Impact of HAC evolution on the formation of small hydrocarbons in the Orion Bar and the Horsehead PDRs
我们研究了年轻大质量恒星附近光解离区（PDR）中氢化非晶碳（HAC）颗粒在强紫外辐射下的演化。我们的目的是评价HAC颗粒对PDR中观察到的小烃形成的影响：C $_2$ H、C $_2$ H $_2$、C $_3$ H $^+$、C $_3$ H、C $_3$ H $_2$、C $_4$ H。我们开发了一个微观模型的HAC颗粒的基础上，现有的实验结果。该模型包括尘埃表面的光解吸、热解吸、氢原子和碳原子的吸积以及随后的碳质地幔的形成过程。H $_2$，CH $_4$，C $_2$ H $_2$，C $_2$ H $_4$，C $_2$ H $_6$，C $_3$ H $_4$，C $_3$ H $_6$，C $_3$ H $_8$被认为是HAC光破坏的主要碎片。我们在猎户座星云和马头星云两个PDR的物理条件下模拟了HAC颗粒的演化。我们估计了气相化学反应中HAC碎片的产生速率，并将其与由于HAC破坏而产生的碎片的产生速率进行比较。在某些条件下，即在两种PDR中A $_V$ =0.1时，后一种速率可能占主导地位。我们把我们的模型与气体-颗粒化学模型MONACO相结合，并计算了观测到的小碳氢化合物的丰度。我们的结论是，HAC破坏碎片的化学贡献是不足以匹配所观察到的丰度，虽然它增加了几个数量级的丰度在猎户座酒吧在A $_V$ =0.1。此外，我们发现，尘埃表面上的碳质地幔的形成过程可以是一个…
2022-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Orion Bar as a window to the evolution of PAHs
我们调查中红外（IR）发射的猎户座酒吧光解离区域，使用档案测光和光谱观测UKIRT，斯皮策，ISO和SOFIA望远镜。具体地说，我们考虑了3.3，3.4，3.6，6.6，7.7，11.2~ $μ$ m的发射带在几个位置上的通量密度和一个位置上从3到45~ $μ$ m的光谱。我们研究的行为带通量比，这是敏感的外部条件，揭示了他们的变化与距离电离源。假设中红外发射主要来自多环芳烃（PAHs），而3.4~ $μ$ m处的弱发射特征与多环芳烃中含有额外氢原子（H-PAHs）有关，我们利用一个PAH演化模型追踪了中红外发射比值的变化。也就是说，我们估计人口的多环芳烃的不同大小，氢化和电离状态的变化在整个猎户座酒吧的时间间隔约等于其寿命。所获得的多环芳烃系综进一步用于计算相应的合成光谱和带通量密度。该模型较好地描述了比值$I_{3.6}/I_{11.2}$、$I_{7.7}/I_{11.2}$、$I_{7.7}/I_{3.6}$和$I_{3.3}/I_{3.4}$的主要特征。结果表明，当多环芳烃的碳损失受碳原子数$N_{\rm C}=60$的限制时，模拟结果与观测结果符合最好，在3.4~ $μ$ m处的谱带可能是H-PAHs的谱带.我们证实，大阳离子占主导地位的PDR的表面，但小的中性多环芳烃和阴离子丰富的分子云更深。
2021-11-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
A CSO Search for $l$-C$_3$H$^+$: Detection in the Orion Bar PDR
加州理工学院亚毫米波天文台（CSO）搜索$l$ -C $_3$ H $^+$的结果，首先由Pety等人（2012）在对马头光解离区（PDR）的观测中发现。在1 mm窗口中观察到总共39个源。$l$ -C $_3$ H $^+$发射的证据只在一个单一的来源中发现-猎户座酒吧PDR区域，它显示了178（13）K的旋转温度和7（2）x $10^{11}$ cm $^{-2}$的柱密度。在其余的来源，上限~10 $^{11} - 10^{13}$厘米$^{-2}$被发现。这些结果进行了讨论，指导未来的观测搜索这个物种的背景下。
2014-05-27 astro-ph.GA
Spatially extended OH+ emission from the Orion Bar and Ridge
我们报告的第一次检测银河系的OH+线发射源：猎户座酒吧，附近的一个明亮的光子占主导地位的地区。线发射在~1'（0.12 pc）的范围内被探测到，追踪酒吧本身以及猎户座山脊的南端。谱线宽度约为4km/s，表明OH ~+的发射源靠近PDR表面，在进入云中的深度约为A_V ~0.3-0.5，那里的氢主要以原子形式存在。稳态碰撞和辐射激发模型需要不切实际的高OH+柱密度来匹配观测到的线强度，这表明在酒吧OH+的形成是足够快的影响其激发。我们的最佳拟合OH+柱密度约为1x10^14 cm^-2，与之前的吸收线研究结果相似，但我们对OH+/H2O+（>~40）和OH+/H3 O+（>~15）比值的限制高于之前的研究结果。柱密度的OH+是一致的估计从热化学模型的参数适用于猎户座酒吧，考虑到目前的不确定性，在当地的气体压力和电离辐射场的光谱形状。异常高的OH+/H2O+和OH+/H3 O+比值可能是由于该物体中的高紫外辐射场和电子密度。在Bar中，光解离和电子复合是比与H2反应更有效的OH+的破坏者，这限制了H2O+的产生。OH+谱线的出现是猎户座棒中高密度的电子和H原子的结果，因为对于这些物质，与OH+的非弹性碰撞比反应快。此外，化学泵浦，远红外泵浦本地尘埃，近紫外泵浦梯形星光有助于OH+的激发。类似的条件也适用于河外核，在那里可以看到OH+线的发射。
2013-11-08 astro-ph.GA
Detection of HF emission from the Orion Bar
光子占主导地位的区域的团簇密度结构是公认的，但团簇和周围的团簇间介质的物理性质只是近似已知的。本文的目的是约束的物理和化学条件的猎户座酒吧，一个原型附近的光子占主导地位的地区。我们目前的观察HF J=1-0线，这出现在发射朝向猎户座酒吧，并比较非LTE辐射转移计算线的亮度。HF线的大宽度表明在团间气体中的发射的起源，但是在团间气体中由H2的碰撞激发低估了观察到的线强度的3-5倍。相比之下，要想在致密团块中找到这条线的起点，需要的密度约为10^9 cm^-3，比之前的估计高出10-100倍，这是不可能的。然而，电子碰撞激发重现了我们在T = 100 K、n（e）= 10 cm^-3时的观测结果，正如对团簇间气体的预期。我们的结论是，HF发射是一个路标的分子气体具有高电子密度。类似的条件也适用于活动星系核，其中HF也出现在发射中。
2011-12-19 astro-ph.GA
C$_2$H observations toward the Orion Bar
C $_2$ H是星际介质中最早被探测到的自由基之一。它的更高的旋转跃迁最近已经可以在赫歇尔空间天文台获得。我们的目标是约束的物理参数的C $_2$ H发射气体朝向猎户座酒吧。我们分析了朝向Orion Bar CO $^+$峰测量的C $_2$ H线强度和C $_2$ H、CH和HCO $^+$的Herschel/HIFI图，以及[CI]的NANTEN图。我们解释了所观察到的C $_2$ H发射辐射传输和PDR模型。在HIFI频率范围内检测到C $_2$ H的五个旋转跃迁，朝向CO $^+$峰。单组分旋转图给出了~64 K的旋转温度和4 $\times$ 10 $^{13}$ cm $^{-2}$的束平均C $_2$ H柱密度。测量的转变不能用任何单一参数模型来解释。根据非LTE模型，大多数C $_2$ H柱密度产生较低的- $N$ C $_2$ H跃迁，并追踪温暖的（$T_{\rm{kin}}$ ~ 100-150 K）和致密的（$n$（H $_2$）~10 $^5$-10 $^6$ cm $^{-3}$）气体。需要一小部分C $_2$ H柱密度来再现源自高密度（$n$（H $_2$）~5 $\times$ 10 $^6$ cm $^{-3}$）热（$T_{\rm{kin}}$ ~ 400 K）气体的最高- $N$跃迁（$N$ =9-8和N=10-9）的强度。模型中的总束平均C …
2015-04-21 astro-ph.GA
PDRs4All: XVIII. The evolution of the PAH ionisation and PAH size distribution across the Orion Bar
NASA Ames Research Center（NASA 艾姆斯研究中心）；Department of Physics & Astronomy, The University of Western Ontario（韦仕敦大学物理与天文系）；Institute for Earth and Space Exploration, The University of Western Ontario（韦仕敦大学地球与太空探索研究所）；Carl Sagan Center, SETI Institute（SETI 研究所卡尔·萨根中心）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Université Toulouse III - Paul Sabatier, CNRS, CNES（图卢兹第三大学-保罗·萨巴蒂尔大学、法国国家科学研究中心、法国国家空间研究中心天体物理学和行星学研究所在）；School of Physics, University of Hyderabad（海得拉巴大学物理学院）；Department of Astronomy, The Ohio State University（俄亥俄州立大学天文学系）；Institut d’Astrophysique Spatiale, Université Paris-Saclay, CNRS（巴黎南天体物理研究所）
研究通过分析Orion Bar中不同区域的PAH电离状态和尺寸分布，揭示了PAH形成机制及电离参数与PAH发射的关联。
2026-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hydrostatic photoionization models of the Orion Bar
由于它接近地球和它的几乎边缘的几何形状，猎户座酒吧提供了一个很好的测试平台的详细模型的结构HII地区和周围的光子占主导地位的地区。在本研究中，自洽模型的结构的猎户座星云在酒吧附近的假设下建立近似电离，热和流体静力平衡。结果发现，一个相当简单的几何形状是能够描述的表面亮度轮廓跟踪电离HII区域具有显着的精度，独立的处方所采用的设置磁场或人口的宇宙射线。虽然我们考虑这些非热成分的不同情况下，没有一个模型是能够提供一个完全令人满意的匹配原子层的观测数据，和几个分子物种的预测柱密度总是远远高于测得的丰度。与以前的研究相反，我们的结论是，需要一个更精细的模型，以匹配所有可用的数据。
2011-06-20 astro-ph.GA astro-ph.IM
Characterizing the PAH Emission in the Orion Bar
本文报道了Spitzer空间望远镜红外光谱仪在猎户座棒光解离区（PDR）两个不同位置上获得的5- 14 ~ $μ$ m光谱和同温层红外天文台（SOFIA）在3.3~ $μ$ m PAH观测结果。我们的目标是表征从多环芳烃（PAH），灰尘，原子和分子氢，氩，硫和氖作为从主要照明源的距离的函数的排放。我们发现，所有的主要PAH带峰值之间的电离前沿和PDR前，跟踪H $_{2}$，而这些频带之间的变化变得更加明显，远离这个峰值到面对PDR后面的PDR前和背面的\HII \，区域。虽然相对PAH强度与既定的PAH特性是一致的，我们报告不寻常的行为，并将其归因于PDR的视角和FUV辐射场的强度撞击PDR。我们确定了平均PAH大小，这在猎户座酒吧的变化。我们讨论了阳离子PAH波段之间的细微差异，并强调在这个PDR环境中的碳物种的光化学演化。我们发现，多环芳烃是一个很好的示踪剂的环境属性，如FUV辐射场的强度和多环芳烃电离参数。
2021-10-22 astro-ph.GA
Detection of Dust Condensations in the Orion Bar Photon-dominated Region
我们报告亚毫米阵列尘埃连续谱和分子光谱线观测朝向猎户座酒吧光子占主导地位的地区（PDR）。1.2mm连续谱图首次揭示了9个致密（r < 0.01pc）尘埃凝聚体，它们位于距离PDR解离锋约0.03pc的范围内。部分尘埃凝结在CS（5-4）和H $_2$ CS（$7_{1,7}$ - $6_{1,6}$）的谱线发射中被看到，尽管CS图也揭示了远离离解锋的致密气体。我们在H $_2$ CS（$6_{0,6}$ - $5_{0,5}$），（$6_{2,4}$ - $5_{2,3}$）和C $^{34}$ S，C $^{33}$ S（4-3）中探测到致密的发射，这些发射朝向明亮的尘埃凝聚。H $_2$ CS（$6_{0,6}$ - $5_{0,5}$）/（$6_{2,4}$ - $5_{2,3}$）的线比表明温度为$73\pm58$ K。由高光谱分辨率C $^{34}$ S资料得到的非热速度色散为~0.25 - 0.50 km s $^{-1}$，表明凝结区存在亚音速到跨音速的湍流。凝聚的质量是从尘埃排放量估计的，范围从0.03到0.3 $M_{\odot}$，都明显低于任何临界质量，这是需要自我重力发挥关键作用。因此，凝聚体不受引力束缚，不能坍缩形成恒星。在合作与最近的高分辨率观测的表面层的分子云在酒吧，我们推测，凝聚产生的高压波引起的HII区域的膨胀压缩，并进入云。在H $_2$ CS…
2018-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of dust in the Orion Bar with Herschel: I. Radiative transfer modelling
星际尘埃是我们理解星际介质和恒星形成的关键因素。尘埃种群随激发和物理条件的演化方式是理解星际尘埃演化的第一步。在星际尘埃演化的Herschel关键计划框架内，我们获得了各种光解区的PACS和SPIRE光谱观测，以证实这一演化。本文的目的是追踪猎户座酒吧的光解离区域的尘埃颗粒的演变。我们使用Herschel/PACS（70和160 MIC）和SPIRE（250，350和500 MIC）与斯皮策/IRAC观测一起绘制整个酒吧的尘埃种群的空间分布。亮度配置文件使用DustEM模型与辐射转移代码耦合建模。多亏了Herschel，我们能够以5.6”到35.1”的分辨率精细地探测猎户座棒致密部分的尘埃排放。这些新的观测结果使我们能够推断出在不同位置的酒吧，这揭示了从\sim 80 K到40 K的梯度，再加上从电离前沿的光谱发射率指数的增加的最大颗粒的温度。结合斯皮策/IRAC的观测，这是敏感的尘埃排放从表面，与赫歇尔地图，我们已经能够测量猎户座酒吧从3.6至500 mic的排放。我们发现在不同的尘埃成分中存在一个分层现象，这种分层现象可以用一个简单的辐射转移模型定量地再现，而不需要尘埃的演化。然而，需要包括尘埃演化来解释每个波段的亮度。多环芳烃丰度变化，或多环芳烃丰度变化的组合与发射率的最大颗粒由于凝结增强给出了良好的结果。
2012-02-08 astro-ph.GA
Rotationally Warm Molecular Hydrogen in the Orion Bar
猎户座酒吧是最近的和最好的研究光解或光子主导的区域（PDR）之一。观测结果表明，存在的H2线从振动或旋转激发的上层，这表明温暖的气体温度（400至700 K）。然而，PDR的标准模型不能再现这样温暖的旋转温度。在本文中，我们试图解释这些意见与新的全面的模型，从H+区域通过酒吧，并包括状态方程中的磁场。我们采用了我们以前的论文中的模型参数，该论文成功地再现了整个酒吧的各种光谱观测。在这个模型中，局部宇宙射线密度在银河系背景之上被增强，就像磁场一样，这增加了宇宙射线加热，使分子区域的温度升高。在H+区域，通过从吸收的星光转移的动量，压力进一步增强到气体压力以上。在这里，我们调查所观察到的H2线是否可以复制与标准的假设有关的粮食光电发射。我们还探讨了最近计算的H2 + H2，H2 + H和H2 + He碰撞速率系数的影响。
2009-06-12 astro-ph.GA
The chemistry of ions in the Orion Bar I. - CH+, SH+, and CF+: The effect of high electron density and vibrationally excited H2 in a warm PDR surface
星际CH+和SH+的丰度还没有得到很好的理解，因为它们最有可能的形成通道是高度吸热的。利用Herschel的数据，我们研究了CH+和SH+在一个典型的高紫外光照明光子主导区（PDR），猎户座酒吧的形成。Herschel/HIFI提供了CH+ 1-0和2-1的速度分辨数据以及SH+的三个超精细跃迁。Herschel/PACS提供了CH+的激发和空间分布的信息（直到J=6-5）。CH+ 2-1和1-0跃迁的宽度约为5 km/s，比猎户座棒中致密气体示踪剂的典型宽度（2-3 km/s）要宽得多，与团间介质（如C+和HF）的示踪剂宽度相当。检测到的SH+跃迁比CH+窄，线宽为3 km/s，表明SH+发射主要起源于致密的凝聚。非LTE辐射转移模型表明，电子碰撞影响CH+和SH+的激发，计算CH+的激发需要考虑反应碰撞。与PDR模式的比较表明，CH+和SH+是PDR暖表面区（AV<1.5）的示踪剂，温度在500-1000 K之间。我们还探测到了CF+的5-4跃迁（FWHM=1.9 km/s），其强度与以前观测到的低J CF+向猎户座酒吧的跃迁一致。PDR模型的比较表明，内部的振动能的H2可以解释形成CH+的典型物理条件在猎户座酒吧附近的电离前沿。H2振动激发也是SH+形成的最可能的解释。CH+和SH+的丰度比跟踪这些离子的破坏路径，并通过它，间接地，H，H2和电子丰度的比率作为进入云的深度的函…
2013-01-14 astro-ph.GA
Chemical stratification in the Orion Bar: JCMT Spectral Legacy Survey observations
光子主导的区域（PDR）预计将显示分层结构的分子丰度和新兴的线发射，这是敏感的物理结构的区域，以及照射it. We的紫外线辐射研究这种分层在猎户座酒吧，一个典型的附近PDR具有良好的边缘上的几何形状。我们在SO 8_8-9_9、H2 CO 5_（1，5）-4_（1，4）、13 CO 3-2、C2 H 4_（9/2）-3_（7/2）和4_（7/2）-3_（5/2）、C18 O 2-1和HCN 3-2跃迁中，以1,4 -23角秒分辨率向猎户座棒提供了2 x 2角分场的新地图。数据显示出一个明确的化学分层模式。C2 H的发射峰靠近电离前沿，其次是H2 CO和SO，而C18 O，HCN和13 CO的峰值更深的云。一个简单的PDR模型再现了所观察到的分层，虽然SO排放的峰值比观察到的更深，而H2 CO的峰值比观察到的更接近电离锋。此外，预测的SO丰度高于观测值，而H2 CO丰度低于观测值。模型和观测之间的差异表明，更复杂的模型，包括生产H2 CO通过粮食表面化学，需要定量匹配该地区的观测。
2010-02-23 astro-ph.GA
High angular resolution near-IR view of the Orion Bar revealed by Keck/NIRC2
本研究利用Keck/NIRC2亚角秒分辨率成像，揭示了猎户座星条中电离、原子和分子气体界面的精细子结构，发现H$_2$与HCO$^+$发射空间重合，表明高压PDR中过渡区更为靠近。
2022-06-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
H2CO and CH3OH maps of the Orion Bar photodissociation region
之前对Orion Bar进行的甲醇和甲醛分析得出结论，这两种分子物质可能追踪不同的物理组分，甲醇是团块材料，甲醛是团块间介质。为了验证这一假设，我们对这两种分子进行了多线映射观察，以研究它们的空间分布。观测是用IRAM-30 m望远镜在218和241 GHz进行的，角分辨率约为11“。H2 CO从高原德布尔阵列的其他数据进行了讨论。使用LVG方法分析数据。这两种分子都在我们的单皿数据中检测到。我们的数据表明，CH 3OH峰值朝向酒吧的团块，但其强度降低到低于检测阈值的interclump材料。当在团间介质的大区域上平均时，检测到最强的CH 3OH线，其峰强度为~0.06K。甲醛也在团块上达到峰值，但也在团块间气体中检测到。我们验证了弱强度的CH 3OH在interclump介质中不是由不同的激发条件的interclump材料，但反映了在柱密度的甲醇。CH 3OH相对于H2 CO的丰度从致密团块到团块间介质降低至少一个数量级。
2010-01-06 astro-ph.GA
PDRs4All. V. Modelling the dust evolution across the illuminated edge of the Orion Bar
本研究利用JWST多波段观测数据，结合THEMIS尘埃模型与三维辐射转移模拟，约束了猎户座棒状结构PDR受照边缘的尘埃演化性质，发现纳米颗粒丰度显著降低且氢化程度存在空间变化。
2024-01-02 astro-ph.GA
Herschel Search for O2 Toward the Orion Bar
我们报告的结果，寻找分子氧（O2）对猎户座酒吧，一个突出的光解区域在南部边缘的HII区域的明亮的梯形星。我们用Herschel空间天文台的远红外外差仪观测了O_2N_J = 3_3 - 1_2和5_4 - 3_4跃迁频率附近的光谱区域。这两条谱线都没有被探测到，但是这里建立的3 σ上限可以转换为：对于温度在30 K到250 K之间的发射区域，总的视线O2柱密度< 1.5 10^16 cm^-2;或者如果O2发射区域主要处于~< 100 K的温度，则总的视线O2柱密度< 1 10^16 cm ^-2。由于猎户座棒相对于我们的视线几乎是面向边缘的，因此观察到的柱密度相对于正面值增加了4到20倍。我们的上限值意味着正面O2柱的密度小于4 × 10^15 cm^-2，这个值低于，甚至可能远低于模型预测的密度为10^4 ~ 10^5 cm^-3的气体暴露在10^4倍于当地值的远紫外线通量下的情况，这是从之前对猎户座棒的观测中推断出来的。如果O原子在冰上的吸附能大于800 K，O原子的总表面Av小于O原子达到峰值丰度所需的Av，O原子的发射出现在具有小的束填充因子的致密团簇中，则这种差异可能得到解决。或者，（4）O2达到其峰值丰度的正面深度，这是密度相关的，对应于与我们的赫歇尔光束采样不同的天空位置。
2012-04-25 astro-ph.GA
The role of highly vibrationally excited H2 initiating the N chemistry: Quantum study and 3-sigma detection of NH emission in the Orion Bar PDR
通过H2和重元素原子之间的气相反应形成重金属是一个非常有选择性的过程。与基态中性碳、氧、氮和硫原子的反应是非常吸热的，并且具有很高的能垒，因为H2分子在形成氢化物键之前必须被碎裂。在寒冷的星际云中，这些屏障阻止了CH、OH、NH和SH自由基通过夺氢反应的形成。在这里，我们研究一个非常积极的不利过程，N（4S）原子与H2分子的反应。我们计算了H2在不同振动能级的反应速率系数，使用量子方法（v=0-7）和准经典方法（v=12）。由于高的能量势垒，这些速率系数随着v以及气体温度而增加。我们在Meudon PDR代码中实现了新的速率，并研究了它们对具有不同紫外线（UV）光照条件的模型的影响。在强紫外线照射的致密气体（猎户座酒吧条件），在高度振动激发能级（v>7）的H2的存在下，提高了两个数量级的NH丰度（在PDR表面）相比，使用热速率系数的反应N（4S）+ H2 -> NH + H的模型。整个PDR的NH柱密度增加约25倍。我们探讨现有的赫歇尔/HIFI的猎户座酒吧和马头PDR的意见。我们报道了NH-N_J=1_2-0_1谱线在~974 GHz频率处的3 σ发射特征。发射水平表明N（NH）约为10^13 cm^-2，这与PDR模型一致，该模型使用了新的速率系数来描述N和紫外泵浦的H2之间的反应。这种形成途径在涉及不太丰富的N+离子的氢化反应中占主导地位。JWST观测将很快量化许多星际和星周…
2022-06-21 astro-ph.GA
Excitation of Molecular Hydrogen in the Orion Bar Photodissociation Region From a Deep Near-Infrared IGRINS Spectrum
我们提出了一个深近红外光谱的猎户座酒吧的光解区（PDR）采取的浸没光栅红外光谱仪（IGRINS）的2.7米望远镜在麦当劳天文台。IGRINS具有高光谱分辨率（R~45000）和宽的瞬时波长覆盖范围（1.45-2.45 μ m），使我们能够探测到87条由电子基态的69个旋振上能级跃迁产生的旋振激发氢分子的发射谱线。这些能级涵盖了大范围的转动和振动量子数以及激发能，是研究H_2分子激发机制和PDR物理条件的极好探针。猎户座棒PDR被认为是由较冷的高密度团块或细丝（T=50-250 K，n_H = 10^5 ~ 10^7 cm^-3）嵌入较暖的低密度介质（T=250-1000 K，n_H=10^4 ~ 10^5 cm^-3）中组成。我们拟合了一个简单的恒温和恒密度的Cloudy模型网格，它很好地再现了观测到的H_2能级粒子数，将温度限制在600 ~ 650 K的范围内，密度限制在n_H = 2.5 x 10^3 ~ 10^4 cm^-3。最佳拟合模型给出T = 625 K，n_H = 5 × 10^3 cm^-3。这个很好的约束温暖的温度是一致的动力学温度发现的猎户座酒吧的低密度介质的其他研究。然而，模型网格拟合的密度范围略低于其他研究报告的密度范围。我们可能观察到密度低于周围介质的气体，或者我们模型中的密度敏感参数没有得到正确估计。
2017-04-06 astro-ph.GA
PDRs4All XVII: Formation and excitation of HD in photodissociation regions. Application to the Orion Bar
Institut d’Astrophysique Spatiale, Université Paris-Saclay, CNRS（空间天体物理研究所，巴黎萨克雷大学，法国国家科学研究中心）；LUX, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, CNRS（LUX，巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，法国国家科学研究中心）；Université Paris-Cité（巴黎西岱大学）；Department of Physics, College of Science, United Arab Emirates University (UAEU)（阿拉伯联合酋长国大学理学院物理学系）；Instituto de Física Fundamental (CSIC)（基础物理研究所（西班牙国家研究委员会））；Department of Space, Earth and Environment, Chalmers University of Technology, Onsala Space Observatory（查尔姆斯理工大学空间、地球与环境系，翁萨拉空间观测站）
利用近红外HD发射线观测研究光解离区中HD的形成与激发，探讨其作为物理参数示踪剂的潜力。
2025-10-13 astro-ph.GA
Compression and ablation of the photo-irradiated cloud the Orion Bar
猎户座条是典型的边缘分子云表面，被附近大质量恒星的强紫外线辐射照亮。由于距离猎户座很近（约1，350光年），因此可以详细研究恒星反馈对母云的影响。对Bar（1）的可见光观测表明，热的电离气体和温暖的中性原子气体之间的跃迁（电离锋）与原子气体到分子气体的跃迁（离解锋）在空间上有很好的分离：大约15角秒或6，200天文单位（一个天文单位是地球到太阳的距离）。用于解释以前对Bar（4，5，6）中性气体的远红外和射电观测（通常分辨率为10-20角秒）的静力平衡模型（2，3）预测了一种不均匀的云结构，由嵌入在较低密度扩展气体成分中的致密团块组成。在这里，我们报告一弧秒分辨率毫米波图像，使我们能够解决分子云表面。与稳态模型预测（7，8，9）相反，在H2振动发射峰（描绘H/H2跃迁）和观察到的CO和HCO+发射边缘之间没有明显的偏移。这意味着H/H2和C+/C/CO过渡区非常接近。这些观测结果揭示了高密度亚结构、光烧蚀气流和分子云表面不稳定性的碎片脊。结果表明，云的边缘已经被目前进入分子云的高压波压缩。图像表明，动力学和非平衡效应是云演变的重要因素。
2016-08-22 astro-ph.GA
The JCMT Legacy Survey of the Gould Belt: mapping 13CO and C18O in Orion A
古尔德带遗产巡天计划将利用詹姆斯·克拉克·麦克斯韦望远镜（JCMT）上的HARP（外差阵列接收器计划）、SCUBA-2（亚毫米级普通用户辐射热计阵列2）和POL-2（偏振计2）绘制500 pc以内的恒星形成区域。本文描述了13 CO和C18 O向猎户座A的J = 3-2跃迁的HARP观测结果。1500分辨率的观测覆盖了猎户座灯丝的5 pc，包括OMC 1（inc. BN-KL和猎户座酒吧），OMC 2/3和OMC 4，并允许整个恒星形成云的分子气体性质的比较研究。暗条在OMC 1、2和3之间的速度梯度约为1 km/s /pc，在两种同位素中都检测到高速发射。猎户座星云和棒具有最大的质量和线宽，并主导了高速物质的质量和能量。紧凑的，空间分辨发射CH 3CN，13 CH 3OH，SO，HCOOCH 3，C2 H5 OH，CH 3CHO和CH 3 OCHO被检测到朝向猎户座热核心。云是温暖的，具有约24 K的中值激发温度;猎户座酒吧有最高的激发温度的气体，在>80 K。C18 O激发温度与尘埃温度相关性很好（在40%以内）。C18 O的发射是光学薄的，而13 CO的发射是光学薄的;尽管它的质量很高，但OMC 1显示出最低的不透明度。维里分析表明猎户座A的质量太大，无法提供热量或湍流支持，但与螺旋磁场穿过的对流云模型一致。整个云的物理条件的变化反映在尘芯的物理特性中。继续
2012-03-15 astro-ph.GA
The chemistry and spatial distribution of small hydrocarbons in UV-irradiated molecular clouds: the Orion Bar PDR
我们研究了猎户座酒吧PDR中的小烃的空间分布和化学。我们使用IRAM-30米望远镜对猎户座边缘进行了毫米线测量，并补充了C2 H和c-C3 H2发射的~ 2 'x2'地图。我们分析了检测到的碳氢化合物的激发和约束的非LTE辐射转移模型的发射区域的物理条件。我们比较推断的柱密度与更新的气相光化学模型，包括13 CCH和C13 CH同位素分馏。调查中约40%的谱线来自碳氢化合物（C2 H、C4 H、c-C3 H2、c-C3 H、C13 CH、13 CCH、l-C3 H和l-H2 C3）。我们从l-C_3 H ~+中发现了新的谱线，并提高了它的转动光谱常数。未检测到阴离子或氘代烃：[C2 D]/[C2 H]<0.2%，[C2 H-]/[C2 H]<0.007%和[C4 H-]/[C4 H]<0.05%。我们的气相模型可以合理地匹配大多数碳氢化合物的观测柱密度（因子<3）。由于所观察到的C2 H和C-C3 H2排放的空间分布是相似的，但不遵循PAH排放，我们的结论是，在高紫外线通量的PDR，光破坏的多环芳烃是不是一个必要的要求，以解释所观察到的最小的碳氢化合物的丰度。相反，C+、自由基和H2之间的气相吸热反应（或具有屏障）增强了简单烃的形成。观测和模型表明，[C2 H]/[c-C3 H2]比值（PDR边缘约为32）随UV场衰减而降低。所观察到的低环状与线性C3 H柱密度比（<3）与高电子丰…
2014-12-17 astro-ph.GA
Spitzer reveals what's behind Orion's Bar
我们目前斯皮策太空望远镜观测的11个地区东南部的明亮酒吧在猎户座星云，沿径向从令人兴奋的恒星θ 1 OriC，从2.6延伸到12.1 '。我们的第5周期方案获得了具有匹配的IRS短-高（SH）和长-高（LH）孔径网格图案的深光谱。大多数以前的红外任务只观察到内部的几个弧分。猎户座是ISM研究的基准，特别是元素丰度。斯皮策望远镜的观测提供了一个独特的视角，通过观察Ne（Ne+，Ne++）和S（S++，S 3+）在猎户座和H II区域的主要电离状态。Ne/H丰度比特别好地确定，其值为（1.01+/-0.08）E-4。我们在CTIO获得了相应的新的地基光谱。这些光学数据用于估计每个斯皮策位置的电子温度、电子密度、消光系数和S+/S++比。这允许对总气相S丰度进行调整，因为斯皮策没有观察到S+线。气相S/H丰度比为（7.68+/-0.30）E-6。即使在没有测量较弱的氢线H（7-6）时，也可以确定Ne/S丰度比。根据光学S+/S++比率调整的平均值为Ne/S = 13.0+/-0.6。我们从θ 1 OriC导出了[S III]和[S II]的电子密度与距离的关系。这两种分布在很大程度上都随着距离的增加而减少。一个戏剧性的发现是高电离Ne++的存在，从θ 1 OriC一直到外光学边界~12'。这个红外结果是强大的，而光学证据的观测高电离物种（如O++）在外部光学边界遭受不确定性，因为散射的发…
2010-08-16 astro-ph.GA
The origin of dust polarization in the Orion Bar
本文利用 SOFIA HAWC+ 多波段尘埃偏振观测，研究猎户座棒光解离区中尘埃颗粒排列方向从磁场（B-RAT）向辐射场（k-RAT）转变的条件，限定了转变对应的颗粒尺寸，并发现这些颗粒过大而无法在辐射驱动旋转破裂中存活，从而推断大部分颗粒仍以超热旋转状态沿磁场排列。
2023-05-03 astro-ph.GA
Herschel / HIFI spectral line survey of the Orion Bar - Temperature and density differentiation near the PDR surface
光子主导区（Photon Dominated Regions，PDR）是年轻大质量恒星周围主要电离物质和主要分子物质之间的界面。对这些区域的物理和化学结构的分析可以追踪年轻大质量恒星的远紫外线辐射对其环境的影响。我们目前的结果的物理和化学结构的原型高紫外线照明的边缘上的猎户座酒吧PDR从一个公正的谱线调查，具有广泛的光谱覆盖范围。Herschel空间天文台上的HIFI仪器以1.1 MHz的分辨率获得了480-1250 GHz和1410-1910 GHz的光谱扫描。对于具有多个跃迁的分子，我们使用旋转图来获得激发温度和柱密度。对于具有单个检测到的跃迁的物种，我们使用光学薄LTE近似。在具有可用碰撞速率的物种的情况下，我们还进行了非LTE分析以获得动力学温度、H2体积密度和柱密度。在Herschel/HIFI谱线巡天中，共探测到29个分子（包括同位素体）的120条谱线，其中包括CO的11个跃迁、13 CO的7个跃迁、C18 O的6个跃迁、H2 CO的10个跃迁和H2O的6个跃迁。大多数物种的示踪动力学温度在100 ~ 150 K之间，H2体积密度在10^5 ~ 10^6 cm^-3之间。温度和/或密度在这个范围之外的物种包括H2 CO跃迁，它跟踪一个非常高的温度（315 K）和密度（1.4x10^6 cm^-3）的成分，以及SO，它对应于最低温度（56 K），这是谱线测量的一部分。所观…
2016-12-02 astro-ph.GA
OH emission from warm and dense gas in the Orion Bar PDR
作为一个远红外（FIR）光谱扫描与赫歇尔/PACS的一部分，我们提出了第一次检测到的羟基自由基（OH）对猎户座酒吧光解区（PDR）。在~65、~79、~84、~119和~ 163 μ m处探测到了五个能级在E_u/k~511 K范围内的OH转动λ-二重态。OH谱线的总强度为I（OH）~ 5x 10 ^-4 erg s^-1 cm^-2 sr^-1。观察到的旋转激发OH谱线的发射得到了扩展，并与高J CO和CH^+ J=3-2谱线的发射有很好的相关性（但显然与水蒸气无关），指向一个共同的起源。非定域、非LTE辐射转移模型（包括周围远红外辐射场的激发）表明，OH产生于温暖（Tk~160-220 K）和稠密（n_H~10^{6-7} cm^-3）气体的小填充因子组分中，源平均OH柱密度为~10^15 cm^-2。高密度和温度光化学模型预测了低深度（A_V<1）和小空间尺度（~10^15 cm）下的这种增强OH柱，其中OH的形成是由原子氧与分子氢的气相吸热反应驱动的。我们解释的扩展OH排放来自未解决的结构暴露于远紫外线（FUV）辐射附近的酒吧边缘（光蒸发团块或细丝），而不是从低密度的“interclump”介质。光解导致OH/H2O丰度比（>1）远高于预期在同样温暖的地区没有增强FUV辐射场。
2011-05-13 astro-ph.GA
The VLT MUSE NFM view of outflows and externally photoevaporating discs near the Orion Bar
本研究利用VLT/MUSE NFM观测猎户座巴附近两个带盘年轻恒星，揭示FUV辐射驱动盘质量损失的作用，纠正HH 519外流的起源并发现新致密外流。
2023-08-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Spatial distribution of FIR rotationally excited CH+ and OH emission lines in the Orion Bar PDR
在高入射FUV辐射场的PDR中，振动激发的H2或热气体（~500-1000 K）的存在将增强CH+和OH的丰度和激发。激发也可能起源于致密气体（>10^5 cm-3），随后是非反应性碰撞。以前的观察表明，CH+和OH与致密和温暖的气体，和地层泵有助于CH+的激发。我们研究了猎户座酒吧的CH+和OH排放的空间分布，以建立其物理起源和主要的形成和激发机制。我们用Herschel（PACS）在110“x110”的区域内给出了猎户座棒中CH+ J=3-2跃迁在119.8 μm处和OH Λ-双峰在84 μm处的空间采样图。我们比较这些分子的空间分布与它们的化学前体，C+，O和H2，和示踪剂的温暖和稠密的气体。我们评估的空间变化的CH+ J=2-1速度分辨线轮廓观察与赫歇尔（HIFI）。OH和CH+线与高J CO排放有很好的相关性，并描绘了温暖而致密的分子区域。虽然相似，但CH+和OH形态的差异表明CH+的形成和激发与所观察到的振动激发的H2有关。这表明，地层泵作用有助于CH+的激发。有趣的是，OH 84 μm的旋转激发发射峰与明亮的年轻天体244-440相吻合，这表明OH可以成为紫外辐照致密气体的良好示踪剂。CH+和OH的空间分布在我们的地图中显示与以前的建模研究是一致的。紫外辐射致密气体中的地层泵送和非反应性碰撞都是重要的CH+ J=3-2激发过程。84 μm处OH ~-Λ-双态的激发主要…
2016-09-14 astro-ph.GA
PDRs4All IV. An embarrassment of riches: Aromatic infrared bands in the Orion Bar
本研究利用JWST的高灵敏度高分辨率红外观测，梳理了猎户座星云PDR的芳香红外波段清单与五区域模板光谱，揭示了AIB的精细特征及多环芳烃光化学演化规律，支持grandPAHs模型。
2023-09-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spatially resolved images of reactive ions in the Orion Bar
我们报告高角分辨率（4.9”x 3.0”）的图像的活性离子SH+，HOC+，SO+对猎户座酒吧光解区（PDR）。我们使用ALMA-ACA映射几个旋转线在0.8毫米，补充与IRAM 30米望远镜获得的多线观测。SH+和HOC+发射被限制在振动激发的H2^* 发射之后的2英寸至10英寸宽的窄层（约800至4000 AU，取决于假设的PDR几何形状）。这两种离子都有效地形成在非常接近H/H2过渡区的地方，在A_V < 1等的深度进入中性云，在那里大量的C+，S+和H2^* 共存。SO+的峰值稍微深入云层。所观察到的离子具有较低的转动温度（T_rot~10-30 K << T_k）和较窄的谱线宽度（~2-3 km/s），比较轻的活性离子CH ~+的谱线宽度窄约2倍。这与CH+比重离子更高的反应性和更快的辐射泵浦速率相一致，重离子通过弹性碰撞被相对更快地驱动向更小的速度色散，并且通过非弹性碰撞被相对更快地驱动向更低的T_rot。我们根据非LTE激发模型（n（H2）~10^5-10^6 cm^-3，n（e^-）~10 cm^-3，T_k~200 K）估算了柱密度和平均物理条件。不管激发的细节，SH+和HOC+清楚地跟踪紫外线照射的分子云表面的最暴露的层，而SO+产生从稍微屏蔽层。
2017-04-27 astro-ph.GA
Tearing the Veil: interaction of the Orion Nebula with its neutral environment
本文介绍了用卡尔G. Jansky甚大阵列，角分辨率为7.2“x5.7”，速度分辨率为0.77 km/s。我们的数据揭示了HI吸收对无线电连续的HII区域，和HI发射所产生的猎户座酒吧光子主导的区域（PDR）和猎户座KL流出。在Orion Bar PDR中，HI信号峰值位于与H2近红外振动线发射相同的层中，与H2的光解模型一致。该区域的气体温度约为540 K，PDR中团簇间气体中的HI丰度为可用氢核的5-10%。因此，该区域中的大部分气体仍然是分子。面纱上的机械反馈通过猎户座星云中电离流系统的相互作用表现出来，特别是赫比格-哈罗天体HH 202与面纱的相互作用。这些相互作用引起面纱中气体的显著的蓝向速度移动。这个流动系统与面纱相互作用的明确证据表明，面纱和四边形恒星之间的距离需要向下修正到大约0.4pc。电离腔的深度约为0.7pc，远小于面纱的深度和横向范围。我们的结果重申了M42 HII区域的水泡模型，同时也揭示了它与更大规模的中性环境的关系。
2012-11-02 astro-ph.GA
Deuterated Polycyclic Aromatic Hydrocarbons in the Interstellar Medium: Constraints from the Orion Bar as Observed by the James Webb Space Telescope
研究通过詹姆斯·韦伯空间望远镜观测猎户座条带，模拟小氘代多环芳烃红外发射光谱，发现其可作为星际介质中缺失气相氘原子的潜在重要储库。
2025-03-04 astro-ph.GA
PDRs4All VI: Probing the Photochemical Evolution of PAHs in the Orion Bar Using Machine Learning Techniques
本研究利用二分k均值聚类分析JWST观测数据，探究猎户座星云PDR中PAH的光化学演化，揭示了不同谱带的空间变化规律及紫外辐射的核心驱动作用。
2023-11-02 astro-ph.GA
The water line emission and ortho-to-para ratio in the Orion Bar photon-dominated region
一个非常低的ortho-to-para比（OPR）的0.1-0.5之前报道的猎户座酒吧光子主导的区域（PDR），根据观察两个光学薄$\mathrm{H_2^{18}O}$线，通过使用单板大速度梯度模型进行分析。相应的自旋温度不符合在这个紫外光照射区域的分子气体的动力学温度。这被解释为水分子在冰冷的颗粒上形成的指示，随后通过UV光解吸释放。在猎户座酒吧，包括七个$\mathrm{H_2^{16}O}$线和一个$\mathrm{H_2^{18}O}$线，使用Herschel/HIFI仪器进行了更完整的一套水的观测，重新分析使用Meudon PDR代码推导气相水丰度和OPR，考虑到陡峭的密度和温度梯度存在于该地区。模型线强度是在良好的协议与观察假设水分子形成的OPR对应于热平衡条件下的气体的局部动力学温度，当单独考虑气相化学和水气颗粒交换通过吸附和解吸。气相水预计将出现从一个区域深入到云，对应于$A_{\mathrm{V}} \sim 9$的视觉消光，与$\mathrm{H_2^{16}O}$分数丰度$\sim 2\times 10^{-7}$和柱密度$(1.4 \pm 0.8) \times 10^{15}$厘米$^{-2}$的总云深度为$A_{\mathrm{V}}=15$。推导出了$2.8 \pm 0.2$的视线平均正对比。观测数据是一致的核自旋异构体再分配对应的热平衡温度为$36…
2019-10-07 astro-ph.GA physics.chem-ph
Massive Quiescent Cores in Orion: Dynamical State Revealed by High-Resolution Ammonia Maps
我们提出了结合VLA和绿岸望远镜图像的\ammonia \反转跃迁（1，1）和（2，2）OMC 2和OMC 3。我们关注的是相对静止的猎户座核心，这是远离梯形星团，没有大质量的原恒星的迹象，也没有演化的恒星形成，如IRAS源，水脉泽，甲醇脉泽。这些数据的5 \arcsec \角分辨率和$0.6 \rm{}km\,s^{-1}$速度分辨率使我们能够在$\sim{}0.02 \rm{}pc$尺度上研究这些核心的热状态和动力学状态，与目前的尘埃连续统调查相当或更小。我们测量了总共30个核心的温度，平均质量为$11\,\Ms$，半径为$0.039 \rm{}pc$，维里质量比$\bar{R_{vir}}$ = 3.9，临界质量比$\bar{R_{C}}$ = 1.5。十二个源包含\textit{Spitzer}原恒星。这样定义的无星子样本和原恒星子样本具有相似的温度、线宽，但质量不同，前者的平均值为$7.3\,\Ms$，后者的平均值为$16\,\Ms$。与其他古尔德带致密核心相比，猎户座核心具有更高的重力动能比，更多的核心具有大于单位临界质量比的临界质量比。猎户座致密核心的速度色散与低质量恒星形成区的核心相似，但对于五个尺寸来说质量更大。有些地核似乎具有真正的超临界重力动能比，即使考虑到显著的观测不确定性：热和非热气体蛾本身不能防止崩溃。
2013-04-16 astro-ph.GA
Direct estimation of electron density in the Orion Bar PDR from mm-wave carbon recombination lines
在恒星形成区域，相当一部分分子气体受到恒星紫外光子的照射。在这些环境中，电子密度（n_e）在气体动力学、化学和某些分子的碰撞激发中起着至关重要的作用。通过对新的毫米波碳复合谱线（mmCRL）和现有的远红外[13 CII]超精细谱线观测，我们确定了原型强辐射光解离区（PDR）猎户座条（Orion Bar）的n_e。我们用IRAM 30 m望远镜以~ 25“角分辨率观测到12个毫米CRL（包括α、β和γ跃迁），朝向Bar的H/H2解离前沿（DF）。我们还提出了跨PDR的mmCRL排放削减。这些线跟踪C+/C/CO气体过渡层。作为频率低得多的碳放射性复合线，mmCRL产生于中性PDR气体，而不是来自邻近HII区的电离气体。这一点很容易从它们的窄谱线剖面（dv=2.6+/-0.4 km/s）和LSR谱线峰值速度（v_LSR=+10.7+/-0.2 km/s）看出。光学薄[13 CII]超精细线和分子线-发射接近DF的微量物种，如反应离子CO+和HOC+ -显示相同的线剖面。我们使用[13 CII]和mmCRL的非LTE激发模型，推导出DF方向的n_e = 60-100 cm^-3，T_e = 500-600 K。推断出的电子密度很高，比以前认为的高出一个数量级。他们提供了一个下限的气体在PDR边缘的热压力，而不使用分子示踪剂。假设电子丰度等于或低于碳的气相元素丰度，我们得到P_th >（2…
2019-04-25 astro-ph.GA
A nebular analysis of the central Orion Nebula with MUSE
本文介绍猎户座星云中央的星云分析及其主要结构。我们利用MUSE在波长范围4595-9366 nm的积分场观测，以产生第一个O，S和N离子和总丰度图，该区域跨度为6' x 5'，空间分辨率为0.2”。我们使用S $_{23}$（=（[SII] $λ$ 6717，31 +[SIII] $λ$ 9068）/H $β$）参数，以及[OII]/[OIII]作为电离程度的指标，以区分各种小尺度结构。唯一被MUSE覆盖的猎户座子弹是HH 201，它在整个[FeII] $λ$ 8617行中显示了一个双分量，表明膨胀，我们讨论了这个物体正在经历破坏性事件的场景。我们将位于亮条南部的proprids根据它们的S $_{23}$值分为四类，提出了S $_{23}$参数作为线发射原子激发的冲击贡献的指标的实用性，并表明MUSE数据能够识别与磁盘和微射流相关的proprids。计算了H $α$、[OIII] $λ$ 5007、[SII] $λ$ 6731和[OI] $λ$ 6300发射谱线的二阶结构函数，分析了MUSE覆盖区的湍流速度场。我们发现，MUSE的光谱和空间分辨率是不能够忠实地再现以前的作品的结构功能。
2015-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
PDRs4All XXII. Near-Infrared continuum in the Orion Bar
The University of Tokyo（东京大学）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；The University of Western Ontario（韦仕敦大学）；Institute for Earth and Space Exploration（地球与太空探索研究所）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）；Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie（天体物理学与行星学研究所在）；Université Toulouse III - Paul Sabatier（图卢兹第三大学-保罗·萨巴蒂耶大学）；CNES（法国国家空间研究中心）；Institut d’Astrophysique Spatiale（空间天体物理研究所）；NASA Ames Research Center（美国宇航局艾姆斯研究中心）；Centro de Astrobiología (CSIC-INTA)（天体生物学中心（西班牙高等科研委员会-国家航空航天技术研究所））；CSIC（西班牙高等科研理事会）；INTA（国家航空航天技术研究所）；Instituto de Física Fundamental（基础物理研究所）
本研究以猎户座 Bar 为对象，利用 JWST 的 NIRSpec 数据研究近红外连续谱，发现其可近似为两个黑体叠加，碳簇 recurrent fluorescence 或为低温成分的起源，还探测到水冰与CO₂冰的吸收特征。
2026-08-18 astro-ph.GA
PDRs4All XVI. Tracing aromatic infrared band characteristics in photodissociation region spectra with PAHFIT in the JWST era
本研究提出PAHFIT的Python版本及PDR包，用于分解JWST光谱中的芳香红外波段，追踪AIB轮廓变化，揭示PAH载体光化学演化，并量化猎户座棒与NGC7469的相似性。
2025-08-01 astro-ph.GA
PDRs4All XXIII. JWST-MIRI template spectra of PAHs in the Orion Bar obtained with blind signal separation
Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie, Université de Toulouse, Centre National de la Recherche Scientifique (CNRS), Centre National d’Etudes Spatiales（天体物理学与行星学研究所，图卢兹大学，法国国家科学研究中心，法国国家空间研究中心）；NASA Ames Research Center（美国宇航局艾姆斯研究中心）；Centro de Astrobiología (CAB), INTA-CSIC（航空天文学中心（CAB），西班牙国家航空航天技术研究所-西班牙国家研究委员会）；Instituto de Física Fundamental (CSIC)（基础物理研究所（CSIC））；Institut d’Astrophysique Spatiale, Université Paris-Saclay, CNRS（天体物理研究所，巴黎萨克雷大学，法国国家科学研究中心）；Department of Astronomy, Graduate School of Science, The University of Tokyo（东京大学理学研究科天文学系）
本研究利用JWST MIRI-MRS观测数据，通过多成分拟合和非负矩阵分解提取出两个PAH的AIB模板，可用于分析其他天体的PAH发射。
2026-10-15 astro-ph.GA
Layers in the Central Orion Nebula
猎户座星云内部存在着多层结构，这一点是利用2”和12 km/s分辨率的光谱图集数据得到的。这些数据有时被分组为10“x10“的样品以产生高信噪比光谱，有时被分组为12.8”-39”宽的伪狭缝光谱序列以用于高空间分辨率研究。发现了多个速度系统：Vmif跟踪主电离锋（MIF），Vscat来自背景光子解离区（PDR）中粒子对Vmif发射的后向散射，Vlow是MIF前面的电离层，如果它是在梯形星中看到的恒星吸收线的来源，它必须位于前景面纱和那些恒星之间，Vnew可以表示电离气体从面纱蒸发远离观察者。存在诸如亮条的特征，其中速度的变化是由于MIF的倾斜变化，但是超过约25“的速度变化是由背景PDR的速度变化引起的。在猎户座-S云25”ENE的区域中，人们发现[OIII]分量发生了巨大的变化，包括来自Vlowoiii和Vmifoiii的信号变得相等，表明气体对>24.6 eV的恒星光子的遮蔽。这一特征在猎户座-S云的西部和南部地区也可以看到。
2018-04-17 astro-ph.GA
Sub-arcsecond imaging of HCN and CN in the Orion Bar. UV-driven warm Nitrogen chemistry in dense environments
Instituto de Física Fundamental (CSIC)（基础物理研究所）；Institut de Radioastronomie Millimétrique（毫米波射电天文学研究所）；LUX, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Universités（巴黎天文台）；Univ. Bordeaux, CNRS, Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux, UMR5804（波尔多大学）
利用ALMA亚角秒成像观测猎户座棒状结构中的HCN和CN发射，发现其峰值靠近离解前沿，揭示紫外驱动化学在致密环境中形成暖氮气体并示踪密度梯度。
2026-09-18 astro-ph.GA
PDRs4All XI. Detection of infrared CH$^+$ and CH$_3^+$ rovibrational emission in the Orion Bar and disk d203-506: evidence of chemical pumping
本文利用 JWST 在猎户座棒和原行星盘 d203-506 中首次探测到 CH$^+$ 与 CH$_3^+$ 振转发射，揭示其形成和激发由化学泵浦主导并高度依赖气体密度，为示踪局部密度提供了新诊断手段。
2025-02-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Extended High Circular Polarization in the Orion Massive Star Forming Region: Implications for the Origin of Homochirality in the Solar System
我们在猎户座星云中呈现了一幅宽视场（~ 6 'x6'）和深近红外（Ks波段：2.14微米）的圆偏振图像，其中大质量恒星和许多低质量恒星正在形成。我们的研究结果表明，一个高圆偏振区域在空间上扩展（~0.4 pc）周围的大质量恒星形成区，BN/KL星云。然而，其他区域，包括线性偏振的猎户座酒吧，没有显示出显着的圆偏振。与BN/KL星云相比，大多数低质量的年轻恒星在线偏振或圆偏振下都没有可检测到的扩展结构。如果我们的太阳系形成于一个巨大的恒星形成区，并受到净圆偏振辐射的照射，那么通过不对称光化学，陨石母体中可能会产生过量的对映体，并随后传递到地球。这些可能在地球上生物同手性的发展中发挥了作用。
2010-01-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
PDRs4All XIX. The 6 to 9 $μ$m region as a probe of PAH charge and size in the Orion Bar
本研究利用JWST MIRI观测猎户座棒状PDR，通过分析6-9微米AIBs的空间形态和相关性，揭示6.2/8.6等波段比率可探测PAH尺寸，6.2/11.2比率是带电PAHs最可靠指标，并提出了有效的成像示踪方案。
2025-10-07 astro-ph.GA
Extensive [CI] Mapping toward the Orion-A Molecular Cloud
利用阿塔卡马亚毫米波望远镜实验（ASTE）10 m望远镜在飞行模式下对猎户座A巨分子云进行了宽视场（0.17度^2）、高角分辨率（21.3角秒~ 0.04秒差距）的[CI]线观测。[CI]发射的总体特征类似于Shimajiri等人（2011）中的CO（1- 0）发射;[CI]与CO发射的总强度比范围为0.05至0.2。[CI]发射的光学深度为0.1 - 0.75，表明光学薄发射。[CI]发射的柱密度估计为（1.0 - 19）x 10^17 cm^-2。这些结果与先前[CI]在2.2弧分的低角分辨率下的观测结果一致（例如Ikeda等人，1999）。在猎户座棒、DLSF、M 43壳和区域D的近侧PDR及其候选者中，[CI]排放的分布与CO排放的分布一致，与平面平行PDR模型的预测不一致（Hollenbach & Tielens 1999）。此外，猎户座A云中的[CI]分布与^{13}CO（1- 0）、C^{18}O（1- 0）和H^{13}CO^+（1- 0）谱线的分布比CO（1- 0）谱线的分布更相似，这表明[CI]发射不仅限于云表面，而且还追踪云的致密内部。
2013-08-08 astro-ph.GA
The APEX-CHAMP+ view of the Orion Molecular Cloud 1 core - Constraining the excitation with submillimeter CO multi-line observations
猎户座分子云1（OMC-1）的高密度部分包含突出的温暖的Kleinmann-Low（KL）星云，该星云内部由高能事件提供动力，再加上一个更远的区域，在该区域中正在形成中高质量恒星。它的外部受到来自邻近猎户座星云团的紫外辐射的影响，形成了具有显著棒特征的原型光子主导区（PDR）。OMC-1的核心区域距离地球很近，因此成为研究致密分子星际介质和PDR的试金石。使用阿塔卡马探路者实验望远镜（APEX），我们已经成像的线发射的多个一氧化碳（CO）同位素的OMC-1核心区域的多个跃迁。我们的观测采用了2x 7像素的亚毫米CHAMP+阵列，以产生12 CO，13 CO和C18 O从中J跃迁（J=6-5至8-7）的地图（约300 arcsec x 350 arcsec）。我们还获得了该区域的~（13）CO和~（18）O J=3-2像。12 CO谱线的发射显示了一个明确的结构，它是由各种现象所塑造和激发的，包括来自附近猎户座星云中心梯形星团中炽热大质量恒星的高能光子，活跃的高质量和中等质量恒星的形成，以及激发KL星云的过去高能事件。各种CO同位素谱线的辐射转移模型表明，OMC-1核心区域典型的H2密度约为10^4-10^6 cm^-3，温度通常较高（约为50-250 K）。我们估计OMC-1核心区域的温暖气体质量为86-285太阳质量。
2011-12-05 astro-ph.GA
H2 emission in the Orion Bar, NGC7023 and the Horsehead Nebula observed with the James Webb Space Telescope
Instituto de Física Fundamental (CSIC)（基础物理研究所（西班牙科学理事会））；Institut d’Astrophysique Spatiale, Université Paris-Saclay, CNRS（空间天体物理学研究所，巴黎萨克雷大学，法国国家科学研究中心）；Department of Physics and Astronomy, University of Western Ontario（韦仕敦大学物理与天文系）；Institute for Earth and Space Exploration, The University of Western Ontario（韦仕敦大学地球与太空探索研究所）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文系）；Astronomy Department, University of Maryland（马里兰大学天文系）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）
本研究利用JWST观测猎户座棒、NGC7023和马头星云的H2发射，分析其空间形态与激发机制，发现不同PDR中温度相似但正仲比有差异，并指出H2发射不足以单独示踪PDR内部温度密度梯度，需结合其他示踪剂。
2026-09-28 astro-ph.GA
The PAH 3.4 micron feature as a tracer of shielding in the Orion Bar and NGC 6240
利用JWST数据分析PAH 3.4微米光谱特征，首次在河外星系NGC 6240识别出短/长脂肪链对应的两个成分，揭示其与分子气体屏蔽的关联，为星际介质物理条件诊断提供新工具。
2025-11-17 astro-ph.GA
[CII] 158$μ$m emission from Orion A. II. Photodissociation region physics
[CII] 158 $μ$ m精细结构线是中等亮度远紫外（FUV）辐射场照射下中等密度光解离区（PDR）的主要冷却线。我们的目标是了解[CII]排放的起源及其与PDR中气体和尘埃的其他示踪剂的关系。其中一个重点是研究星际气体的加热效率，通过[CII]线追踪，以测试多环芳烃（PAH）分子和非常小的颗粒对中性气体的光电加热模型。我们利用了猎户座星云复合体的速度分辨[CII]线发射的平方度图，并将其分解为各个空间分量，膨胀的面纱壳，OMC 4的表面，以及与M43的致密HII区域和反射星云NGC 1977相关的PDR。我们采用赫歇尔远红外测光图像来确定尘埃的性质。此外，我们比较了斯皮策中红外测光跟踪热尘埃和大分子，和速度分辨IRAM 30 m CO（2-1）的分子气体的观测。[CII]强度与IRAC 8 $μ$ m波段的PAH发射和暖尘的远红外发射密切相关。[CII]和CO（2-1）之间的相关性在四个分区中非常不同，并且对详细的几何形状非常敏感。恒定密度PDR模型能够再现观测到的[CII]、CO（2-1）和积分远红外（FIR）强度。我们观察到猎户座酒吧后面的面纱壳的光电加热效率的强烈变化，这些变化似乎是不相关的多环芳烃的光谱特性。猎户座星云复合体的[CII]发射主要来自适度照明的PDR表面。詹姆斯韦伯太空望远镜的未来观测可以揭示可能与这些变化有关的PAH特性。
2021-11-24 astro-ph.GA
PDRs4All IX. Sulfur elemental abundance in the Orion Bar
本研究利用JWST观测猎户座条带的硫红外谱线，结合升级版Meudon PDR代码建模，发现电离气体中硫中等耗损约2倍，且仅在假设存在未耗损硫时才能解释解离前沿DF3处[S I] 25.249 μm谱线强度。
2024-06-04 astro-ph.GA
A Study of Polycyclic Aromatic Hydrocarbon Emission in 30 Dor as seen by JWST
本文利用 JWST 成像与光谱数据研究大麦哲伦云 30 Dor 的 PAH 发射，并与 Orion Bar 比较，发现低金属丰度下 PAH 群体电离分数更高、小尺寸 PAH 更多，表明弱 PAH 发射源于大 PAH 生长受抑制而非光致碎裂。
2025-06-06 astro-ph.GA
