（C-MetaLL）巡天：VI：银河系盘中29种化学元素的径向丰度梯度

Cepheid Metallicity in the Leavitt Law (C- MetaLL) survey: VI: Radial abundance gradients of 29 chemical species in the Milky Way Disk

本研究基于C-MetaLL巡天，利用高分辨率光谱分析了180颗经典造父变星，测定了29种化学元素的丰度，并揭示了银河系盘5-20 kpc内明显的负径向丰度梯度，为研究PL关系对金属丰度的依赖性奠定基础。

太阳系尺度上低质量原恒星中的复杂有机分子-- II。含氮物种

Complex organic molecules in low-mass protostars on Solar System scales -- II. Nitrogen-bearing species

行星的化学成分由恒星形成早期阶段的物理和化学过程决定。目的是用ALMA在毫米波长下研究两个0类原恒星（B1-c和S68 N）的含氮复杂有机分子。接下来，将检测到的含N物质的结果与相同和其他来源的含O物质的结果进行比较。以$\sim$ 0.5”分辨率研究波段6（$\sim$ 1 mm）和波段5（$\sim$ 2 mm）的ALMA观测，并以$\sim$ 2.5”波束中的波段3（$\sim$ 3 mm）数据进行补充。NH 2CHO、C2 H5 CN、HNCO、HN 13 CO、DNCO、CH 3CN、CH 2DCN和CHD 2CN被鉴定为所调查的来源。这两种来源相对于CH 3OH和HNCO的丰度相似，柱密度通常比含O物质低一个数量级。最大的变化，一个数量级，被认为是NH 2CHO丰度比相对于HNCO和CH 3OH和不相关的原恒星光度。此外，在不确定性内，含N物质与含O物质具有相似的激发温度（$\sim$ 100 $\sim$ 300 K）。大多数HNCO丰度的相似性，包括CH 2DCN和CHD 2CN，暗示了一个共同的化学历史，特别是在恒星形成之前寒冷地区的高D/H比。然而，丰度的一些变化可能反映了化学对当地条件的敏感性，如温度（例如NH 2CHO），而其他变化可能是由于分子的发射区域差异与其在冰中的不同结合能有关。这里讨论的两个来源增加了对太阳系尺度进行如此详细化学分析的少数来源。未来…

V Hya 双星 shaped 外流中的分子分布与丰度

Molecular Distributions and Abundances in the Binary-Shaped Outflow of V Hya

利用 ALMA 观测对双星富碳 AGB 恒星 V Hya 的动力学膨胀盘进行光谱研究，探测到 15+ 种分子，发现其子代物种分布比典型富碳 AGB 源更紧凑，碳链物种在 200 au 内仍保持高丰度。

形成NaCN的线索

Clues to NaCN formation

ALMA为我们提供了某些分子形成的基本信息。观察这些分子的发射来自哪里，气体的物理条件，以及这与其他物种的存在如何联系，使我们能够了解许多物种的形成，并显着提高我们对空间中发生的化学的知识。我们研究了IRC +10216周围NaCN的分子分布，IRC +10216是以前检测到的分子，但其来源尚不清楚。高角分辨率地图使我们能够模拟这种分子的丰度分布，并检查建议的形成路径。假设局部热平衡（LTE）条件，我们模拟了NaCN的排放。将这些分布拟合到方位角平均强度分布以获得NaCN的丰度分布。我们发现NaCN的存在似乎与CN的存在相容，可能是IRC +10216喷出物内层HCN光解的结果。然而，与甲烷氯化萘类似，目前的光化学模型未能再现这一氯化萘库。我们还发现，NaCN的丰度峰出现在半径为3 × 1015厘米，大约在那里的NaCl的丰度，建议是母种，开始衰减。然而，丰度比显示NaCl丰度低于NaCN。我们预计LTE假设可能导致NaCN丰度高于实际丰度。更新的光化学模型，碰撞率，和反应速率是必不可少的，以确定可能的路径的氰化钠形成。

AB Aur，用于行星形成研究的罗塞塔石碑（II）：H $_2$ S探测和硫收支

AB Aur, a Rosetta stone for studies of planet formation (II): H$_2$S detection and sulfur budget

硫丰度在大多数环境中知之甚少。然而，推导出硫的丰度是理解从分子云到行星大气的化学演化的关键。我们目前的观测H $_2$ S 110-101在168.763 GHz的赫比格Ae星AB Aur。我们的目标是研究对AB Aur的硫化物种的丰度，并限制如何不同的物种和阶段有助于硫预算。我们提出了新的NOEMA扩展毫米波阵列（NOEMA）干涉观测的连续和H $_2$ S 110-101线在168.763 GHz的AB Aur。我们推导出径向和方位角的配置文件，并用它们来比较不同的物种在磁盘的几何分布。假设局部热力学平衡（LTE），我们推导出H $_2$ S的柱密度和丰度图，我们进一步使用Nautilus生成一个更详细的模型，在距离r=200 au的中平面上不同高度的化学丰度。我们解决了AB Aur原行星盘中的H $_2$ S发射。发射来自一个从0.67（109 au）到1.69（275 au）的环。在简单的假设下，我们推导出（3.1 $\pm$ 0.8）$\times$ 10 $\rm ^{-10}$相对于H核的丰度，我们与鹦鹉螺模型进行比较，以加深我们对原行星盘中硫化学的理解。化学模型表明，H $-2$ S在固相和气相中都是重要的硫载体。我们还发现了一个重要的转变，在12金的高度，硫预算从冰物种占主导地位的气体物种占主导地位。详细研究星际介质中不同阶段的硫化物质是解决这个问题的关键。

冰河时代：Cha-MMS1的化学动力学模拟，以预测用JWST检测的新固相物质

Ice Age : Chemo-dynamical modeling of Cha-MMS1 to predict new solid-phase species for detection with JWST

化学模型和实验表明，星际尘埃颗粒及其冰幔在复杂有机分子（COMs）的产生中起着重要作用。迄今为止，ISM中确定检测到的最复杂的固相分子是甲醇，但詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）可能能够识别更大的有机物质。在这项研究中，我们使用一个耦合的化学动力学模型来预测新的候选物种JWST探测到年轻的恒星形成核心Cha-MMS 1，结合气体颗粒化学动力学代码MAGICKAL与1-D辐射流体动力学模拟使用雅典娜++。利用该模型计算出的主要冰组分相对于水的相对丰度与典型观测值吻合较好，为进一步研究冰的化学性质提供了坚实的基础。六种含氧化合物（乙醇、二甲醚、乙醛、甲酸甲酯、甲氧基甲醇和乙酸）以及甲酸的丰度高达或超过水冰的0.01%。基于模拟的冰的组成，合成的红外光谱诊断的新冰种的可探测性。与主要冰成分相比，COM对红外吸收带的贡献较小，并且JWST NIRCAM/宽场无狭缝光谱（2.4-5.0微米）可能不太可能识别出朝向Cha-MMS 1核心中心的COM冰。然而，MIRI观测（5-28微米）对COM丰富的环境，固相COM丰度超过1%的水冰柱密度可能会揭示COM的独特的冰功能。

Nautilus多颗粒模型：在确定ISM中化学丰度时cosmic-ray诱导解吸的重要性

Nautilus multi-grain model: Importance of cosmic-ray-induced desorption in determining the chemical abundances in the ISM

星际介质（ISM）中的物种丰度强烈依赖于尘埃颗粒表面发生的化学反应。为了描述化学反应的复杂性，人们建立了各种数值模型。在大多数这些模型中，晶粒被描述为0.1 $μ$ m的单一尺寸。我们研究的影响，通过考虑几个粒径的鹦鹉螺多颗粒模型中观察到的冷芯中的许多物种的丰度。我们使用半径在$0.005μ$ m至$0.25μ$ m范围内的晶粒尺寸。我们在这个范围内的许多箱子里取样。我们使用以前发表的，MRN和WD粒度分布计算在每个bin中的颗粒的数量密度。其他参数，如晶粒表面温度或宇宙射线诱导的解吸率也随晶粒尺寸而变化。我们目前的各种分子在气相中的丰度，也在模拟过程中的不同时间间隔的灰尘表面。我们提出了一个使用单颗粒和多颗粒模型所获得的结果的比较研究。我们还比较了我们的结果与观测到的丰度在TMC-1和L134 N云。我们表明，晶粒尺寸，晶粒尺寸依赖的表面温度和宇宙射线碰撞引起的峰值表面温度，起着关键作用，在确定冰和气相丰度的各种分子。我们还表明，MRN和WD模型之间的差异是至关重要的，更好地拟合观测到的丰度在不同地区的ISM。我们表明，小晶粒起着非常重要的作用，在气相中的富集与主要形成在晶粒表面上的物种，作为非热解吸引起的宇宙射线粒子的碰撞是非常有效的小晶粒。