Chlorine-bearing molecules in molecular absorbers at intermediate redshifts
我们使用的观察中红移的分子吸收剂中的含氯物种，研究化学性质和$^{35}$ Cl/ $^{37}$ Cl同位素比的吸收视线。氯离子（H $_2$ Cl $^+$）分别在位于透镜类星体PKS 1830-211和B 0218+357前方的z=0.89和z=0.68分子吸收体中沿三条独立的视线被探测到。仅在PKS 1830-211中观察到氯化氢（HCl），发现其行为与H $_2$ Cl $^+$不同。在一条视线中检测到，丰度比为[H $_2$ Cl $^+$ ]/[HCl] $\sim 1$，但在另一条更弥散的视线中未检测到，丰度比为[H $_2$ Cl $^+$ ]/[HCl]~ $>17$。这两个含氯物种的吸收曲线相比，其他物种和讨论的吸收气体的物理性质。我们的研究结果是一致的图片出现的化学模型，不同种类的示踪气体具有不同的分子氢分数。的$^{35}$ Cl/ $^{37}$ Cl同位素比值测量在不同的视线和恒星核合成方面进行了讨论。
2019-08-12 astro-ph.GA
Characterizing the line emission from molecular clouds. Stratified random sampling of the Perseus cloud
$Context.$表征分子云结构的传统方法是绘制它们的线发射图。$Aims.$我们的目标是测试和应用分层随机抽样技术，可以更有效地表征线发射从分子云比映射。$Methods.$我们用H2柱密度作为代用品，对英仙座云的分子发射进行了取样。我们将云划分为十个几何上间隔开的柱密度箱，并从每个箱中随机选择十个位置。IRAM 30米望远镜观测到了100个云的位置，覆盖了3毫米波段和部分2毫米和1毫米波段。$Results.$我们的分析集中在11种分子种类上，这些分子种类在大多数柱密度箱中检测到。在所有情况下，线强度与H2柱密度紧密相关。对于CO同位素，趋势相对平坦，而对于高偶极矩物质如HCN、CS和HCO+，趋势近似线性。我们重现这种行为与云模型中的气体密度随柱密度增加，其中大多数物种具有丰富的配置文件，其特征在于由外部的光解边缘和内部的冻结下降。高偶极矩物质的强度行为来自激发效应和分子冻结的组合，具有来自光学深度的一些调制。这种与H2柱密度的准线性依赖关系使得低柱密度的气体在云积分发射中占主导地位。它也使得大多数高偶极矩物质的发射与光解离边缘内的云质量成正比。$Conclusions.$分层随机取样是一种有效的分子云发射特征分析技术。它表明，尽管英仙座的外观复杂，但它的分子发射遵循一个相对简单的模式。
2021-01-07 astro-ph.GA
Aromatic Species in the Molecular Universe
本文探讨星际多环芳香烃的形成、特性及在天体物理中的作用，通过望远镜观测与实验室研究揭示其在星际介质中的化学演化。
2026-03-04 astro-ph.GA
A luminous molecular gas pair beyond redshift 7
我们报告的第一次检测到分子气体超过红移7。该分子气体与类星体候选者PSO J145.5964+19.3565及其伴星PSO J145.5964+19.3565N的宿主星系有关，两者相距20.7 kpc。在CO（6-5）和CO（7-6）两条转动跃迁线上检测到两个伴星的分子气体。我们还在z=7.08处检测到PSO J145.5964+19.3565的莱曼-α线。莱曼α线发射被扩展，可能代表两个不同来源在<5 kpc的分离处的混合发射。探测到的CO和莱曼α辐射可能来自一个相互作用的恒星形成星系系统，该系统可能拥有一个类星体。我们还报告了一个新的发射线的检测系统，这是一个可能的793.62-GHz的水脉泽线。
2019-07-05 astro-ph.GA
The Molecular Inventory of TMC-1 with GOTHAM Observations
本文利用GOTHAM巡天数据对TMC-1进行统计分析，通过自动化流程和贝叶斯MCMC拟合确定了102种分子的柱密度，发现以不饱和烃为主，并识别出十种芳香族分子，为天体化学模型提供基准。
2025-09-08 astro-ph.GA
Chemical segregation of complex organic O-bearing species in Orion KL
我们研究了复杂的含O物质（包括迄今为止在太空中检测到的最大和最复杂的物质）向猎户座KL（最接近的大质量恒星形成区）的化学分离。使用ALMA科学验证数据获得的分子线图像显示了化学相关物质的明显分离，取决于其不同的官能团。我们以1.5”角分辨率绘制了13 CH 3OH、HCOOCH 3、CH 3 OCH 3、CH 2 OCH 2、CH 3COOCH 3、HCOOCH 2CH 3、CH 3CH 2 OCH 3、HCOOH、OHCH 2CH 2 OH、CH 3COOH、CH 3CH 2 OH、CH 3 OCH 2 OH、OHCH 2CHO和CH 3COCH 3的发射图，并提供了这些物质朝向该区域不同气体组分的分子丰度。我们通过仔细选择没有混合和不透明效果的线，解开这些物种在不同猎户座组件中的发射。由于残留的混合和不同的激发条件在分子的空间分布可能产生的影响也得到了解决。我们发现，虽然含有C-O-C基团（即醚基团）的物质在紧凑的脊上表现出它们的峰值发射和更高的丰度，但热芯南部是含有与碳原子（C-O-H）结合的羟基（-OH）的物质呈现出它们的发射峰值和更高丰度的组分。这一发现使我们能够提出甲氧基（CH 3 O-）和羟甲基（-CH 2 OH）自由基的主要驱动程序的化学在紧凑的山脊和热核心南部，分别，以及不同的进化阶段和流行的物理过程中的不同猎户座组件。
2018-11-21 astro-ph.GA
Molecular transitions as probes of the physical conditions of extragalactic environments
从头算网格的时间相关的化学模型，不同的气体密度，温度，宇宙射线电离率，辐射场，被用来作为输入RADEX计算。表的丰度，柱密度，理论线强度，和一些最常用的致密气体示踪剂的线比。讨论了分子比率中固有的相关度和简并度。还提供了与实例观测的理论强度的比较。我们发现，在探索的参数空间内，化学丰度可以通过一组定义良好的气体密度-气体温度-宇宙射线电离率的物种，我们在这里调查的约束。然而，线强度，以及更重要的是，线比，从不同的化学模型可以非常相似，导致一个明确的简并性。我们还发现，受到银河宇宙射线电离率的气体不一定在100万年前达到稳定状态。受时间依赖性影响最大的物种是HCN和CS，两者都是高密度示踪剂。我们使用我们的方法来适应一组来自两个星系的数据。我们发现，（i）分子线的比例可以很容易地匹配，甚至与错误的个别线强度;（ii）没有一组的物种可以匹配的一个组件ISM;（iii）一个物种可能是一个很好的示踪剂的一个充满活力的过程，但只有在特定的密度和温度条件下。我们表明，通过考虑到每个物种背后的化学和个别线的强度，许多简并所产生的只是使用分子线比可以避免。最后，我们表明，使用一个物种或比率作为一个单独的能量过程（例如宇宙射线，紫外线）的示踪剂应该谨慎行事。
2017-10-13 astro-ph.GA
ALMACAL X: Constraints on molecular gas in the low-redshift circumgalactic medium
本研究利用毫米亮背景类星体视线上的CO吸收测量，首次约束低红移星系周介质中分子气体，未探测到吸收，排除极端富分子气体CGM，并设定体积填充因子统计上限。
2023-04-24 astro-ph.GA
Monte Carlo simulation to investigate the formation of molecular hydrogen and its deuterated forms
$H_2$是最丰富的星际物种。其氘代形式（$HD$和$D_2$）也非常丰富。这些分子的巨大丰度可以通过考虑星际尘埃上发生的化学反应来解释。速率方程法因其简单易行而被广泛用于研究颗粒表面物种的形成。然而，由于任何表面物种形成的复合效率严重依赖于各种物理和化学参数，Monte Carlo方法将是最适合于处理过程的随机性的方法。我们用蒙特卡罗模拟研究星际冰上$H_2$、$HD$和$D_2$的形成。表面物种的吸附能是星际尘埃上任何物种形成的关键输入，但氘代物种的结合能尚未确定。在模拟星际尘埃的化学性质时，氢化和氘代物质之间存在零点能校正。根据一些早期的研究，我们考虑了不同的吸附能来研究这些物种在不同的物理环境中的形成。正如预期的那样，这两种方法（速率方程法和蒙特卡罗方法）的显着差异，观察到这些简单的分子在星际冰的生产。我们引入两个因子，即$S_f$和$β$来解释这些差异：$S_f$是一个比例因子，它可以用来关联率方程和蒙特卡罗方法之间的差异。$β$因子表示各种情况下的形成效率。较高的$β$值表示较低的生产效率。我们发现，$β$增加，从气相到晶粒相的吸积率的降低。
2015-04-24 astro-ph.GA
Episodic Explosions in Interstellar Ices
我们提出了一个模型的形成大有机分子在乌云。这些分子是在高密度的气相中产生的，这种气相存在于冰幔爆炸升华之后。爆炸是由被困的氢原子的灾难性复合引发的。我们建议，在分子云，冻结到冰帽，自由基的积累，爆炸，然后快速（三体）气相化学的过程中发生的循环方式。这会导致星际介质的分子富集。一个模型的时间依赖性的化学，基于这一假设，表明可以形成显着丰度的大分子物种，虽然物种的复杂性是有限的气体中的短膨胀时间尺度，紧接着地幔爆炸。我们发现，这种机制可能是一个重要的来源较小的有机物种，如甲醇和甲醛，以及前体生物分子的形成。最重要的是，我们预测这些较大的分子物种在静态分子云，而不仅仅是动态活跃的区域，如热核心的气相存在。因此，我们提出的机制补充了大分子形成的替代方法，例如那些在激活的冰盖内调用固态化学的方法。
2013-01-14 astro-ph.GA
History-independent tracers: Forgetful molecular probes of the physical conditions of the dense interstellar medium
分子谱线发射是探测天体物理条件的有力工具，但建模起来可能很复杂，而且对于希望限制给定参数的观测者来说，通常不清楚哪些跃迁是最好的目标。因此，我们产生了一个分子物种的气体历史可以忽略不计，消除了主要的建模复杂性。然后，我们确定这些物种中最好的观察时，试图约束各种物理参数。为了实现这一目标，我们使用了一个大的化学模型与不同的化学历史，以确定哪些物种的丰度在1百万年，是不敏感的初始条件。然后，我们使用辐射转移模型来产生这些分子的每个跃迁的强度。最后，我们计算的物理参数和所有的过渡和过渡比之间的互信息，以确定一个给定的参数的值，以排名他们的有用性。我们发现48种是不敏感的气体，其中23个碰撞数据的化学历史。我们产生的所有这些物种的转换和比率的排名列表，使用它们的相互信息与各种气体性质。我们表明，互信息是一个足够的措施，以及如何过渡可以约束一个物理参数，通过恢复已知的探针，并证明随机森林回归模型成为更准确的预测时，包括高分功能。因此，该列表可用于选择观测的目标跃迁，以便最大限度地了解这些物理参数。
2022-01-04 astro-ph.GA
Enabling the next generation of cm-wavelength studies of high-redshift molecular gas with the SKA
平方公里阵列将是研究遥远宇宙中气体的革命性仪器。SKA 1将有足够的灵敏度来探测和成像原子21厘米HI在个别星系在显着的宇宙学距离，补充正在进行的ALMA成像的红移高J CO线发射和远红外星际介质线，如[CII] 157.7微米。在低于~50 GHz的频率下，对CO、HCN、HCO+、HNC、H2O和CS的低J跃迁的红移发射的观测提供了对星系中冷的、致密的恒星形成气体的运动学和质量预算的深入了解。在ALMA波段1（35 ~ 52 GHz）部署之前，用于研究50 GHz以下分子气体高红移的最灵敏的装置是卡尔G. Jansky甚大阵列（VLA）在这里，我们提出了一个概述的作用，SKA可以发挥在分子发射线研究期间SKA 1和SKA 2，重点研究致密气体示踪剂直接探测活跃的恒星形成区域。
2014-12-18 astro-ph.GA
Grain Surface Reactions in Molecular Clouds: The Effect of Cosmic Rays and Quantum Tunneling
颗粒表面反应在星际化学中起着重要作用，因为尘埃颗粒催化其表面的反应，从而形成分子。我们使用的化学模型，其中气相和晶粒表面反应发生，特别是研究了在晶粒表面上的扩散机制。表面反应可以通过热跳跃当物种跨越势垒或通过量子隧穿当物种跨越这个障碍。我们表明，热扩散（跳跃）可以更有效的宇宙射线粒子碰撞后的尘埃颗粒，加热到70 K的峰值温度。本文给出了考虑了H、H2和O的量子隧穿机制和宇宙线粒子碰撞对表面反应的影响后的数值模拟结果。因此，气相和颗粒表面的丰度受到影响，我们表明，更复杂的分子可以形成分子云。
2014-03-20 astro-ph.GA
Diffuse Interstellar Bands vs. Known Atomic and Molecular Species in the Interstellar Medium of M82 toward SN 2014J
我们讨论的吸收，由于各种成分的星际介质的M82中看到中等高分辨率，高信噪比的光谱SN 2014 J。在速度为45 $\le$ $v_{\rm LSR}$ $\le$ 260 km s $^{-1}$的M82中，可以看到Na I、K I、Ca I、Ca II、CH、CH $^+$和CN的复合吸收;还探测到许多弥散星际带（DIBs）。原子和分子种类的柱密度和DIB的等效宽度的比较揭示了相对丰度的相似性和差异，与我们银河系和麦哲伦云的ISM中看到的趋势相比。在这里考虑的10个相对较强的DIB中，有6个（包括$λ$ 5780.5）的强度在银河系本地ISM平均值的$\pm$ 20%以内，具有可比的N（KI）;两个弱20- 45%，两个（包括$λ$ 5797.1）强25- 40%。在一些银河系的视线中，以及朝向其他几颗河外超新星的方向，比“预期”弱的DIB [相对于N（K I）、N（Na I）和E（B-V）]似乎与强烈的CN吸收和/或重要的分子分数有关。虽然SN 2014 J的N（CH）/N（KI）和N（CN）/N（CH）比值与银河ISM中的相似，但高N（CH $^+$）/N（CH）和高W（5797.1）/W（5780.5）比值的组合在其他地方还没有发现。许多M82 DIB的质心相对于KI轮廓的包络线移动-可能是由于W（DIB）/N（KI）中的组分与组分的变化，其可以反映单个组分的分子含量。我…
2014-07-22 astro-ph.GA
An ALMA Early Science survey of molecular absorption lines toward PKS1830-211 -- Analysis of the absorption profiles
我们提出的第一个ALMA光谱调查的强吸收线的z=0.89的分子吸收器朝向透镜blazar PKS 1830 -211常见的星际物种。该数据集带来了关于前景星系中吸收气体的结构和成分的重要信息。特别是，我们发现吸收在大的速度间隔（gtrsim 100公里/秒）对两个透镜图像的耀变体。这表明，要么星系的倾角是中等的，我们采样的速度梯度或流运动在磁盘平面，分子气体有一个大的垂直分布或extraplanar组件，或者吸收体不是一个简单的螺旋星系，但可能是一个合并系统。探测到的物种数量现在达到了42种不同的物种，加上14种不同的稀有同位素，朝向西南图像，14种朝向东北视线。CH，H2O，HCO+，HCN和NH3相对于H2的丰度被发现是在银河系的弥漫介质中的那些。在迄今为止探测到的所有朝向PKS 1830 -211的谱线中，正水的基态谱线具有最深的吸收。我们认为，基态线的水有最好的潜力，用于检测扩散分子气体的吸收在高红移。
2014-04-30 astro-ph.GA
The molecular diversity of the ISM in galaxies across cosmic time
Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）；ESO-Chile（欧洲南方天文台智利分部；马克斯·普朗克地外物理研究所）；MPIfR（马克斯·普朗克地外物理研究所）；MPIfR（加那利天体物理学研究所）；IAC（拉格朗日宇宙学实验室，巴黎天文台）；LUX, Observatoire de Paris（马克斯·普朗克射电天文研究所）；MPIA（西班牙国家天文台）；OAN-IGN（欧洲空间局天文研究联盟，太空望远镜科学研究所）；AURA for ESA, STScI（紫金山天文台）；PMO（马德里康普顿斯大学）；UCM
研究通过多物种、多过渡观测揭示星系中星际介质的分子多样性，以理解恒星形成和星系演化过程。
2025-12-15 astro-ph.GA
The Effects of Subsurface Chemistry in the Grain Mantles on the Deuterium Chemistry in Molecular Clouds
氘在暗分子云核心和恒星形成区的富集通常归因于气相化学。在这里，我们研究的影响，表面和地幔化学反应的氘化的物种。我们使用一个简单的动力学化学模型，包括气体，表面和地幔孔隙相反应的氘物种。地幔被认为是部分反应，由于孔隙有足够的表面积的化学反应，这是不断改变宇宙射线。计算结果表明，表面反应一般至少对几个分子的氘化有增强作用。然而，一旦它们被掩埋并成为地幔分子，由于地幔中的过程，它们在1000万年的时间尺度内失去了氘代。如果年轻恒星形成区的氘化物质来自于颗粒地幔，那么一个谨慎的结论是，在地幔蒸发成气相之前，分子的冻结不应该超过1000万年。
2018-03-15 astro-ph.GA
ALMA Spectroscopic Survey in the Hubble Ultra Deep Field: Molecular gas reservoirs in high-redshift galaxies
我们研究了ALMA光谱巡天（ASPECS）观测到的高$z$星系的分子气体性质，该巡天的目标是哈勃超深场（UDF）中的一个$\sim1$ arcmin $^2$区域，这是一个在3 mm和1 mm波段对CO发射（示踪分子气体）的盲测。在总共1302个星系中，有56个有光谱红移和相应的明确的物理性质。其中，11个具有红外发光度$L_{\rm{}IR}>10^{11}$ L $_\odot$，即预期检测到CO发射。其中，7个在CO中以不同的显著性检测到，4个在CO排放中未检测到。在CO检测的来源，我们发现CO的激发条件低于通常发现在星爆/SMG/类星体环境。我们使用CO光度（包括未检测到的限制）来推导分子气体质量。我们讨论了我们的研究结果的背景下，以前的分子气体观测高红移（恒星形成法，气体耗尽时间，气体分数）：CO检测星系的UDF往往驻留在低$L_{\rm{}IR}$信封的散射在$L_{\rm{}IR}-L'_{\rm{}CO}$的关系，但存在例外。对于CO检测源，我们发现平均耗尽时间为$\sim$ 1 Gyr，具有显著的分散性。分子与恒星的平均质量比（$M_{\rm{}H2}$ / $M_*$）与先前测量的主序星星系在这些红移值上的结果一致，并且再次显示了不同来源之间的巨大差异。在某些情况下，我们还测量尘埃连续发射。平均而言，尘埃为基础的分子气体的估计是一个因素$\sim$ 2-5 $\…
2016-09-12 astro-ph.GA
Redshift Evolution of the H2/HI Mass Ratio In Galaxies
在本文中，我们提出了一个尝试，以估计红移星系内的分子中性气体质量比的演变（在固定的恒星质量）。对于位于恒星形成星系主序列（MS）上的五个附近的大设计螺旋样本，我们利用500 pc分辨率的恒星质量和恒星形成率（$M_{\star}$和SFR）的地图。对于相同的细胞，我们也有中性（$M_{\rm HI}$）和分子（$M_{\rm H_2}$）气体质量的估计。为了计算红移的演化，我们利用了两个关系：{ \it i）}一个是分子与中性物质的质量比和总气体质量（$M_{\rm gas}$）之间的关系，它的散射与空间分辨MS的距离有很强的依赖性，{ \it ii）}是$\log(M_{\rm{H_2}}/M_{\star})$和$\log(M_{\rm{HI}}/M_{\star})$之间的关系。对于这两种方法，我们发现，$M_{\rm H_2}$ / $M_{\rm HI}$的光学半径内略有减少与红移，相反的共同预期的星系越来越多的主导分子氢在高红移。我们讨论了这种趋势对我们理解高红移星系内部工作的可能影响。
2021-01-25 astro-ph.GA
Molecular content of the circumstellar disk in AB Aur: First detection of SO in a circumstellar disk
在围绕年轻恒星的星周盘中，已经发现了非常少的分子种类。我们正在进行一项观测研究的化学拱盘周围的金牛座T和赫比格Ae恒星。本说明介绍了这项研究的初步结果。我们使用最近安装在IRAM 30米望远镜上的EMIR接收器对AB Aur，DM Tau和LkCa 15周围的圆盘中的分子线进行了灵敏的搜索。我们检测到HCO+，CN，H2 CO，SO，CS和HCN分子向AB Aur的谱线。此外，我们初步检测到DCO+和H2S线。谱线轮廓表明，CN，HCN，H_2CO，CS和SO线出现在磁盘。这使它成为第一次在拱星盘中探测到SO。我们未能成功搜索DM Tau和LkCa 15的SO，以及AB Aur、DM Tau和LkCa 15的c-C3 H2。我们的上限表明，与迄今为止观察到的所有分子种类相反，SO在DM Tau中不如在AB Aur中丰富。我们的研究结果表明，磁盘与AB Aur是丰富的分子物种。我们的化学模型表明，SO的检测是一致的，从一个非常年轻的磁盘上的分子吸附到晶粒尚未占主导地位的化学预期。
2010-09-28 astro-ph.GA
Gas-grain model of carbon fractionation in dense molecular clouds
通过多次观测，冷分子云中的含碳分子显示出不同水平的同位素分馏。为了理解这种效应，我们开发了一个新的气体-颗粒化学模型，更新了13 C分馏反应（还包括15 N，18 O和34 S的相应反应）。对于致密云的典型化学年龄，我们的名义模型导致两个13 C水库：CO和来自CO的物种，主要是S-CO和S-CH 3OH，以及气相中的C3。名义模型导致C3，C-C3 H2和C2 H的强烈富集与观测结果相矛盾。当C3与氧原子反应时，各种观测和模拟之间的全球一致性相当好，显示了每个物种特有的可变13 C分馏水平。或者，氢原子反应导致C2 H、c-C3 H2和C2 S这两种非等效同位素体的显著相对13 C分馏效应。由于存在几种重要的分馏反应，一些含碳物质富集13 C，特别是CO，从而消耗气相中的原子13 C。这导致了在颗粒表面形成的CH 4中的13 C耗尽，这在太阳系中的CH 4中没有观察到，特别是在泰坦上。这似乎表明，在分子云的坍缩（导致原恒星盘的形成）和行星的形成之间存在着物质的转化。或者这意味着附着在颗粒上的原子碳与颗粒上已经存在的物质反应，产生非常少的CH 4。
2020-08-31 astro-ph.GA
Star Formation Suppresion by Tidal Removal of Cold Molecular Gas from an Intermediate-Redshift Massive Post-Starburst Galaxy
观测和模拟表明，星系中的恒星形成必须被积极地抑制，以防止形成过大质量的星系。由恒星反馈或超大质量黑洞吸积驱动的星系外流经常被用来调节未来恒星形成所需的冷分子气体的数量，但可能不是所有星系中唯一相关的淬火过程。我们提出了巨大的分子潮汐功能，延伸到64千秒差距以外的一个巨大的z=0.646后星暴星系，最近结束了其主要的恒星形成插曲的发现。潮汐尾含有（1.2 +/- 0.1）x10^10 Msun的分子气体，占系统总冷气体储量的47 +/-5%。无论是规模和规模的分子潮汐功能是前所未有的相比，所有已知的附近或高红移合并系统。我们推断，在合并过程中，冷气体从宿主星系中剥离，这很可能是触发初始爆发阶段和随后抑制恒星形成的原因。虽然这只是一个例子，但这一结果表明，星系合并可以通过直接去除大部分分子气体燃料来调节遥远星系中的冷气含量，并直接抑制恒星形成，这是一种与反馈驱动外流有质的不同的物理机制。
2022-08-29 astro-ph.GA
Molecular Gas in the Halo Fuels the Growth of a Massive Cluster Galaxy at High Redshift
宇宙中最大的星系位于星系团中。利用对一氧化碳的敏感观测，我们发现蜘蛛网星系--一个遥远原星系团中的大质量星系--是由一个大的分子气体库形成的。这些分子气体大部分位于原星系团之间，并且具有低速色散，这表明它是富集的星系间介质的一部分。这可能构成了一个气体库，为蜘蛛网星系早期紫外线观测中看到的广泛的恒星形成提供了燃料。我们的研究结果支持了这样一种观点，即星系团中的巨型星系是由高红移的循环气体扩展区域形成的。
2016-12-01 astro-ph.GA
ALLSMOG: an APEX Low-redshift Legacy Survey for MOlecular Gas. I - molecular gas scaling relations, and the effect of the CO/H2 conversion factor
我们提出ALLSMOG，APEX低红移遗产调查分子气体。ALLSMOG是一项巡天观测计划，目的是用APEX望远镜观测恒星质量在8.5 < log（M*/Msun）< 10范围内的局部星系（0.01 < z < 0.03）样本中的CO（2-1）发射线。本文是前两个学期观测的数据发布和初步分析，包括在CO（2-1）中观测到的42个星系。通过将这些新的CO（2-1）发射线数据与档案HI数据和SDSS光谱相结合，我们编制了一个具有明确定义的分子气体质量，原子气体质量和气相金属丰度的低质量星系样本。我们探索的气体分数和气体消耗时间尺度的缩放关系，并测试我们的研究结果在多大程度上依赖于一个不同的CO/H2转换因子。我们发现H2/HI质量比与恒星质量密切匹配的半解析预测的增加。我们发现ALLSMOG星系的平均分子气体分数为MH 2/M* =（0.09 - 0.13），随恒星质量的增加而减小。我们测量的ALLSMOG星系的平均分子气体消耗时间尺度为0.4 - 0.7 Gyr。我们还确认了分子气体消耗时标的非普适性，其变化（与恒星质量）从~ 1亿年到~2千兆年。重要的是，我们发现H2/HI质量比、气体分数和非通用分子气体消耗时间尺度的趋势对最近的金属性依赖的CO/H2转化因子的范围都是稳健的。
2014-09-16 astro-ph.GA
Molecular Gas Contents and Scaling Relations for Massive Passive Galaxies at Intermediate Redshifts from the LEGA-C Survey
近十年来的研究表明，恒星形成星系的分子气体性质在z~3范围内遵循相干标度关系，这表明分子气体、恒星形成和恒星生长之间的相互作用具有显著的规律性。然而，被动星系被认为是气体贫乏的，因此是暗淡的，因此对本机宇宙之外的被动星系中的分子气体知之甚少。在这里，我们展示了8个大质量星系（Mstar ~ 10^11 Msol）在z~0.7处的CO（2-1）发射的阿塔卡马深层大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）观测结果，这些星系被选择为在该红移处的恒星形成序列之下3-10倍，这些观测结果来自大型早期星系天体物理普查（LEGA-C）调查。我们显著地检测了一半的样品，发现分子气体分数<~0.1。我们发现，分子和恒星的旋转轴是大致一致的，认为分子气体没有吸积后，星系变得静止。我们发现，从恒星形成的人口外推的比例关系过度预测的气体分数和气体耗尽时间的被动对象，这表明存在一个突破或大的增加，在这些关系中的分散在低特定的恒星形成率。最后，我们发现，我们观察到的被动星系在中等红移的气体分数自然是一致的演变成本地大规模的早期型星系的持续低水平的恒星形成，没有必要进一步的气体吸积或动态稳定的气体水库在干预60亿年。
2018-05-07 astro-ph.GA
Chemical variations across the TMC-1 boundary: molecular tracers from translucent phase to dense phase
研究了Taurus分子云1（TMC-1）从半透明相到致密相的气相和颗粒表面物种的化学演化。通过比较观察结果与最新的化学网络的建模结果，我们研究了碳，氧，氮和硫的物种的转换过程，即从它们的初始原子形式到它们的主要分子储库形式都在气相和颗粒表面上。发现转化过程取决于物种和A $_V$。探索了通过改变O对化学的初始碳与氧元素丰度比（C/O）的影响，并且初始碳元素丰度为2.5 $\times$ 10 $^{-4}$和C/O比为0.5可以最好地再现TMC-1 CP处观察到的大多数分子的丰度，其中已经鉴定了90多个分子。在TMC-1条件下，我们预测了分子云演变过程中颗粒冰成分的变化，在A $_V$ $>$ 4等时，H $_2$ O冰为主要冰成分，A $_V$ $<$ 4等时，CO $_2$冰为主要冰成分，而在A $_V$ 4- 5等时，CO冰严重减少。
2022-03-01 astro-ph.GA
Cm-wavelength Studies of Molecular Gas and Star Formation at High Redshift with the SKA
Peking University（北京大学）；Kavli Institute of Astronomy and Astrophysics at Peking University（北京大学天文与天体物理研究所）；Laboratoire Lagrange, OCA, CNRS（拉格朗日实验室，尼斯蔚蓝海岸天文台，法国国家科学研究中心）；University Catholic of Lyon- University of Lyon（里昂天主教大学-里昂大学）；International Centre for Radio Astronomy Research, University of Western Australia（西澳大利亚大学国际射电天文研究中心）；Leiden Observatory（莱顿天文台）
本文强调SKA在高频（>15 GHz）观测高红移星系低J分子谱线的重要性，以探测早期宇宙年轻星系中的冷分子气体和活跃恒星形成区。
2026-06-26 astro-ph.GA
Identifying the most constraining ice observations to infer molecular binding energies
为了理解晶粒表面化学，必须对反应速率参数有很好的理解。对于基于扩散的反应，这些参数是反应物质的结合能。然而，试图估计这些值从颗粒表面丰度使用贝叶斯推断是抑制了缺乏足够的充分约束的数据。在这项工作中，我们使用大规模优化参数估计和数据（MOPED）压缩算法来确定哪些物种应该优先用于未来的冰观测，以更好地约束分子结合能。使用该算法的结果，我们提出建议，哪些物种未来的观察应该集中在。
2022-09-19 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
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
Astrochemical Correlations in Molecular Clouds
我们研究了用于观测分子云的不同物种之间的光谱相关性。我们使用流体动力学模拟和一个完整的化学网络来研究典型的银河系分子云中超过150种物质的丰度。我们进行合成观测，以产生这些示踪剂的一个子集的发射图。我们研究了不同的视线和空间分辨率对发射分布的影响，并进行了强大的定量比较的物种彼此。我们使用光谱关联函数（SCF），它量化的均方根差的光谱分离的一些长度尺度，来表征模拟云的结构在位置-位置-速度（PPV）空间。我们预测所观察到的SCF广泛的观测示踪剂，从而确定同源物种。特别是，我们表明，对C和CO，C $^{+}$和CN，NH $_3$和H $_2$ CS具有非常相似的SCF。我们测量的SCF斜率的变化作为所有物种的光束尺寸的函数，并表明光束尺寸对不同物种的发射有明显的影响。然而，对于高达10”的光束，将云放置在1 kpc，变化不足以将SCF斜率移动到参数空间的不同区域。研究结果为选择最佳示踪剂探测不同云长尺度提供了观测指导。
2014-12-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
A large-scale kinematic study of molecular gas in high-z cluster galaxies: Evidence for high levels of kinematic asymmetry
我们研究了分子气体的解析运动学，用ALMA在CO（2-1）中追踪，在红移为$z\sim1.6$的三个不同星系团的25个星系团成员星系。这是第一个大规模的分析分子气体运动学的星系团星系在这个红移。通过运动学建模分别估计每个星系的接近和后退侧的旋转曲线，我们量化了总圆速度的差异，以表征每个星系的整体运动学不对称性。在我们的样本中，我们能够模拟的星系中有3/14的星系具有与在类似红移的星系中观察到的相似的不对称程度。然而，这使得我们的样本中有11/14的星系具有明显更高的不对称性，其中一些星系的不对称度高达$\sim$ 50倍，比在类似红移下观察到的场星系高。这些极端情况中的一些也具有在分子气体中看到的单侧尾状形态，支持潮汐和/或冲压压力相互作用的场景。星系团运动学不对称性与磁场的这种明显差异表明，致密环境的演化影响，被认为是低红移星系演化的主要驱动力，在高红移宇宙中也很活跃。
2022-09-14 astro-ph.GA
Low-redshift analogs of submm galaxies: a diverse population
我们结合大面积的Herschel-ATLAS远红外巡天和来自GAMA和SDSS的光谱红移，定义了一个21个低红移（$z_{\rm spec} < 0.5$）亚毫米星系（SMG）类似物的样本。这些被选中是因为它们的尘埃温度和总红外光度与经典的高红移SMG人口相似。除了介绍样品外，本文还报道了IRAM-30 m望远镜对16个低红移SMG类似物的$^{12}$ CO（2-1）和$^{12}$ CO（1-0）观测结果。我们已经得到，低红移类似物的SMG代表了一个非常多样化的人口，类似于已经发现的高红移SMG。可以看到分子气体激发或$^{12}$ CO（2-1）/ $^{12}$ CO（1-0）线比的大量变化，这意味着从$J \geq 2$ CO线的外推可以导致非常不确定的分子气体质量测定。我们的来源与$^{12}$ CO（1-0）的检测遵循尘埃-气体的相关性在不同的红移和光度在以前的工作中发现。低红移SMG的分子气体质量的平均值为$M_{\rm H_2} \sim 1.6 \times 10^{10}\,M_\odot$，并将在$\sim 100 \, {\rm Myr}$中消耗。我们还发现了一个广泛的分子气体馏分，与最高的值与那些发现在高红移SMG与$^{12}$ CO（1-0）检测，这是唯一最明亮的兼容。低红移的SMG提供了一个独特的机会，可以详细研究极端恒星形成的性质，而这在更高的红…
2017-07-17 astro-ph.GA
Projection-angle effects when "observing" a turbulent magnetized collapsing molecular cloud. I. Chemistry and line transfer
基于3D理想MHD坍缩分子云模拟与非平衡化学网络，结合非LTE辐射转移代码生成多角度合成谱线观测，揭示投影角显著影响分子发射与柱密度分布，且N2H+是唯一准确的柱密度示踪剂。
2025-03-03 astro-ph.GA
The Effect of Star Formation on the Redshift Evolution of Interstellar Metals, Atomic and Molecular Gas in Galaxies
我们使用Fu et al.（2010）的半解析星系形成模型来研究星系的原子和分子气体成分如何演化到更高的红移，在该模型中我们跟踪了圆盘中气体的表面密度分布。我们采用两种不同的处方的基础上，无论是气体表面密度和金属丰度，或星际压力，计算分子分数作为半径的函数在每个磁盘。我们表明，所采用的恒星形成定律决定了如何气体，恒星和金属之间的{ \em平衡}随时间的变化，在恒星形成的星系人口，但不影响恒星的总质量形成星系的红移低于$z\sim 2.5$。质量-金属丰度关系的红移演化对高红移星系中冷气体转化为恒星的时间尺度有很强的约束，并且有利于在1-2 Gyr左右保持恒定值的模型。未来观测星系中平均分子-原子气体比随恒星质量和红移的变化，将限制原子-分子跃迁的模型。
2012-05-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Using deuterated H3+ and other molecular species to understand the formation of stars and planets
H3+离子在恒星和行星形成的致密星际气体云的化学中起着关键作用。此类云的低温和高灭绝使得直接观测H3+成为不可能，但导致了大量的H2 D+和D2 H+，这是恒星和行星形成早期阶段非常有用的探针。H2 D+和D2 H+纯旋转线发射朝向恒星形成区域的地图显示，H3+的强氘代是在颗粒表面上的hoc-轴承分子几乎完全耗尽的结果，当恒星形成后核心升温时，这些分子迅速消失。在星际气体云的温暖部分，H3+将其质子转移到其他中性物质，如CO和N2，导致丰富的离子化学。这些物种的丰度是物理条件（如辐射场和电子分数）的有用示踪剂。最近观测到的HF线发射朝向猎户座酒吧意味着一个高的电子分数，我们建议，OH+和H2O+发射的观测可用于探测电子密度的外部星系核。
2012-03-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Molecular complexity on disk-scales uncovered by ALMA: The chemical composition of the high-mass protostar AFGL 4176
高质量原恒星的化学成分反映了与恒星形成不同阶段相关的物理演化。在这项研究中，正在形成的高质量恒星AFGL 4176的分子清单详细研究了高角分辨率（~0.35 arcsec）使用ALMA。这种高分辨率使得有可能将与形成中的恒星周围的内部热包层和盘相关的发射与其冷却的外部包层的发射分开。此外，ALMA的高灵敏度使其能够识别弱的和光学上的细线，并允许检测许多同位素体，从而提供更完整和准确的源清单。在AFGL 4176的光谱中总共检测到23种不同的分子种类及其同位素体。最丰富的物质是甲醇（CH 3OH），其余物质的含量相对于CH 3OH为0.003%-15%。提示，含氮物种的峰值比含O物种的峰值更接近峰值连续发射的位置。AFGL 4176包含丰富的化学品库存，包括盘级上存在的许多复杂物质。平均而言，相对于甲醇的O-轴承物种的衍生柱密度比高于那些来自N-轴承物种的三个因素。这可能表明AFGL 4176是一个相对年轻的来源，因为氮化学通常需要更长的时间才能在气相中形成。以甲醇为参考，AFGL 4176的组成更接近于低质量原恒星IRAS 16293- 2422 B，而不是位于银河系中心附近的高质量恒星形成区。这种相似性表明，复杂物种的化学成分已经在冷云阶段确定，并意味着AFGL 4176是一个年轻的来源，其化学成分尚未被中央原恒星强烈处理。
2019-06-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
A blind Green Bank Telescope millimetre-wave survey for redshifted molecular absorption
我们提出的方法“盲”毫米波调查红移分子吸收的CO/HCO $^+$旋转线。频率范围$30-50$ GHz似乎是最佳的这种调查，提供灵敏度的吸收剂在$z \gtrsim 0.85$。至关重要的是，调查是“盲目的”，即基于无线电选择的样本，包括没有已知红移的来源。我们还报告了第一次大规模调查的结果，使用Q波段接收器的绿岸望远镜（GBT）搜索分子吸收朝向36源，3没有已知的红移，在频率范围$39.6 - 49.5$ GHz。GBT巡天的总红移路径为$Δz \approx 24$，大部分位于$0.81 < z < 1.91$，灵敏度足以检测到在$5σ$显著性下吸收的等效${\rm H_2}$柱密度$\gtrsim 3 \times 10^{21}$ cm $^{-2}$（使用银河系的CO到${\rm H_2}$和HCO $^+$到${\rm H_2}$转换因子）。该调查没有得到确认的分子吸收检测，产生了在柱密度$N({\rm H_2}) \gtrsim 3 \times 10^{21}$ cm $^{-2}$的分子气体的红移数密度的$2σ$上限$n(z=1.2) < 0.15$。
2013-12-12 astro-ph.CO astro-ph.GA
Direct measurement of the [CI] luminosity to molecular gas mass conversion factor in high-redshift star-forming galaxies
高红移星系中冷分子气体的数量通常是从分子氢（H $_2$）的替代物（如一氧化碳（CO）或中性原子碳（[CI]））和分子气体质量转换因子推断出来的。然而，这些代理的使用依赖于尚未在本地宇宙之外直接测量的建模和观测。在这里，我们使用最近的高红移伽马射线暴（GRB）和类星体分子气体吸收体的样本，从H $_2$的柱密度和[CI]（$J=1$）的柱密度来确定这个转换因子$α_{\rm [CI]}$，H $_2$的柱密度提供了每单位柱的质量，[CI]（$J=1$）的柱密度提供了每单位柱的光度。这种技术使我们能够直接测量高红移吸收选择星系的相对丰度。我们的样本跨越z=1.9-3.4的红移，并涵盖了气相金属丰度的两个数量级。我们发现$α_{\rm [CI]}$与金属丰度呈线性关系：$\log α_{\rm [CI]} = -1.13\times \log(Z/Z_{\odot}) + 1.33$，分散度为$σ_{α_{\rm [CI]}} = 0.2$ dex。使用一个z~0-5的发射选择星系的样本，与[CI]和CO线检测，我们应用$α_{\rm [CI]}$转换，得到独立的分子气体质量和$α_{\rm CO}$的估计。我们发现从吸收衍生的$α_{\rm [CI]}$推断的分子气体质量与典型的基于$α_{\rm CO}$的估计值之间存在显著的一致性，并且推断的$α_{\rm CO}$的金属丰度演化…
2020-01-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Interferometric observations of nitrogen-bearing molecular species in the star-forming core ahead of HH 80N
我们目前的VLA NH 3和PdBI NH 2D和H13 NC的恒星形成的核心提前HH 80 N，光学模糊的赫比格-哈罗对象HH 80/81的北部对应的观测。主要目标是确定高密度区域的核心（$n\lesssim 10^5$ cm $^{-3}$）的运动学信息，错过了在以前的工作，由于所观察到的物种（如CS）的耗尽。得到的地图显示不同的运动学签名之间的东部和西部的核心部分，这表明可能的动力学相互作用的核心HH 80/81/80 N流出。这些物种的位置-速度（PV）图的分析排除了先前的解释，即具有$6\times 10^4$ AU半径的分子环状结构，由CS落在核心（IRS 1）中发现的中央原恒星上追踪。相对于IRS 1核心的中心部分，氘代度高，在东部，尘埃凝结（SE）的位置。NH3的氘代趋势表明SE处于星前演化阶段，比IRS 1更早。由于SE是最接近HH 80 N/81/80 N外流的凝结，在外流-核动力学相互作用的情况下，它应该首先受到扰动，并且是核中最演化的凝结。因此，SE和IRS 1的演化序列使得IRS 1上的外流触发恒星形成不太可能。
2013-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bias versus variance when fitting multi-species molecular lines with a non-LTE radiative transfer model
本文研究用非LTE辐射传输模型拟合CO和HCO+同位素异形体分子谱线时的偏差与方差，提出最大似然估计器并借助Cramér-Rao下界评估精度，发现柱密度可达30%精度、体积密度在因子二以内，且热压估计更稳健。
2024-03-29 astro-ph.GA stat.AP
Sulfur-bearing species in molecular clouds
我们研究了几种分子，这些分子可以帮助解决稠密云层和星周区域中缺少硫的问题，以及澄清彗星中的硫化学。这些硫分子是：三聚体（CH 2S）3和四聚体（CH 2S）4，它们是硫代甲醛、五硫杂环庚烷S5 CH 2、六硫杂环庚烷S6 CH 2、硫杂环丙烷C2 H4 S、三硫烷HSSSH和硫代丙酮（CH 3）2CS。用密度泛函理论计算了这些化合物的红外光谱。大多数计算的波段属于中红外，其中一些发生在近红外和远红外区域。我们认为红外空间天文台在几个活动星系核和星暴星系中观测到的一些未识别的光谱特征可能是由1，3，5-三硫杂环己烷（（CH_2S）_3），1，3，5，7-四硫杂环己烷（（CH_2S）_4）和硫杂环丙烷（C_2H_4S）引起的。与计算波段比较的未识别红外特征的天体是：NGC 253，M82，NGC 1068，Circinus，Arp 220，30 Doradus，Orion KL和Sgr B2。
2014-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.atm-clus
Sulfur-bearing molecules in Orion KL
利用ALMA和IRAM-30 m单碟观测资料，对猎户座KL 1.3 mm处的含硫物质进行了观测研究。在线性分辨率为800 au，速度分辨率为1 $\mathrm{km\, s^{-1}\, }$的条件下，我们从6个含硫物种中鉴定了79条分子谱线。在这些含硫物种中，我们发现碳硫化合物和无碳含硫物种在各种特征上存在明显的二分法，例如，线轮廓、空间形态和相对于$\rm H_2$的分子丰度。来自碳硫化合物的线（即，OCS、$^{13}$ CS、H $_2$ CS）的空间分布集中在连续峰周围并延伸到南脊。这些分子线的半峰全宽（FWHM）线宽在2 $\sim$ 11 $\mathrm{km\, s^{-1}\, }$的范围内。OCS和H $_2$ CS的分子丰度从冷区（$\sim$ 68 K）到热区（$\sim$ 176 K）略有降低。相比之下，来自无碳含S物种的品系（即，因此，$_2$，$^{34}$ SO，H $_2$ S）在空间上更多地延伸到mm 4的东北部，表现出更宽的FWHM线宽（15 $\sim$ 26 $\mathrm{km\, s^{-1}\, }$）。在50 ~ 100 K温度范围内，随着温度的升高，含硫物种的分子丰度增加了一个数量级以上。特别地，从较热区域（$>$ 100 K）到较冷区域（$\sim$ 50 K），$\mathrm{^{34}SO/^{34}SO_2}$和$…
2019-10-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
The evolution of grain mantles and silicate dust growth at high redshift
在密集的分子云中，星际颗粒被冰分子的地幔所覆盖。颗粒地幔的形成有两个重要的后果：它从气相中去除物种，并促进新分子在颗粒表面的合成。地幔的成分是云所属环境的一个强函数。因此，高zeta星系中的云，其条件--如温度、金属丰度和宇宙射线通量--与银河系中的云不同，将具有不同的颗粒地幔。在过去的几年里，一些作者提出，硅酸盐颗粒可能是通过在较小的种子上增加含硅物质而生长的。这将与冰地幔的形成同时发生，并受到其成分作为时间函数的极大影响。在这项工作中，我们提出了一个数值研究的颗粒地幔形成在高zeta星系，我们定量地解决硅酸盐生长的可能性。我们发现，地幔厚度随红移的增加而减小，z从0到8变化时，从120层到20层。此外，地幔成分也是云红移的一个强函数，CO、CO2、氨、甲烷和甲醇的相对重要性随z变化很大。最后，由于含硅物质总是地幔中非常小的成分，在分子云中形成硅酸盐几乎是不可能的。
2018-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Identification of pre-biotic molecules containing Peptide-like bond in a hot molecular core, G10.47+0.03
氮是星际介质中除氢、氧和碳之外化学活性最高的物质之一。含氮分子非常重要，因为它们积极参与生物分子的形成。因此，必须在各种天体物理来源中寻找含氮物种，特别是在进化历史相对知之甚少的高质量恒星形成区域周围。在本文中，我们报告了三个潜在的益生元分子，即异氰酸（HNCO），甲酰胺（NH 2CHO），和甲基异氰酸酯（CH 3 NCO），其中包含在热分子核心，G10.47+0.03（以下简称G10）的肽类键（-NH-C（=O）-）的观察。随着这三个复杂的含氮物种的识别，我们推测它们在源的空间分布，并讨论在这种条件下，它们可能的形成途径。在LTE条件下的旋转图方法已被用来估计的激发温度和柱密度的观察物种。利用马尔可夫链蒙特卡罗方法，得到了G10的最佳物理参数以及一些物种的线特性。我们还确定了氢柱密度和光学深度的不同连续观测在不同的频率范围。最后，基于这些观测结果，我们构建了一个化学模型来解释观测结果。我们发现HNCO、NH_2CHO和CH_3NCO是化学键合的。
2021-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular gas properties of UV-luminous star-forming galaxies at low redshift
Lyman break analogues（LBA）是一组在紫外波段选择的低红移（z ~ 0.2）的恒星形成星系。这些天体与当地宇宙中质量和光度相似的其他星系相比，恒星形成率更高，尘埃消光率更低。在这项工作中，我们提出了一个调查的结果与毫米波天文学研究组合阵列（CARMA）检测CO（1-0）发射的LBA，以分析这些星系中的分子气体的性质。我们的研究结果表明，LBA遵循相同的施密特-肯尼库特定律的本地星系。另一方面，它们具有更高的气体分数（高达66%）和更快的气体耗尽时间尺度（低于1 Gyr）。这些特征使这些物体更类似于高红移恒星形成星系。我们的结论是，LBA是一个伟大的附近的实验室，研究冷星际介质在低金属，紫外光致密恒星形成星系。
2014-06-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Adsorption of H$_2$ on Amorphous Solid Water Studied with Molecular Dynamics Simulations
我们研究了稠密云中气相的主要成分H $_2$与星际冰中最丰富的化学物种之一非晶态固体水（ASW）表面碰撞后的行为。我们开发了一个通用的框架来研究星际冰上轻物质的吸附动力学。我们提供的结合能和它们的分布，粘附概率的入射能量在1 meV和60 meV之间，和热粘附系数在10和300 K之间的表面温度从10到110 K。结果表明，粘附概率与吸附质的动能和表面温度密切相关，而与入射角关系不大。我们观察到有限的粘附概率高于热解吸温度。吸附和热解吸应被视为具有不同时间尺度的不同事件。这些物种的实验室结果表明，由于采用的实验技术不同，趋势上存在差距。我们的研究结果补充了观测结果并扩展了它们，增加了考虑中的气体温度范围。我们计划采用我们的方法来研究各种吸附物，包括自由基和带电物种。
2020-03-19 astro-ph.GA physics.chem-ph
Molecular hydrogen in absorption at high redshifts. Science cases for CUBES
背景源光谱中的氢分子吸收线（$\rm H_2$）是探测冷中性介质中物理状态的有力工具。在高红移时，$z>2$、$\rm H_2$线在光域中方便地移动，允许使用地面望远镜进行高分辨率光谱学，这对于正确分析冷气体是必不可少的。我们描述了最近的观测进展，有效的预选技术的发展的基础上，在低分辨率的光谱调查，如斯隆数字巡天（SDSS）。具有高蓝光通量的下一代光谱仪，如CUBES，肯定会大大提高后续观测的效率和结果。在本文中，我们讨论了高优先级的CUBES的科学案例，最近的$\rm H_2$在高Z观测的基础上：探测规则星系冷相的物理条件和从活动星系核流出的气体。
2022-03-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
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。
2013-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Feeding cosmic star formation: Exploring high-redshift molecular gas with CO intensity mapping
分子气体的研究对于理解恒星的形成、反馈以及整个星系更广泛的生态系统至关重要。然而，除了最近的星系外，我们对它的物理性质和分布的了解有限。我们提出了一种新的技术，用于研究高红移星系中分子气体的组成和分布，现有的方法无法实现。我们提出的方法是一氧化碳强度映射方法的扩展，近年来已经获得了显着的实验兴趣。这些强度映射勘测以115 GHz $^{12}$ CO（1-0）谱线为目标，但也包含来自基本上较暗的110 GHz $^{13}$ CO（1-0）跃迁的发射。该方法通过在强度映射勘测中互相关频率信道对来利用包含在$^{13}$ CO线中的信息。由于$^{13}$ CO从与$^{12}$ CO相同的介质中发射，但在高得多的柱密度下饱和，因此这种互相关提供了关于气体密度分布和同位素体比率两者的有价值的信息，这是单独从$^{12}$ CO无法获得的。使用一个简单的模型，这些分子的发射线，我们表明，未来的强度映射调查可以限制这两个物种的丰度比和分数的发射从光学厚区域为了$\sim30\%$。这些测量不能由传统的CO观测，因此，所提出的方法将提供独特的洞察力的物理恒星形成，反馈和星系生态在高红移。
2017-05-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Automated Mining of the ALMA Archive in the COSMOS Field (A3COSMOS): II. Cold Molecular Gas Evolution out to Redshift 6
我们提出了新的测量宇宙冷分子气体演化的红移6的基础上系统挖掘ALMA公共档案在宇宙深场（A3 COSMOS）。我们的A3 COSMOS数据集包含约700个星系（0.3 < z < 6），在（亚）毫米连续谱和多波长光谱能量分布（SED）中具有高置信度的ALMA检测。多种气体质量校准方法进行了比较，并在波段转换（从观察到的ALMA波长的休息帧瑞利-牛仔裤（RJ）尾部连续）的偏见进行了测试。结合我们的A3 COSMOS样本和大约1,000个0 < z < 4的CO观测星系（75%在z < 0.1），我们参数化星系的分子气体耗尽时间和分子气体与恒星质量比（气体分数），每个都是恒星质量的函数，偏离恒星形成的主序（Delta MS）和宇宙年龄（或红移）。我们提出的函数形式提供了统计学上更好的拟合当前数据（比文献中的函数形式），并暗示了“缩小”效应（即，质量较大的星系比质量较小的星系演化得更早）和“质量淬灭”（大质量星系的气体消耗随着宇宙时间的推移而减慢，但低质量星系的气体消耗则加快）。采用星系-恒星质量函数，并将其应用于气体质量计算，我们首次推断出宇宙冷分子气体密度演化到红移6，并与CO盲测和半解析模型相一致.这些共同提供了一个连贯的图片冷分子气体，SFR和恒星质量演化的星系在宇宙时间。
2019-10-28 astro-ph.CO astro-ph.GA
Comparing molecular gas across cosmic time-scales: the Milky Way as both a typical spiral galaxy and a high-redshift galaxy analogue
对银河系（MW）中最近恒星形成区域的详细观测为研究恒星形成提供了最终基准。这些以银河系为基础的研究结果在多大程度上可以外推到河外星系，取决于所探测的环境条件是否重叠。在本文中，我们比较的云和恒星形成区的MW与附近的星系和高红移宇宙中的属性。我们发现，在他们的重子组成，运动学和密度，在太阳附近的云是相似的，在附近的星系。MW的中央分子区（CMZ，即内部250 pc）的云和区域与高红移云和星系无法区分。因此，CMZ目前较低的恒星形成率意味着：（1）它的气体代表了高红移恒星爆发的初始条件，或者（2）某些尚未确定的过程在超过1亿年的时间尺度上一直抑制着恒星的形成。我们的结论是，MW包含大水库的气体与属性直接可比的大多数已知范围的恒星形成环境，因此是一个很好的模板，研究恒星形成宇宙学的时间尺度。
2013-09-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Atomic carbon as a powerful tracer of molecular gas in the high-redshift Universe: perspectives for ALMA
我们使用一个高分辨率的流体动力学模拟，跟踪一个大规模的高红移星系内的分子氢的非平衡丰度，以产生模拟阿塔卡马大毫米阵列（ALMA）的原子碳，CI 1-0和CI 2-1的精细结构线的地图。受最近的观测和理论工作的启发，我们假设CI在巨大的分子云中完全混合，并证明其发射是H2的一个很好的代理。几乎所有与星系相关的H2都可以在红移z<4处使用紧凑的干涉配置与大合成光束（无法分辨目标星系）在不到4小时的积分时间内检测到。\CI谱线的低分辨率成像（其中目标星系被分解为三到四个光束）将在不到12小时的孔径合成中检测到约80%的H2。在这种情况下，产生的数据立方体也提供了确定星系动态所需的关键信息。我们的结论是ALMA观测CI 1-0和2-1发射非常适合于延长宇宙回望时间的间隔，在此期间，H2分布，动力学质量和Tully-Fisher关系的星系可以稳健地探测。
2014-09-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Molecular-Cloud-Scale Chemical Composition II: Mapping Spectral Line Survey toward W3(OH) in the 3 mm Band
为了研究分子云尺度的化学成分，我们用NRO 45米望远镜对英仙座臂中最活跃的恒星形成区之一的银河系分子云W3（OH）进行了一次测绘谱线巡天。我们观察到16' $\times$ 16'的面积，相当于9.0 pc $\times$ 9.0 pc。观测到的频率范围为87- 91、96- 103和108- 112 GHz。我们制备了在观察面积上平均的光谱，其中鉴定了8种分子物种CCH、HCN、HCO、$^+$、HNC、CS、SO、C $^{18}$ O和$^{13}$ CO。另一方面，在0.17 pc分辨率下观察到的W3（OH）热芯的光谱显示了除了上述物质之外的各种分子的谱线，例如OCS、H $_2$ CS CH $_3$ CCH和CH $_3$ CN。在空间平均光谱中，集中在恒星形成核心周围的物质（如CH $_3$ OH和HC $_3$ N）的发射比热核光谱中的要暗，而在云上广泛延伸的物质（如CCH）的发射相对较亮。我们根据$^{13}$ CO的积分强度将观测区域分为5个亚区，并评估了每个亚区对平均光谱的贡献。CCH、HCN、HCO、$^+$和CS谱线甚至可以在具有最低$^{13}$ CO积分强度范围（$< 10$ K km s $^{-1}$）的子区域的光谱中看到。因此，空间扩展发射的贡献被确认为在空间平均光谱中占主导地位。
2017-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
