Sulphur-bearing molecule survey towards prestellar and starless cores in the Perseus molecular cloud
RIKEN Cluster for Pioneering Research（RIKEN 前沿研究集群）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CAB），西班牙国家科学技术研究委员会-国家航空航天技术研究所）；Observatorio Astronómico Nacional (OAN)（国家天文观测台）
针对英仙座分子云15个原恒星核与无恒星核，利用耶韦斯40米望远镜开展4种含硫分子巡天，揭示其丰度与核体积密度的关联，为早期恒星形成的硫化学模型提供观测基线。
2026-10-14 astro-ph.GA
Sulphur-Bearing and Complex Organic Molecules in an Infrared Cold Core
自ALMA天文台开始运行以来，揭示了红外冷核的新的重要化学。毫米范围内的分子跃迁正被用来识别和表征这些来源。我们研究了231 GHz ALMA档案观测的红外暗云区C9，重点是较亮的源，我们称之为IRDC-C9主。我们报告存在两个子结构上的连续映射的这个源：一个紧凑的亮点与高化学多样性，我们标记为核心，和一个较弱的和扩展的，我们标记为尾巴。在核心中，我们已经鉴定了分子OCS（19-18）、$^{13}$ CS（5-4）和CH $_{3}$ CH $_{2}$ CN的谱线，CH $_{3}$ CHO的几条谱线和$^{13}$ CH $_{3}$ CN的k梯发射。我们报告了两个不同的温度区域：虽然CH $_{3}$ CHO的旋转图显示温度为25 K，$^{13}$ CH $_{3}$ CN的旋转图表明在温度为$\sim450$ K时的较暖相。在尾部，仅检测到OCS（19-18）和$^{13}$ CS（5-4）系。我们使用$Nautilus$和\textsc{Radex}程序估计柱密度和丰度。在IRDC-C9主星核心存在的热气体表明存在一颗原恒星，而在尾部则没有。
2019-11-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Gas phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS) VIII. Unlocking the CS chemistry: the CH + S$\rightarrow$ CS + H and C$_2$ + S$\rightarrow$ CS + C reactions
本研究通过从头计算和准经典/统计绝热方法，重新确定了CH+S和C₂+S生成CS的反应速率，发现与经典捕获模型相差2-3倍，并更新硫网络，在TMC1中验证了模型与观测的合理一致性。
2023-07-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
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%。
2019-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The evolution of sulphur-bearing molecules in high-mass star-forming cores
本研究通过IRAM 30米望远镜观测15个大质量恒星形成核，分析多种含硫分子谱线，发现硫分子丰度随演化阶段增强，尤其含氧分子，为硫化学模型提供观测检验。
2023-10-16 astro-ph.GA
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
Revealing the chemical structure of the Class I disc Oph-IRS 67
本文的目的是探索一个富谱线的I类原双星源Oph-IRS 67的结构，并分析它与0类和II类源的异同。我们用亚毫米阵列（SMA）在1 - 2”（150 - 300 AU）尺度上对IRS 67进行了系统的分子谱线研究。SMA观测的宽瞬时带宽（~30 GHz）提供了一系列跟踪不同物理学的分子跃迁的检测，例如CO同位素、含硫物质、氘代物质和碳链分子。我们看到不同物种之间的显著差异。例如，CO同位素和含硫物质显示出旋转轮廓，并追踪较大规模的环双星盘结构，而CN，DCN和碳链分子在盘的南部边缘以蓝移速度达到峰值。此外，冷气示踪剂DCO+被认为超出了环双星盘的范围。检测到的分子跃迁可以分为三个主要组成部分：远离系统的冷区，环双星盘，和紫外线照射区域可能与光盘的表面层，从源的紫外线辐射到达。不同的组件是一致的温度结构来自两个H2 CO转换的比率，即温暖的温度被认为是朝向流出方向，不冷不热的温度与紫外线辐射的区域，和冷的温度与circumbinary光盘结构。IRS 67的化学性质与0类和II类源有相似之处，可能是由于二元系统产生的高气柱密度和强紫外辐射。因此，IRS 67突出了深埋源和T-Tauri圆盘之间的中间化学。
2019-06-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
A fast neural emulator for interstellar chemistry
本文提出一种基于条件神经场的天体化学代码 Nautilus 的快速神经模拟器，能高效计算 192 种物种丰度，计算时间减少约 10$^4$ 倍且不确定性极低，有助于更深入探索星际介质物理性质。
2024-06-04 astro-ph.GA astro-ph.IM
Probing the kinematics and chemistry of the hot core Mon R 2 IRS 3 using ALMA observations
本文介绍了著名的大质量原星团Mon R2 IRS 3的高角分辨率1.1mm连续谱和光谱ALMA观测结果。1.1mm连续谱图像显示IRS 3 A和IRS 3 B两个分量，它们之间的距离为$\sim$ 0.65 $"$。我们估计IRS 3A负责$\sim$ 80%的连续通量，是最大的分量.我们根据光谱观察探索IRS 3A的化学性质。特别是，我们已经检测到了含硫物质如SO、SO $_2$、H $_2$ CS和OCS以及复合有机分子（COMs）甲酸甲酯（CH $_3$ OCHO）和二甲醚（CH $_3$ OCH $_3$）的强烈谱线。大多数天体的积分强度图显示了一个以IRS 3 A为中心的致密团块，除了COMs的发射在IRS 3 A以南的近红外星云和HC $_3$ N（其发射峰位于IRS 3 A的$\sim$ 0.5 $"$ NE处）附近更强。运动学研究表明，分子发射主要来自旋转环和/或未分辨盘。另外的组分由探测内部盘/喷流区域的转动振动HCN $ν_2$ =1 3 $\rightarrow$ 2线和CH $_3$ OCHO的弱线追踪，CH OCHO的弱线更可能是由分子流出物挖掘的空腔壁产生的。从SO $_2$出发，导出了$_k$ $\sim$ 170 K向IRS 3 A方向的气体动力学温度.最丰富的含硫物种是SO $_2$，其丰度为$\sim$ 1.3 $\times$ 10 $^{-7…
2021-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Galactic chemical evolution of sulphur. Sulphur abundances from the [S i] 1082 nm line in giants
上下文硫的银河系化学演化仍在争论中。在低金属丰度下，一些研究发现[S/Fe]和[Fe/H]之间没有相关性，另一些研究发现[S/Fe]随着金属丰度的降低而增加，还有一些研究发现两者的结合。每种情况对银河系硫的化学演化都有不同的影响。目标。通过从具有均匀确定的恒星参数的盘星和晕星的非LTE不敏感光谱诊断中推导硫丰度，促进关于硫的银河系化学演变的讨论。方法.我们从光度计的颜色，日志从恒星等时线和贝叶斯估计，和[Fe/H]和[S/Fe]从光谱合成。我们从39个主要是冷和贫金属巨星的[Si] 1082 nm线中获得[S/Fe]，使用1D LTE MARCS模型大气来模拟我们使用VLT，NOT和Gemini South望远镜获得的高分辨率NIR光谱。结果我们得到均匀的恒星参数为29颗恒星。我们的研究结果认为，硫的化学演变是典型的α-元素，相反，一些以前的研究。与使用其他硫诊断得出类似结论的其他研究相比，我们的丰度系统性地高出约0.1 dex。结论.我们发现[Si]线对低至[Fe/H] ~-2.3的冷巨星的硫丰度是一个有价值的诊断。我们认为，一个均匀的恒星参数的测定是必要的，因为导出的丰度是敏感的。我们的结果（[S/Fe]）与当代银河系化学演化模型的预测显示出合理的一致性。在这些模型中，硫主要是在大质量恒星中通过氧气燃烧产生的，并在II型SNe爆炸期间在ISM中喷出。与以往研究的系统性差异可能属…
2013-08-31 astro-ph.GA
Energetic Electron Irradiations of Amorphous and Crystalline Sulphur-Bearing Astrochemical Ices
实验室实验已经证实，天体化学冰类似物的辐解衰变率取决于目标冰的固相，一些结晶分子冰比它们的无定形对应物更耐辐射。结晶冰相表现出的抗辐射性程度取决于其固体结构的分子间相互作用的性质、强度和程度。例如，已经表明，由于存在大量强氢键所赋予的稳定效应，在20 K下用2 keV电子辐照时，结晶CH 3OH的衰变速率比非晶相的衰变速率显著更慢。这些结果对星际冰和外太阳系天体的天体化学有重要的影响，因为它们意味着由无定形冰（可能包括与生物学相关的生命前分子）照射产生的化学产物应该比由结晶相的类似照射产生的化学产物更丰富。在本研究中，我们已经扩展了我们的工作在这个问题上进行比较高能电子辐照的无定形和结晶相的含硫分子H2S和SO2在20 K。我们已经发现了这两个物种中的相依赖化学的证据，与辐射诱导的指数衰减的无定形H2S比结晶相的更快，类似的效果，已经观察到的CH3OH。对于SO2，两个注量制度是显而易见的：低注量制度，其中结晶冰表现出快速的指数衰减，而无定形冰可能抵抗衰减，和高注量制度，其中两个阶段都经历缓慢的指数样衰减。
2022-09-29 astro-ph.EP astro-ph.GA cond-mat.other
Exploring the Milky Way stellar disk. Carbon, nitrogen, oxygen, sulphur, potassium, and copper abundances for 714 F- and G-type dwarf stars in the solar neighbourhood
Lund University（隆德大学）
通过测量714颗邻近F/G矮星和亚巨星的C、N、S、K、Cu丰度及修正后的O丰度，发现O、S、K、C等元素丰度比具有强年龄敏感性，能清晰区分银河薄盘和厚盘种群，扩展了化学演化诊断能力。
2026-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
A correlation between chemistry, polarization and dust properties in the Pipe Nebula starless core FeSt 1-457
分子云中的星前核提供了恒星形成的初始条件。我们使用IRAM 30米望远镜和PdBI研究烟斗星云中无星核心FeSt 1-457（核心109）的化学和物理性质。我们拟合了N_2H ~+（1-0）IRAM 30 m数据的超精细结构。这使我们能够高精度地测量速度场，线宽和不透明度，并推导出激发温度和柱密度的核心。我们使用一个修改后的Bonnor-Ebert球模型，增加了一个温度梯度的中心，以适应1.2毫米的连续发射和视觉消光图。使用这个模型，我们估计的丰度的N2 H+和其余的分子线检测到的30 GHz宽的线调查在3毫米与IRAM 30米使用ARTIST软件。核心呈现出丰富的化学物质，从早期（C3 H2，HCN，CS）和晚期分子（例如，N2 H+），氮、氧和硫化物分子具有明显的化学空间差异。对于大多数检测到的分子（HCN，HCO+，CH 3OH，CS，SO，13 CO和C18 O），丰度最好用三个值拟合，向核心中心呈现至少1或2个数量级的丰度明显降低。Bonnor-Ebert分析表明，地核的引力不稳定，磁场也不足以避免坍缩。分子在尘埃颗粒上的耗尽发生在核心的内部，在那里尘埃颗粒生长和尘埃去极化也发生了。这表明这些属性可能是相关的。另一方面，一些分子表现出不对称的综合发射图，这似乎是与以前报道的亚毫米偏振不对称。这些不对称性可能是由于核心西侧的星际辐射场更强。
2016-09-29 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
On the use of Sulphur as a tracer for abundances in galaxies
我们提出了一种方法，使用硫作为全球金属丰度示踪剂在星系中，允许执行一个完整的丰度分析，只使用红色到近红外光谱区域。我们已经将其应用到一个高质量的数据分为两个样本的汇编：HII地区（DHR）的螺旋和不规则星系，和矮星系占主导地位的一个强大的星暴（HIIGal）。硫的丰度已推导出由两个区域组成的电离结构的假设下的直接方法：一个中间的一个S{++}起源和低电离的一个S{+}形成。电离校正因子（ICF）已被计算出的Ar{2+}/Ar{3+}的比例，并显示与辐射场的硬度。只有约10%的天体显示S{3+}对总丰度的贡献大于30%。硫丰度和电离温度之间存在良好的相关性，低金属量的物体被较热的恒星电离。电离参数和总S/H丰度之间没有相关性。大多数HIIGal天体的S/O比低于太阳值，S/O比有随着硫丰度增加而增加的趋势，而DHR天体的S/O比大于太阳值，金属丰度越高，S/O比越低。最后，我们提出了一个校准的硫丰度通过S{23}参数，保持单值的硫丰度远远超过太阳值。S{23}与电离参数无关，仅弱地依赖于电离温度。
2022-02-28 astro-ph.GA
Polysulfanes on interstellar grains as a possible reservoir of interstellar sulphur
密集云层中耗尽的硫的形式仍然是未知的。到目前为止，只有两种分子，OCS和SO2，在星际冰中被检测到，但不能解释在扩散介质中观察到的硫元素丰度。化学模型表明，固体H2S是密度较大的来源中硫的主要形式，但存在的观测限制削弱了这一假设。我们已经使用了鹦鹉螺气体颗粒代码中添加了新的化学反应，根据最近的实验H2S冰照射紫外光子和高能质子。特别是，我们包括了新物种Sn，H2Sn和C2S。我们发现，在稠密云层中观察到的低温下，即10 K，这些新分子不能有效地产生，我们对网络的修改没有改变以前的预测。在稍高的温度下，20 K在不太密集的云或在原恒星附近，表面上的H2S丰度强烈减少，有利于聚硫烷H2S3。如果晶粒上的扩散势垒不太重要，也可以获得这样的结果。在星际云的生命周期以及云的扩散部分和密度较大部分之间的混合的背景下，多硫烷或其他硫聚合物形式的硫的耗尽可能发生在温度略高于云的寒冷内部的区域。
2012-07-23 astro-ph.GA
Gas phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS). IX. Deuterated compounds of H2S in starless cores
本文首次利用GEMS项目IRAM 30m数据研究了19个无星核中H2S的氘代化合物，发现其氘化程度与温度呈反比且与Class 0相似，揭示了不同分子固相与气相氘化路径及化学脱附机制的差异。
2023-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
An ALCHEMI inspection of sulphur-bearing species towards the central molecular zone of NGC 253
本文利用ALCHEMI高分辨率观测研究NGC 253中心分子区含硫物种，通过LTE和非LTE分析揭示其发射主要示踪恒星形成相关激波，部分物种示踪致密分子气体。
2024-05-14 astro-ph.GA
Theoretical modelling of the adsorption of neutral and charged sulphur-bearing species on to olivine nanoclusters
该研究通过量子力学计算模拟9种中性及带电含硫物种在Mg/Fe橄榄石纳米团簇上的吸附，揭示Fe-S相互作用及裸硅酸盐核对硫的强捕获可解释分子云硫贫化。
2024-01-19 astro-ph.GA
On the Chemistry of the Young Massive Protostellar core NGC 2264 CMM3
我们提出了NGC 2264 CMM 3原恒星核的第一个气体颗粒天体化学模型。核心的化学演化受其物理参数的影响，如总密度和颗粒表面的气体消耗量以及宇宙射线电离率$ζ$。我们估计$ζ_{\text {CMM3}}$ = 1.6 $\times$ 10 $^{-17}$ s $^{-1}$。该值比标准CR电离率高1.3倍，$ζ_{\text {ISM}}$ = 1.3 $\times$ 10 $^{-17}$ s $^{-1}$。物种的反应不同的核心物理条件的变化，但他们更敏感的消耗百分比和CR电离率的变化，而不是在核心密度的变化。气相模型强调了作为大分子工厂的表面反应的重要性，并表明含硫物质的消耗对于重现观测是重要的。将参考模型的结果与NGC 2264 CMM 3核心的最新毫米观测结果进行比较表明，我们的模型能够再现大多数物种在其化学演化的早期阶段（$\le$ 3 $\times$ 10 $^4$年）所观测到的丰度。核心密度在1 - 20 $\times$ 10 $^6$ cm $^{-3}$之间变化的模型也与早期时间间隔1 $\times$ 10 $^4 <$ t（yr）$<$ 5 $\times$ 10 $^4$期间的观测结果吻合良好。此外，CR电离率较高的模型（5 - 10）$\times ζ_{\text {ISM}}$通常高估了物种的丰度分数。然而，$ζ_{\text {CM…
2017-03-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Chemical abundances in Seyfert galaxies X. Sulphur abundance estimates
本文首次通过直接估算电子温度的方法，导出了Seyfert 2核（Sy 2s）窄线区硫相对于氢的丰度（S/H）。考虑了来自SDSS DR 17 [在3000 < $λ$ < 9100的波长范围内]和来自文献的45附近（$z$ < 0.08）Sy 2s的样品的窄发射线强度。我们的直接估计表明，Sy 2s有类似的温度在气体区域的大部分的S+离子位于比较的恒星形成区（SF）。然而，Sy 2s目前较高的温度值（$\sim$ 10000 K）的区域中，大部分的S++离子位于相对于SFs。我们推导出总硫丰度在6.2 < 12 + log（S/H）< 7.5的范围内，对应于太阳值的0.1-1.8倍。这些硫丰度值比具有类似金属丰度的SF中的硫丰度值低$\sim$ 0.4 dex，表明ISM对这些对象类别具有明显的化学富集。对于高金属丰度区[12 + log（O/H）> 8.7]，我们的Sy 2样品的S/O值随着O/H的增加而突然降低（$\sim$ 0.5 dex），这在SF中没有看到。然而，当我们的Sy 2估计与来自大样本恒星形成区的估计相结合时，我们没有发现S/O和O/H之间的任何依赖关系。
2023-02-24 astro-ph.GA
Sulphur within the extreme environment of the central molecular zone of NGC 253: a chemical modelling approach
Leiden University（莱顿大学）；University of Bonn（波恩大学）；University College London（伦敦大学学院）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）
本研究通过UCLCHEM化学模型分析NGC 253星系中心分子区含硫物种行为，可区分受激、激波后及宁静气体，为研究河外恒星形成区分子发射起源提供有效方法。
2026-09-02 astro-ph.GA
Sulphur-bearing molecules in diffuse molecular clouds: new results from SOFIA/GREAT and the IRAM 30 m telescope
我们已经观察到五个含硫分子在前景弥漫分子云躺在视线到五个明亮的连续光源。我们利用SOFIA上的GREAT仪器观测了SH的1383 GHz $^2Π_{3/2} J=5/2-3/2$向恒星形成区W31 C、G29.96-0.02、G34.3+0.1、W 49 N和W51的跃迁，探测到了这五个源的前景吸收; Pico Veleta的IRAM 30 m望远镜上的EMIR接收器检测H $_2$ S 1（10）-1（01），CS J=2-1和SO 3（2）-2（1）跃迁。在朝向这些来源检测到的九种前景吸收组分中，四种检测到的分子的推断柱密度显示出相对恒定的比率，其中N（SH）/N（H $_2$ S）在1.1 - 3.0的范围内，N（CS）/N（H $_2$ S）在0.32 - 0.61的范围内，并且N（SO）/N（H $_2$ S）在0.08 - 0.30的范围内。所观察到的SH/H $_2$比--在（0.5-2.6）$\times 10^{-8}$范围内--表明SH（和其它含硫分子）占气相硫核的<< 1%。然而，所观察到的含硫分子的丰度大大超过了冷扩散分子云的标准模型的预测，为提高吸热反应速率的温度升高或离子中性漂移提供了进一步的证据。我们考虑了激波和湍流耗散区（TDR）模型中观测到的丰度比。使用TDR模型，我们发现，在大尺度的扩散ISM湍流能量是足够的解释所观察到的柱密度的SH和CS。然…
2015-02-19 astro-ph.GA
Ab initio Calculation of Binding Energies of Interstellar Sulphur-Containing Species on Crystalline Water Ice Models
星际介质（ISM）中存在不同的环境，这取决于密度、温度和化学成分。其中，分子云通常被称为恒星的摇篮，是相对于空间化学多样性和复杂性的典范环境。事实上，在那里，无线电到远红外观测揭示了气相中存在几种分子，而近红外光谱检测到存在亚微米大小的尘埃颗粒，这些尘埃颗粒被以水为主的冰盖覆盖。气相物质与水冰表面之间的相互作用通过结合能（BE）来测量，结合能是天体化学建模中的一个关键参数。在这项工作中，一组含硫物种的水冰地幔的BE已被计算采用周期性从头计算方法使用的结晶表面模型。采用密度泛函理论（DFT）的B3 LYP-D3（BJ）方法对配合物的结构和能量进行了预测。在CCSD（T）水平上采用ONIOM方法对DFT边界元进行了精化，得到了很好的相关性。我们表明，几何优化与计算成本较低的HF-3c方法，其次是单点能量计算在DFT计算的BE是一个合适的成本-有效的配方，以达到与在全DFT级计算的BE值相同质量的BE值。最后，计算数据与现有文献数据进行了比较。
2021-10-12 astro-ph.GA
The abundance of HNCO and its use as a diagnostic of environment
我们的目标是调查的化学和气相丰度的HNCO和HNCO/CS丰度比的变化作为诊断的物理和化学在大质量恒星形成的区域。一个数值化学模型已经开发出自洽遵循一个热核的化学演化。该模型包括两个不同的阶段。最初的坍缩阶段紧接着是温度的升高，这代表着中心大质量恒星的开启以及随后在热的致密气体云（热核）中的化学演化。在塌缩阶段，允许气体物质在颗粒表面上增生，在那里它们可以参与进一步的反应。在热核阶段，表面物质热解吸回到周围气体中，并发生进一步的化学演化。为了比较，化学网络也被用来模拟一个简单的暗云和光解区域。我们的研究表明，HNCO是低效形成时，只有气相形成途径被认为是在化学网络与反应速率与现有的实验室数据一致。使用目前测量的气相反应速率，获得观察到的HNCO丰度需要其在颗粒表面上形成。然而，我们的模型表明，气相HNCO在热的核心是不是一个简单的直接产品的蒸发的粮食地幔。我们还表明，HNCO/CS丰度比随时间的函数在热的核心，可以匹配的范围内观察到的值。这个比例并不明确地与环境紫外线场有关，正如所建议的那样-我们的结果与Martin等人（2008）的假设不一致。此外，我们的研究结果表明，这个比例是非常敏感的初始硫丰度。
2009-09-24 astro-ph.GA
Sulphur-rich cold gas around the hot core precursor G328.2551-0.5321. An APEX unbiased spectral survey of the 2 mm, 1.2 mm, and 0.8 mm atmospheric windows
在恒星形成过程中，稠密的气体经历了显着的化学演化，导致出现了与热核心和热Corino相关的各种分子。物理和化学条件的限制很差;特别是新兴热核的早期阶段代表了一个未探索的领域。我们在这里提供了一个完整的分子清单的大规模原恒星的核心，建议是一个热的核心的前身。我们对与团块G328.2551-0.5321相关的热核前体在159 GHz和374 GHz之间进行了无偏差的光谱测量。为了识别谱线，我们使用旋转图和辐射转移模型假设LTE。我们检测到39种和26同位素，并能够区分一个温暖和紧凑的内部区域，一个更冷的更广泛的信封，和吸积冲击的运动学特征，以前已经观察到的ALMA。我们将大部分小分子的发射与冷气体相关联，而暖气体的分子发射被复杂有机分子（COM）富集。我们在冷气相中发现了高丰度的含硫分子，这表明硫的消耗较低，系数> 1%。我们确定了九个COM在温暖的气体，四个在寒冷的气体，和四个对吸积冲击。高丰度的S-轴承物种起源于未受干扰的气体，可能表明在流出腔壁的冲击气体的贡献。温暖气体的分子组成与热核心和热科里诺的分子组成相似，但分子丰度更接近于热科里诺的值，而不是热核心的值。考虑到温暖区域的紧凑性和适中的温度，我们认为，热解吸尚未完成对这个对象，热核心出现的早期阶段。
2022-02-17 astro-ph.GA
Binding Energies of Interstellar Relevant S-bearing Species on Water Ice Mantles: A Quantum Mechanical Investigation
结合能是天体化学模拟中最重要的参数之一，因为它决定了一个物种是停留在气相还是冻结在颗粒表面。目前已知，在星际介质的密度较大和温度较低的区域，硫在气相中严重贫化。有人认为，它可能被锁在谷物冰幔中。然而，哪些是主要的硫载体仍然是一个有争议的问题。这项工作的目的是建立准确的BEs的17个含硫物质的两个验证水冰结构模型，质子有序的结晶（010）表面和无定形水冰表面。我们采用基于密度泛函理论（DFT）的方法（杂化B3 LYP-D3（BJ）和杂化meta-GGA M06-2X泛函）来预测吸附复合物的结构和能量学。伦敦的色散相互作用被证明是至关重要的准确估计的BE由于存在的高极化硫元素。而在晶体模型的吸附被限制在一个非常有限的数量的结合位点与单值的BE，在非晶模型的几个吸附结构的预测，给每个物种的BE分布。除了少数情况下，实验和其他计算数据与我们计算的BE值一致。最后讨论了计算出的边界元对于原行星盘中同种雪线的有用性
2022-09-15 astro-ph.GA
The Si+SO$_2$ collision and an extended network of neutral-neutral reactions between silicon and sulphur bearing species
研究Si+SO $_2$反应以验证其对具有天体化学兴趣的分子（例如SiS、SiO、SO等）丰度的影响。根据我们的结果，Si（$^3$ P）和SO $_2$无势垒地反应，仅产生一氧化物SO和SiO作为产物。没有发现导致其他产物的有利途径，并且该反应不应有助于SiS丰度。此外，还预测了SiS与O $_2$的碰撞是稳定的，S（$^3$ P）+SiO $_2$和O（$^3$ P）+OSiS也会产生SO+SiO.使用这些结果，并收集进一步的实验和计算数据，从文献中，我们提供了一个扩展的网络中性中性反应涉及Si和S轴承分子。这些反应的影响进行了检查，在原恒星冲击模型，使用鹦鹉螺气体颗粒代码。这包括模拟从$i.$原始冷核产生的冲击气体的物理化学条件，$ii.$冲击区本身，$iii.$，最后是冲击通过后的气体整体条件。着重分析了云的年龄，并系统地考虑了这些化学反应，发现在由$t=1\times 10^6$年云演化的地震中，[SiS/H $_2$ ]可以达到$\sim$ 10 $^{-8}$的量级，其值主要受SiS+O $\longrightarrow$ SiO+S反应的影响。进一步的模型与意见的观点进行了讨论的背景下，窝藏分子外流的来源。
2022-06-10 astro-ph.GA
Efficient methanol production on the dark side of a prestellar core
我们目前的ALMA地图的无星分子云核心蛇夫座/H-MM 1的氘代氨（ortho-NH 2D），甲醇（CH 3OH），和一氧化硫（SO）的线。NH 2D发射中可以看到致密的核心，而CH 3OH和SO分布形成围绕核心的晕。由于甲醇是在谷物表面形成的，其排放突出显示了从谷物解吸特别有效的区域。甲醇和一氧化硫在核心东侧的狭窄区域最为丰富。这一面受到来自西方的较强外部辐射场的庇护。我们发现，在光照侧的光解离可以引起不对称的甲醇分布，但在H-MM 1中观察到的鲜明对比是很难解释的，如果不假设增强解吸的阴影侧。最明亮的发射区域有一个波浪状的结构，在一端卷起。这是剪切流中Kelvin-Helmholtz不稳定性的特征。我们认为，在这个区域中，甲醇和硫被释放作为一个结果的颗粒-颗粒碰撞引起的剪切涡。
2020-05-04 astro-ph.GA
High sensitivity molecular line observations towards the L1544 pre-stellar core challenge current models
本文通过 IRAM 30m 高灵敏度观测和辐射转移建模研究 L1544 前恒星核，发现单跃迁建模无法拟合观测且硫化学模型存在缺陷，需引入更一致的 S 耗损过程。
2025-08-28 astro-ph.GA
Chemical exploration of Galactic cold cores
一个太阳型系统从一个初始的分子核心开始，随着它的进化，它获得了有机的复杂性。可以研究的所谓星前核非常罕见，这阻碍了我们对有机化学如何形成和发展的理解。目标。我们从冷核目录中选择了最好的星前核心目标，这些目标代表了其环境的多样性，以探索其化学复杂性：1390（在Lambda Ori的压缩壳层中），869（在MBM 12云中）和4149（在加利福尼亚星云中）。我们获得了光谱调查的IRAM 30米望远镜，以探索分子的复杂性的核心。我们进行了辐射转移分析检测到的过渡，以放置一些约束的物理条件的核心和分子柱密度。我们还使用了分子离子的调查，估计宇宙射线电离率和S/H初始元素丰度使用气相化学模型，以重现其丰度。我们发现在分子的复杂性（氘，复杂的有机分子，硫，碳链和离子），并比较它们的化学性质与一个冷的核心和两个星前的核心有很大的差异。我们在三个核心中发现的化学多样性似乎与它们的化学演化有关：其中两个是星前（1390和4149），一个是早期（869）。环境的影响可能是有限的，因为冷核与周围环境有很强的屏蔽。高消光防止星际紫外线辐射深入核心。因此，需要对核心进行更高空间分辨率的观测，以限制核心的物理结构，以及更大规模的分子离子分布，以了解环境对其分子复杂性的影响。
2022-02-04 astro-ph.GA
Chemistry of TMC-1 with multiply deuterated species and spin chemistry of H2, H2+, H3+ and their isotopologues
氘代物质是天文学中独特而强大的工具，因为它们可以探测各种天体物理介质的物理条件，化学和电离水平。最近对几种氘代物质及其自旋异构形式的观察重新点燃了人们对氘分馏更精确研究的兴趣。本文介绍了第一个公开可用的化学网络的多氘物种随着自旋化学实施的最新国家的最先进的气粒化学代码'NAUTILUS'。在TMC-1的不同位置处观察到的所有氘代物种的D/H比与我们的模型的结果进行了比较，该模型考虑了多氘代物种以及轻氢承载物种H2，H2+，H3+及其同位素的自旋化学。我们还显示了在模型中的氘化和自旋化学后，非氘物种的丰度建模的差异。最后，我们列出了TMC-1中等待检测的可能可观察到的氘代物种。
2016-12-23 astro-ph.GA
