Herschel observations of interstellar chloronium. II - Detections toward G29.96-0.02, W49N, W51, and W3(OH), and determinations of the ortho-to-para and $^{35}$Cl/$^{37}$Cl isotopic ratios
我们报告额外的检测氯分子离子，H $_2$ Cl $^+$，对四个明亮的亚毫米连续光源：G29.96，W 49 N，W51，和W3（OH）。利用Herschel空间天文台的HIFI仪器，我们观测到ortho-H $_2^{35}$ Cl $^+$在781.627 GHz处的$2_{12}-1_{01}$跃迁。大部分检测到的吸收出现在弥漫的前景云，是无关的背景连续源，其中我们的最佳估计的$N({\rm H_2Cl^+})/N({\rm H})$比位于$(0.9 - 4.8) \times 10^{-9}$的范围内。这些氯元素相对于氢原子的丰度可以超过目前天体化学模型的预测高达5倍。对W_（49）N，我们还探测到邻位-H $_2^{37}$ Cl $^+$在780.053 GHz的$2_{12}-1_{01}$跃迁和对位-H $_2^{35}$ Cl $^+$在485.418 GHz的$1_{11}-0_{00}$跃迁。这些观测结果表明，$\rm H_2^{35}Cl^+/H_2^{37}Cl^+$柱密度比与太阳系$^{35}$ Cl/ $^{37}$ Cl同位素比为3.1一致，而氯的邻对位比与自旋统计权重比3一致。
2015-05-04 astro-ph.GA
Interstellar medium in the M 43 nebula
我们给出了M43星云中HD 37061方向的星际吸收线列表。一些吸收线来自于星际云中不常见的原子激发能级。Fe II的激发能级由荧光填充。我们发现了大量的H2分子吸收线产生的振动激发能级。邻位/对位H2比等于2.7。振动能级1 - 5的H2转动温度超过2000 K。
2010-04-20 astro-ph.GA
The ortho-to-para ratio of interstellar NH$_2$: Quasi-classical trajectory calculations and new simulations
基于最近的$Herschel$结果，NH $_2$的邻对比（OPR）已经在以下高质量恒星形成区域测量：W31 C（G10.6-0.4），W 49 N（G43.2-0.1），W51（G49.5-0.4）和G34.3+0.1。与H $_{2}$的情况不同，热平衡时的OPR范围从高温时的统计极限3到温度趋于零时的无穷大。根据沿视线观察到的位置，发现OPR位于略低于高温极限3（在$2.2-2.9$范围内）或高于该极限（$\sim3.5$、$\gtrsim 4.2$和$\gtrsim 5.0$）。在低温星际气体中，H $_{2}$是对位富集的，我们的具有核自旋化学的几乎纯气相天体化学模型可以解释观测到的非常低的NH $_2$ -OPR值。我们已经尝试性地解释了OPR值大于3，假设NH $_2$的自旋热化至少部分可以通过H原子与原子氢的交换碰撞来进行，从而随着温度的降低而增加OPR。在本文中，我们提出了准经典的轨迹计算的H-交换反应NH $_2$ + H，这表明反应进行无障碍，确认H-交换将是有效的温度范围内的利益。随着这个过程的列入，我们的模型表明，OPR值低于3出现在温度$\gtrsim20-25$ ~K的区域，取决于时间，和值高于3，但低于热极限出现在更低的温度。
2016-09-08 astro-ph.GA
The ortho-to-para ratio of water in interstellar clouds
利用格勒诺布尔大学阿尔卑斯天体化学网络（UGAN）研究星际水的核自旋化学。这个网络包括涉及碳、氮、氧和硫的不同核自旋态的反应，以及它们的氘代形式。核自旋选择规则在涉及多达7个质子的反应的加扰假设中实现。计算了星前核引力坍缩早期和暗分子云稳态条件下气相水和水离子（H $_2$ O $^+$和H $_3$ O $^+$）的丰度和邻对比（OPR）。该模型结合了冻结的分子对粮食，简单的粮食表面化学和宇宙射线诱导和直接解吸的冰。预测的OPR值与热力学值和统计值都有很大的偏差，并且在低于$\sim $ 30 K时与温度无关。H $_2$ O的OPR值在1.5和2.6之间，这取决于H $_2$的自旋状态，与半透明云中消光系数相对较高的值吻合得很好。在星前核坍缩计算中，H $_2$ O的OPR在严重亏损区（$n_{\rm H}> 10^7$ ~cm $^{-3}$）达到统计值3。我们的结论是，低水OPR（$\lesssim 2.5$）是一致的气相离子中性化学，并反映了与OPR（H $_2)\lesssim 1$的气体。最后讨论了在原行星盘和彗星中的OPR测量。
2022-01-06 astro-ph.GA
Discovery of interstellar 3-cyano propargyl radical, CH2CCCN
我们报告的第一次检测到在星际空间的3-氰基炔丙基自由基（CH 2 C3 N）。该物种是在黑暗的冷云TMC-1中使用Yebes 40米望远镜观测到的。在31.0-50.4 GHz范围内观察到邻位和对位CH 2C 3 N物种的共7个旋转跃迁。我们得到的总柱密度为（1.6 +/- 0.4）e11 cm-2，邻位/对位比为2.4 +/- 1.2，这意味着丰度比CH 2C 3 N/CH 3C 3 N约为0.1，与较小的类似物形成鲜明对比，在这种情况下CH 2CN/CH 3CN = 3。这表明氰化物CH 2C 3 N和CH 3C 3 N的化学行为与较小的类似物CH 2CN和CH 3CN的化学行为不同。根据我们的化学模型计算，自由基CH 2C 3 N主要通过中性-中性反应C + CH 2CHCN，C2 + CH 3CN和CN + CH 2CCH以及CH 3C 3 NH+离子与电子的解离复合形成。中性-中性反应N + C4 H3也可能导致CH 2C 3 N，尽管其作用高度不确定。CH 2C 3 N可能在合成大的含氮有机分子，如苄腈（c-C6 H5 CN）或氮杂环化合物中发挥作用。
2021-10-07 astro-ph.GA
CF$^+$ excitation in the interstellar medium
在星际云中探测到CF $^+$可能使天文学家能够推断出紫外线照射的分子气体中元素氟的丰度和电离分数。由于在星际介质（ISM）中很难满足局部热力学平衡（LTE）条件，因此要精确测定CF $^+$丰度，需要通过辐射和碰撞过程模拟其非LTE激发。在这里，我们报告的速率系数的量子计算的旋转激发CF $^+$在碰撞与对位和邻-H2（温度高达150 K）。作为一个应用程序，我们提出了非LTE激发模型，揭示人口反转的物理条件下典型的ISM光解区（PDR）。我们成功地应用这些模型，以适应CF $^+$发射线以前观察到的猎户座酒吧和马头PDR。这些新的速率系数实现的辐射转移模型允许使用CF $^+$作为一个强大的探针，研究暴露于强恒星辐射场的分子云。
2020-12-03 astro-ph.GA
Herschel observations of interstellar chloronium
使用赫歇尔空间天文台的远红外外差仪器（HIFI），我们已经观察到对氯离子（H2 Cl+）朝向银河系中的六个源。我们在前景分子云中探测到了星际氯离子吸收，这些分子云沿着明亮的亚毫米波连续源Sgr A（+50 km/s云）和W31 C的视线。通过分别在485.42和484.23 GHz的静止频率下观察它们的1（11）-0（00）跃迁，检测到对-H2 - 35 Cl+和对-H2 - 37 Cl+同位素体。对于假定的邻对位比为3，观察到的光学深度意味着氯占气相中氯核的~ 4 - 12%。我们检测到星际氯离子发射从两个来源在猎户座分子云1：猎户座酒吧光解离区和猎户座南凝聚。假设氯离子的邻对比为3，观测到的发射线通量意味着这两个源中氯离子的总束平均柱密度分别为~ 2.0E+13 cm-2和~ 1.2E+13 cm-2。我们获得了猎户座分子云中H2峰1和大质量年轻恒星AFGL 2591的para-H2- 35 Cl+线强度的上限。在这项研究中推断的氯丰度通常比含氯星际分子化学的稳态理论模型预测的至少大10倍。对这种差异的几种解释进行了研究，但没有一种被证明是令人满意的，因此观察到的大量氯元素仍然令人困惑。
2012-01-13 astro-ph.GA
Nitrogen hydrides in interstellar gas: Herschel/HIFI observations towards G10.6-0.4 (W31C)
Herschel空间天文台上的HIFI仪器已被用于沿朝向G10.6-0.4的视线观测星际氮同位素，以提高我们对氮的星际化学的理解。我们报告了NH N=1-0，J=2-1和邻位NH 2 1_1，1 - 0_0，0中吸收的观测结果。我们还观察到邻位NH_31_0 -0_0和2_0-1_0，对位NH_32_1 -1_1，但未能成功地寻找NH+。所有的探测结果都显示出与热核源本身直接相关的发射和吸收，以及前景物质在很宽的速度范围内的吸收。所有的光谱显示出相似的，不饱和的，吸收功能，我们归因于扩散分子气体。在11-54公里/秒的速度范围内的总柱密度的估计。相似的剖面表明，相对于氢，氢的丰度相当均匀，NH、NH 2和NH3的丰度分别约为6*10^-9、3* 10^-9和3*10^-9。这些丰富的讨论与参考模型的气相和表面化学。
2010-07-15 astro-ph.GA
Interstellar chemistry of nitrogen hydrides in dark clouds
目前工作的目的是对氮的星际化学进行全面分析，重点是最小的多原子物种，特别是氮的气相形成。我们提出了一个新的化学网络中的关键反应的动力学速率已更新的基础上最近的实验和理论研究，包括核自旋分支比。因此，我们的网络将氮的不同自旋对称性与氢分子的邻位和对位形式自洽地处理在一起。这个新的网络被用来模拟暗云条件下化学丰度的时间演化。稳态结果进行了分析，特别强调的碳，氧，硫的总量的影响。我们的计算还比较了Herschel/HIFI观测NH，NH $_2$，NH $_3$检测到对外部信封的原恒星IRAS 16293-2422。所观察到的丰度和丰度比再现的C/O气相元素丰度比为$\sim0.8$，只要硫丰度是由大于2的因子耗尽。在这些模型中H $_2$的邻位与对位比为$\sim10^{-3}$。我们的模型还分别提供了对$\sim2.3$和$\sim0.7$的NH $_2$和NH $_3$的邻-对位比的预测。我们的结论是，在暗云条件下的氮的丰度是一致的气相合成与我们的新的化学网络预测。
2013-12-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Herschel/HIFI observations of interstellar OH+ and H2O+ towards W49N: a probe of diffuse clouds with a small molecular fraction
我们报告的吸收检测星际羟基阳离子和水的阳离子，沿视线明亮的连续光源W 49 N。我们用Herschel的HIFI仪器，在双光束开关模式下，观测了972 GHz的OH ~+的N = 1 - 0跃迁和1115 GHz的ortho-H_2 O ~+的1（11）- 0（00）跃迁。由此产生的光谱显示邻-H2O+的吸收，和强烈的吸收OH+，在前景材料在0至70公里/秒的范围内的速度相对于当地标准的休息。推断的OH+/H2O+丰度比范围从~ 3到~ 15，这意味着观测到的OH+出现在小分子云中，在2 - 8%的范围内。OH+和H2O+在多普勒速度空间中的分布证实了这一结论，这与通过21 cm吸收测量观察到的原子氢的分布相似，而与其他分子示踪剂的典型分布不同。观测到的OH+/H丰度比只有几个E-8，这表明氢原子的宇宙射线电离率为（0.6 - 2.4）E-16 s-1，与之前通过观测星际H3+和其他物质推断出的银河系盘中弥漫云的估计值吻合得很好。
2010-07-06 astro-ph.GA
An accurate set of H$_3$O$^+ -$ H$_2$ collisional rate coefficients for non-LTE modelling of warm interstellar clouds
氢离子（H $_3$ O $^+$）于1986年首次在星际分子云中被发现。据报道，许多银河系弥漫和致密区域以及河外来源都存在这种情况。H $_3$ O $^+$在星际氧和水化学中起着重要作用。然而，尽管有大量的H $_3$ O $^+$观测，其碰撞激发只进行了部分研究。本文研究了$ortho$ -和$para$ -H $_3$ O $^+$在与$ortho$ -和$para$ -H $_2$碰撞中的态-态转动去激发。的横截面内的紧密耦合的形式主义，使用一个高度精确的势能面为这个系统开发的计算。计算速率系数直至达到$300$ K动力学温度。对于$para$ -H $_3$ O $^+$，研究了最低21个旋转反转态之间的跃迁，对于$ortho$ -H $_3$ O $^+$，研究了最低11个态之间的跃迁，即考虑了旋转能量低于430 K（$\sim 300$ cm $^{-1}$）的所有能级（直到$j\leq5$）。为了估计新的速率系数对H $_3$ O $^+$天体物理模型的影响，还进行了辐射传输计算。我们已经研究了新的碰撞数据如何影响线强度与旧的数据以前用于解释的意见。通过分析所有检测到的过渡，我们发现，我们的新的，准确的速率系数有显着的影响（通常在2倍）辐射温度，允许更准确的估计柱密度和相对丰度的水合氢，特别是在温暖的分子云，铺平了道路，更好地解释星际水和氧化学。
2022-11-04 astro-ph.GA astro-ph.IM physics.atm-clus
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
The chemistry of interstellar molecules containing the halogen elements
虽然它们只是星际介质的次要成分，但含卤素分子因其独特的热化学性质而受到特别关注。在这里，我们提出了一个理论研究的化学星际分子含有卤素元素氯和氟。我们模拟了扩散和密集的分子云，利用更新的估计率的几个关键的化学过程。我们目前的预测已被检测到的三个卤素分子的丰度在星际介质：HF，CF+和HCl。在我们以前的研究含氟星际分子，我们预测HF是主要的气相水库氟内扩散和密集的分子云，我们预计赫歇尔空间天文台检测到广泛的吸收HF J=1-0过渡。我们更新后的模型现在高估了CF+丰度，相对于猎户座酒吧的观测结果，这一差异已经扩大，因为我们现在采用的CF+解离重组率的实验室测量值小于我们以前采用的估计值。这种不一致表明，C+与HF的反应比我们模型中假设的捕获速率进行得更慢;实验室测量这种反应速率将是非常可取的。我们的模型预测扩散云盐酸丰度是类似于先前预测和检测到暂定对zeta Oph。另外两个物种是潜在的可检测的光解区域：H2 Cl+和HCl+分子离子。Ortho-H2 Cl+在地面可观察到的毫米光谱区域中具有最低跃迁，而HCl+的最低转动跃迁可以用赫歇尔的HIFI仪器观察到。
2009-10-10 astro-ph.GA
SOFIA/EXES observations of warm H$_2$ at high spectral resolution: witnessing para-to-ortho conversion behind a molecular shock wave in HH7
用SOFIA上的EXES仪器对H $_2$的三条纯旋转线进行了朝向经典弓形激波HH 7的光谱分辨观测，揭示了在旋转阶梯上正H $_2$的S（5）线和位于其正上方和正下方的两条para-H $_2$线[S（4）和S（6）]之间的系统速度位移。这些变化，在这里报告的第一次，意味着我们正在目睹的转换para-H $_2$ ortho-H $_2$内的冲击波驱动的外流从一个年轻的恒星对象。的意见是在良好的协议与非解离，C型分子冲击模型的预测。它们清楚地证明了星际激波所造成的化学变化，在这种情况下，在与氢原子的反应性碰撞中，para-H $_2$转化为ortho-H $_2$，并为流速连续变化的C型激波提供了迄今为止最令人信服的证据。
2019-05-24 astro-ph.GA
CII in the Interstellar Medium: Excitation by H2 Revisited
C $^+$是星际介质许多区域的关键成分，因为它可以是碳的主要储存库，并且在广泛的条件下，是主要的气体冷却剂。它的158 $μ$ m精细结构线的辐射被用来追踪银河系中光子主导区域的结构，并且经常被用来测量外部星系中的恒星形成率。在大多数情况下，从单一的[CII]线的发射是成比例的碰撞激发速率系数。在这里，我们使用改进的[CII]与H $_2$碰撞的退激发率计算星际C $^+$精细结构发射，其临界密度，其冷却速率更准确的表达式。在新的量子计算碰撞率是$\sim$ 25%以上，比以前提供的，并缩小原子和分子氢激发率之间的差异。这导致[CII]激发是准独立的分子分数，因此只依赖于总的氢粒子密度。在20 K和400 K之间的温度下，假定LTE H $_2$邻位对对位的冷却速率的方便表达式是$Λ({\rm LTE~OPR}) = \left(11.5 + 4.0\,e^{-100\,\mathrm K/T^{\rm kin}}\right)\;e^{-91.25\,\mathrm K/T^{\rm kin}}\,n ({\rm C}^{+})\,n({\rm H}_2)\times 10^{-24}\;{\rm ergs}~{\rm cm}^{-3}~{\rm s}^{-1}$。目前的工作应允许更准确和方便的分析[ \CII ]线发射和它的冷却。
2013-12-01 astro-ph.GA
On the Ortho:Para Ratio of H3+ in Diffuse Molecular Clouds
由H_2的J = 0（对位）和J = 1（邻位）转动能级的相对强度导出的激发温度T_01被认为是星际环境中动力学温度的精确量度。在弥散分子云中，T01的平均值约为70 K.然而，在相同类型的环境中，由H3+的（J，K）=（1，1）（对位）和（1，0）（邻位）转动能级导出的激发温度T（H3+）被观察到约为30 K。在这项工作中，我们提出的观察H3+在三个额外的弥漫云视线的H2测量是可用的，表明在4的5例T_01和T（H3+）是不一致的。然后，我们研究的热化机制的邻：对位比的H3+和H2，得出的结论是，T_01确实是一个准确的测量云动力学温度，而邻：对位比的H3+不需要热。通过构建一个稳态的化学模型，考虑到核spindependence的反应涉及H3+，我们表明，邻：对位比的H3+在扩散的分子云可能是由解离重组与电子和热化之间的竞争通过与H2的反应碰撞。
2011-01-24 astro-ph.GA
Herschel/HIFI discovery of interstellar chloronium (H$_2$Cl$^+$)
我们报告了使用\emph{Herschel}空间天文台上的HIFI仪器在星际介质中首次检测到氯离子H $_2$ Cl $^+$。在对NGC~ 6334 I的吸收中检测到邻位-H $_2^{35}$ Cl $^+$和邻位-H $_2^{37}$ Cl $^+$的$2_{12}-1_{01}$谱线，并且在对NGC~ 6334 I和Sgr~B2（S）的吸收中检测到对位-H $_2^{35}$ Cl $^+$的$1_{11}-0_{00}$跃迁。将H $_2$ Cl $^+$柱密度与化学相关物质HCl的柱密度进行比较。导出的HCl/H $_2$ Cl $^+$柱密度比，$\sim$ 1- 10，在扩散和密集光子主导区（PDR）模型预测的范围内。然而，超过$10^{13}$ ~cm $^{-2}$的观测到的H $_2$ C1 $^+$柱密度显著高于模型预测。我们的观测结果表明，HIFI在探测新的星际分子和为天体化学模型提供关键约束方面具有出色的光谱能力。
2010-07-08 astro-ph.GA
Fitting procedure for estimating interstellar extinction at high galactic latitudes
利用Gaia EDR3天体测量和RAVE巡天的测光分光数据，确定了选定的高纬度地区的星际消光。我们用余割定律在每个区域近似计算结果，从而导出不同视线的气压公式参数。在整个天空的参数的分布描述使用球谐函数。结果得到了不同视线和距离太阳时星际消光的数学描述，可用于星际消光的估算。
2021-10-28 astro-ph.GA
Ammonia in the interstellar medium of a starbursting disc at z=2.6
我们报告了在一个引力透镜的、本征超亮的、恒星爆发星系中探测到氨的基态旋转发射，即邻-NH $_3$ $(J_K=1_0\rightarrow0_0)$，它位于$z=2.6$。积分线轮廓与其他分子和原子的发射线是一致的，这些发射线已经解决了由5 kpc直径的旋转盘建模的运动学。这意味着负责NH $_3$排放的气体广泛地追踪全球分子储层，但可能分布在高密度（$n\gtrsim5\times10^4$ cm $^{-3}$）的口袋中。光度为$2.8\times10^{6}$ $L_\odot$的NH $_3$辐射代表了星系总红外光度的$2.5\times10^{-7}$，与猎户座Kleinmann-Low星云中观测到的比率相当，并且与银河系中大质量恒星形成的地点一致。如果$L_{\rm NH_3}/L_{\rm IR}$是恒星形成的“模式”的代表，这暗示着早期宇宙中极端恒星爆发中恒星形成的性质与银河系恒星形成区的性质相似，大部分冷的星际介质处于这种状态，可能是由气体主导的盘中剧烈的盘不稳定性风暴驱动的。这支持了“充满猎户座”的恒星形成图片，在最极端的星系中看到接近恒星质量组装的高峰时期。
2022-09-19 astro-ph.GA
Water ice deuteration: a tracer of the chemical history of protostars
上下文毫米波观测测量了低质量原恒星周围几个物种的高度分子氘化。2009年发射的赫歇尔太空望远镜现在正在提供水的氘分馏的新措施，水是星际冰的主要成分。目标。我们的目标是从理论上研究水的形成和氘化，这被认为是形成在星际颗粒表面的分子云。方法.我们使用了气体颗粒天体化学模型GRAINOBLE，该模型考虑了星际冰的多层形成。我们改变了几个输入参数，以研究它们对水氘代的影响。我们包括邻位和对位状态的关键物种，包括H2，这会影响所有分子的氘分馏的治疗。该模型还包括有关的实验室和理论工作的水的形成和氘化粮食表面。特别是，我们使用Eckart模型计算了表面反应的传输概率，我们认为冰光解后分子动力学模拟。结果使用多层方法使我们能够研究各种参数对水的丰度和氘代的影响。水的氘化被发现是非常敏感的邻-对位比的H2和总密度，但它也取决于气体/颗粒的温度和云的视觉消光。由于氘化对物理条件非常敏感，与对低质量原恒星IRAS 16293的亚毫米观测的比较使我们能够建议水冰与有限密度的分子云中的CO2一起形成，而甲醛和甲醇主要是在后期形成的，在那里冷凝变得更密集和更冷。
2012-12-13 astro-ph.GA
On the formation of density filaments in the turbulent interstellar medium
这项研究的动机是最近的观察无处不在的星际密度丝和可压缩磁流体动力学（MHD）湍流的现代理论的指导。星际湍流塑造了观测到的密度结构。作为可压缩MHD湍流的基本动力学，密度涨落的垂直湍流混合需要与局部磁场对齐的细长密度结构，解释了在扩散原子和分子气体中看到的低密度平行细丝。低密度平行纤维的伸长取决于湍流的各向异性。当考虑部分电离时，我们发现冷中性介质和分子云中平行细丝的最小宽度由垂直于磁场的中性离子退耦尺度决定。在高超声速MHD分子云中的湍流中，既存在由各向异性湍流混合引起的低密度平行细丝，又存在由激波压缩引起的高密度细丝。
2019-05-15 astro-ph.GA
Detection of 15NH2D in dense cores: A new tool for measuring the 14N/15N ratio in the cold ISM
氨是冷致密岩心最好的示踪剂之一。它也是星际冰的一种次要成分，因此，它是原太阳星云中重要的氮储存库之一，与气相氮一起，以N2和N的形式存在。对太阳系中各种氮源和氮库的一个重要诊断是14 N/15 N同位素比值。虽然太阳系存在良好的数据，但在星际介质中的相应测量很少，质量也很低。在成功探测到氨的单氘、双氘和三氘同位素体之后，我们在致密核中寻找了15 NH 2D，作为研究致密分子气体中14 N/15 N比的新工具。在IRAM-30 m望远镜上，我们获得了86.4 GHz的15 NH_2D（1（1，1）-1（0，1））邻位谱线的深积分，同时获得了85.9 GHz的NH_2D邻位谱线。在Barnard-1b、NGC 1333-DCO+和L1689 N中检测到o-15 NH 2D，而我们获得了LDN 1544和NGC 1333-IRAS 4A的上限，以及对L134 N（S）的初步检测。NH 2D中的14 N/15 N丰度比介于350和850之间，类似于原始太阳的值~ 424，并且可能高于陆地的270。
2009-03-18 astro-ph.GA
Diffuse interstellar band at 8620 Å in RAVE: A new method for detecting the diffuse interstellar band in spectra of cool stars
在热恒星的光谱中通常可以观察到弥漫的星际谱带，星际谱线很少与恒星谱线混合。对热星的需求是我们可以观察到的视线数量和银河系中视线分布的一个强烈限制，因为热星是罕见的，并且集中在银河系平面上。我们正在介绍一种新的方法，在大型光谱调查中，可以在冷恒星的光谱中观察到星际线。该方法是完全自动化的，不需要恒星参数的先验知识。如果已知，恒星参数只是减少了计算时间，并不涉及星际光谱的提取。提取星际线的主要步骤是构造恒星光谱，在我们的方法中，这是通过寻找其他观测到的光谱来完成的，这些光谱缺乏星际特征，并且在其他方面与所讨论的光谱非常相似。然后将这些光谱组合成一个单一的恒星光谱模板，该模板与观测光谱中的恒星成分相匹配。我们证明了这种新方法的性能在RAVE调查中观察到的482，430个光谱的样本上。然而，为了获得足够高的S/N比以测量DIB的轮廓，必须组合许多光谱（平均48个），因此限制了关于ISM的空间信息。在RAVE光谱范围内只有一条强星际谱线，即8620 ° C的弥漫星际谱带。我们比较其等效宽度与灭绝地图和贝叶斯红化，计算个别恒星，并提供了一个线性关系的等效宽度和红化。分别从介绍的方法，我们计算的热恒星的光谱中的弥漫星际带的等效宽度与已知的消光和比较所有三个线性关系彼此之间的关系，从文献中。
2013-09-17 astro-ph.GA
The chemistry of interstellar argonium and other probes of the molecular fraction in diffuse clouds
我们提出了一个一般的参数研究，其中的星际氩（ArH $^+$）的丰度预测使用扩散星际气体云的物理和化学模型。结果已获得作为一个功能的紫外辐射场，宇宙射线电离率，和云消光。没有一组云参数提供一个可接受的适合典型的ArH $^+$，OH $^+$和$\rm H_2O^+$丰度在银河系内的弥漫云观察。相反，观测到的丰度表明，ArH $^+$主要存在于一个单独的种群的小的云总的视觉消光最多0.02兆克每云，其中的列平均分子分数是在范围$10^{-5} - 10^{-2}$，而OH $^+$和$\rm H_2O^+$主要存在于稍大的云与列平均分子分数$\sim 0.2$。这一分析证实了我们先前的建议，即氩分子离子是几乎纯原子气体的独特示踪剂。
2016-07-01 astro-ph.GA
Nitrogen hydrides in interstellar gas II. Analysis of Herschel/HIFI observations towards W49N and G10.6-0.4 (W31C)
我们使用Herschel-HIFI仪器沿视线向W 49 N和G10.6-0.4观测了星际氮的扩散，以阐明扩散气体中含氮物质的产生途径。所有的探测结果都显示了前景物质在很宽的速度范围内的吸收，以及与热核源本身直接相关的吸收。与先前发表的对G10.6-0.4的观测结果一样，对W 49 N的NH、NH 2和NH3光谱显示出惊人相似的非饱和吸收特征。我们将前景物质对W 49 N的吸收分解为不同的速度分量，以研究速度分量之间的相对丰度是否变化，此外，我们以相同的方式重新分析了对G10.6-0.4的吸收线。丰度，相对于分子氢，在每个速度分量估计使用CH。分析指出，共存的扩散或半透明的星际气体与高分子分数的氮bridges。对这两个来源，我们发现，NH总是至少丰富的o-NH 2和o-NH3，在鲜明的对比，以前的结果为乌云。我们发现相对恒定的N（NH）/N（o-NH3）和N（o-NH 2）/N（o-NH3）比值，W 49 N的平均值分别为3.2和1.9，G10.6-0.4的平均值分别为5.4和2.2。两种来源的o-NH3平均丰度约为2x 10 ^-9。氮的丰度也显示出与CN和HNC对两种来源的线性相关性，与CH的相关性较弱。NH+丰度的上限表明柱密度< 2 - 14%的N（NH）。在两种来源中发现氨邻位与对位比率的值令人惊讶地低，约0.5 - 0.7 +-0.1。这一结果无法用当前的模型来解释，因…
2012-08-21 astro-ph.GA
Formation of star-forming clouds from the magnetised, diffuse interstellar medium
分子云是星系中恒星的诞生地，由星际介质（ISM）中弥漫的原子气体动态形成。ISM还被对其动态特性有很大影响的磁场穿过。特别是，恒星形成区必须是磁超临界的，以便容纳可能在自身重量下坍缩的气体团。基于三维磁流体力学（MHD）模拟的参数研究，我们表明，长期存在的问题，如何产生这样的超临界区仍然是一个悬而未决的问题。
2015-09-11 astro-ph.GA
H$_2$ formation on interstellar dust grains: the viewpoints of theory, experiments, models and observations
氢分子是宇宙中最丰富的分子。它是第一个在稀薄环境中形成并存活下来的光解离分子。它的形成涉及星际颗粒表面的催化反应。在过去的20年里，在新的天体物理观测和模拟进展的同时，对形成过程的微观物理进行了深入的研究。从未来卫星JWST可能带来的革命的角度出发，本文介绍了我们对各种星际环境中H $_2$形成的认识。
2017-11-28 astro-ph.GA
The Interstellar Medium in I Zw 18 seen with JWST/MIRI: II. Warm Molecular Hydrogen and Warm Dust
本研究利用JWST/MIRI观测近邻低金属丰度矮星系I Zw 18，首次在星际气体中测得显著大于3的正氢/仲氢比，探明了温H₂的物理参数与暖尘埃特征，未探测到多环芳烃发射。
2025-10-01 astro-ph.GA
Large Interstellar Polarisation Survey II. UV/optical study of cloud-to-cloud variations of dust in the diffuse ISM
众所周知，弥漫性星际介质的尘埃性质在大尺度上表现出对不同视线的变化。我们研究了小尺度和云与云之间沙尘特征的变化。我们使用低分辨率光谱偏振数据的背景下获得的大型星际偏振调查（LIPS）对59视线在南半球，我们适合这些数据使用的尘埃模型组成的硅酸盐和碳颗粒的大小从分子到亚微米域。大（> 6 nm）的长球形硅酸盐解释了观察到的偏振。对于32条视线，我们用UVES存档的高分辨率光谱补充了我们的数据集，这使我们能够建立单个云或多个云对单个视线的存在。我们发现这35条视线中的大多数与两个或更多的云相交，而其中8条视线由一个单一的吸收云主导。我们确认了几个消光和参数的Serkowski定律与尘埃参数之间的相关性，但我们也发现以前未检测到这些参数之间的相关性，这些参数仅在单云视线有效。我们发现，星际偏振从多云小于从单云视线，表明存在第二个或更多的云去极化传入的辐射。我们发现云与云之间的尘埃特征变化很大。然而，当我们在单云或多云视线中平均足够大数量的云时，我们总是得到相似的平均尘埃参数。典型的单云沙尘丰度为[C]/[H] = 92 ppm和[Si]/[H] = 20 ppm。
2017-11-23 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
Properties of Diffuse Interstellar Bands at Different Physical Conditions of the ISM
弥散星际带（DIB）可以跟踪不同条件的ISM沿视线对被观测的恒星。在光学波长上进行了一次小规模的调查，产生了高分辨率和高信噪比的光谱。我们目前的测量19 DIBs的属性在50视线对热恒星，分布在各种银河系坐标和星际红化。等效宽度通过拟合非对称高斯和可变连续体的DIBs。从8条原子和分子星际谱线计算了ISM的条件。通过仔细比较DIB和变红之间的相关系数以及在紫外线屏蔽（$ζ$）和非屏蔽（$σ$）视线中的不同行为，确定了两种截然不同的DIB类型。在5780 ° C和~5797 ° C的DIB的比率被证明是足够可靠的，以区分两种不同的视线类型。基于$σ$和$ζ$视线的DIB等效宽度与红化之间的线性关系，我们将DIB分为{\sc i}型（其中两种线性关系相似）和{\sc ii}型（其中它们显著不同）。与$σ$视线的关系相比，$ζ$类型视线的线性关系始终显示更高的斜率和更大的x截距参数。分离后线性关系周围的离散度有所减小，但并没有完全消失。这意味着紫外线屏蔽是DIB等效宽度的主导因素，对于$ζ$视线，变红关系形状，但在$σ$视线中，其他物理参数起主要作用。没有观察到类似的依赖于气体密度，电子密度或湍流。所有观测到的星际线的目录被公开。
2013-06-24 astro-ph.GA
Bottlenecks to interstellar sulfur chemistry: Sulfur-bearing hydrides in UV-illuminated gas and grains
氢化物分子是星际化学的基础，但硫化氢化物的合成却知之甚少。受Orion Bar PDR -1“分辨率ALMA SH+图像的新观测; IRAM 30 m H2S，H2 S34和H2 S33的探测; H3 S+（上限）;以及SH -的SOFIA观测的启发，我们对含硫硫化物的化学进行了系统的研究。我们使用耦合激发，辐射转移以及化学形成和破坏模型来确定它们的柱密度。我们修改了一些关键的气相反应，导致其化学合成。这包括从头计算的振动态相关的反应SH+ + H2 <->H2S+ + H和S + H2 <->SH + H。我们发现，紫外泵浦的H2（v>1）与S+的反应解释了在高热压气体组分（P_th~10^8 cm^-3 K）中SH+的存在，该气体组分靠近H2解离前沿。然而，随后SH+、H2S+和S与振动激发的H2发生的夺氢反应，最终无法解释观测到的H2S柱密度（约为2.5x10^14 cm^-2，邻位与对位之比为2.9+/-0.3）。为了克服这些瓶颈，我们建立了PDR模型，其中包括一个简单的网络，导致固体H2S（S-H2S）的形成的粮食表面反应。最近的研究表明，S和SH的吸附结合能较高，这意味着S原子吸附在颗粒上（并形成s-H2S）在较温暖的尘埃温度和更接近紫外线照射的分子云的边缘。光脱附和化学脱附（在较小程度上）产生大致相同的H2S柱密度（几个10 ^14 cm-^2）和丰度峰（几个1…
2021-02-11 astro-ph.GA
Efficient Surface Formation Route of Interstellar Hydroxylamine through NO Hydrogenation II: the multilayer regime in interstellar relevant ices
羟胺（NH 2 OH）是太空复杂益生元物种的潜在前体之一。在这里，我们提出了一个详细的实验研究羟胺形成通过一氧化氮（NO）表面氢化天文相关条件。这项工作的目的是调查羟胺的形成效率在极性（富含水）和非极性（富含一氧化碳）星际冰类似物。研究了一个由最终产物（N2 O、NH 2 OH）和中间产物（HNO、NH 2 O等）组成的复杂反应网络。产品进行了讨论。主要结论是，羟胺的形成是通过一个快速和无障碍的机制发生，它被发现在一个富水的环境中，在较低的温度下，甚至更丰富地形成。在平行，我们实验验证了非形成羟胺UV光解NO冰在低温下，以及非检测NC-和NCO-键轴承物种UV处理后，NO在富含一氧化碳的冰。我们的结果被实施到一个天体化学反应模型，这表明，NH 2 OH是丰富的在暗分子云条件下的固相。一旦NH 2 OH从冰粒中解吸，它就可以形成更复杂的物质（例如，甘氨酸和β-丙氨酸）。
2017-05-25 astro-ph.GA
Interstellar detection of c-C3D2
我们报告了c-C3 D2的第一次星际探测。用IRAM 30米望远镜在无星核TMC- 1C和L1544中探测到了双氘代亚环丙烯（一种卡宾）。在两个光源中，在3 mm处都观察到了该物种的J（Ka，Kc）= 3（0，3）-2（1，2），3（1，3）-2（0，2）和2（2，1）-1（1，0）跃迁。在3（0，3）-2（1，2）和3（1，3）-2（0，2）线中发现了预期的1：2强度比，分别属于对位和邻位物种。我们还观察到了主要物种c-C3 H2、单氘代c-C3 HD和偏离分子主轴一个13 C的物种c-H13 CC 2 H的谱线。已经观察到c-C3 D2的谱线具有高的信噪比，在TMC-1C中优于7.5 σ，在L1544中优于9 σ。在TMC-1C和L-1544中，双氘代亚环丙烯的丰度分别为（0.4 - 0.8）%和（1.2 - 2.1）%。这个小的烃环的氘分析与全面的气体颗粒模型，第一个包括双氘物种。所观察到的c-C3 D2的丰度可以完全由气相过程来解释，这支持了c-C3 H2是气相氘化的良好指示剂的观点。
2013-05-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular anions in circumstellar envelopes, interstellar clouds and planetary atmospheres: quantum dynamics of formation and evolution
几十年来，天文学家和天体物理学家认为，只有带正电的离子才有价值，可以用来绘制星际介质中可能的化学反应网络，以及模拟大多数天体物理环境中的物理条件。因此，分子负离子在被观测证实（第一个星际阴离子C6 H-的发现）之前一直受到较少的关注，大约30年前，E.赫布斯特在理论上推测了第一个物理上合理的实际检测建议。在天体物理学的背景下，它们的作用应该在它们参与电荷平衡以及所考虑环境的化学演变中找到：事实上，根据其数量和全球气体密度，可能的演变情景可能会对达到稳定状态所需的估计时间产生明显的变化，因此，它们的存在对给定环境的最终化学组成也具有重要影响。最初促使我们开展目前工作的主要原因至少有两个。首先，我们打算证明在不同的天体物理环境中形成分子阴离子的共振的重要性。其次，我们被吸引的可能性，调查的发生无辐射的路径，如分子内的振动重新分配，以解释额外的能量最初携带的碰撞electron. According的耗散，目前的博士代表了一个理论/计算工作，其中涉及（分子）天体物理学，量子碰撞理论和理论化学之间的边界放置的区域。三种分子物种的行为下的低能电子碰撞将被讨论：邻苯乙炔，晕苯和氮化碳。
2012-09-13 astro-ph.GA physics.chem-ph
The Gaia-ESO Survey: Extracting diffuse interstellar bands from cool star spectra, DIB-based interstellar medium line-of-sight structures at the kpc scale
我们研究如何弥漫星际波段（DIBs）测量距离分布的目标恒星可以用来定位密集的星际（IS）云在银河系和探测的视线（LOS）的运动学结构，一个潜在的有用的工具时，气体吸收线饱和或不可用的光谱范围。冷目标恒星的数量足以达到这个目的。我们已经设计出适合冷却恒星光谱和多个IS组件的自动DIB拟合方法。数据拟合的合成恒星光谱，合成大地传输，和经验DIB配置文件的组合。同时，恒星的距离和距离估计自我一致的二维贝叶斯方法，从光谱衍生的恒星参数和光度数据。我们分析了盖亚ESO调查（GES）和以前记录的光谱探测$\sim$ 2和10千秒差距长的LOS在银河系的五个不同地区。根据观察到的光谱间隔，我们提取了以下DIB中的一个或多个：$λλ$ 6283.8、6613.6和8620.4。对于每个字段，我们比较了DIB强度与贝叶斯距离和距离，DIB多普勒速度与HI发射光谱。对于所有的领域，DIB强度和目标消光很好地相关。如果目标在距离上广泛分布，则DIB和消光径向距离剖面中的标记台阶彼此匹配，并且大致对应于螺旋臂的预期位置。对于所有领域，DIB的速度结构同意HI发射光谱和所有检测到的DIB对应于强NaI线。这说明了DIB如何被用来定位银河系星际气体，并在kpc尺度上研究其运动学。
2014-10-03 astro-ph.GA
Central wavelengths and profile shapes of diffuse interstellar bands vs. physical parameters of intervening clouds
本文试图确定是否有中心波长的变化或轮廓形状的弥漫星际带（DIBs），以及这些变化是否是由不同的物理参数的半透明云。为此，我们使用了通过两个不同的单云看到的两颗恒星的光谱：HD34078（AE Aur）\和HD73882，使用两种不同的仪器获得：MIKE摄谱仪，由Las Campanas天文台的6.5米麦哲伦望远镜提供，以及UVES，由Paranal天文台的8米Kueyen望远镜提供。测量了6196、6203、6376、6379和6614 nm的DIB相对于星际原子和分子谱线K {\sc i}和CH的波长位移。在4726、4964、4763和4780 nm处的DIB中似乎不存在上述偏移。此外，所考虑的剖面可能显示（在HD34078中）扩展的红色翼。观察到的现象可能与干预云的物理参数（分子物种的旋转温度）有关，并可能有助于识别DIB载体。
2020-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
A molecular-line study of the interstellar bullet engine IRAS 05506+2414
我们提出了干涉和单碟分子线观测的星际子弹外流源IRAS 05506+2414，其广角子弹喷雾类似于猎户座BN/KL爆炸外流，可能产生于一个完全不同的机制比经典的吸积盘驱动的双极流在年轻的恒星物体。子弹流出源与一个大的伪盘和三个分子流出-高速流出（HVO），中速流出（MVO），和一个缓慢的，扩展的流出（SEO）。赝盘的大小（质量）为10，350 AU x 6，400 AU（0.64-0.17 Msun）;从模型拟合假设的落入和旋转，我们得出的中心恒星质量为8- 19 Msun。HVO（MVO）的角大小为~5180（~3330）AU，预计流出速度为~140 km/s（~30 km/s）。SEO大小（流出速度）为~0.9 pc（~6 km/s）。HVO的轴与SEO（伪盘）的轴对齐（正交）。MVO的速度结构尚未得到解决。HVO和SEO中的标量动量非常相似，这表明SEO是由HVO与周围云物质相互作用引起的。子弹喷射与伪盘共享一个共同的轴，并且具有与MVO相当的年龄（几百年），这表明这三个结构紧密相连。我们讨论了IRAS 05506+2414中外流的几种模型（包括星团的动力学衰变，逃逸恒星与致密云的偶然相遇，以及两颗原恒星的近距离通过），并得出结论，第二历元成像来获得子弹和附近恒星的自行可以帮助区分它们。
2017-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Principal component analysis of the diffuse interstellar bands
我们提出了一个主成分分析的视线参数（包括16个弥漫星际带，DIBs的强度）的一个精心挑选的样本代表了广泛的环境条件的单云视线。我们的分析表明，测量中的大多数（$\sim$ 93\%）变化可以仅通过四个参数来捕获。第一主成分）是视线中产生DIB的材料的量，该量通过$λ$ 5797 DIB的等效宽度非常好地追踪。第二个主成分是UV辐射量，其与$λ$ 5797/ $λ$ 5780 DIB强度比相关性良好。剩下的两个主成分更难解释，但可能与视线中灰尘的性质有关（例如，气尘比）。通过我们的PCA结果，DIB可以用于估计这些视线参数。
2017-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Rapid variability of BL Lac 0925+504: interstellar scintillation induced?
本文介绍和讨论了BL BLac天体0925+504在4.85 GHz处的快速变率分析。用折射模型和弱星际闪烁（RISS/WISS）模型解析地研究了结构函数（SF）。对这些模型获得的参数进行了定量比较，表明IDV的发射区域非常紧凑，并且负责的星际闪烁介质（ISM）非常靠近观测者。此外，可能的证据，每年调制的变化时间尺度检测在这个来源。我们的研究结果表明，在0925+504观察到的快速变化主要是由位于沿视线到源的散射屏幕，在距离$\sim 110\,pc$的观察者。
2018-04-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
Ortho-Para Chemistry of H2CO in the Protoplanetary Disk TW Hya
Université Grenoble Alpes（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究院）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；RIKEN Pioneering Research Institute（理化学研究所前沿研究机构）
研究TW Hya过渡盘中H2CO的正交-对称比，结合物理模型与UGAN网络，揭示化学过程对行星组成的影响。
2026-03-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
