Chemical nitrogen fractionation in dense molecular clouds
含氮分子在不同的天文环境中，如在星际介质或在太阳系中，显示出不同的同位素分馏水平。星际化学模型无法在冷分子云中诱导氮分数，因为15 N的交换反应大多效率低下。在这里，我们开发了一个新的气体颗粒模型的氮分馏，包括一个彻底的搜索新的氮分馏反应和原子耗尽到星际尘埃粒子的现实描述。我们表明，虽然致密的分子云气相化学单独导致非常低的分馏，14 N原子优先耗尽的气相由于原子氮的质量依赖的晶粒表面粘附率。然而，假设一个基本的14 N/15 N比为441（等于太阳风值），我们的模型导致只有低的15 N富集的所有含N的物种在气相中合成的预测14 N/15 N比在360-400的范围内。较高的富集水平既不能用这种机制来解释，也不能通过化学来解释，有两种可能的解释。(I)局部ISM中的元素14 N/15 N比较小，正如Romano等人最近的工作所建议的那样，由于电子复合速率常数随同位素的变化而变化，假设15 NNH+和15 NNH+耗尽。(II)N2光解离导致扩散分子云中的可变氮分馏，其中光子起重要作用，这在致密分子云形成期间是保守的，如Furuya & Aikawa的工作所建议的。
2020-12-14 astro-ph.GA
Nitrogen Fractionation in External Galaxies
在我们银河系的恒星形成区，14 N/15 N的比值从陨石、彗星和原行星盘的$\sim$ 100到星前和恒星形成核心的$\sim$ 1000不等，而在外部星系，很少有单盘大尺度测量这个比值的结果是100-450。到目前为止，同位素分馏对这些变化的贡献程度是未知的。在本文中，我们提出了一个理论化学研究的氮分馏在外部星系，以确定的物理条件，可能导致的14 N/15 N比的传播从太阳值$\sim$ 440，从而评估的贡献，在ISM中的化学反应的氮分馏。我们发现，氮分馏的ISM富集的主要原因是高的气体密度，高通量的宇宙射线的帮助。
2019-04-26 astro-ph.GA
Revised Models of Interstellar Nitrogen Isotopic Fractionation
冷分子云中的含氮分子具有一系列同位素分馏比，这些分子可能是彗星和陨石中发现的$^{15}$ N富集的前体。化学模型计算表明，原子-分子离子和离子-分子反应可以解释大部分的分馏模式观察。然而，最近的量子化学计算表明，几个关键过程不太可能发生在稠密的云中。密云化学的相关模式计算表明，修正后的$^{15}$ N富集值与观测值不匹配。我们研究了这些反应速率修改对Wirström等人（2012）化学模型的影响，该模型与其他模型存在显著的物理和化学差异。我们已经包括CN的$^{15}$ N分馏在中性-中性反应，也更新了氮化学中的关键反应的速率系数。我们发现，修改后的分馏速率在任何时候都具有抑制氨中$^{15}$ N富集的效果，而消耗甚至更明显，达到>2000的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比。考虑到最新的氮化学成分，虽然氯化萘本身的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比率仍可能低于100，但HCN或HNC并未发生显著的富集，这与在乌云和彗星中观察到的证据相反。然而，这样低的CN丰度预测，更新的模型不足以解释散装$^{15}$ N增强原始材料中观察到的。很明显，替代分馏反应是必要的，以重现观察，因此，进一步的实验室和理论研究是迫切需要的。
2017-11-22 astro-ph.GA
Chemical fractionation of deuterium in the protosolar nebula
了解恒星形成物体中氘的气体颗粒化学可能有助于解释它们的历史和现状。我们的目的是澄清如何在冰的过程中影响氘分馏。在这方面，我们研究了太阳质量的原恒星信封使用天体化学速率方程模型，认为散装冰化学。结果表明，一般协议的分子D/H丰度比在低质量的原恒星。星前核中冰的积累和颗粒表面HD的快速合成的同时进行的过程阻碍了冰物种的氘化。所观察到的D/H比率非常高，超过10%，即，超氘，甲醛和二甲醚重现，但没有其他物种在原恒星信封阶段。在散装冰的化学转化降低D/H比的冰物种，并没有帮助解释超氘。在原恒星阶段，D2 O/HDO丰度比计算为高于HDO/H2O的比例，由于气相化学。从冰中蒸发的物种具有高的分子D/H比和高的气相丰度。
2017-01-20 astro-ph.GA
Oxygen fractionation in dense molecular clouds
我们已经开发了第一个气体颗粒化学模型的氧分馏（也包括硫分馏）在致密的分子云，表明气相化学产生可变的氧分馏水平，特别是强烈的影响NO，SO，O2和SO2。这种巨大的影响是由于中性18 O + NO、18 O + SO和18 O + O2交换反应的效率。模拟结果进行了比较，新的和现有的观察到的同位素比在一个选择的冷芯。模型和观测之间的良好协议要求的中性氧原子的气相丰度是大的观察区域。S16 O/S18 O比值随时间变化很大，表明它可以用作致密分子云中物质演化的敏感化学代用指标。
2019-02-23 astro-ph.GA
From Prestellar to Protostellar Cores II. Time Dependence and Deuterium Fractionation
我们调查的分子演化和D/H丰度比，发展作为恒星形成的收益从致密云核心的原恒星核心，通过求解气体颗粒反应网络应用到1-D辐射流体动力学模型与下落流体包裹。气体和冰地幔物种的空间分布计算在第一个核心阶段，并在一个原恒星诞生后的时间。气相甲醇和甲烷比CO更丰富的半径$r\lesssim 100$ AU在第一个核心阶段，但随着时间的推移逐渐减少，而更大的有机物种的丰度增加。当复杂的有机分子有效地形成时，对于在后期阶段落入的那些流体包裹来说，预热阶段的寿命更长。不饱和碳链的形成（热碳链化学）在后期也更有效;与CH $_4$反应形成碳链的C $^+$随着包膜密度的降低而增加。大的有机分子和碳链是强烈的氘代，主要是由于高的D/H比在母体分子，确定在冷相。我们还扩展了我们的模型，简单地模拟化学拱盘，通过暂停1-D的流体包裹在恒定的磁盘半径的下降。物种CH $_3$ OCH $_3$和HCOOCH $_3$的丰度增加在$10^4-10^5$年在固定的温暖的温度;两者也有很高的D/H比。
2012-10-16 astro-ph.GA
Formation and Fractionation of CO (carbon monoxide) in diffuse clouds observed at optical and radio wavelengths
我们模拟了\HH \和CO的形成，包括当\AV \ $\la2$ MAG时影响CO的分馏和选择性光解。（PDMATHAMP）/N（\coth）$\approx 65$，其用标准UV辐射再现并且在n（H）$\approx32-1024\pccc$下几乎不依赖密度：密度n（H）$\la256\pccc$避免了过量产生CO。在毫米波吸收中观察到的视线和在UV中观察到的一些视线显示出2-4倍的增强的\coth，并且通过较高的n（H）$\ga256\pccc$和/或n（H）$\ga256\pccc$来解释。或较弱的辐射。最难理解的观测结果是具有N（\cotw）/N（\coth）$>$ 100和N（CO）$\ga10^{15}\pcc$的UV吸收。\WCO \与N（CO）的曲线图显示，由于亚热激发，即使在高不透明度下，\WCO \也保持与N（CO）成线性比例。\cotw \和\coth \具有几乎相同的生长曲线，因此即使同位素丰度比不同，它们的柱密度/积分强度比也相当。对于n（H）$\ga128\pccc$，\WCO \ vs N（CH）的曲线对n（H）不敏感，\WCO /N（CO）$\approx1\Kkms/(10^{15}~{\rm CO}\pcc)$：这补偿了小CO/ \HH \，使\WCO \更容易检测。N（CO）随n（H）、N（H）和N（\HH）的快速增加通常使CO明亮，即小的CO…
2016-11-11 astro-ph.GA
Isotopic fractionation in interstellar molecules
分子中同位素分馏的水平提供了对其形成环境和形成方式的见解。本文综述了低质量恒星形成区的氢、氮同位素分馏。星际分子中的氘含量非常丰富。讨论了轻核素核自旋态对氘分馏的重要性以及单氘和双氘分子作为化学示踪剂的实用性。观测表明，星前核中的分子根据分子的不同而富集或贫化15 N。与氘分馏化学相比，我们对15N分馏化学的认识还不够完善。我们简要讨论了潜在的15 N分馏路线，即，同位素交换反应和N2的同位素选择性光解。此外，15 N原子的选择性冻结到尘埃颗粒周围的N原子和N2之间的过渡进行了讨论，作为一个潜在的机制，导致15 N在气相中的耗尽。
2017-11-13 astro-ph.GA
Fractionation in young cores: Direct determinations of nitrogen and carbon fractionation in HCN
本研究通过IRAM 30m望远镜观测6个年轻核的HCN谱线，对比直接NLTE辐射转移建模与间接双同位素法的氮、碳分馏测定结果，发现间接法存在缺陷，直接法未观测到HCN氮分馏的恒星形成演化趋势。
2024-03-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon isotopic fractionation in molecular clouds
从理论的角度研究了碳分馏与时间相关的化学，包括同位素选择性光解离和低温同位素交换反应的不同模型。最近的化学模型预测，后者可能会导致耗尽的$^{13}$ C在腈轴承物种，与$^{12}$ C/ $^{13}$ C的比例高出两倍的元素丰度比68在当地ISM。由于碳同位素比值常用于双同位素法计算$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值，因此详细研究碳分馏以避免错误的假设是很重要的。在这项工作中，我们实现了一个新的同位素交换反应的气体-颗粒化学模型，并研究了它们在稠密和冷分子气体的背景下的引入。特别是，我们研究了$^{12}$ C/ $^{13}$ C比率的HNC，HCN和CN使用网格模型，温度和密度范围从10到50 K和2 $\times$ 10 $^{3}$到2 $\times$ 10 $^{7}$ cm $^{-3}$，分别。我们提出了一个可能的$^{13}$ C交换通过$^{13}$ C + C $_{3}$ $\rightarrow$ $^{12}$ C + $^{13}$ CC $_{2}$反应，这不会导致稀释，而是在$^{13}$ C增强，从原子碳形成的分子。这种效果是有效的，在一个范围内的时间之间的CO的形成和其冻结的谷物。此外，我们表明，$^{12}$ C/ $^{13}$ C比率的腈预测是一个因素0.8-1.9不同的本地值为68大规模的恒星形成区。这一结果也影响了$…
2020-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Anomalously high deuterium fractionation in a galactic translucent cloud: a challenge to chemical models
Institut de Radioastronomie Millimétrique（毫米波射电天文研究所）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Research Center for Computational Earth and Space Science, Zhejiang Lab（浙江省实验室地球与空间科学计算研究中心）；New Cornerstone Science Laboratory, Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系新基石科学实验室）；State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台射电天文与技术重点实验室）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿大学莱顿天文台）；Transdisciplinary Research Area (TRA Matter) and Argelander Institut für Astronomie, Universität Bonn（波恩大学阿尔兰德天文学研究所及跨学科研究领域（物质））；Department of Physics and Astronomy, UCL（伦敦大学学院物理与天文系）；School of Physical Science and Technology, Guangxi University（广西大学物理科学与技术学院）；Department of Astronomy, Xiamen University（厦门大学天文系）
研究银河系半透明云中氘分馏，通过IRAM NOrthern Extended Millimeter Array（NOEMA）观测，发现其DCN/HCN和DNC/HNC丰度比远高于元素丰度[D]/[H]，挑战现有化学模型，或可用分散致密核心情景解释。
2026-07-21 astro-ph.GA
First interferometric study of enhanced N-fractionation in N$_{2}$H$^{+}$: the high-mass star-forming region IRAS 05358+3543
氮（N）分馏被用来作为一种工具，以寻找太阳系的化学历史和恒星形成区域之间的联系。观测到不同天体物理源的$^{14}$ N/ $^{15}$ N有很大的变化，目前的化学模型不能再现这种变化。随着高角分辨率射电望远镜的出现，现在有可能在核尺度上寻找N分馏。本文报道了N $_{2}$ H $^{+}$、$^{15}$ NNH $^{+}$和N $^{15}$ NNH $^{+}$向高质量原星团IRAS 05358+3543的J=1-0跃迁的IRAM NOEMA观测结果。我们发现$^{14}$ N/ $^{15}$ N的比值从$\sim$ 100到$\sim$ 220不等，这些值低于或等于对同一源的单碟观测值。由于氮分馏在整个研究区域的变化，这意味着它是由当地的环境影响。我们还发现的可能性，在原星系团中定义的四个核心之一，有一个更丰富的$^{15}$ NNH $^{+}$相对于N $^{15}$ NNH $^{+}$。这是另一个迹象，表明目前的化学模型可能缺少化学反应，或者可能没有考虑到其他机制，如光解或谷物表面化学，这可能是重要的。
2019-03-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nitrogen fractionation towards a pre-stellar core traces isotope-selective photodissociation
同位素丰度比对于理解天体的演化以及最终理解像我们这样的行星系统的起源非常重要。氮是前生物物质的基本成分，了解它的化学和遗传对于了解生命的构建单元的形成至关重要。本文介绍了用IRAM 30 m望远镜对HCN、HNC和CN的$^{13}$ C和$^{15}$ N同位素基态转动跃迁的单碟观测。我们分析了它们的柱密度并计算了HCN的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值图。CN和HNC的$^{15}$ N-分馏是针对L1544上的不同偏移量计算的。HCN的$^{15}$ N-分馏图显示，在L1544的南部边缘，$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值明显降低，在那里碳链分子呈现出一个峰值，这强烈表明同位素选择性光解离对氮在星前核的分馏有很强的影响。CN中的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值在岩芯的四个位置测量，也显示出向岩芯东南方向的降低，而HNC显示出相反的行为。前恒星核心L1544的不均匀照明提供了明确的证据，表明HCN和CN的$^{15}$ N分馏朝着更暴露于星际辐射场的区域增强。N-$_2$的同位素选择性光解离是理解$^{15}$ N分馏的关键过程，正如在原行星盘中已经发现的那样。因此，预计星前物质中的$^{15}$ N分馏会根据星前核所处的环境而变化。$^{12}$ CN/ $^{13}$ CN比值在整个岩芯中也有变化，但其变化不影响我们关于环境对氮分馏作用的…
2022-07-13 astro-ph.GA
Carbon Isotope Fractionation of Complex Organic Molecules in Star-Forming Cores
本研究利用气-粒化学网络模型探究了从前恒星核到原恒星核阶段复杂有机分子的碳同位素分馏，发现引入颗粒表面直接的C原子加成反应能缓解COMs的$^{13}$C贫化，从而更好地再现ALMA观测结果。
2024-06-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Depletion and fractionation of nitrogen in collapsing cores
对太阳系彗星的氮同位素比率的测量显示一个恒定值，约为140，比原太阳比率低三倍，这是一个非常显着的差异，仍然无法解释。在坍缩的早期阶段，对静止的无星核的观测证实了理论上的预期，即在星际条件下，氮的分馏对大多数物种来说是微不足道的。然而，在N2 H+中观察到的同位素比率与模型预测不同。我们对氮的同位素库如何演变的理解存在这些差距，从星际云到彗星，更普遍地说，到原太阳星云，可能源于星际氮化学中的缺失过程或误解。到目前为止，在无星核的氮分馏的理论研究已经解决了准静态阶段的演变，使动力学崩溃的同位素比的影响是未知的。本文通过气相和颗粒吸附和脱附反应研究了前星核引力坍缩过程中14 N和15 N的分馏。最初的化学条件，这是在稳定状态下获得后，通常是几个百万年，在气相中的分馏程度低，与早期的研究。然而，在崩溃过程中，14 N-和15 N-含物种到颗粒上的吸附的差分速率导致增强的15 N：14 N比，更好地与观测结果一致。此外，我们发现的行为的差异，随着密度的增加，在不同的物种的同位素比。根据L183中的CO丰度曲线，我们发现坍缩必须发生在大约一个自由落体时间尺度上[见PDF文件的结尾]。
2020-09-14 astro-ph.GA
A tale of two isotopes: Spatial variation in HCN fractionation toward young cores
Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CAB），西班牙国家科学研究委员会-国家航空技术研究所）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
该研究通过观测与模拟分析年轻原核中HCN同位素的空间变化，发现其与H$_2$柱密度相关，源于$^{12}$C/$^{13}$C比变化，提醒需评估该比变化后才可采用双同位素法推导$^{14}$N/$^{15}$N比。
2026-07-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterium fractionation of nitrogen hydrides: detections of NHD and ND$_2$
虽然氨是一个丰富的分子，通常观察到对致密的星际介质，它还没有确定其主要的形成途径是从气相离子分子反应或颗粒表面的氢添加吸附氮原子。氘分馏可用作限制形成机制的工具。在致密的星际介质中经常观察到高丰度的氘代分子，氘代分子与主要同位素体之间的比率相对于元素D/H比率提高了几个数量级。在氨的情况下，其三重氘代同位素体的检测暗示高丰度的氘代中间氮自由基，ND，NHD和ND $_2$。然而，到目前为止，在星际介质中只探测到ND。在本文中，限制氨的形成，我们的目的是确定NHD/NH $_2$和ND $_2$ /NHD丰度比，并比较它们与纯气相和颗粒表面化学模型的预测。我们搜寻了NHD和ND $_2$向0级原恒星IRAS 16293 -2422的基本转动跃迁，而NH、NH $_2$和ND向IRAS 16293 -2422的基本转动跃迁先前已被探测到。NHD和ND $_2$均在朝向源的吸收中被检测到。NH $_2$：NHD：ND $_2$的相对丰度比接近8：4：1。这些比率可以通过我们的气相化学模型在2 - 3倍内再现。从颗粒表面化学预期的统计比也与我们的数据相一致。对ND $_2$中邻位与对位比的进一步研究，无论是理论上还是观察上，都可能为更好地理解氮氢化物化学带来新的限制。
2020-09-25 astro-ph.GA
Isotopomer-Specific Carbon Isotope Ratio of Complex Organic Molecules in Star-Forming Cores
National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（综合研究大学院大学）；RIKEN Cluster for Pioneering Research（理化学研究所前沿研究集群）；The University of Tokyo（东京大学）；Queen’s University Belfast（贝尔法斯特女王大学）
本研究通过构建新的天体化学反应网络，解析恒星形成核心中复杂有机分子的同位素omer特异性碳同位素比值，揭示其形成路径与环境。
2025-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon isotope chemistry in protoplanetary disks: Effects of C/O ratios
本文利用含同位素选择性光解离与交换反应的天体化学模型，揭示原行星盘C/O比对CO及HCN碳同位素分馏的影响，并解释TW Hya观测结果。
2024-04-02 astro-ph.EP astro-ph.GA
Observations of nitrogen isotope fractionation in deeply embedded protostars
类地行星、彗星和陨石与太阳和木星相比，15 N含量显著富集。虽然太阳和木星的氮同位素比率被认为代表了原太阳星云的组成，但一个尚未确定的过程导致了固体中的15 N富集。已经提出了几种机制来解释这些变化，包括化学分馏。然而，限制分馏模型的观测结果很少。虽然有证据表明星前核中的15 N富集，但尚不清楚该特征如何演变成原恒星阶段。我们的目标是测量附近三颗嵌入式中低质量原恒星周围的14 N/15 N比值。HCN和HNC的同位素体用于探测14 N/15 N比率。用APEX望远镜观测到H13 CN、HC 15 N、HN 13 C和H15 NC跃迁。假设标准12 C/13 C比率，从积分强度导出14 N/15 N比率。利用辐射转移模型和超精细结构拟合验证了光学薄发射的假设。两个来源，IRAS 16293 A和R CrA IRS 7 B，显示15 N-富集的因素约1.5-2.5在HCN和HNC相对于太阳的组成。对于第三个来源，OMC-3 MMS 6，不能排除太阳成分。此外，有迹象表明，随着外壳温度的增加，14 N/15 N比值有增加的趋势。在两个0类源中发现的HCN和HNC中15 N丰度的增加（14 N/15 N为160-290）以及14 N/15 N比值随温度变化的趋势与化学分馏情景一致，但来自额外示踪剂的14 N/15 N比值对于检验模型是不可或缺的。空间分辨观测需要区分化学分馏和同位素选择性光…
2014-08-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Seed of Life in Space (SOLIS) XI. First measurement of nitrogen fractionation in shocked clumps of the L1157 protostellar outflow
氮同位素比值在太阳系和起源不明的恒星形成系统中有很大的变化范围。气相中的化学反应是可以改变$^{14}$ N/ $^{15}$ N比的可能过程之一。我们的目标是调查是否以及如何通过星际介质中的冲击波，可以影响氮同位素的相对分数。进行这种研究的理想地点是L1157外流，那里有几个受冲击的团块。我们首次测量了原恒星外流L1157的两个激波团B1和B 0中的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值，该比值来自H $^{13}$ CN（1-0）和HC $^{15}$ N（1-0）线的干涉图。在B1中，我们发现H $^{13}$ CN（1-0）和HC $^{15}$ N（1-0）发射跟踪团簇的前部，平均柱密度为$N$（H $^{13}$ CN）$\sim$ 7 $\times$ 10 $^{12}$ cm $^{-2}$和$N$（HC $^{15}$ N）$\sim$ 2 $\times$ 10 $^{12}$ cm $^{-2}$。在该区域中，H/$^{13}$ CN（1-0）/HC/$^{15}$ N（1-0）的比率非常均匀，平均值为$\sim$/$\pm$ 1。在较小的块B 0 e中也测量到相同的平均值。假设标准的$^{12}$ C/ $^{13}$ C = 68，我们得到$^{14}$ N/ $^{15}$ N = 340 $\pm$ 70，与通常在星前核和原恒星中发现的类似。我…
2021-04-02 astro-ph.GA
Seeds of Life in Space (SOLIS) VIII. SiO isotopic fractionation and a new insight in the shocks of L1157-B1
L1157-B1是0级原恒星L1157-mm驱动的蓝移外流激波区之一，是研究在极短时间尺度内从颗粒中喷射出的物质的理想实验室，即其化学成分代表了颗粒的成分。作为太空生命种子（SOLIS）大型项目的一部分，我们使用NOEMA干涉仪对$^{28}$ SiO、$^{29}$ SiO和$^{30}$ SiO J = 2-1发射向L1157-B1和B 0成像。我们在这里提出了一个SiO向L1157-B1同位素分馏的研究。此外，我们还利用高光谱分辨率观测的主要同位素，$^{28}$ SiO，研究射流对稠密气体的影响。我们在这里也提出了单碟观测获得的IRAM 30米望远镜和赫歇尔-HIFI。我们使用大速度梯度（LVG）代码对单碟观测进行了非LTE分析。从我们的观测中，我们可以发现：（i）即使在高速下，L1157-B1中主要同位素的（2-1）跃迁也是光学厚的;（ii）[ $^{29}$ SiO/ $^{30}$ SiO]比在整个源中是恒定的，与太阳值1.5一致。我们报告的第一个同位素分馏图的SiO在一个冲击区，并显示没有一个质量相关的分馏在$^{29}$ Si和$^{30}$ Si整个L1157-B1。$^{28}$ SiO中的高速子弹已被识别，显示出射流撞击致密气体的特征。利用本文中提出的数据集，无论是干涉测量还是单碟测量，我们都能够非常详细地研究在B1 a位置冲击的气体及其周围的气体。
2020-06-10 astro-ph.GA
Can Galactic chemical evolution explain the oxygen isotopic variations in the Solar System?
原始陨石中的许多物体具有氧同位素组成，这些氧同位素组成使它们处于一条独特的、与质量无关的分馏线上，在三同位素图上斜率为1。最流行的模型是假设CO的自屏蔽作用产生了富含16 O的CO和贫含16 O的H2O，H2O随后与星际尘埃结合，在太阳星云中形成相对贫含16 O的固体。另一个产生富含16 O的气体和缺乏16 O的固体的不同储层的模型表明，这些储层是由银河系化学演化（GCE）产生的，如果太阳系的尘埃成分比气体成分年轻一些，并且这两种成分都位于O三同位素图中的斜率1线上。我们认为，GCE是不是在太阳系中的氧同位素的质量无关分馏的原因。GCE的情况是矛盾的，在附近的分子云和年轻的恒星天体的18 O/17 O比的观测。当考虑到恒星喷出物在星际介质中的不完全混合效应时，GCE产生斜率线的可能性很小。此外，太阳系尘埃比气体年轻的假设需要不寻常的时间尺度，或者存在理论上预计不会发生的重要星尘成分，而且迄今为止还没有发现。
2012-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
First detection of 13CH in the interstellar medium
近年来，大量的高光谱分辨率观测亚毫米和FIR跃迁的亚甲基（CH），已经证明了这个自由基是一个有价值的代理H2，可用于表征分子气体内的星际介质（ISM）在银河系尺度上，包括CO-暗成分。在这里，我们报告的发现13 CH同位素在ISM中使用的upGREAT接收器上SOFIA。我们探测到了2 THz频率从基态到四个高质量恒星形成区跃迁的三个超精细结构分量，并确定了13 CH柱密度。ISM中普遍存在的含碳分子已经将碳的两种稳定同位素12 C/13 C丰度之间的比值的确定变成了银河系化学演化研究的基石。虽然随着银河系距离显示出上升的梯度，但当使用不同分子（CO，H2 CO等）的观测值测量时，该比率显示出取决于所使用的示踪剂的系统变化。这些观察到的不一致性可能来自光学深度效应、化学分馏或同位素选择性光解离。CH是由C+通过UV驱动或顺磁驱动的化学反应形成的，它反映了C+的分馏，并且不像以前用于确定12 C/13 C同位素比的其他分子那样显示出任何显著的分馏效应，这使它成为整个银河系12 C/13 C比值的理想示踪剂。因此，通过将13 CH的导出的柱密度与先前获得的主要同位素体12 CH的相应跃迁的SOFIA数据进行比较，我们导出了朝向Sgr B2（M）、G34.26+0.15、W 49（N）和W51 E的12 C/13 C同位素比率。将我们的12/13 CH值与以前的银河系同位素梯度计算值相加…
2020-07-02 astro-ph.GA
Measurement of [HDCO]/[H2CO] Ratios in the Envelopes of Extremely Cold Protostars in Orion
我们目前的观测HDCO和H2 CO的排放量对样本的15个0级原恒星在猎户座A和B云。其中，11颗原恒星是赫歇尔发现的PACS亮红源（PBRS），4颗是以前发现的原恒星。我们的观测首次揭示了PBRS包层的化学性质。HDCO和H2 CO的柱密度来自于单碟观测，角分辨率约为20弧秒（约8400 AU）。H2 CO的氘代度（[HDCO]/[H2 CO]）估计为0.03至0.31。大多数PBRS源的氘分馏（70%）与非PBRS源的氘分馏相似。三个PBRS（30%）表现出高氘分馏，大于0.15。整个PBRS样品中H_2CO氘分馏的变化很大，可能反映了恒星形成核心初始条件的多样性。[HDCO]/[H_2CO]比值与原恒星的演化序列没有明显的相关性。
2015-10-13 astro-ph.GA
Seeds of Life in Space (SOLIS). XIII. Nitrogen fractionation towards the protocluster OMC-2 FIR4
同位素分馏是研究太阳系化学历史的重要工具。特别是，氮的同位素分数（14 N/15 N）是较低的彗星和其他原始SS机构相对于测量值的原太阳星云，这表明在SS形成的15 N的局部化学富集。因此，对SS前体中氮分馏的干涉研究对于我们获得关于我们的天体化学起源的线索是必要的。在这项工作中，我们研究了14 N/15 N比的变化，在一个最接近的类似环境中，SS的诞生：原星团OMC-2 FIR 4。我们提出的第一个比较高角分辨率HCN和N2 H+使用干涉数据。我们分析了OMC-2 FIR 4原星系团中HCN同位素H13 CN和HC 15 N的观测结果，特别是在IRAM空间生命种子大型计划的背景下，NOEMA的跃迁H13 CN（1-0）和HC 15 N（1-0）。我们将我们的结果与N2 H+及其15 N同位素的ALMA获得的档案数据分析相结合。我们的研究结果表明，HCN的比例从~250到500的小区域变化。候选原恒星所在的FIR 4中心区域的比值在很大程度上是一致的（~300）。它们也显示出从已知具有高宇宙射线电离率的原星团部分到具有较低速率的部分几乎没有变化。我们还发现N2 H+的比例在不同区域从~200到~400之间有很小的变化。这些结果表明，我们的观测探测的小线性尺度上发生的物理参数的局部变化似乎不影响HCN或N2 H+中的14 N/15 N比，因此这与所使用的分子无关。此外，由宇宙射线引起…
2022-01-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterium and $^{15}$N fractionation in N$_2$H$^+$ during the formation of a Sun-like star
虽然化学模型预测N $_2$ H $^+$中的氘分馏是恒星形成过程中一个很好的演化示踪剂，但氮的分馏仍然是一个知之甚少的过程。最近的模型质疑了类似的演变趋势，预计在N $_2$ H $^+$的两个分馏机制，基于一个经典的情况下，在冷气体中发生的离子中性反应应该引起的N $_2$ D $^+$，$^{15}$ NNH $^+$，和N $^{15}$ NH $^+$的丰度增强。在ASAI IRAM-30 m大型计划的框架内，我们研究了氘和$^{15}$ N在N $_2$ H $^+$中的分馏，这是类太阳恒星形成过程不同演化阶段的最佳代表。我们的目标是最终确认（或否认）经典的“离子中性反应”的情况下，预测一个类似的趋势D和$^{15}$ N分馏。我们没有发现从$^{15}$ NNH $^+$和N $^{15}$ NH $^+$同位素同源物的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比的任何演化趋势。因此，我们的研究结果证实，在类太阳恒星的形成过程中，核心演化与$^{15}$ N的分馏无关。$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值与时间无关，这一点也在高质量恒星形成核心中发现，这表明在彗星和原行星盘中发现的$^{15}$ N富集不太可能发生在核心尺度上。然而，我们已经坚定地证实了H/D比的演化趋势，N $_2$ H $^+$ /N $_2$ D $^+$比在前恒星核心阶段之前下降，在原恒…
2018-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Water deuterium fractionation in the high-mass star-forming region G34.26+0.15 based on Herschel/HIFI data
了解水的氘分馏作用对于限制星际云中水的形成机制是非常重要的。用赫歇尔空间天文台上的HIFI仪器以及地面单碟望远镜对高质量恒星形成区G34.26+0.15进行了HDO和H $_2^{18}$ O跃迁观测。检测到10条HDO谱线和3条H $_2^{18}$ O谱线，覆盖了22-204 K的高能级范围。我们使用非LTE 1D分析来确定作为包络中半径的函数的HDO/H $_2$ O比率。考虑了具有不同水丰度分布的模型，以重现所观察到的线剖面。发现热芯（$\sim$ 3.5 $\times$ 10 $^{-4}$ - 7.5 $\times$ 10 $^{-4}$）中的HDO/H $_2$/O比低于较冷包层（$\sim$ 1.0 $\times$ 10 $^{-3}$ - 2.2 $\times$ 10 $^{-3}$）中的HDO/H $_2$/O比。这是第一次发现HDO/H $_2$ O比率的径向变化发生在高质量源中。该源的化学演化被建模为其半径的函数，并且观察结果相对较好地再现。化学模式与观测结果的比较得出红外暗云阶段后$\sim$ 10 $^5$年的年龄。
2014-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterium fractionation and H2D+ evolution in turbulent and magnetized cloud cores
高质量恒星被认为是由致密的星前核心形成的。它们的精确形成条件被广泛讨论，包括它们的维里条件，该条件导致在湍流或磁场的强支撑下的超维里核的缓慢坍缩，或亚维里源的快速坍缩。为了解开它们的形成过程，经常采用氘分数的测量来近似估计这些核心的年龄，并获得对它们的动力学演化的约束。在这里，我们提出了三维磁流体动力学模拟，包括第一次准确的非平衡化学网络与21个气相物种加上尘埃颗粒和213个反应。有了这个网络，我们完全耗尽星前核心的氘代过程建模非常详细，并确定其响应的初始条件的变化。我们探讨的依赖性的初始气柱密度，湍流马赫数，的质量-磁通量比和磁场的分布，以及初始的ortho-to-para比的H2。我们发现很好的协议与最近的观察静态源中的氘馏分。我们的研究结果表明，氘化是相当有效的，即使当假设一个保守的邻-对位比为3和高度次维里初始条件，导致大氘馏分已经在大约一个自由落体时间。我们讨论了我们的研究结果的影响，并展望了相关的未来调查。
2017-03-03 astro-ph.GA
Nitrogen and hydrogen fractionation in high-mass star forming cores from observations of HCN and HNC
氮的两种稳定同位素$^{14}$ N和$^{15}$ N之间的比例在地球大气层（$\sim 272$）和太阳前星云（$\sim 441$）中得到了很好的测量。有趣的是，一些原始的太阳系物质显示出相对于前太阳星云的$^{15}$ N值的富集。然而，由于在致密恒星形成区的测量数量有限，目前还不清楚这些富集是否以及如何与过去的化学历史联系在一起。在这方面，致密的核心被认为是包含中等质量和高质量恒星的星团的前身，是重要的目标，因为太阳系可能诞生在一个丰富的恒星星团中。在这项工作中，我们展示了IRAM-30 m观测的结果J=1-0的分子HCN和HNC的旋转过渡，和他们的$^{15}$ N轴承对应物，对27个中/高质量致密的核心分为三个演化类别：高质量无星核心，高质量原恒星的对象，和超紧凑的HII地区。为了寻找同位素比D/H与$^{14}$ N/ $^{15}$ N之间的关系，我们还观察到了DNC（2-1）转动跃迁。我们推导出$359\pm16$在HCN中和$438\pm21$在HNC中的平均$^{14}$ N/ $^{15}$ N比，分散度约为150-200。我们没有发现$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值随演化阶段的变化趋势。这一结果与从N-$_{2}$ H-$^{+}$及其同位素体中发现的结果一致，尽管N-$_{2}$ H-$^{+}$的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比…
2017-09-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nitrogen isotopic ratios in Barnard 1: a consistent study of the N2H+, NH3, CN, HCN and HNC isotopologues
今天在太阳系不同天体中测量到的15 N同位素丰度比被认为与原太阳星云中发生的15 N分馏效应有关。本研究的目的是把限制在星前阶段发生的15 N分馏的程度，通过观察D，13 C和15 N-取代的同位素对B1 b。在分析中考虑了来自氮氢化物家族的两种分子，即N2 H+和NH3，以及来自腈家族的两种分子，即HCN、HNC和CN。作为第一步，我们模拟连续发射，以获得云的物理结构，即气体温度和H2密度。这些参数随后被用作非局部辐射转移模型的输入，以推断各种分子的径向丰度分布。我们的模型表明，在包含B1-bS和B1-bN核心的区域中，所有分子都受到尘埃颗粒耗尽的影响。虽然高水平的氘分馏的衍生，我们得出结论，没有分馏发生在氮化学的情况下。与化学家族无关，分子丰度与14 N/15 N ~300一致，这是代表母体气体元素原子丰度的值。在B1 b区域15 N分馏效应的无效性可能与相对较高的气体温度有关，约17 K，这是云的最内部的代表。由于这一区域显示出耗尽到尘埃颗粒上的迹象，我们不能排除这些分子在B1 b历史的早期就富集了15 N的可能性，而且这种富集可能已经被纳入了冰盖。因此，有必要在较冷的源中重复这种研究，以测试这种可能性。
2013-09-23 astro-ph.GA
Nitrogen fractionation in high-mass star-forming cores across the Galaxy
恒星形成区的氮（N）分馏是一个知之甚少的过程。为了对N分馏提出更严格的观测限制，我们用IRAM-30米望远镜观测了大质量恒星形成区的66个核心的大样本。我们以HN $^{13}$ C、HC $^{15}$ N、H $^{13}$ CN和HC $^{15}$ N的（1-0）转动跃迁为目标，推导出HCN和HNC的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比。我们已经完成了这个样本与Colzi et al.（2018）已经观察到的样本，因此分析了总共87个来源的样本。$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值分布在原太阳星云值附近，下限接近地球大气值（$\sim$ 272）。我们还推导出$^{14}$ N/ $^{15}$ N比值作为银心距的函数，并根据前所未有的统计数据推导出线性趋势。我们发现的银心依赖性在斜率上与过去的工作是一致的，但我们发现了一个新的本地$^{14}$ N/ $^{15}$ N值为$\sim$ 400，即更接近于原太阳星云的值。与银河系化学演化模型的比较表明，8 kpc以前的斜率与线性分析结果一致，而8 kpc以上的平坦化趋势则被抛物线分析结果很好地再现。
2018-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The CN/C15 N isotopic ratio towards dark clouds
了解太阳系宇宙物质组成的起源是一个中心问题，不仅在宇宙化学和天体化学领域，并需要各种方法相结合。对彗星物质中同位素比率的测量提供了对原太阳星云内容的强有力的限制。然而，它们与母体乌云的成分之间的关系仍然是非常难以捉摸的。在本文中，我们带来了新的限制的基础上的氮的同位素组成的乌云，目的是了解的化学过程，负责所观察到的同位素比例。我们观测到了C $^{15}$ N向两个无星暗云L1544和L1498的基本转动跃迁。我们能够推导出柱密度比的C $^{15}$ N对$^{13}$ CN对相同的云，并获得CN/C $^{15}$ N同位素比，这被发现是$500\pm75$为L1544和L1498。因此，这些值与441的原太阳值略微一致。此外，该比率大于在HCN中测量的氮的同位素比率。此外，我们提出了模型计算的氮在乌云中的化学分馏，这使得人们有可能了解如何CN可以被剥夺的$^{15}$ N和HCN可以同时富集在重氮。N2 H+的非分馏，但是，仍然是一个悬而未决的问题，我们提出了一些化学方法来减轻模型预测和观察到的比率之间的差异。
2013-08-20 astro-ph.GA
Excitation of the aromatic infrared emission bands: Chemical energy in hydrogenated amorphous carbon particles?
我们概述了通过释放储存的化学能来加热氢化非晶（HAC）尘埃的模型，并表明这种能量（~12 kJ/mole）足以将经典尺寸（50-1000 μ m）的尘埃颗粒加热到它们可以发射3.3 μm和其他“UIR”波长的温度。使用实验室数据，我们表明，这种加热过程是一致的HAC中的悬挂键的百分之几的浓度，并可能会引发被困的H原子的重组。我们认为尘埃释放的化学能是UIR谱带的另一个激发源，从而放宽了以前的要求，即只有少于50个原子的随机加热分子才能产生3.3 μm的发射。
2011-07-19 astro-ph.GA
Ion-molecule reactions involving HCO$^+$ and N$_2$H$^+$: Isotopologue equilibria from new theoretical calculations and consequences for interstellar isotope fractionation
$Aims$：我们重新访问与新的增强精度的基本同位素交换反应的理论动力学参与的$^{12}$ C/ $^{13}$ C，$^{16}$ O/ $^{18}$ O，和$^{14}$ N/ $^{15}$ N平衡，因为这些反应已经被实验研究非常详细。$Methods$：电子结构方法被用来探索势能面，全维振转计算，计算振转能级的数值精确，和化学网络模型，以估计在星际条件下的丰度比。$Results$：HCO $^+$与CO反应的新的丰度，提供了与以前的理论值，特别是在低温下，显着不同的速率系数，导致新的丰度比相关的碳化学网络。具体而言，我们得到H $^{12}$ C $^{18}$ O $^+$丰度的减少和H $^{13}$ C $^{16}$ O $^+$和D $^{13}$ C $^{16}$ O $^+$丰度的增加。在所有研究的情况下，离子与中性可极化分子的反应通过中间质子结合的复合物进行，该复合物被发现是非常稳定的。对于复合物OCH $^+$. CO，OCH PDMATHAMV. OC，COHOC $^+$，N $_2$. HCO $^+$，N $_2$ H $^+$. OC，和NPDMATHABMW HN $_2^+$，我们还计算了振动频率和离解能。$Conclusions$：线性质子结合复合物具有相当大的偶极矩，这可能有助于它们的检测。
2014-04-22 astro-ph.GA physics.chem-ph
Nitrogen isotope fractionation in protoplanetary disks
目标：氮的两种稳定同位素14 N和15 N在太阳系内外都表现出不同的丰度比。太阳附近的元素比是440。最近的ALMA观测显示，在6个金牛座T和赫比格盘中，HCN/HC 15 N的比率从83到156不等，而在一颗金牛座T恒星中，CN/C15 N的比率为323 +/- 30。我们的目标是确定占主导地位的机制，负责这些增强15 N：低温交换反应或同位素选择性光解N2。方法：使用热化学程序DALI，我们模拟了具有二维轴对称几何形状的星周盘中的氮同位素化学。我们的化学网络是第一个包括氮的分馏机制。该模型产生的几个关键的含氮物种的丰度剖面和同位素比值。我们研究这些同位素比如何依赖于各种磁盘参数。结果：CN和HCN的形成与紫外光照射的表面层中H2的振动激发密切相关。同位素分馏完全由N2的同位素选择性光解控制。在盘的内部100 au的HCN和HC 15 N的柱密度比并不强烈依赖于盘的质量，耀斑角或恒星光谱，但它是敏感的粒度分布。对于较大的颗粒，N2的自屏蔽相对于尘埃消光变得更加重要，导致更强的同位素分馏。在~50和200 Au的盘半径之间，模型预测HCN/HC 15 N和CN/C15 N丰度比与盘和彗星的观测结果一致。模型中的HCN/HC_（15）N和CN/C_（15）N柱密度比比由ALMA观测推断的高2-3倍。
2018-05-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of OD towards the low-mass protostar IRAS16293-2422
虽然水是恒星形成区域中必不可少且分布广泛的分子，但其化学形成途径仍然没有得到很好的限制。观察水化学网络中的自由基OH的氘分馏水平，是推断其化学起源的一种有前途的方法。我们的目的是了解水的形成机制，通过调查其氘分馏的起源。这可以通过观测低质量原恒星IRAS 16293 -2422的OD丰度来实现，其中HDO分布已经知道。使用SOFIA上的GREAT接收器，我们观测到了在1391.5 GHz处朝向低质量原恒星IRAS 16293 -2422的基态OD跃迁。我们还介绍了使用APEX望远镜探测HDO 111-000线。我们比较OD/HDO丰度比推断从这些观察与化学模型的预测。OD线在朝向源连续区的吸收中被检测到。这是首次在太阳系外探测到OD。SOFIA观测，结合HDO 111-000谱线的观测，提供了发生吸收的气体中丰度比OD/HDO ~ 17-90的估计。与模型预测相比，该值相当高。如果在气体中通过H2 DO+的解离重组进一步分馏OH相对于水的再处理，则这可以被调和。目前的观测表明，SOFIA/GREAT仪器有能力在以前无法进入的频率范围内探测OD向恒星形成区的地面过渡。H2 DO+的解离重组可能在设定高OD丰度中起重要作用。在实验室中测量该反应的分支比将对化学模型具有重要价值。
2012-03-13 astro-ph.GA
Water ice deuteration: a tracer of the chemical history of protostars
上下文毫米波观测测量了低质量原恒星周围几个物种的高度分子氘化。2009年发射的赫歇尔太空望远镜现在正在提供水的氘分馏的新措施，水是星际冰的主要成分。目标。我们的目标是从理论上研究水的形成和氘化，这被认为是形成在星际颗粒表面的分子云。方法.我们使用了气体颗粒天体化学模型GRAINOBLE，该模型考虑了星际冰的多层形成。我们改变了几个输入参数，以研究它们对水氘代的影响。我们包括邻位和对位状态的关键物种，包括H2，这会影响所有分子的氘分馏的治疗。该模型还包括有关的实验室和理论工作的水的形成和氘化粮食表面。特别是，我们使用Eckart模型计算了表面反应的传输概率，我们认为冰光解后分子动力学模拟。结果使用多层方法使我们能够研究各种参数对水的丰度和氘代的影响。水的氘化被发现是非常敏感的邻-对位比的H2和总密度，但它也取决于气体/颗粒的温度和云的视觉消光。由于氘化对物理条件非常敏感，与对低质量原恒星IRAS 16293的亚毫米观测的比较使我们能够建议水冰与有限密度的分子云中的CO2一起形成，而甲醛和甲醇主要是在后期形成的，在那里冷凝变得更密集和更冷。
2012-12-13 astro-ph.GA
The $^{12}$CO/$^{13}$CO ratio in turbulent molecular clouds
在$^{12}$ CO排放饱和的区域，$^{13}$ CO分子通常用作柱密度示踪剂。然后通过均匀的同位素比将$^{13}$ CO柱密度与$^{12}$ CO的柱密度相关联。当从分子云的数值模拟中导出$^{13}$ CO发射图时，经常使用类似的近似。为了检验这一假设，我们计算的$^{12}$ CO/ $^{13}$ CO的比例自洽，考虑到同位素选择性的光解和CO的化学分馏。我们模拟了各种环境中孤立的无星分子云的化学、热力学和动力学耦合演化以及突发的$^{13}$ CO发射。选择性光解离对该比率的影响最小，而化学分馏在中间云深度导致2-3倍的减少。该变化与$^{12}$ CO和$^{13}$ CO柱密度相关。忽略深度的依赖性导致$\leq$ 60%的误差$^{12}$ CO柱密度来自$^{13}$ CO。同样的假设导致$\leq$ 50%的差异来自模拟云的$^{13}$ CO排放。我们表明，可以通过拟合公式校正的差异。该公式与密集分子云的毫米波长同位素比测量结果一致，但低估了漫射区紫外吸收的比值。
2014-09-24 astro-ph.GA
Graphene and Carbon Nanotubes in Space
作为宇宙中第四丰富的元素，碳在星际介质的物理和化学演化中起着重要作用。由于其通过sp^1、sp^2和sp^3杂化形成三种不同类型的化学键的独特性质，碳可以稳定在各种同素异形体中，包括无定形碳、石墨、金刚石、多环芳烃、富勒烯、石墨烯和碳纳米管。
2018-10-16 astro-ph.GA
$^{13}$C Isotopic Fractionation of CCH in Two Starless Cores: L1521B and L134N
利用Nobeyama 45 m射电望远镜，在84 - 88 GHz波段对两个无星核L1521 B和L134 N（L183）进行了CCH及其两个$^{13}$ C同位素体$^{13}$ CCH和C $^{13}$ CH的观测。我们探测到了C $^{13}$ CH，信噪比（S/N）为4，而在两片乌云中均未探测到$^{13}$ CCH谱线。在L1521 B和L134 N中，正常种的柱密度分别为（$1.66 \pm 0.18$）$\times 10^{14}$ cm $^{-2}$和（$7.3 \pm 0.9$）$\times 10^{13}$ cm $^{-2}$（$1 σ$）。计算L1521 B和L134 N中$N$（C $^{13}$ CH）/ $N$（$^{13}$ CCH）的柱密度比分别为$>1.1$和$>1.4$。$^{13}$ CCH比C $^{13}$ CH丰度低的特征可能是乌云的共同特征。此外，我们发现CCH的$^{12}$ C/ $^{13}$ C比在L1521 B和Taurus Molecular Cloud-1（TMC-1）中的HC $_{3}$ N高出2倍以上。在L134 N中，CCH和HC $_{3}$ N之间$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值的差异似乎小于L1521 B和TMC-1中的差异。我们讨论了CCH的$^{13}$ C同位素分馏的起源，并调查…
2019-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Electron-attachment rates for carbon-rich molecules in protoplanetary atmospheres: the role of chemical differences
在星际介质中形成的阴离子物种的相互作用的线性分子含有碳，氮和氢作为原子成分（多炔）与自由电子在环境中的碰撞动力学的量子处理建模。随后的积分截面被用来获得相应的附着率在一个广泛的温度范围内的电子。计算结果明确表明，经常采用的参数化形式，这样的速率产生了广泛的值，原来是特定的每个分子物种考虑，从而排除使用一个独特的一套为整个类的多炔。
2012-10-01 astro-ph.GA physics.chem-ph
Chemical Diversity in the Ultra-faint Dwarf Galaxy Tucana II
我们提出了第一个详细的化学丰度的超微弱矮星系杜鹃II的高分辨率麦哲伦/MIKE光谱的基础上的四个红巨星的研究。这些恒星的金属丰度介于[Fe/H] = -3.2至-2.6之间，所有恒星的中子捕获丰度都很低（[Sr/Fe]和[Ba/Fe] < -1）。然而，存在一些异常的化学特征。三颗恒星是碳强化的，包括最富金属的恒星。这颗恒星（[Fe/H]=-2.6）显示[Na，$α$，Sc/Fe] < 0，暗示了一个由AGB星和Ia型超新星贡献的扩展的恒星形成历史。其他碳增强型恒星的[Fe/H] < -3，可能与暗超新星的富集相一致，如果这种超新星可以产生中子捕获元素的话。第四颗[Fe/H] = -3的恒星是碳正常的，并且表现出与碳增强恒星不同的轻元素丰度比。碳正常恒星意味着至少有两个不同的核合成源，都可能与第三星族恒星有关，有助于该星系早期的化学富集。尽管它的光度非常低，但Tucana II显示出多样的化学特征，使其无法成为简单的“一次性”第一个星系，但仍然提供了一个窗口，以了解早期宇宙中的恒星和星系形成。
2016-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Systematic Theoretical Study on the Interstellar Carbon Chain Molecules
为了进一步加深对星际分子基本化学的理解，我们对星际碳链Cn，H2 Cn，HcnN和CnX（X=N，O，Si，S，H，P，H-，N-）的稳定性进行了广泛的研究。这些分子约占所有已知星际和星周分子的20%，因此它们的高丰度需要引起严重关注。采用高水平从头算量子化学计算来准确地估计生成焓、化学反应性指数、全局硬度和柔软度以及这些分子的其他化学参数。还对这些分子种类的丰度进行了化学建模。在这89种分子中，有47种被天文学观测到，这些观测到的分子相对于该组的其他成员更稳定。在观察到的47个分子中，60%是奇数碳链。星际化学实际上不是由热力学驱动的，它主要取决于各种动力学参数。然而，我们发现奇数碳链的可检测性可能是相关的，因为它们比相应的偶数碳链更稳定。在此基础上，提出了各组下一个可能用于天文观测的碳链分子。动力学的影响，在这些碳链分子的形成也进行了讨论。
2016-09-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Quantum chemical computations of gas-phase glycolaldehyde deuteration and constraints to its formation route
尽管几十年来探测到了许多星际复杂有机分子（iCOM），但它们是在气相中还是在星际颗粒的冰冷表面上合成的仍然是一个争论的问题。在过去，分子氘化被用来限制小而丰富的氢化星际物种的形成路径。最近，甲酰胺，最有趣的iCOM之一，氘化度也被解释的假设，它是由气相反应NH $_2$ + H $_2$ CO。在这篇文章中，我们的目的是使用分子氘化，以限制另一个iCOM，乙醇醛，这是一个重要的益生元物种的形成。更具体地说，我们进行了专门的电子结构和动力学计算，以确定乙醇醛氘代度与乙醇的氘代度的关系，根据Skouteris等人的建议，乙醇是其可能的母体物质。（2018）。我们发现，包含一个D-原子的物种的丰度比超过所有的对应物取决于所产生的D同位素异构体，从0.9到0.5不等。这些理论预测与乙醇醛的单氘同位素异构体和乙醇的单氘同位素异构体进行了非常好的比较，支持了乙醇醛可以在气相中产生的假设。此外，目前的工作证实，氘分馏的iCOM不能简单地预期的基础上的氘分馏的母体物种，但需要一个具体的研究，如已经显示的情况下，甲酰胺。
2022-11-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
