Parsec-scale structures and diffuse bands in a translucent interstellar medium at z 0.079
我们对类星体-星系对[SDSS J163956.35+112758.7]进行了详细的研究（zq = 0.993）和SDSS J163956.38+112802.1（zg = 0.079）]的基础上进行的观测使用巨型米波射电望远镜（GMRT），甚大基线阵列（VLBA），斯隆数字巡天（SDSS）和ESO新技术望远镜（NTT）。我们发现，由类星体视线探测的星系的星际介质具有接近太阳的金属丰度（12+log（O/H）= 8.47+/-0.25）和尘埃消光（E（B-V）0.83+/-0.11），这是通常在半透明云中看到的。我们报道了在λ6284的星际扩散带（DIB）中的吸收的探测，其静止等效宽度为1.45+/-0.20。我们的GMRT光谱在星系的红移处显示出强烈的21 cm吸收，积分光学深度为15.70+/-0.13 km/s。后续的VLBA观测表明，背景射电源被分解为三个分量，在星系红移处的最大投影分离为89 pc。其中一个成分太弱，不能提供有用的HI 21-cm吸收信息。针对其他两个分量的集成HI光学深度高于我们的GMRT光谱中测量的深度，并且相差2倍。通过比较的GMRT和VLBA光谱，我们表明在21厘米的光学深度秒差距尺度上的结构的存在。我们讨论了这种结构的影响，在高z阻尼莱曼α系统的自旋温度测量。这里提出的分析表明，这类星体星系对是一个理想的目标，研究的DIBs和分子物种使用未来的观…
2012-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
Effect of surface H$_2$ on molecular hydrogen formation on interstellar grains
我们研究了在扩散和半透明云中，氢分子在颗粒表面的存在如何影响H $_2$的形成效率。氢分子能够降低模型中H原子在晶粒表面的脱附能。详细的微观蒙特卡罗方法被用来进行模型模拟。我们发现H $_2$的存在对H $_2$形成效率的影响强烈地依赖于H $_2$在晶粒表面的扩散势垒。不考虑表面H $_2$的扩散云模型预测，在10 K和14 K的晶粒温度（T）范围内，H原子复合效率高于0.5。在考虑表面H $_2$的扩散云模式中，所采用的H $_2$扩散势垒是80 $\%$ H $_2$解吸能，使得H $_2$可以被捕获在更强的结合位点。根据模型参数，这些扩散云模型预测，在10 K $\leq$ T $\leq$ 14 K时，复合效率在0和0.5之间。结果表明，如果采用较低的H $_2$在晶粒表面的平均扩散势垒（194 K），使H $_2$能在晶粒表面快速扩散，则H $_2$的形成效率不受表面H $_2$的影响.然而，复合效率可以下降到低于0.002，在T $\geq$ 10 K，如果更高的平均H $_2$扩散势垒使用（255 K）在半透明云模型。
2022-03-08 astro-ph.GA
The mixing of dust and gas in the high latitude translucent cloud MBM 40
上下文高纬度分子云（以下简称HLMC）允许星际气体动力学和天体化学的研究具有良好的准确性，因为它们的接近，通常清晰的视线，以及缺乏内部恒星形成活动，这可能会严重改变物理环境。MBM 40是最近的HLMC之一，已被广泛研究，使其成为推断和研究尘气混合比（DGMR）的极好目标。目标。尘埃和气体在星际介质中的混合仍然是跟踪天体化学演化和分子丰度的基本问题。由于$H_2$不能直接观测到，而且HI光谱总是显示出不同的动力学剖面，这些剖面混合在一起，与云没有直接的关系，因此很难对分子和原子气体进行解释。我们使用了两种独立的策略来推断分子和原子气柱密度，并计算粉尘与气体的混合比。方法.我们结合$HI$ 21厘米和$^{12}CO$线观测与IRAS 100 $μ$米图像推断尘埃气体混合比内的云。使用混合高斯分解提取云21 cm轮廓，其中使用$^{12}CO$推导总分子氢柱密度。红外图像被用来计算粉尘排放量。结果尘埃与气体的混合比在云内几乎是均匀的，如发夹结构所示。总氢柱密度和100 $μ$ m发射率在$N(H_{tot})$的一个数量级的范围内线性相关。
2023-01-13 astro-ph.GA
The first steps of Interstellar Phosphorus Chemistry
含磷物种是地球上形成生命的关键，但它们在星际介质中几乎没有被发现。由于到目前为止，只有PN和PO已被确定为朝向恒星形成区，含P分子的化学形成途径不容易约束，因此非常有争议。在化学模型中仍然缺少的一个重要因素是磷的初始元素丰度，即P的耗尽水平。为了克服这个问题，我们研究了扩散/半透明云中的含磷物种。在这些对象中，磷主要是在气相中，因此，在我们的化学模拟中所需的元素初始丰度对应于宇宙的，因此很好地约束。一个先进的化学模型与更新的P-化学网络已被使用。利用IRAM 30 m望远镜对Blazar B 0355 +508进行了单点观测，观测了PN、PO、HCP和CP的（2-1）跃迁。这条视线包含五个漫射/半透明的云。未检测到PN、PO、HCP和CP的（2-1）跃迁。我们报告了$\mathrm{^{13}CO}$、HNC和CN的（1-0）线的检测以及$\mathrm{C^{34}S}$的首次检测。我们通过应用漫射/半透明云的典型条件，再现了HNC、CN、CS和CO在每种云中的观测。根据我们的最佳拟合模型，最丰富的含磷物种是HCP和CP（$\sim10^{-10}$），其次是PN，PO和$\mathrm{PH_3}$（$\sim10^{-11}$）。我们表明，生产的P-轴承的物种是有利于半透明的，而不是弥漫的云，在那里的环境提供了一个更强的屏蔽星际辐射。基于我们改进的模型，HCP，CP，PN和P…
2019-10-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical complexity in local diffuse and translucent clouds: ubiquitous l-C3H and CH3CN, a detection of HC3N and an upper limit on the abundance of CH2CN
我们目前的Jansky甚大阵列观测20 - 37 GHz的吸收线从附近的银河弥漫分子气体对四个宇宙学遥远的紧凑的无线电连续源。主要的新观测结果是，\linearC 3 H\和\methCN \普遍存在于\AV \ $\la 1$的局部扩散分子星际介质中，而HC $_3$ N仅在\AV \ $>$ 4 mag.C $_3$ H中的线性/循环比远大于C $_3$ \HH \，并且\methCN /HCN比TMC-1增强，虽然没有马头星云那么大更重要的是，这项工作完成了一项长期计划，评估小碳氢化合物（CH、\cch、线性和环状C $_3$ H和C $_3$ \HH以及\cfh \和\cfhm）和含CN物种（CN、HCN、HNC、HC $_3$ N、HC $_5$ N和CH $_3$ CN）的丰度：本文详细介绍了它们在扩散分子气体中的系统学。我们还观察到，但没有强烈限制的丰度的一些含氧物种，最突出的HNCO。我们对C-\HH CN的柱密度进行了限制，使得阴离子C-\HH CN-\m \仅在N（C-\HH CN）/N（C-\HH CN-\m）丰度比在该物种中比在已观察到阴离子的任何其他物种中小得多的情况下作为扩散星际带的载体是可行的。我们认为，复杂的有机分子不存在于云满足扩散分子气体的合理定义，即\AV \ $\la 1$杂志。
2018-02-22 astro-ph.GA
Tracers of the ionization fraction in dense and translucent gas: I. Automated exploitation of massive astrochemical model grids
电离分数在中性星际介质的物理和化学中起着关键作用，从控制气体与磁场的耦合到允许驱动星际化学的快速离子-中性反应。大多数对电离分数的估计都依赖于氘代物质，如DCO+，其检测仅限于致密的核心，代表了它们所处的巨大分子云体积的极小部分。随着大视场高光谱图的出现，可能会发现新的示踪剂。我们基于天体化学模型网格搜索电离分数的最佳可观测示踪剂。我们建立模型网格，随机采样大量的物理条件（不可观测的量，如气体密度，温度等）。并计算相应的观测值（线强度，柱密度）和电离分数。我们通过训练随机森林模型来估计每个潜在示踪剂的预测能力，以根据这些模型网格预测该示踪剂的电离分数。在半透明介质和冷重介质条件下，发现了几种对电离分数具有很好预测能力的可观测示踪剂，发现冷重介质条件下的几种示踪剂比传统的DCO+/HCO+比值更好，适用范围更广。我们还提供了更简单的分析拟合估计电离分数从最好的示踪剂，并估计相关的不确定性。我们讨论了本研究的局限性，并选择了一些推荐的示踪剂在这两种类型的条件。这里介绍的方法是非常通用的，可以应用于任何其他感兴趣的量（宇宙线通量，元素丰度等）的测量。从任何类型的模型（PDR模型，时间依赖的化学模型等）。（节略）
2020-07-27 astro-ph.GA
The densities in diffuse and translucent molecular clouds: estimates from observations of C$_2$ and from 3-dimensional extinction maps
本文利用Najar和Kalugina（2020）更新的C$_2$-H$_2$碰撞速率系数，重新建模46个视线方向的C$_2$吸收观测，发现星际云密度比旧值低4到7倍，并与三维消光图结果一致，同时导致宇宙射线电离率估算相应下调。
2024-09-01 astro-ph.GA
Interstellar extinction and interstellar polarization: old and new models
该评论包含了星际消光和偏振的观测和模型曲线的分析。这些观测主要提供了弥漫和半透明星际云中尘埃的信息。讨论了球形/非球形、均匀/非均匀尘埃颗粒模型的特点。着重分析了星际云的粒度分布、排列机制和磁场结构。结论是星际消光和偏振的解释还不完全。
2012-06-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Shaken or stirred: the diffuse interstellar medium with exceptionally high SiO abundance
本研究利用NOEMA干涉仪在无恒星形成的弥漫星际介质中探测到异常高丰度的SiO，且线宽排除了高速激波机制，挑战了SiO源于恒星反馈的传统观点，强调需重新审视尘埃处理与弥漫星际化学过程。
2023-04-13 astro-ph.GA
Scattered H-alpha emission from a large translucent cloud G294-24
我们研究了一个未记录的大型半透明云，通过SHASSA（南部H-Alpha巡天图集）调查中的增强辐射检测到。我们考虑是否可以解释其多余的表面亮度的光散射的尘埃颗粒在云中，或是否需要从原位电离气体的排放。此外，我们的目标是确定尘埃的温度，云的质量及其可能的恒星形成活动。我们比较观测到的H-α表面亮度的云与预测的辐射转移模型。我们使用WHAM（威斯康星州的H-阿尔法映射器）调查作为银河系的H-阿尔法星际辐射场照亮云的来源。通过云的视觉消光是使用2 MASS J，H和K波段测光得出的。我们使用远红外ISOSS（ISO偶然调查），IRAS和DIRBE数据来研究尘埃的热辐射。LAB（The Leiden/Argentine/Bonn Galactic HI Survey）用于研究与云有关的21 cm HI辐射。对银河弥漫H-α辐射的辐射转移计算表明，云的表面亮度可以完全由云中尘埃粒子散射的辐射来解释。透过云层的最大视消光约为1.2等。该云团伴随有21 cm的HI辐射，速度约为-9km/s。星云的总质量约为550-1000太阳质量。在这片星云中没有恒星形成的迹象。根据依巴谷卫星的数据，云的距离估计约为100 pc。
2010-05-17 astro-ph.GA
Photodissociation of interstellar N2
分子氮是星际云和原行星盘化学中的关键物质之一，氮在N和N2之间的分配控制着更复杂的含氮物种的形成。这项工作的目的是更好地了解星际N2光解过程的基础上最近详细的理论和实验工作，并提供准确的速率用于化学模型。我们通过使用求解耦合通道薛定谔方程的量子力学模型，模拟了N2在相关的912-1000 nm波长范围内的全高分辨率逐线吸收+解离光谱。模拟的N2光谱与H2，H，CO和灰尘的吸收光谱进行比较，以计算在各种辐射场和屏蔽功能的光解离速率。在星际云模型中，新的速率的影响被说明为弥漫和半透明的云，一个密集的光子占主导地位的区域和一个原行星盘。
2013-05-08 astro-ph.GA
Diffuse Galactic Light in the Field of the Translucent High Galactic Latitude Cloud MBM32
我们在一个包含高银河纬度半透明云MBM 32的45 × 40弧分^[2]视场中进行了B、g、V和R波段成像，并将漫射光强度S_v（λ）与100微米发射光强度S_v（100微米）进行了关联。用卡方最小值分析法对测量的相关性进行线性函数拟合，得到最佳线性函数的斜率参数b（λ）= ΔS_v（λ）/ ΔS_v（100 μ m）。通过结合我们的b（λ）和已发表的b（λ）来编译一个样本，我们表明b（λ）强度在云与云之间的变化是4倍。发现b（λ）随样品中S_v（100 μ m）的增大而减小，我们建议用一个包含S_v（100 μ m）^2的二次项的非线性关系来拟合所测得的相关性。样品中光深A_V = 0.16 - 2.0的变化可使b（λ）变化2 - 3倍。尘埃粒子的前向散射特性与非各向同性星际辐射场（ISRF）的耦合对b（λ）的大变化有一定的贡献。漫射银河光（DGL）的散射模型将b（λ）值低估了2倍。这可以通过ISRF中紫外光子的不足或尘埃粒子的适度增加来调和。我们的b（λ）光谱有利于扩展红光发射（ERE）对漫射光的贡献; b（λ）从B到V的上升速度比模型快，似乎在6000 nm左右达到峰值，并朝着长波长下降。这种特性是从DGL与ERE相结合的模型中预期的。
2013-03-05 astro-ph.GA
VLT/X-shooter survey of near-infrared diffuse interstellar bands
本文介绍了在近红外范围内，从0.9到2.5微米的星际漫谱带（DIBs）的光谱调查。这些观测旨在检测新的DIB，确认先前提出的NIR DIB，并根据已知的视线特性（包括我们光谱中存在的光学DIB）验证它们的行为。在VLT的X-射手被用来获得八个已知的DIB目标和一个大地参考星的中等分辨率光谱。除了已知的9577、9632、10780、11797和13175 Angiotech NIR DIB外，我们还确认了Geballe及其同事在2011年提出的13种NIR DIB中的9种。此外，我们报告了12个新的NIR DIB候选者。最强的近红外DIBs的强度显示出与红化E（B-V）的一般相关性，但具有较大的分散性。几种NIR DIB与5780 Angiotensin DIB强度的相关性比与E（B-V）的相关性更强;尤其是15268 Angiotensin DIB。NIR DIB很强大：五个最强的NIRDIB的总等效宽度代表整个平均DIB光谱（每单位红化）的总等效宽度的百分之几。半透明云HD 147889的近红外DIB相对于一般趋势都很弱。没有发现直接匹配之间观察到的近红外DIBs和实验室基质分离多环芳烃的光谱数据。5780-15268 DIB对之间的强相关性意味着（Nf）_5780 /（Nf）_15268 = 14。然而，HD 147889中15268 Angiotech DIB的强度降低，排…
2014-08-08 astro-ph.GA
Tracers of the ionization fraction in dense and translucent molecular gas: II. Using mm observations to constrain ionization fraction across Orion B
该研究分析 Orion B 的 3–4 mm 分子谱线，利用多种谱线比值约束致密与半透明气体的电离分数，并给出其随密度和 FUV 辐射场的变化规律及适用示踪剂。
2025-07-25 astro-ph.GA
Complex organic molecules in diffuse clouds along the line of sight to Sgr B2
到目前为止，大多数相对简单的分子已被发现在星际弥漫分子云在我们的星系，但更复杂的物种已被报道在弥漫/半透明介质的z = 0.89的螺旋星系。利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵列（ALMA）的高灵敏度和角分辨率，我们的目标是沿着Sgr B2（N）的视线在弥漫的分子云中寻找复杂的有机分子。我们使用作为与ALMA进行的EMoCA调查的一部分获得的数据。为了分析Sgr B2（N）中超紧凑HII区域K4检测到的分子的吸收特征，我们计算了这些分子的合成光谱，并拟合了它们的柱密度、线宽、质心速度和激发温度。本文报道了在银河系中心（GC）弥散云中检测到CH 3OH、CH 3CN、CH 3CHO、HC 3 N和NH 2CHO，在盾臂弥散云中检测到CH 3OH和CH 3CN，发现其中一个GC弥散云的化学成分与z=0.89的旋涡星系弥散/半透明介质的化学成分相似。扩散分子ISM中导致化学复杂性的化学过程似乎自z=0.89以来保持相似。正如先前的研究所提出的，扩散分子云中存在的COMs可能是由于扩散和致密状态之间云收缩和膨胀的周期性星际过程。
2017-08-24 astro-ph.GA
Photoprocessing of H2S on dust grains: building S chains in translucent clouds and comets
上下文硫被用作从星际云到恒星系统演化的示踪剂。然而，分子云中的大部分预期硫仍然没有被发现。硫分两步从气相中消失。第一个消耗发生在半透明阶段，将气相硫减少7-40倍，而随后的冻结步骤发生在分子云中，将其减少另一个数量级。这个长期存在的困境等待着一个解释。目的。这项研究的目的是了解失踪的硫以何种形式隐藏在分子云中。被认为是尘埃颗粒的耗尽。方法.模拟H2S冰紫外光处理分子云进行了实验。使用红外光谱法监测冰，并通过四极质谱法测量解吸分子。理论蒙特卡罗模拟进行解释的实验结果和外推到天体物理条件。结果在8 K的辐照过程中观察到H2 S2的形成。还鉴定了具有x > 2的分子H2Sx，并发现其在升温期间与S2至S4物质一起解吸。较大的Sx分子高达S8在室温下是难熔的，并保留在基板上形成残留物。蒙特卡罗模拟能够再现升温过程中脱附的分子，并发现残留物是由6-7个原子组成的链或硫。结论.我们认为，半透明云中的S+在10^4年的几倍时间内就在尘埃上形成了长S链，从而导致了密集区域的S耗尽。我们认为，在彗星中观察到的S2至S4分子不是由这些大链的断裂产生的。相反，它们可能来自分子云中产生的含H2S冰的紫外光处理，或者来自半透明云阶段形成的短S链
2021-10-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Widespread Galactic CF+ absorption: detection toward W49 with the Plateau de Bure Interferometer
研究\CFP \作为星际介质中\p \和\HH \共存区域示踪剂的有用性。我们使用Plateau de Bure干涉仪合成\CFP \ J=1-0吸收，在102.6 GHz处朝向遥远的HII区域W 49 N的核心，l = 43.2 \degr，b=0.0 \degr，并且我们模拟了扩散/半透明分子气体中的氟化学。我们在很宽的速度范围内探测到了\CFP \吸收，这表明\CFP \广泛存在于含有\HH的银河系盘状气体中。最初在猎户座酒吧和马头PDR的致密气体中检测到，\CFP \随后在朝向\bll \和3C 111的弥漫和半透明云的吸收中检测到。在这里，我们表明，\CFP分布在整个弥漫和半透明的分子盘气体与N（\CFP）/N（\HH）$= 1.5-2.0\times10^{-10}$，增加到N（\CFP）/N（\HH）$= 3.5\times10^{-10}$在一个云在39 \kms \具有较高的N（\HH）$\approx 3\times10^{21}\pcc$。氟化学模型重现了观察到的柱密度和HF的相对丰度，从中形成\CFP，但通常会将\CFP的柱密度高估1.4-4倍。我们表明，自由空间的光解速率$Γ\ga 10^{-9}\ps$，相当于CH，可能占很大的差异，但最近的计算发现一个值约小十倍。在朝向W 49的重度混合和运动学复杂光谱中，\CFP \吸收主要跟踪\HH \分布的峰。
2015-05-29 astro-ph.GA
Hydrogenation of accreting C-atoms and CO molecules -- simulating ketene and acetaldehyde formation under dark and translucent cloud conditions
在恒星和行星形成的不同阶段观察到了简单和复杂的有机分子（COMs），并已在星前环境（如黑暗和半透明的云层）中成功识别。然而，在恒星形成的最早阶段，有机分子形成的图像并不完整，一个重要的原因是缺乏具体的实验室实验来模拟星际颗粒冰冷表面上的碳原子加成反应。在这里，我们提出的实验中，CO分子以及C-和H-原子共沉积与H $_2$ O分子在10 K的表面模仿正在进行的形成“H $_2$ O-丰富”的冰地幔。为了模拟影响碳原子和冰成分产生的表面反应的效果，使用了一个专门的碳原子束源，SURFRESIDE $^3$，超高真空低温装置上实施。通过反射吸收红外光谱法“原位”观察固态乙烯酮（CH $_2$ CO）的形成。进行C $^1$ $^8$ O和D同位素标记实验以进一步验证乙烯酮的形成。数据分析支持CH $_2$ CO是通过C原子加成到CO分子上形成的，然后通过连续氢化将所形成的：CCO转化为乙烯酮。乙烯酮的有效形成与文献报道的C+CO反应中不存在活化屏障一致。我们还讨论了CH $_2$ CO加氢的两个COM衍生物乙醛（CH $_3$ CHO）的形成和乙醇（CH $_3$ CH $_2$ OH）的可能形成，并提供了实验证据。基本的反应网络和衍生途径的天体化学影响进行了讨论。
2021-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Chemistry of Interstellar OH+, H2O+, and H3O+: Inferring the Cosmic Ray Ionization Rates from Observations of Molecular Ions
我们的模型生产的OH+，H2O+，和H3 O+在星际云，使用稳态光解区域代码，处理冻结出的气体物种，粮食表面化学，和解吸的冰从粮食。该代码包括多环芳烃，这对化学有重要影响。这三种离子的丰度一般都有两个峰，一个峰在A_V<~1，另一个峰在A_V~3-8，其精确值取决于入射紫外线通量与气体密度的比值。当远紫外辐射通量相对较低时（χ<~ 1000; χ= 1=本地星际值），OH+和H2O+的柱标度大致为宇宙线初级电离率（crp）除以氢核密度n。H3 O+柱由第二个峰主导，我们表明，如果存在多环芳烃，N（H3 O+）~ 4x 10 ^{13} cm^{-2}与NH3（crp）或n无关。如果在第二峰处没有多环芳烃或非常小的颗粒，则只有在低电离势金属被严重耗尽时，N（H3 O+）才能达到这样的柱。我们还模拟了星际介质中的漫射云和半透明云，并说明了如何利用N（OH+）/N（H）和N（OH+）/N（H2O+）的观测值来估计它们中的N（crp）/n、χ/n和A_V。我们将我们的模型与赫歇尔对这两种离子的观测结果进行了比较，并估算出W 49 N方向弥漫前景云的δ（crp）约为4-6 x 10^-16（n/100 cm^-3）s^-1，χ/n = 0.03 cm ^-3。
2012-05-29 astro-ph.GA
Mapping atomic and diffuse interstellar band absorption across the Magellanic Clouds and the Milky Way
弥漫星际带（DIB）跟踪温暖的中性和弱电离弥漫星际介质（ISM）。在这里，我们提出了一个专门的，高信号噪声光谱研究的两个最强的DIB，在5780和5797，在小和大麦云的666个早期型恒星的光谱，随着原子Na\，{ \sc i}\，D和Ca\，{ \sc ii}\，K线的测量。由此产生的地图首次显示了DIB载体在大片星系中的分布，以及前景银河系ISM。我们确认了5797 DIB与中性气体的关联，以及5780 DIB与更多半透明气体的关联，通常追踪麦哲伦星云内的恒星形成区域。同样地，Na I，{ \sc i} I，D线追踪较密集的ISM，而Ca I，{ \sc ii} I，K线追踪较扩散的较暖气体。Ca，{ \sc ii}，K线在$\sim200$处有一个额外的分量--从两个麦哲伦云的方向看，$^{-1}$为220 km s $^{-1}$;这可能与泛麦哲伦晕有关。在银河前景吸收中，原子线和DIB都显示出亚pc尺度的结构; 5780和5797的DIBs在这些小尺度上显示出非常小的相关性，Ca\，{ \sc ii}\，K和Na\，{ \sc i}\，D线也是如此。这表明，5780和5797个双斜DIBs之间，或Ca { \sc ii}\，K和Na { \sc i}\，D之间的良好相关性，来自于多个星际结构的叠加。在SMC、LMC和银河系中，DIB和Na I { \sc i}之间的行为相…
2015-09-17 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
Intermittency of interstellar turbulence: extreme velocity-shears and CO emission on milliparsec scale
扩散气体凝结成分子云的速率主要受湍流耗散的驱动。这一过程仍然需要在行动中加以捕捉和描述。利用IRAM-PdB干涉仪在两个低质量致密核的半透明环境中观测到CO（1-0）谱线上的13个场的镶嵌。与分辨率（4弧秒）相比，马赛克的大尺寸在扩散分子气体的小尺度结构的研究中是前所未有的。发现了8个弱的细长结构，其厚度小至3 mpc（600 AU），长度可达70 mpc。这些不是细丝，因为一旦与短间距数据合并，它们就像大尺度结构的尖锐边缘。八个中的六个以不同的速度和不同的位置角形成准平行对。这不可能是偶然对齐的结果。这三对星系的速度切变估计值是在远离恒星形成区的地方测得的最高值（780 km/s/pc）。因为大尺度结构具有尖锐的边缘，几乎没有或没有重叠，所以它们必须是薄的CO层。它们的边缘标志着富含CO的成分和CO线中未检测到的气体之间的急剧过渡，因为其CO丰度低，可能是冷的中性介质。我们认为，这些尖锐的边缘是星际湍流不稳定性的第一个直接检测到的表现。大的速度剪切揭示了一个强烈的应变场，负责当地的耗散率几个数量级以上的平均水平，可能在薄CO层的起源。
2009-10-09 astro-ph.GA
Collisional excitation and non-LTE modelling of interstellar chiral propylene oxide
利用高精度的势能面，在全量子水平上计算了环氧丙烷（CH_3CHCH_2 O）与冷He原子碰撞的第一组理论截面。通过对碰撞约化质量的标度，导出了5-30 K温度范围内与para-H2碰撞的转动速率系数。这些碰撞系数与非LTE辐射转移模型中的辐射数据相结合，以再现用Green Bank和Parkes射电望远镜对人马座B2（N）分子云进行的环氧丙烷观测。这三条吸收谱线探测了扩展的Sgr B2（N）包层外边缘的冷（~ 10 K）半透明（nH ~ 2000 cm-3）气体。环氧丙烷的衍生柱密度为Ntot ~ 3e 12 cm-2，对应于相对于总氢的丰度分数为~ 2.5e-11。目前的结果有望帮助我们了解环氧丙烷的化学，包括潜在的对映体过量，在寒冷的星际介质。
2022-02-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling Sulfur Depletion in Interstellar Clouds
星际硫元素从气相中的耗尽一直是天体化学模型面临的一个反复出现的挑战。观测表明，在星际分子云的整个扩散和半透明阶段，硫相对于其宇宙值保持相对非耗尽状态，但其气相成分不能解释这种宇宙值对高密度环境的影响。我们试图解决这个问题，通过模拟星际云从其原始状态的扩散原子云的分子环境的密度高得多，使用气体/颗粒天体化学的演变。代码和增强的硫反应网络。一个共同的气体/粮食反应网络已经系统地更新和大大扩展了以前的点燃的基础上。和模型，重点放在粮食化学和过程。一个简单的模型被用来对由此产生的网络更新进行基准测试，并将模型的结果与文献中的典型天文观测结果进行比较。我们的新的气体/颗粒模型是能够再现元素消耗的硫，硫可以从气相中耗尽两个数量级，这个过程可能会发生在暗云条件下，如果云的化学年龄至少为1百万年。由此产生的颗粒上含硫物质的混合物涵盖了所有最常见的化学元素（H/C/N/O），与彗星环境中观察到的分子没有什么不同。值得注意的是，这种混合物不像所有其他现有的天体化学物质那样仅仅由H2S主导。模型尽管我们的物理模型相对简单，但大多数已知的气相含硫分子丰度在稠密条件下都能准确再现，但预计它们不会是硫的主要分子汇。我们的模型预测，大部分缺失的硫是以谷物上捕获的有机硫物质的形式存在。
2019-03-06 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
Formation of complex molecules in translucent clouds: Acetaldehyde, vinyl alcohol, ketene, and ethanol via nonenergetic processing of C2H2 ice
复杂的有机分子（COMs）已经被确定为高质量和低质量的原恒星以及分子云，这表明这些星际物种起源于恒星形成的早期阶段。化学式C $_2$ H $_\text{n}$ O所描述的导致COM的反应途径仍在争论中。在这项工作中，我们研究了实验室可能的固态反应，涉及简单的碳氢化合物和OH-自由基以及H $_2$ O冰在半透明的云条件下（1 $\leq$ A $_V$ $\leq$ 5和\textit{n} $_\text{H}$ $\sim$ 10 $^3$ cm $^{-3}$）。重点研究了10 K时C-$_2$-H-$_2$与H-原子和OH-自由基的相互作用。超高真空（UHV）实验进行以研究在C $_2$ H $_2$ + O $_2$ + H共沉积期间观察到的表面化学，其中O $_2$用于原位产生OH-自由基。反射吸收红外光谱（RAIRS）应用于原位监测初始和新形成的物种。在此之后，程序升温解吸实验结合四极杆质谱仪（TPD-QMS）作为补充分析工具。所研究的具有H原子和OH自由基的C $_2$ H $_2$的10 K表面化学不仅导致半饱和和完全饱和的烃，例如乙烯（C $_2$ H $_4$）和乙烷（C $_2$ H $_6$），而且还导致COM的形成，例如乙烯醇、乙醛、乙烯酮、乙醇和可能的乙酸。可以得出结论，OH-自由基加成反应到C $_2$ H $_2$，作为分子骨架，然后异构化（即…
2020-02-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Galactic extinction laws: II. Hidden in plain sight, a new interstellar absorption band at 7700 Å broader than any known DIB
我们已经探测到一个宽的星际吸收带，中心接近7700 nm，半高宽为176.6 $\pm$ 3.9 nm。这是在光学范围内探测到的第一个这样的吸收带，并且比众多的弥漫星际带（DIB）要宽得多。直到现在它还未被发现，因为它部分隐藏在O $_2$产生的A大地带后面。这个波段是用STIS@HST光谱发现的，后来又用进一步的STIS和地面光谱在大量不同类型的恒星（OB星、BA超巨星、红巨星）样本中发现。测量了该带的EW，并与我们对同一样品的消光和KI $λλ$ 7667.021，7701.093测量值进行了比较。该载体在弥漫和半透明的银河ISM中无处不在，但在OB星周围的环境中耗尽。特别是，在富含分子碳的视线中，它似乎不存在或几乎不存在。这种行为类似于$σ$型DIB，它起源于低/中密度紫外线暴露的ISM，但在高密度紫外线屏蔽的分子云中耗尽。我们还提出了一个更新我们以前的工作之间的关系$E(4405-5495)$和$R_{5495}$，并将我们的结果到ISM的一般模型。
2020-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Comparison of Multi-Phase Magnetic Field Tracers in a High-Galactic Latitude Region of the Filamentary Interstellar Medium
了解银河系磁场如何穿过多相星际介质（ISM）仍然是一个相当大的挑战，因为不同的磁场示踪剂探测不同的相位和场分量。我们寻找一个共同的磁场之间共享的电离和中性ISM的证据，通过比较1.4 GHz的无线电连续极化和HI线发射的银河阿雷西博L波段馈电阵列连续凌日调查（GALFACTS）和银河阿雷西博L波段馈电阵列HI（GALFA-HI）调查，分别。我们计算的偏振梯度的连续发射和搜索协会与弥漫/半透明HI结构。极化梯度是敏感的热电子密度和视线的磁场强度（$B_\parallel$）在温暖的电离气体的综合产品的变化，而狭窄的HI结构突出了冷中性气体的天空场的平面方向。我们在高银河纬度的阿雷西博天空中确定了一个区域，G216+26以$(\ell,b)\sim(216°,+26°)$为中心，在偏振梯度中包含细丝，这些细丝与大致平行于银河平面的狭窄HI结构对齐。我们提出了一个多相位的观测和磁场示踪剂的比较，这一地区，表明温暖的电离和冷中性介质连接可能通过一个共同的磁场。我们量化与H $α$发射相关的极化梯度丝的物理性质，测量视线场强$B_\parallel=6{\pm}4 μ$ G和等离子体β $β=2.1^{+3.1}_{-2.1}$。我们讨论了缺乏广泛的多相磁场对齐，并考虑该地区是否与一个短的时间尺度或物理罕见的现象。这项工作突出了多示踪剂分析了解磁化ISM的效用。
2021-12-06 astro-ph.GA
A Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Survey of Interstellar Molecular Hydrogen in the Galactic Disk
我们报告的结果，从FUSE调查的星际分子氢（H2）在银河系盘朝向139 O型和早期B型恒星在银河系纬度$|b| < 10^{\circ}$，更新光度和视差距离。H2的吸收是使用远紫外莱曼和维尔纳带测量的，包括从旋转能级$J = 0$和$J = 1$以及激发态到$J = 5$（有时是$J = 6$和7）的强R（0），R（1）和P（1）线。对于每个视线，我们报告柱密度$N_{H2}$、$N_{HI}$、$N(J)$、$N_H = N_{HI} + 2N_{H2}$和分子分数$f_{H2} = 2N_{H2}/N_H$。我们的测量将1977年哥白尼H2测量扩展到$N_H \sim 5\times10^{21}$ cm $^{-2}$。最低转动态具有平均激发温度和均方根色散，$T_{01} = 88\pm 20$ K和$T_{02} = 77\pm18$ K，表明J = 0，1，2与气体动力学温度耦合。高J态的总体表现出平均激发温度，$T_{24} = 237\pm91$ K和$T_{35} = 304\pm108$ K，主要由UV辐射泵浦产生。$f_{H2}$与E（B-V）和N_H的相关表明，在$N_ H \geq 10^{21}$ cm处，$f_{H2}$向$f_{H2} \geq 0.1$跃迁，$^{-2}$和$E(B-V) > 0.2$用H2生成-解离平衡和远紫外辐射场由自屏蔽和尘…
2021-03-05 astro-ph.GA
Using machine learning to classify the diffuse interstellar bands
利用超过150万条河外光谱，我们研究了银河系中弥散星际带（DIBs）的相关性。我们测量了142个DIB的DIB强度和尘埃消光之间的相关性，使用24个叠加光谱，在红化范围E（B-V）< 0.2，比以前研究的更多的线。大多数DIB与尘埃灭绝无关。然而，我们发现10弱，几乎没有研究的DIBs的相关性高于0.7与尘埃灭绝，并确认额外的5强DIBs的高相关性。此外，我们还发现了一对DIB，5925.9A和5927.5A，它们与尘埃消光呈显著的负相关，表明它们的载流子可能在尘埃上耗尽。我们使用机器学习算法将DIB划分为基于250个堆叠光谱的光谱族。通过消除灰尘的依赖性，我们研究了DIBs如何遵循当地的环境。我们得到了6组弱DIBs，其中4组与C2或CN吸收线紧密相关。
2015-05-02 astro-ph.GA
Deuterium enrichment of the interstellar grain mantle
我们采用蒙特卡罗模拟方法研究了不同物理条件下星际颗粒地幔的氘富集情况。根据物理性质，考虑了各种类型的云。我们发现，在弥漫云区，非常强的辐射场持续存在，几乎没有几层的表面物种的形成。在中等辐射场的半透明云区，会产生大量的云层，表面覆盖主要由光解产物C、CH_3、CH_2D、OH和OD所控制。在中等密度的云区（所有形式的氢核总数密度约为2 x 10^4 cm^-3），水和甲醇及其氘代衍生物有效地形成。对于密度高得多的区域（~ 10^6 cm^-3），水和甲醇的产生受到抑制，但CO、CO_2、O_2、O_3的表面覆盖率显著增加。我们发现水和甲醇的分馏程度非常高。观察结果支持甲醇的高分馏，但令人惊讶的是，发现水分馏很低。这与我们的模型结果相矛盾，该结果表明了水分馏的替代途径。各种类型的能量障碍的影响也进行了研究。此外，我们还利用颗粒地幔与各种带电粒子（如H^+、Fe^+、S^+和C^+）的相互作用，研究了这些带电粒子在不同靶冰上的阻止本领和投射距离。
2015-10-03 astro-ph.CO 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
The photodissociation and chemistry of CO isotopologues: applications to interstellar clouds and circumstellar disks
目标。在从星际云到原行星盘的许多天体物理环境中，紫外光离解是CO的一种重要破坏机制。这项工作的目的是更好地了解该过程的深度依赖性和同位素选择性本质。方法.我们提出了一个光解模型的基础上，最近的光谱数据从文献中，这使我们能够计算深度依赖性和同位素选择性的光解速率在更高的精度比以前的工作。该模型包括自屏蔽、相互屏蔽和原子分子氢屏蔽，并且是第一个包括稀有同位素体C17 O和13 C17 O的模型。我们把它耦合到一个简单的化学网络来分析扩散和半透明云，光子占主导地位的地区，和拱星盘中的CO丰度。结果在未衰减的星际辐射场中，光解离速率为2.6 e-10 s^-1，比目前采用的数值高出30%。当温度高于100 K时，增加激发温度或多普勒宽度可使光解速率和同位素选择性降低三倍。该模型再现了对扩散云和PDR观测到的柱密度，并对扩散云中N（12 CO）/N（13 CO）比值的增强和降低提供了解释。C17 O和13 C17 O的光解离分别与C18 O和13 C18 O的光解离显示出几乎完全相同的深度依赖性，因此17 O和18 O相对于16 O被同等地分馏。这支持了最近的假设，即太阳星云中的CO光解是陨石中异常的17 O和18 O丰度的原因。
2009-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
From interstellar abundances to grain composition: the major dust constituents Mg, Si and Fe
我们分析了三种元素进入星际硅酸盐和氧化物颗粒的组成的观测相关性。使用当前的太阳丰度（Asplund等人，2009年），我们将196条视线的气相丰度转换为尘埃相丰度。我们推导出一个尖锐的差异，位于低（$|b|<30\degr$）和高（$|b|>30\degr$）银河系纬度的视线丰度。高纬度恒星的尘埃中Mg/Si和Fe/Si的比值接近1.5。对于盘星，它们被简化为${\rm Mg/Si} \sim 1.2$和${\rm Fe/Si} \sim 1.05$。由此得出的数据表明：1）尘埃颗粒不可能是硅酸盐与橄榄石和辉石的混合物，而一定量的镁或铁（或两者）应该存在于另一个种群中; 2）在温暖介质中，富镁颗粒的破坏比富铁颗粒的破坏更有效。我们揭示了尘埃相丰度的减少和相应的增加与距离$D$的恒星与$D\ga 400$ \，pc的气相丰度。我们将这一事实归因于观测的选择效应：一种系统的趋势，即观测到的遥远恒星的氢柱密度较小。我们发现，在丰度的差异盘星与低（$E({\rm B-V}) \la 0.2$）和高（$E({\rm B-V}) \ga 0.2$）的红度，反映了通过弥漫和半透明的星际云的视线之间的区别。对于天蝎座蛇夫座，我们检测到一个统一的增加尘埃相的镁和硅的丰度与总的选择性消光比$R_{\rm V}$和减少的远紫外消光的强度。这是第一个证据的Mg-Si晶粒生长由于吸积在星际介质。
2010-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dense molecular clouds in the SN2008fp host galaxy
（删节）我们利用对SN 2008 fp的星际吸收特征（例如原子和分子谱线以及弥漫星际带（DIB））的观测来研究宿主星系ESO 428-G14中河外弥漫星际云的物理性质。通过分光偏振法研究了介入粉尘的性质。SN 2008 fp的光谱显示了一个复杂的弥散原子云，其径向速度与宿主星系的系统速度（~1700 km/s）一致。在日心速度为1770 km/s时，观测到一个半透明（A_V ~ 1.5等）的云。我们首次在本星系群之外的星系中同时探测到C2和C3。CN（0，0）带线比被用于导出外部星系中宇宙背景辐射温度的现场测量;这给出了T = 2.9 ± 0.3 K的激发温度。星际偏振定律明显偏离银河系中观察到的，表明SN 2008 fp宿主星系中尘埃颗粒的成分或尺寸分布存在重大差异。C2用于探测冷扩散ISM密度和温度。在一个月的时间内，河外吸收线轮廓没有变化，这意味着吸收材料不是星周的，因此没有直接受到SN事件的影响。在100 AU以下的分子云小尺度结构中，密度变化不明显。
2014-05-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Profiles of interstellar cloud filaments. Observational effects in synthetic sub-millimetre observations
亚毫米观测表明，星际云的细丝具有相当均匀的宽度，可以用所谓的普卢默轮廓来描述。细丝轮廓的形状与它们的物理状态有关。在对观测到的气柱密度廓线作出结论之前，我们必须评估观测的不确定性。我们想估计的偏差，可能会导致从辐射转移的影响或从submm灰尘发射率的变化。我们使用磁流体动力学模拟得到的云模型，并进行辐射转移计算，以产生亚毫米辐射图。根据合成观测值估计柱密度。对于选定的长丝，估计的配置文件进行比较，从原来的列密度。灰尘属性的空间变化可能产生的影响进行了研究。由于赫歇尔观测中的仪器噪声，附近云层的参数正确率在百分之几以内。辐射转移效应对结果的影响很小。如果信噪比降低四倍，则误差变得显著，并且对于一半的被检查细丝，值不能被约束。误差与云的距离成比例地增加。假设赫歇尔仪器的分辨率，模型细丝几乎没有解决在~400 pc的距离和在普卢默函数的参数的误差是百分之几十。普卢默参数，特别是幂律指数p，是敏感的噪声，但可以确定具有良好的精度使用赫歇尔数据。必须小心可能的视线混乱。在我们的模型中，在列密度图中看到的大部分细丝在三维中不是连续结构。
2012-07-16 astro-ph.GA
Striations in the Taurus molecular cloud: Kelvin-Helmholtz instability or MHD waves?
利用亚利桑那射电天文台10米亚毫米波望远镜获得的12CO和13CO J = 2 - 1辐射的新观测资料，研究了金牛座分子云半透明包层中沿局部磁场方向排列的条纹的起源。这些数据确定了一个周期性的模式，过量的蓝色和红移的排放，是负责条纹。对于12CO和13CO，J = 2 - 1与J = 1 - 0线比的空间变化很小，并且与条纹位置在空间上不相关。一个未解决的CO发射子结构（细胞）的光束面积填充因子小于单位在任何速度的介质是必需的，以解释的平均线比和亮度温度。我们建议，条纹的调制的速度和光束填充因子的细胞作为一个结果的开尔文-亥姆霍兹不稳定性或磁声波传播通过金牛座分子云的信封。这两个过程都可能是亚阿尔夫文分子云中的常见特征，并且可以解释低柱密度、卷云状特征，这些特征与尘埃发射远红外探测中在整个星际介质中观察到的磁场类似。
2016-06-28 astro-ph.GA
Characterizing the Turbulent Properties of the Starless Molecular Cloud MBM16
我们研究湍流性质的非恒星形成，半透明的分子云，MBM 16的应用统计技术的二维空间功率谱（SPS）的中性氢（HI）的观测获得的银河系阿雷西博L波段馈电阵列HI（GALFA-HI）的调查。在0.1到17 pc的空间尺度范围内计算的SPS用单个幂律函数很好地表示，斜率范围为-3.3到-3.7，并且对于固定的速度通道厚度，在MBM 16的速度范围内是一致的。然而，斜率变化显着的速度切片厚度，这表明速度和密度有助于HI强度波动。通过使用这种变化，我们估计MBM 16中的3D密度波动的斜率为-3.7 \pm 0.2。这比在银河系平面、小麦哲伦云或麦哲伦桥中发现的HI明显更陡，表明MBM 16中的星际湍流是在>17 pc的尺度上驱动的，缺乏恒星反馈可能是陡峭功率谱的原因。
2013-10-27 astro-ph.GA
A molecular cloud within the light echo of V838 Monocerotis
上下文V838 Mon是一颗爆发变星，于2002年爆发。它展示了有史以来观测到的最壮观的光回波。然而，无论是反射物质的起源还是2002年爆发的性质都没有得到严格的限制。目标。我们调查的CO无线电发射的光回波领域中检测到的性质。特别是，我们探索它与V838 Mon周围的回声尘埃的联系。方法.我们观察到了CO多重转动跃迁的回波区。我们提出并分析了在12 CO（1-0）和（3-2）线获得的区域的地图。此外，在12 CO（1-0），（2-1），（3-2）和13 CO（1-0），（2-1）中获得了几个位置的深光谱。对选定的位置进行线强度的辐射转移建模，以约束动力学温度和密度。我们得到的全球参数（例如质量，距离，总柱密度）的发射云。结果我们发现，一个紧凑的分子云位于回波区。分子发射与光学回波中看到的尘埃环境有物理联系，它们都属于同一个半透明云。星云的星际性质由其90-150 Msun的高质量证实。我们认为，云由V838 Mon所属的星团形成后剩余的物质组成。这表明爆发恒星的年龄很年轻（3-10百万年）。
2011-02-25 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
Interplay of dust alignment, grain growth and magnetic fields in polarization: lessons from the emission-to-extinction ratio
偏振消光和发射的尘埃在星际介质（ISM）是很难解释的，因为他们有一个复杂的依赖于尘埃的光学性质，晶粒排列和磁场方向。在分子云中尤其如此。目前的数据尚未充分发挥其潜力。特别是，发射和消光的组合提供了单独从其中任何一个都无法获得的信息。我们结合数据从科学文献中的偏振尘埃消光普朗克数据的偏振发射，我们用它们来约束可能的变化，尘埃和分子云内的环境条件，特别是半透明的视线，考虑到磁场方向。重点讨论了消光时最大偏振波长λ max与消光偏振、发射偏振及其比值等观测量之间的关系。我们开始使用蒙特卡罗模拟再现这些相关性，其中尘埃模型中的相关量-颗粒排列，尺寸分布和磁场方向-变化以模拟分子云内部预期的不同条件。所选择的量中没有一个能单独解释观测数据：当所有量在云之间和云内都有显著变化时，可以获得最佳结果。然而，一些数据-最值得注意的是具有低发射消光偏振比的恒星-没有被我们的模拟再现。我们的研究结果表明，不仅尘埃演化是必要的，以解释分子云的偏振，但一个简单的尺寸分布的变化是不足以解释的数据，并指出未来和更复杂的模型的方向。
2017-03-08 astro-ph.GA
Energy Partitioning in Dust-catalyzed $\mathrm{H_2}$ and HD Formation Revealed by Molecular Simulations Considering Nuclear Quantum Effects
School of Materials Science and Engineering, Peking University（北京大学材料科学与工程学院）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究院）；Department of Astronomy, School of Physics, Peking University（北京大学物理学院天文学系）；Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文学系）
研究人员通过环聚合物分子动力学模拟，揭示了尘埃催化H₂和HD形成时的能量分配规律，为星际介质中相关过程提供了微观依据。
2026-10-30 astro-ph.GA
Revisiting the Temperature of the Diffuse ISM with CHESS Sounding Rocket Observations
测量星际介质（ISM）中云的温度和丰度模式为云内物理条件模型提供了观测基础，这在恒星和行星形成的研究中发挥着重要作用。科罗拉多高分辨率阶梯式恒星光谱仪（CHESS）是一种远紫外火箭载仪器，旨在研究扩散分子和半透明云区域内的原子到分子跃迁。该仪器的最后两次飞行观测到了$β^{1}$ Scorpii（$β$ Sco）和$γ$ Arae。本文介绍了星际氢分子（H $_{\rm 2}$）在视线上激发的飞行结果，包括柱密度和温度的测量。这些结果与以前用低J $^{\prime \prime}$ H $_{\rm 2}$吸收特性的阻尼机翼测得的值进行了比较（Savage等，1977）。对于$β$ Sco，我们发现J $^{\prime \prime}$ = 1旋转水平的导出的列密度与以前的观测相比相差2-3倍。我们讨论了这两个测量之间的差异，并表明，差异的来源是由于较高的旋转水平的不透明性的J $^{\prime \prime}$ = 1吸收翼，增加了推断的列密度在以前的工作。我们将这种分析扩展到9个$Copernicus$和13个$FUSE$谱，以探索不同旋转能级的柱密度的相互依赖性以及H $_{\rm 2}$动力学温度如何受到这些关系的影响。我们发现一个修订后的平均气体动力学温度的扩散分子ISM的T $_{01}$ = 68 $\pm$ 13 K，12%，低于以前发现的值。
2019-05-09 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Molecular absorption lines toward star-forming regions : a comparative study of HCO+, HNC, HCN, and CN
目标。在扩散星际介质（ISM）的气相化学起源的几种分子物种的比较研究是解开ISM的耦合化学和动力学演化的关键输入。方法.在IRAM-30 m望远镜上观测到HCO+、HCN、HNC和CN的最低转动谱线，它们在银道面大质量恒星形成区的λ3 mm和λ1.3 mm连续辐射中被吸收。吸收线沿着这些视线探测千秒差距以上的气体。通过比较两个最低跃迁的激发温度，推断出HCO+的激发温度。在同一视线上的所有分子种类的光谱被分解成高斯速度分量。大多数出现在给定视线的所有光谱中。对于每个组分，我们推导出中心不透明度，速度色散，并计算分子柱密度。我们比较了我们的结果的预测紫外线占主导地位的化学模型的光解区域（PDR模型）和非平衡模型，其中的化学是由湍流能量的耗散（TDR模型）。结果所有速度分量的分子柱密度跨越两个数量级。CN、HCN和HNC的那些彼此线性相关，平均比值N（HCN）/N（HNC）= 4.8 $\pm$ 1.3和N（CN）/N（HNC）= 34 $\pm$ 12，并且与HCO+的那些更松散相关，N（HNC）/N（HCO+）= 0.5 $\pm$ 0.3，N（HCN）/N（HCO+）= 1.9 $\pm$ 0.9，和N（CN）/N（HCO+）= 18 $\pm$ 9。这些比值与从银河系高纬度视线的观测中推断的相似，表明银河系平面内吸收线采样的气体具有与太阳附近相同的化学性质。高斯速度分量的半高宽…
2010-06-03 astro-ph.GA
Heavy water stratification in a low-mass protostar
内容：尽管银河系中元素氘的丰度很低，但在低质量恒星形成区的环境中，特别是0级原恒星IRAS 16293-2422中，发现了增强的分子D/H比。目标：关键方案“恒星形成区化学赫歇尔巡天”旨在研究星际介质的分子复杂性。Herschel/HIFI仪器的高灵敏度和高光谱分辨率为我们提供了一个观测ortho-D2 O在607 GHz的1_{1，1}-0_10，0}跃迁和para-D2 O在898 GHz的2_{1，2}-1_10，1}跃迁的独特机会。方法：在607 GHz的邻位-D2 O跃迁先前被检测到。我们提出了在本文中的第一次尝试性的检测在898 GHz的para-D2 O过渡。球形蒙特卡罗辐射转移程序RATRAN用于再现D2 O的观测谱线轮廓，其方法与用于再现IRAS 16293-2422中的HDO和H2- 18 O谱线轮廓的方法相同。结果如下：至于HDO，在D2 O线上看到的吸收成分只能通过添加外部吸收层来再现，外部吸收层可能是由分子云边缘的冰的光解吸作用产生的。在该添加层中发现D2 O柱密度约为2.5e12 cm^{-2}，导致D2 O/H2O比约为0.5%。在3 σ的不确定性，上限为0.03%和0.2%，分别得到这个比例在热的科里诺和较冷的信封IRAS 16293-2422。结论：我们研究中得出的氘分馏表明，IRAS 16293-2422中存在的冰形成于致密（~ 1 e4 - 5…
2013-04-10 astro-ph.GA
Interstellar Dust-Catalyzed Molecular Hydrogen Formation Enabled by Nuclear Quantum Effects
School of Materials Science and Engineering, Peking University（北京大学材料科学与工程学院）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学卡尔·萨根天体物理研究所）；Department of Astronomy, School of Physics, Peking University（北京大学物理学院天文学系）；Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文学系）
通过多尺度模拟，发现核量子效应在低温下克服经典玻尔兹曼抑制，使化学吸附氢原子高效形成H₂，为星际H₂形成提供第一性原理量子基础。
2026-06-11 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The initial gas-phase sulfur abundance in the Orion Molecular Cloud from sulfur radio recombination lines
化学元素的丰度及其消耗因子是了解最终融入恒星和行星的气体和尘埃成分的基本参数。硫是一种丰富但特殊的元素，尽管它的挥发性低于其他元素（例如，碳），它不是弥漫星际云中尘埃颗粒的主要成分。在这里，我们确定了气相碳硫丰度比，[C]/[S]，和硫丰度[S]在致密的恒星形成云从新的无线电复合线（RRL）检测到的Yebes 40米望远镜-在相对较高的频率（~40 GHz ~7 mm）和角分辨率（低至36“）-在猎户座酒吧，猎户座分子云（OMC）的边缘。我们探测到9个Cnα RRL（n=51 ~ 59）以及9个与Cnα线相隔Δ v=-8.4+/-0.3 km s^-1的窄线特征。基于这种速度分离，我们将这些功能分配给硫RRL，RRL的贡献很小，从更可冷凝的元素镁，硅，或铁。硫RRL线跟踪OMC的光解离区域（PDR）。在这些以中性气体为主的气层中，直到A_V~4，C ~+和S ~+离子锁定在大部分的C和S气相储层中。我们确定了[C]_Ori/[S]_Ori的相对丰度=10.4+/-0.6，采用在朝向恒星θ ^1 Ori B的半透明气体中测得的相同[C]_Ori，则[S]_Ori的绝对丰度=（1.4+/-0.4 x10 ^-5。如果N（S+）约为7 × 10^17 cm^-2（光束平均值），则该值与观测到的硫RRL的排放模型一致。[S]_Ori是OMC中的“初始"硫丰度，在[S]_Ori的一部分未确定…
2021-03-04 astro-ph.GA
Velocity Anisotropy in Self-Gravitating Molecular Clouds. I: Simulation
湍流、磁场和自引力之间复杂的相互作用导致了扩散星际介质（ISM）中分子云的形成。研究这种相互作用的一个途径是通过分析来自观测的统计特征，通过与数值模拟的比较，大大促进了对这些特征的解释。在这里，我们专注于统计各向异性存在于合成地图的速度质心数据，我们来自三维磁流体动力学模拟的湍流，磁化，自引力补丁的ISM。我们研究了速度各向异性的方向和大小如何与磁场和引力坍缩产生的结构相关。最近的观测约束的动机，我们的模拟集中在超音速（音速马赫数$\mathcal{M} \approx 2 - 17$），但子trans-alfvenic（alfvenic马赫数$\mathcal{M}_A \approx 0.2 - 1.2$）湍流制度，我们认为云几乎没有轻度磁超临界（质量流量比等于一次或两次的临界值）。此外，我们还探讨了湍流驱动机制（螺线管或压缩）对速度各向异性的影响。虽然我们证实了以前的研究结果，即速度各向异性一般与天空磁场的平面对齐，我们列入的自重力的影响表明，在较高的列密度的区域，速度各向异性可能会被破坏，甚至重新取向，以配合重力形成的结构。我们提供的证据表明，这种效果不一定是由于高密度区域内的$\mathcal{M}_A$的增加。
2017-01-07 astro-ph.GA
H$_3^+$ absorption and emission in local U/LIRGs with JWST/NIRSpec: Evidence for high H$_2$ ionization rates
本文利用JWST/NIRSpec在12个本地U/LIRGs中探测H₃⁺基频振转带，首次在ISM中发现其发射并大幅增加河外探测数量，揭示高H₂电离率及外流早期气体特征。
2024-08-26 astro-ph.GA
HyGAL: Characterizing the Galactic ISM with observations of hydrides and other small molecules. III. The absorption lines of [O I], CH, and OH
I. Physikalisches Institut, Universität zu Köln（科隆大学第一物理研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；William H. Miller III Department of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学威廉·H·米勒三世物理与天文学系）；Department of Physics & Astronomy, Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学物理与天文学系）；LERMA, Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Universités（巴黎天文台LERMA实验室（隶属PSL研究大学、CNRS、索邦大学））；Department of Astronomy, University of Maryland（马里兰大学天文学系）；Liant（利安特研究所）；Department of Physics, Graduate School of Science, Nagoya University（名古屋大学理学研究科物理学系）
研究通过分析CH、OH等分子与HCO+和CCH的关联，揭示银河系星际介质中分子和原子氧的分布特征及化学路径。
2026-04-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
