Tracing Interstellar Heating: An ALCHEMI Measurement of the HCN Isomers in NGC 253
我们分析HCN和HNC的排放在附近的星爆星系NGC 253，以探讨其有效性跟踪加热过程与恒星形成。本研究使用ALMA通过ALCHEMI大型程序观察到的多个HCN和HNC旋转跃迁。为了了解NGC 253的致密气体内的条件和相关的加热机制，我们采用贝叶斯嵌套采样技术应用于化学和辐射传输模型，这些模型使用我们的HCN和HNC测量进行约束。我们发现，体积密度$n_{\text{H}_{2}}$和宇宙射线电离率（CRIR）$ζ$增强了约一个数量级的星系的中心区域相比，远离核。在NGC 253的中央GMC中，观测到的HCN/HNC丰度比最低，$n \sim 10^{5.5}$ cm $^{-3}$和$ζ\sim 10^{-12}$ s $^{-1}$（大于$10^4$倍于银河系平均速率）。我们发现一个正相关的关联密度和CRIR与恒星形成相关的热源（超新星遗迹，HII地区，超热核心）位于每个GMC的数量，以及CRIR和超新星率之间的相关性。此外，我们看到HCN/HNC比率与CRIR之间的正相关关系，表明该比率在$ζ$较高的区域中将较低。虽然以前的研究表明HCN和HNC可能揭示了NGC 253的CMZ强烈的机械加热过程，我们发现宇宙射线加热占主导地位的加热预算，和机械加热没有发挥重要作用的HCN和HNC化学。
2022-11-08 astro-ph.GA
A temperature or FUV tracer? The HNC/HCN ratio in M83 on the GMC scale
本研究利用ALMA观测分析M83星系GMC尺度的HNC/HCN比值，发现其在棒端不随恒星形成率变化、中心区随恒星形成率升高而增大，结合尘埃温度相关性提出该比值受紫外辐射场而非温度主导。
2024-05-15 astro-ph.GA
Methanimine as a sink in the HCN and HNC solid state hydrogenation network
Leiden University（莱顿大学）
研究通过量子化学计算揭示了HCN和HNC在星际冰中转化为甲胺的氢化网络，确定了主导路径和瓶颈，发现甲胺作为化学汇促进甲胺的形成，而HCN反应性较低。
2026-04-10 astro-ph.GA
HCN/HNC intensity ratio: a new chemical thermometer for the molecular ISM
上下文气体动力学温度（TK）决定了星间介质（ISM）的物理和化学演化。然而，获得可靠的传统知识估计值通常需要昂贵的观测，包括结合多线分析和专门的辐射转移计算。目标。这项工作探讨了使用HCN和HNC的观察，特别是其I（HCN）/I（HNC）的强度比的J=1-0线，作为直接探测的气体动力学温度的分子ISM。方法.我们获得了一组新的大尺度观测的HCN和HNC（1-0）线沿整体形状灯丝（ISF）在猎户座。结合辅助气体和尘埃的温度测量，我们发现一个系统的温度依赖性的观察到的I（HCN）/I（HNC）的强度比在我们的地图。与化学模型的额外比较表明，这些观察到的I（HCN）/I（HNC）的变化是由HNC在低能垒下的有效破坏和异构化机制驱动的。结果观察到的I（HCN）/I（HNC）随TK的变化可用两部分线性函数描述。然后使用该经验校准来创建整个ISF的温度图。与类似的尘埃温度测量在这个云，以及在其他地区和银河系的调查比较，验证了这种简单的技术，以获得直接估计的气体动力学温度在广泛的物理条件和规模的最佳工作范围在15 K和40 K之间。结论.观测和模型都表明I（HCN）/I（HNC）比值对气体动力学温度的敏感性很强。由于这些线很容易在本地和河外源的观测中获得，我们的研究结果突出了这种可观察到的ISM作为新的化学温度计的潜在用途。
2020-01-11 astro-ph.GA
Optical Properties of Interstellar Dust around the Orion A Molecular Cloud
我们研究了猎户座A分子云周围星际尘埃的光学性质，以研究尘埃颗粒的粒度分布和组成。猎户座A是太阳附近研究最多的分子云之一（$d \simeq 400\ \rm{pc}$）。在本文中，我们使用光学和近红外光度数据。光学数据由$BVRI$带成像观测获得。由$JHK_{S}$谱带组成的近红外数据取自2 MASS点源星表。我们在猎户座A周围制作了一些彩色多余图，并测量了它们的比率，如$E(R-I)/E(B-V)$。为了研究尘埃的性质，我们将观测到的比率与Naoi T.等人（2021年），他们基于标准尘埃模型计算了光学至近红外波长的消光;他们假设了具有上限截止半径的幂律粒度分布，并假设$graphite$和$silicate$为主要成分。结果发现猎户座A周围的上截止半径为$\simeq 0.3$ $\rmμ$ m，与$graphite$相比，$silicate$占优势（其中$silicate$的分数大于$93$ %）。此外，我们还从观测到的$A_{V}$和色余$E(B-V)$的消光率进一步导出了总消光率与选择消光率的比值$R_{V}$，并与模型计算结果进行了比较。粉尘特性（即，从$R_{V}$导出的上限截止半径和$graphite/silicate$的比率）与从颜色过量比率导出的那些几乎一致。
2021-07-02 astro-ph.GA
The rotational excitation of HCN and HNC by He: New insights on the HCN/HNC abundance ratio in molecular clouds
模拟星际云的分子发射需要计算与最丰富的物种碰撞的激发率。本文着重计算了HCN和HNC分子在基态振动状态下与He碰撞时的转动激发速率系数。计算是基于新的二维势能面从高度相关的\textit{ab initio}计算。用基本精确密耦方法计算了HCN和HNC分子被He原子的纯转动（去）激截面。计算了HCN和HNC的8个第一转动能级之间的跃迁截面，其动能可达1000 cm $^{-1}$。这些截面被用来确定从5 K到100 K的温度范围内的碰撞速率常数。在HCN-He碰撞的情况下观察到偶$Δj$跃迁的倾向，而在HNC-He碰撞的情况下观察到奇$Δj$跃迁的倾向。天体物理模型的后果进行评估，它表明，使用HCN速率系数来解释HNC观测可能会导致显着的不准确性，在确定的HNC丰度，特别是在寒冷的乌云，新的HNC率表明，该物种的$j=1-0$线将更容易激发碰撞比HCN。新的HNC-He速率的一个重要结果是，来自冷云观测的HNC/HCN丰度比必须从$>$ 1修订为$\simeq$ 1，与文献中可用的详细化学模型非常一致。
2010-02-26 astro-ph.GA
Full of Orions: a 200-pc mapping of the interstellar medium in the redshift-3 lensed dusty star-forming galaxy SDP.81
基于高分辨率、多波段ALMA观测的FIR连续谱、CO阶梯和[CII]谱线，对SDP. 81（一个z=3.042的强引力透镜尘埃恒星形成星系）的星际介质性质进行了亚千秒差距分辨研究.使用一个可变平面透镜建模代码，我们实现了一个中位数源平面分辨率为200 pc。我们使用光子主导区（PDR）模型来推断恒星形成气体在200 pc尺度上的物理条件--远紫外场强度、密度和PDR表面温度，发现远紫外场强度约为10^3-10^4 G 0，气体密度约为10^5 cm^-3，云表面温度高达1500 K，与猎户座梯形区的情况相似。[CII]发射比FIR连续谱明显更长：约50%的[CII]发射出现在FIR明亮区域之外。在整个源中，[CII]/FIR的分辨比值变化几乎为2 dex，在恒星形成的团块中，这一比值下降到约2x 10 ^-4。所观察到的[CII]/FIR赤字的趋势是一致的热饱和的C+精细结构水平占用在高气体温度。我们使源平面重建的所有发射线和连续数据公开。
2020-04-06 astro-ph.GA
Interstellar extinction in Orion. Variation of the strength of the UV bump across the complex
越来越多的观测证据表明，尘埃在分子云中的致密细丝中凝结。红外观测结果表明，随着局域密度的增加，尘埃颗粒的尺寸分布变浅，小到大的尘埃颗粒的相对比例减少。紫外线（UV）观测表明，2175年的特征，即所谓的UV隆起，也随着云的密度而减弱。在这项工作中，我们将为金牛座研究开发的技术应用于猎户座分子云，并确认在云的致密核心以及紫外线照射严重的猎户座壳层中，紫外线凸起减少。该研究已扩展到玫瑰云与不确定的结果给出的距离（1.3千秒差距）。
2017-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Antifreeze in the hot core of Orion - First detection of ethylene glycol in Orion-KL
它们的化学成分的比较显示，一阶，彗星和星际丰度之间有很好的协议。然而，一种复杂的含氧有机分子，乙二醇（CH $_{2}$ OH）$_{2}$，似乎偏离了这种相关性，因为它不容易在星际介质中检测到，虽然它被证明是相当丰富的其他含氧物种在彗星海尔-波普。因此，乙二醇与相关分子乙醇醛CH $_{2}$ OHCHO和乙醇CH $_{3}$ CH $_{2}$ OH一起，在星际冰和彗星冰的比较以及彗星物质形成的任何讨论中，都是关键物质。在这里，我们专注于分析乙二醇在最近的和最好的研究热核心样区域，猎户座KL。我们使用ALMA干涉数据，因为高空间分辨率的观测使我们能够减少线混淆问题，相对于单碟观测，因为不同的分子预计将表现出不同的空间分布。此外，需要大的光谱带宽，因为需要许多单独的跃迁来安全地检测大的有机分子。混淆和连续体减法是主要问题，并已小心处理。我们在Orion-KL中检测到乙二醇的aGg'构象异构体。发射是紧凑的，峰值朝向靠近主连续峰的热芯，西南约2”;这种分布明显不同于其他含O物质。假设光学细线和当地的热力学平衡，我们推导出的旋转温度为145 K和柱密度为4.6 10 $^{15}$ cm $^{-2}$。对gGg'构象异构体的柱密度的限制低五倍。
2015-02-13 astro-ph.GA
Can the magnetic field in the Orion arm inhibit the growth of instabilities in the bow shock of Betelgeuse?
许多演化的恒星以超音速穿越太空，这会导致恒星前面的恒星风与星际介质（ISM）碰撞形成弓形激波。赫歇尔对$α$-Orionis的弓形激波的观测表明，尽管至少在理论上受到开尔文-亥姆霍兹和瑞利-泰勒不稳定性的影响，但激波几乎没有不稳定性。对缺乏不稳定性的一个可能的解释在于星际磁场的存在。我们希望研究猎户臂中星际介质（ISM）的磁场是否能抑制$α$-猎户座弓形激波中不稳定性的增长。我们使用MPI-AMRVAC程序对星周弓形激波进行磁流体动力学模拟，使用的风参数来自$α$-Orionis和星际磁场强度$B\,=\,1.4,\, 3.0$和$5.0\, μ$ G，它们落在银河系猎户座臂观测到的磁场强度的边界内。结果表明，即使在星际介质中存在一个相对较弱的磁场，也能抑制沿激波风和激波ISM之间的接触不连续性发生的Rayleigh-Taylor和Kelvin-Helmholtz不稳定性的增长。即使ISM中存在一个弱磁场，也能有效地抑制弓形激波中不稳定性的增长。这可以解释为什么在对$α$-猎户座的赫歇尔观测中没有这种不稳定性。
2013-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of Chemistry in the envelope of HOt CorinoS (ECHOS) II. The puzzling chemistry of isomers as revealed by the HNCS/HSCN ratio
本研究通过 Nautilus 化学代码模拟 HNCS 和 HSCN 的形成与演化，发现 HNCS/HSCN 比值对温度和时间敏感，可作为冷年轻天体示踪剂，并揭示了颗粒表面化学和离子在冷热区同分异构体形成中的关键作用。
2024-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dissecting the molecular structure of the Orion B cloud: Insight from Principal Component Analysis
上下文目前在（亚）毫米观测站中可用的宽带接收器和光谱仪的组合提供了星际介质的宽视场高光谱成像。在大约50小时内，在度宽的视场内可以观察到数十条谱线。这些丰富的数据需要用统计学的术语来重新阐述有关星际介质的物理问题。目标。我们的目标是获得信息的物理结构的星际介质从统计分析的许多线从不同的物种在一个大的视野，而不需要详细的辐射转移或天体化学建模。方法.我们将数据的非线性重新缩放与最简单的多变量分析方法之一，即主成分分析相结合，将观测到的信号分解为我们首先定性解释的成分，然后根据我们对观测区域和天体化学的深入了解进行定量解释。结果我们确定了3个主成分，线性组成的线亮度温度，在不同的水平与列密度，体积密度和紫外辐射场。结论.当对物理参数的充分不同的混合物进行采样时，有可能分解分子发射，以便获得对所观察到的星际介质的物理见解。这为今后研究星际介质开辟了一条新的途径。
2017-01-16 astro-ph.GA
[CII] $158\,μ\mathrm{m}$ line emission from Orion A. I. A template for extragalactic studies?
[CII] $158\,μ\mathrm{m}$精细结构线是中性星际介质的主要冷却剂之一。因此，它是最明亮的远红外线发射线之一，不仅可以在整个银河系的恒星形成区域观察到，而且可以在弥漫的星际介质和遥远的星系中观察到。[CII]线发射被认为是恒星形成的一种强有力的示踪剂。我们的目标是了解[CII]发射的起源及其与星际气体和尘埃的其他示踪剂的关系。这包括研究星际气体的加热效率，如[CII]线所追踪的，以测试气体加热模型。我们利用一平方度的速度分辨[CII]线发射对猎户座星云复合体，包括M43和NGC 1977的地图。[CII]强度与IRAC $8\,μ\mathrm{m}$波段的PAH发射和暖尘的远红外发射密切相关。[CII]和CO（2-1）之间的相关性受该区域的详细几何形状的影响。我们发现特别低的[CII]对FIR强度比对大柱（温暖和寒冷）的灰尘，这表明解释的“[CII]赤字”方面的“FIR过剩”。在FIR线上的连续强度比略有下降，可以归因于降低的气体的加热效率。我们发现，在映射的空间尺度上，从[CII]发射的恒星形成率的预测低估了从猎户座星云复合体中的YSO计数计算的恒星形成率一个数量级。[CII]猎户座星云复合体的辐射主要出现在云的表面，许多都是从侧面观察的几何形状。[CII]来自扩展的暗云表面的发射可能对银河系尺度上的总[CII]发射有显著的贡献。
2021-05-08 astro-ph.GA
Herschel observations of interstellar chloronium
使用赫歇尔空间天文台的远红外外差仪器（HIFI），我们已经观察到对氯离子（H2 Cl+）朝向银河系中的六个源。我们在前景分子云中探测到了星际氯离子吸收，这些分子云沿着明亮的亚毫米波连续源Sgr A（+50 km/s云）和W31 C的视线。通过分别在485.42和484.23 GHz的静止频率下观察它们的1（11）-0（00）跃迁，检测到对-H2 - 35 Cl+和对-H2 - 37 Cl+同位素体。对于假定的邻对位比为3，观察到的光学深度意味着氯占气相中氯核的~ 4 - 12%。我们检测到星际氯离子发射从两个来源在猎户座分子云1：猎户座酒吧光解离区和猎户座南凝聚。假设氯离子的邻对比为3，观测到的发射线通量意味着这两个源中氯离子的总束平均柱密度分别为~ 2.0E+13 cm-2和~ 1.2E+13 cm-2。我们获得了猎户座分子云中H2峰1和大质量年轻恒星AFGL 2591的para-H2- 35 Cl+线强度的上限。在这项研究中推断的氯丰度通常比含氯星际分子化学的稳态理论模型预测的至少大10倍。对这种差异的几种解释进行了研究，但没有一种被证明是令人满意的，因此观察到的大量氯元素仍然令人困惑。
2012-01-13 astro-ph.GA
The mid-infrared molecular inventory towards Orion IRc2
我们提出了第一个高光谱分辨率中红外调查的猎户座BN/KL地区，覆盖7.2至28.3微米。使用SOFIA/EXES，我们瞄准了神秘的猎户座IRc 2。虽然这是在最多产的研究大质量恒星形成区，较长的波长和分子发射线主导了以前的光谱调查。这项工作中的中红外观测以前所未有的细节访问不同的组分和分子种类。我们明确地确定了两个新的运动学成分，都是化学丰富的多分子吸收线。“蓝色团块”的vLSR = -7.1 \pm 0.7 km/s，“红色团块”的vLSR = 1.4 \pm 0.5 km/s。虽然蓝色和红色团块具有相似的温度和线宽，但蓝色团块中的分子种类具有更高的柱密度。它们都可能与纯旋转H2发射有关，也包括在这次调查中。这项工作提供了证据的情况下，蓝色和红色的团块是不同的组件无关的经典组件在猎户座BN/KL地区。与该地区其他红外目标的光谱测量相比，蓝色团块明显延伸。我们分析，比较，并提出深入的调查结果的物理条件C2 H2，13 CCH 2，CH 4，CS，H2O，HCN，H13 CN，HNC，NH3和SO2吸收线和H2发射线与蓝色和红色团块。我们还提供了对Orion IRc 2和原子禁戒跃迁[Fe II]，[SI]，[SIII]和[NeII]的H2O和SiO分子发射线的有限分析。
2022-11-28 astro-ph.GA
Abundant Z-cyanomethanimine in the interstellar medium: paving the way to the synthesis of adenine
我们报告的第一个检测在星际介质的Z-异构体的氰甲亚胺（HNCHCN），HCN二聚体提出的腺嘌呤的前体。我们确定了六个过渡的Z-cyanomethanimine，随着五个过渡的E-cyanomethanimine，使用IRAM 30米观测银河系中心静止分子云G+0.693。Z-异构体的柱密度为（2.0 $\pm$ 0.6）$\times$ 10 $^{14}$ cm $^{-2}$，丰度为1.5 $\times$ 10 $^{-9}$。异构体之间的相对丰度比为[Z/E] $\sim$ 6。这个值不能解释先前提出的两个化学形成路线（气相和颗粒表面），它预测丰度比在0.9和1.5之间。在气体动力学温度（130 $-$ ~ 210 K）下观察到的[Z/E]比与热力学平衡符合得很好。由于在ISM中不可能异构化，因此这两种物质可能在高温下形成。应该探索新的化学模型，包括尘埃颗粒的表面化学和气相反应，以解释我们的发现。无论形成机制如何，Z-HNCHCN的高丰度表明腺嘌呤的前体在ISM中有效地形成。
2018-11-30 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
An analysis of the isomers HCN and HNC in the evolution of high-mass star-forming regions
本研究分析55个高质量恒星形成区中HCN和HNC的发射，发现其强度比不能作为通用温度计，丰度比难以作为化学时钟，但可近似为强度比，以增进对高质量恒星形成化学的理解。
2023-05-08 astro-ph.GA
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
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
Interstellar HOCN in the Galactic center region
目标。我们的目标是确认银河系中心云中氰酸（HOCN）的星际探测。以前仅在Sgr B2（OH）中暂时检测到。方法.我们对Sgr B2（N）和（M）的3毫米范围的热芯进行了一次完整的线测量，并辅之以IRAM 30米望远镜在2毫米波段的选定频率上进行的额外观测，以及对Sgr B2云复合体中2和3毫米波段的四个额外位置进行的额外观测。光谱调查进行了分析，在当地的化学平衡近似（LTE）通过建模的所有识别的分子同时发射。这使我们能够区分HOCN的弱特征和在Sgr B2（N）和（M）中观察到的丰富线光谱。线更稳定（1.1 eV）异构体异氰酸，HNCO，在这些来源中，以及那些HOCN和HNCO对其他位置，在LTE近似进行了分析。结果在银河系中心的一个静止分子云中检测到HOCN的四次跃迁，decl.）距离热核源Sgr B2（M）（20“，100”），证实了其先前的初步星际探测。在Sgr B2复合体中，检测到多达四个朝向其他五个位置的跃迁，包括热核Sgr B2（M）、（S）和（N）。对于扩展气体组分，HOCN相对于HNCO的丰度比相当恒定，约为0.3 - 0.8%，表明这些异构体的共同形成过程。
2010-05-14 astro-ph.GA physics.chem-ph
Backscattering and Line Broadening in Orion
对猎户座星云高速分辨光谱中发射线的研究证实，主电离前沿发射线红翼上的速度分量是由于光子主导区的后向散射造成的。这种散射光的波长依赖性很弱，这与一般的星际介质粒子或猎户座星云团前景中的粒子相一致。一个已知60多年的异常谱线增宽成分以前所未有的细节表征。虽然这种额外的增宽可能是由于湍流沿我们的光谱的视线，我们探讨的可能性，这是由于\alf \波的条件下，磁和热能的比例是大约相等的和恒定的整个电离气体。
2022-10-31 astro-ph.GA
Mapping Interstellar Ice Inventory toward Class 0 Protostars in Star-forming Region Orion A with JWST Data
Ural Federal University（乌拉尔联邦大学）；Institute of Astronomy of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院天文研究所）；Institute of Natural Sciences and Mathematics, Ural Federal University（乌拉尔联邦大学自然科学与数学研究所）；Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台）
利用JWST高分辨率光谱数据，首次以~100 AU分辨率绘制了猎户座A中六个Class 0原恒星周围关键冰物种的像素级吸收图，揭示了冰丰度和分布的显著变化，并表明冰主要形成于前恒星阶段。
2026-06-08 astro-ph.GA
First detection of C$_2$H$_5$NCO in the ISM and search of other isocyanates towards the G+0.693-0.027 molecular cloud
对于星际介质中异氰酸酯（具有官能团R-N=C=O的化合物）的化学性质知之甚少，因为迄今为止只检测到四种：异氰酸酯自由基（NCO），异氰酸（HNCO），N-质子化异氰酸（H $_2$ NCO $^+$）和异氰酸甲酯（CH $_3$ NCO）。位于银河系中心的分子云G+0.693-0.027代表了寻找新异氰酸酯的绝佳候选者，因为它显示出最简单的HNCO和CH $_3$ NCO的高丰度。在CH $_3$ NCO之后，下一个复合异氰酸酯是异氰酸乙酯（C $_2$ H $_5$ NCO）和乙烯基异氰酸酯（C $_2$ H $_3$ NCO）。它们在ISM中的检测将增强我们对这些化合物在太空中形成的理解。我们在G+0.693-0.027之间探测到了C $_2$ H $_5$ NCO和H $_2$ NCO $^+$（前者首次在星际介质中探测到），分子丰度分别为（4.7 $-$ 7.3）$\times$ 10 $^{-11}$和（1.0 $-$ 1.5）$\times$ 10 $^{-11}$。获得比率CH $_3$ NCO / C $_2$ H $_5$ NCO = 8 $\pm$ 1;因此，HNCO：CH $_3$ NCO：C $_2$ H $_5$ NCO的测定相对丰度为1：1/55：1/447，这意味着从HNCO到CH $_3$ NCO和到C $_2$ H $_5$ NCO逐渐降低超过一个…
2021-09-16 astro-ph.GA
Isocyanogen formation in the cold interstellar medium
氰（NCCN）是二氰基多炔类中最简单的成员，被认为是彗星大气中CN自由基的主要来源。虽然在寒冷的星际介质中没有通过其旋转光谱检测到，但这种非常稳定的物种应该非常丰富。氰在冷的星际介质中的化学性质可以通过它的亚稳异构体CNCN（异氰根）来研究。它的形成可能提供了一个线索，在彗星大气中观察到的广泛丰富的CN基。我们进行了公正的光谱调查的L1544原型星前核心，使用IRAM-30米，并分析了，在本文中，氮的化学，导致形成异氰。我们报告在L1544中首次检测到CNCN、NCCNH+、C3 N、CH 3CN、C2 H3CN和H2 CN。我们建立了NCCN/CNCN/HC 2N 2+的详细化学网络，包括检测到的所有含氮物种（CN、HCN、HNC、C3 N、CNCN、CH 3CN、CH 2CN、HCCNC、HC 3 N、HNC 3、H2 CN、C2 H3CN、HCNH+、HC 3 NH+）和C4 N、C2 N的上限。网络中考虑的主要氰生成途径是CN + HNC和N + C3 N反应。考虑到新的化学网络，含氮物种的观测结果与化学建模的预测结果之间的比较显示出非常好的一致性。预期的氰丰度比异氰丰度大100倍。虽然氰不能通过其旋转光谱检测到，化学建模预测，它应该是丰富的气相，因此可以通过检测异氰根跟踪。然而，与HCN相比，预期其在晶粒表面上具有非常低的丰度。
2019-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Disruption of the Orion Molecular Core 1 by the stellar wind of the massive star $θ^1$ Ori C
大质量恒星向周围环境注入机械能和辐射能，搅动环境，加热气体，在星际介质中产生云和云间相，并破坏分子云（新恒星的诞生地）。恒星风、超新星爆炸和紫外光子电离控制着分子云的寿命。理论研究预测，辐射注入的动量应该占主导地位的恒星风，但这一直难以评估观测。在电离碳（[C II]）的精细结构线的速度分辨大尺度图像提供了一个观测诊断的辐射能量输入和大质量恒星周围的星际介质的动力学。在这里，我们报告了猎户座分子核心的一个平方度区域（直径约为7秒差距）的观测结果-最接近地球的区域，显示出恒星的形成-在1.9太赫兹（158微米）的[C II]线中分辨率为16弧秒（0.03秒差距）。结果显示，来自大质量恒星$θ^{1}$ Orionis C的恒星风席卷了周围的物质，形成了一个直径约为4秒差距的气泡，外壳质量为2，600太阳质量，以每秒13公里的速度膨胀。这一发现表明，来自恒星风的机械能非常有效地转化为壳层的动能，并导致猎户座分子核心1的破坏，而不是光电离和蒸发或未来的超新星爆炸。
2019-01-14 astro-ph.GA
Graph-based interpretation of the Molecular Interstellar Medium Segmentation
提出了一种基于聚类分析的巨分子云识别问题的推广方法。我们设计的方法，SCIMES（光谱聚类星际分子发射分割）认为，在更广泛的框架下的图论的发射树状图，并利用光谱聚类找到具有相似的发射特性的离散区域。对于银河系的分子云结构，我们表明，特征体积和/或集成CO光度是有用的标准来定义集群，产生发射结构，密切再现“通过眼睛”的识别结果。SCIMES在分辨率高的数据上表现最好，使其成为其他可用算法的补充。使用12 CO（1-0）数据的猎户座独角兽复杂，我们表明，SCIMES提供了强大的结果对变化的树状结构参数，噪声实现和退化的分辨率。通过比较SCIMES与其他云分解方法，我们表明，我们的方法是能够识别所有规范的猎户座麒麟区域的云，避免过度划分高分辨率的调查数据，代表了几个分解算法的共同局限性。猎户座-麒麟座天体表现出分子云中湍流气体的典型层次结构和尺寸-线宽关系，尽管“剪刀”区域偏离了这种常见的描述。SCIMES代表了从基于像素的云分割向更面向物理的方法迈进的重要一步，ISM的几乎所有属性都可以用于离散对象的分割。
2015-10-14 astro-ph.GA
A line confusion limited millimeter survey of Orion KL (I): sulfur carbon chains
我们用IRAM 30米望远镜对猎户座KL进行了一次灵敏的（线混淆有限）单边带光谱测量，覆盖了以下频率范围：80-115.5 GHz，130-178 GHz和197-281 GHz。我们检测到超过14400光谱特征，其中10040已被确定到目前为止，并归因于43种不同的分子，包括148同位素和线从振动激发态。本文重点介绍了OCS、HCS+、H_2CS、CS、CCS、C_3S及其同位素体的研究。此外，我们绘制了OCS J=18-17线，并在猎户座IRc 2周围选定的位置（为调查选定的位置）完成了几条OCS线的补充观测。我们报告的第一次检测到OCS v2 = 1和v3 = 1振动激发态在空间和第一次检测到的C3 S在温暖的云。大部分CCS，几乎所有的C3 S，线发射来自热的核心，表明他们的丰度在温暖和稠密的气体增强。柱密度和同位素比已计算使用大速度梯度（LVG）的激励和辐射转移代码（低密度气体成分）和本地热平衡（LTE）代码（适合于温暖和密集的热核成分），其中考虑到不同的云组件已知存在朝向猎户座KL，扩展的脊，紧凑的脊，高原，和热核。从OCS v2 = 1和v3 = 1能级导出的振动温度约为210 K，类似于热核中的气体动力学温度。这些OCS的高能级可能是通过吸收红外尘埃光子来泵浦的。我们推导出OC 3S、H2 CCS、HNCS、HOCS+和NCS柱密度的上限。最后讨论了D/H丰度比，并…
2010-04-29 astro-ph.GA
Nobeyama 45-m Mapping Observations toward Orion A. III. Multi-Line Observations toward an Outflow-shocked Region, OMC-2 FIR
我们展示了使用Nobeyama 45 m望远镜对外流冲击区OMC-2 FIR 4进行测绘观测的结果。我们观察了$^{13}$ CO的面积（$J=1-0$），C $^{18}$ O（$J=1-0$），N $_2$ H $^+$（$J=1-0$），CCS（$J_N=8_7-7_6$），HCO $^+$（$J=1-0$），H $^{13}$ CO $^+$（$J=1-0$），HN $^{13}$ C（$J=1-0$）、H $^{13}$ CN（$J=1-0$）、DNC（$J=1-0$）、N $_2$ D $^+$（$J=1-0$）和DC $_3$ N（$J=9-8$）。我们检测到一个含有FIR 4/5的密集分子团。我们还检测到在$^{13}$ CO蓝移和红移的组件驱动，推测在这一地区的原恒星外流。FIR 3和VLA 13流出的轴，投射在天空平面上，似乎指向FIR 4团，这表明该团可能被来自I类源FIR 3和VLA 13的原恒星流出压缩。应用N-$_2$-H-$^+$谱线的超精细拟合，我们估算了激发温度为$\sim$ 20 K.高激发温度与团块中含有原恒星的事实相一致。首次在该区域检测到CCS排放。它的丰度估计是几个$\times 10^{-12}$，表明该地区的化学演化在$\sim 10^5$年，这是可比的典型寿命的I类原恒星。这个时间尺度与FIR 4中恒星形成是由原恒星流出的动力压缩触…
2019-09-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The formation of glycolonitrile (HOCH$_2$CN) from reactions of C$^+$ with HCN and HNC on icy grain mantles
量子化学团簇计算表明，C $^+$与嵌入在冰粒地幔表面的HCN或HNC的反应可以解释最近检测到的分子乙醇腈的形成，乙醇腈被认为是核糖核酸化合物的重要前体。理论上已经发现，沉积在冰幔上的阳离子以最小的动能发生反应，会导致原恒星系统和星际介质中产生以前未知的重要有机化合物的途径。在密度泛函理论中，24 H $_2$ O，C $^+$与嵌入冰中的HCN反应，产生没有势垒的中性HOCHNC自由基，以及H $_3$ O+作为副产物。如果HOCHNC然后与H反应，则可形成三种物质：HOCH $_2$ CN（异氰甲醇）、HOCH $_2$ CN（乙醇腈）和HOCHNCH。对于C $^+$ + HNC在冰上的反应，HOCHCN和H $_2$ OCCN自由基作为中间体形成，其中第一个自由基是通过H加成形成乙醇腈的另一个直接前体。除了表征反应途径，预测提供的HCN和HNC起始簇和HOCHNC冰结合的中间体的振动和电子光谱。
2020-11-24 astro-ph.GA physics.chem-ph
Interstellar detection of the simplest aminocarbyne, H2NC: an ignored but abundant molecule
我们报告了H2 NC的第一次鉴定，H2 CN的高能异构体，在化学和天体化学研究中基本上被忽略了。在冷暗云L483中观察到72.2 GHz附近的各种不明谱线，激发了对谐波关系中其他谱线组的搜索和成功探测。经过详尽的高层次从头筛选可能的载体，我们自信地分配未识别的线H2 NC的基础上天文和理论光谱参数和声音光谱和天体化学参数之间的良好协议。所观察到的频率被用来精确地表征H2 NC的转动光谱。在冷暗星云B1-b和类星体PKS 1830 -211前面的z=0.89星系中也发现了这种物质。我们推导出L483和B1-b中H2 NC/H2 CN丰度比为1，PKS 1830 -211中为0.27。在TMC-1暗云中既没有检测到H2 NC也没有检测到H2 CN，这严重质疑了先前在该来源中对H2 CN的鉴定。我们认为，H2 NC/H2 CN比表现为HNC/HCN比，在冷的密集云和扩散云的值接近1。反应N + CH 3和C + NH3成为星际云中产生H2 NC的强有力候选者。需要对这两个反应进行进一步的研究以评估H2 NC的产率。由于所涉及的原子数量少，限制H2 NC和H2 CN背后的化学应该是可行的，就像对HNC和HCN所做的那样，因为这可以允许使用H2 NC/H2 CN比率作为宿主云的化学或物理条件的探针。
2021-07-18 astro-ph.GA
Isomers in Interstellar Environments (I): The Case of Z- and E-Cyanomethanimine
在这项工作中，我们提出的Z-和E-氰基甲亚胺（HNCHCN），这两者都是可能的前体的核碱基腺嘌呤的化学研究的结果。对氢原子参与的反应进行了量子化学从头计算。我们发现，H + Z/E-HNCHCN导致H-加成以及H-$_2$ -提取的反应通过类似的短程势垒进行，双分子速率系数为$\sim10^{-17}$ cm $^{3}$ s $^{-1}$。这些结果随后被纳入天体化学模型，并用于模拟巨大的分子云G+0.693。从这些模型中获得的计算丰度与以前的观测数据进行了比较，发现是在良好的协议，与$\sim3$的预测[Z/E]比-略小于以前推导出的值$6.1\pm2.4$。我们发现，在我们的模拟中的[Z/E]比主要是由于离子分子的破坏率驱动的两个构象的不同的永久偶极子。基于这些结果，我们提出了一个通用的经验法则，估计在星际环境中的异构体的丰度。
2020-05-19 astro-ph.GA physics.chem-ph
Surveying the Whirlpool at Arcseconds with NOEMA (SWAN). IV. Extent of active galactic nucleus feedback on the interstellar medium
Universität Bonn（波恩大学）；Observatorio Astronómico Nacional (IGN)（国家天文台（西班牙地理与测绘研究所））；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Center for Cosmology and Astro-Particle Physics, Ohio State University（俄亥俄州立大学宇宙学与天体粒子物理中心）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Max Planck Institute for Radio Astronomy（马克斯·普朗克射电天文研究所）；University of Arkansas（阿肯色大学）
研究通过SWAN数据探讨M51中AGN反馈对星际介质的影响，利用分子气体踪迹和发射线比值函数分析，揭示AGN反馈的双阶段机制。
2026-04-16 astro-ph.GA
Gas-phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS) XI. The evolution of HCN, HNC, and N2H+ isotopic ratios in starless cores
本文利用IRAM 30m数据测定23个无星核心中HCN、HNC和N2H+的氘分数及14N/15N比率，结合化学模型约束其化学年龄，揭示氘分数可作为核心演化示踪剂，并发现HCN的氮同位素比率高于原恒星阶段，暗示原恒星阶段存在氮分馏过程。
2025-07-14 astro-ph.EP astro-ph.GA
The Orion HII Region and the Orion Bar in the Mid-Infrared
我们目前的猎户座酒吧中红外测光获得与SOFIA上的FORCAST在6.4，6.6，7.7，19.7，31.5和37.1 \um。通过与FORCAST和\emph{Herschel} /PACS图像的对比，我们得到了猎户座星云惠更斯区完整的红外光谱能量分布。通过与气体示踪剂的对比，我们发现PACS图像追踪的是分子云，而FORCAST数据追踪的是光解离区（PDR）和HII区。对该区域的能量学分析表明，PDR沿视线方向延伸0.28秒差距，棒以$4\degr$角倾斜。红外和亚毫米图像显示猎户座棒代表一个厚度为0.1~pc的扫掠壳。壳层的质量意味着HII区的激波速度为$\simeq 3$ km/s，年龄为$\simeq 10^5$ yr。我们的分析表明，在HII区域和PDR的紫外和红外尘埃不透明度是一个因素5至10低于弥漫的星际介质。在离\toc的距离大于$\simeq0.06$ ~pc的电离气体中，Ly $α$光子是尘埃加热的主要来源。如果尘埃颗粒的尺寸在0.1 ~ 1~ \um之间，则可以解释尘埃温度。本文导出了猎户座中原子气体的光电加热效率。结果是在很好的定性与模型和定量的差异表明，减少PAH丰度在该地区。
2016-07-26 astro-ph.GA
Characterizing the line emission from molecular clouds. II. A comparative study of California, Perseus, and Orion A
本研究利用IRAM-30m望远镜观测数据，对比分析了California、Perseus和Orion A三颗分子云的分子谱线发射特征，发现谱线强度主要依赖于H2柱密度并受气体温度影响，校正温度后三者发射行为相似，且HCN/CO比值可估计气体体积密度。
2023-09-25 astro-ph.GA
Herschel/HIFI observations of a new interstellar water maser: the 5(32)-4(41) transition at 620.701 GHz
使用赫歇尔空间天文台的远红外外差仪器（HIFI），我们对猎户座Kleinmann-Low星云周围大约1.5 x 1.5弧分区域内的620.701 GHz 5（32）-4（41）邻-H2O跃迁进行了测绘观测，并指出了对猎户座南凝聚和W 49 N区域的高质量恒星形成的过渡观测。使用Effelsberg 100米射电望远镜，我们获得了22.23508 GHz 6（16）-5（23）水脉泽跃迁的辅助观测;在Orion-KL的情况下，621 GHz和22 GHz的观测是在10天内完成的。621 GHz的水线发射显示出明显的证据，强脉泽放大在所有三个来源，表现出窄（约1公里/秒的半高宽）的发射功能，是一致的（运动学和/或空间）与观察到的22 GHz的功能。此外，在W 49 N的情况下-在跨越两年的三个时期进行了观测-光谱表现出可变性。所观察到的621 GHz/22 GHz的线比是一致的脉泽泵浦模型，其中粒子数反转产生的碰撞激发和自发辐射衰减的综合效应，推断的物理条件可以不可避免地出现在气体加热的解离或非解离冲击。碰撞激发模型还预言22 GHz粒子数反转在比621 GHz跃迁更高的密度下将被猝灭，这为22 GHz脉泽发射似乎是621 GHz脉泽发射的必要但不充分条件这一观测事实提供了一个自然的解释。
2013-04-03 astro-ph.GA
The role of neutral hydrogen in setting the abundances of molecular species in the Milky Way's diffuse interstellar medium. I. Observational constraints from ALMA and NOEMA
我们已经补充了现有的观测HI吸收与新的观测HCO $^+$，C $_2$ H，HCN和HNC吸收的阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）和北部扩展毫米阵列（NOEMA）的方向上的20个背景无线电连续源与$4^\circ \leq |b| \leq 81^\circ$约束的原子气体条件，适合于形成扩散分子气体。我们发现，这些分子物种形成沿视线，其中$A_V \gtrsim 0.25$，与阈值的HI到H $_2$过渡太阳金属丰度一致。此外，我们发现，分子气体只与具有HI光学深度$> 0.1$，自旋温度$< 80$ K，和湍流马赫数$\gtrsim 2$的结构。我们还确定了一个广泛的，微弱的组成部分，以HCO $^+$吸收在大多数的视线。与观察到强窄HCO $^+$吸收的速度相比，在这些速度下的HI具有较低的冷中性介质（CNM）分数和可忽略的CO排放。这里观察到的不同分子种类的相对柱密度和线宽与以前在银河系纬度范围内的实验中观察到的相似，这表明太阳附近的气体和银河系平面中的气体在化学上相似。对于先前观测到的视线的选定样本，我们表明HCO $^+$、HCN、HNC和C $_2$ H的吸收线轮廓在$\sim 3$年和$\sim 25$年的时间段内是稳定的，这可能表明这些方向上的分子气体结构的大小至少为$\gtrsim 100$ AU
2021-09-13 astro-ph.GA
Deuterated molecules in Orion KL from Herschel/HIFI
我们提出了一个全面的研究，在猎户座KL地区的全波段HIFI调查中检测到的氘代分子。氨，甲醛，甲醇和它们的单氘同位素各自检测到通过许多过渡在这个调查中的光学深度和激发条件的范围很广。结合最近的研究，HDO和H $_2$ O在猎户座KL的丰度，这项研究产生了最好的限制氘分馏在星际分子云的日期。正如先前的研究所发现的，猎户座KL内的热核和致密岭区域都含有大量的氘代分子，这表明它们起源于冷颗粒地幔。在热核中，我们发现氨的分馏比水大约多2倍。同时，在致密岭中，我们在水、甲醛和甲醇中发现了类似的氘分馏，D/H比为（2-8）$\times$ $10^{-3}$。致密海脊的[CH $_2$ DOH]/[CH $_3$ OD]比值为$1.2 \pm 0.3$。热核的氘分馏一般比致密海脊低，这意味着其起源温度略高，或者说是来自暖气相化学的贡献更大。
2013-08-23 astro-ph.GA
The chemistry of vibrationally excited H2 in the interstellar medium
振动激发的H2分子的内能可以用来克服或减少分子天体物理学感兴趣的各种化学反应的活化势垒。在这篇文章中，我们详细研究了振动激发的H2与C+，He+，O，OH和CN的反应对星际云的化学组成的影响，根据现有的化学动力学数据。发现H2（v>0）和C+的反应对某些分子的丰度有着深刻的影响，特别是CH+，它是一种直接产物，在振动激发态H2相对于基态H2的丰度分数超过10^（-6）的天文区域很容易形成，与气体是否热无关。通过PDR模型研究了这些反应对弥漫云zeta Oph和HD 34078、致密PDR猎户座Bar、行星状星云NGC 7027以及B 9恒星HD 176386周围的拱星盘的化学成分的影响。我们发现，CH+的形成特别有利于密集和高FUV照明的区域，如猎户座酒吧和行星状星云NGC 7027，其中柱密度超过10^（13）cm^（-2）的预测。然而，在弥漫的云，这种机制被发现是不够有效的形成CH+与柱密度接近的值来自天文观测。
2010-03-06 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
Three-dimensional dust density structure of the Orion, Cygnus X,Taurus, and Perseus star-forming regions
星际尘埃通过吸收和变红影响天文观测，但这种消光也是研究星系中星际物质的有力工具。银河系中尘埃消光和密度的3D重建受到诸如上帝之指效应和负密度等人为因素的影响，并且受到大量计算成本的限制。在这里，我们的目标是克服这些问题与一种新的算法，推导出的3D消光密度的尘埃在银河系中使用的潜变量高斯过程和变分推理。我们的模型保持非负密度，因此沿所有视线单调非递减消光，并在合理的计算时间内进行推理。使用光学和近红外测光计算出的数十万颗恒星的距离，以及基于盖亚的距离，我们使用我们的算法来推断猎户座，金牛座，英仙座和天鹅座X恒星形成区域的结构。在二维消光图中叠加的一些特征在三维尘埃消光密度图中被清楚地分解。我们在猎户座的边缘发现了一个大的暗条，在金牛座和英仙座区域发现了暗条，并表明天鹅座X位于1300 - 1500pc。我们计算了这些地区的尘埃质量，发现这些质量略高于以前的估计，这可能是我们的输入数据更有效地恢复了最高的柱密度的结果。将我们的预测结果与普朗克数据进行比较，我们发现密度和尘埃加工之间的已知关系，其中高消光视线具有最多的加工颗粒，当包括密度时，在解析观测中保持不变，并且它们存在于比以前建议的更小的尺度上。这可以用来研究尘埃在分子云中处理时的大小或成分变化。（节录）
2021-11-12 astro-ph.GA
Ammonia in the interstellar medium of a starbursting disc at z=2.6
我们报告了在一个引力透镜的、本征超亮的、恒星爆发星系中探测到氨的基态旋转发射，即邻-NH $_3$ $(J_K=1_0\rightarrow0_0)$，它位于$z=2.6$。积分线轮廓与其他分子和原子的发射线是一致的，这些发射线已经解决了由5 kpc直径的旋转盘建模的运动学。这意味着负责NH $_3$排放的气体广泛地追踪全球分子储层，但可能分布在高密度（$n\gtrsim5\times10^4$ cm $^{-3}$）的口袋中。光度为$2.8\times10^{6}$ $L_\odot$的NH $_3$辐射代表了星系总红外光度的$2.5\times10^{-7}$，与猎户座Kleinmann-Low星云中观测到的比率相当，并且与银河系中大质量恒星形成的地点一致。如果$L_{\rm NH_3}/L_{\rm IR}$是恒星形成的“模式”的代表，这暗示着早期宇宙中极端恒星爆发中恒星形成的性质与银河系恒星形成区的性质相似，大部分冷的星际介质处于这种状态，可能是由气体主导的盘中剧烈的盘不稳定性风暴驱动的。这支持了“充满猎户座”的恒星形成图片，在最极端的星系中看到接近恒星质量组装的高峰时期。
2022-09-19 astro-ph.GA
Tentative Detection of FeS toward Orion SrcI
Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（西班牙天体生物学中心（CAB），西班牙国家航空航天技术研究所与西班牙高等科学研究委员会联合）；Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学）；Astrophysik/I. Physikalisches Institut, Universität zu Köln（科隆大学第一物理研究所天体物理学部）；Institut de Ciències de l’Espai (ICE), CSIC（空间科学研究所，西班牙高等科学研究委员会）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚太空研究所）；Department of Astronomy, University of Florida（佛罗里达大学天文系）
本研究通过毫米波光谱计算在猎户座SrcI方向试探性探测到气态FeS，若确认将是星际介质中首次发现，其柱密度约1.7×10^15 cm^-2，支持FeS存在于星际尘埃中，但尚不能确定其主要硫储库角色。
2026-10-06 astro-ph.GA
Nobeyama Survey of Inward Motions toward Cores in Orion Identified by SCUBA-2
在这项研究中，36个核心（30个无星和6个原恒星）确定在猎户座进行了调查，以寻找向内的运动。我们使用Nobeyama 45 m射电望远镜，绘制了HCO $^+$、H $^{13}$ CO $^+$、N $_2$ H $^+$、HNC和HN $^{13}$ C的$J = 1\rightarrow0$跃迁的核。不对称参数$δV$（HCO $^+$和H $^{13}$ CO $^+$峰值速度之差与H $^{13}$ CO $^+$线宽之比）偏向负值，表明向内运动比向外运动更占主导地位。三个无星核心（占所有无星核心调查的10%）被确定为具有蓝斜线轮廓的核心（具有更强烈蓝移发射的不对称轮廓），另外两个无星核心（7%）被确定为候选蓝斜线轮廓。HCO $^+$和H $^{13}$ CO $^+$的峰值速度差高达0.9 km s $^{-1}$，表明某些向内运动超过了静止气体的声速（$\sim10-17$ K）。上述五个无星核的$δV$的平均值推导为$-$ 0.5 $\pm$ 0.3。在DCO $^+$ $J = 3\rightarrow2$中使用ALMA ACA观察到的一个岩心G211.16 $-$ 19.33 North3显示出蓝色偏斜特征。在DCO $^+$ $J = 3\rightarrow2$线中具有倾角的蓝色偏斜线剖面中的速度偏移（$\sim 0.5$ km s $^{-1}$）大于H…
2022-03-24 astro-ph.GA
Impact of nonconvergence and various approximations of the partition function on the molecular column densities in the interstellar medium
我们强调，完整的配分函数，即使用收敛的配分函数在典型的温度范围内的调查，是非常重要的，以减少这个数量的不确定性，从而获得可靠的星际分子密度。在这种情况下，我们展示了如何使用不同的近似的振转配分函数连同一些插值和/或外推程序可能会影响星际分子柱密度的估计。为此，我们应用配分函数计算天文观测与IRAM-30米望远镜对NGC 7538-IRS 1源的两个N-轴承分子：异氰酸（HNCO，准线性分子）和甲基氰（CH $_3$ CN，对称的顶部分子）。甲酸甲酯（HCOOCH $_3$）的情况下，这是一个不对称的顶部O-轴承分子包含一个内部转子进行了讨论。我们的分析表明，使用不同的配分函数近似导致在9至43\%的范围内得到的柱密度的相对差异。因此，我们希望这项工作是相关的调查源的温度高于300 K和红外观测。
2019-06-05 astro-ph.GA
HCN emission from translucent gas and UV-illuminated cloud edges revealed by wide-field IRAM 30m maps of Orion B GMC: Revisiting its role as tracer of the dense gas reservoir for star formation
本文利用猎户座B巨分子云宽视场HCN等多谱线成图，发现大部分HCN发射来自低密度半透明气体而非致密气体，证明高HCN/CO强度比不能作为致密气体存在的可靠示踪物。
2023-09-18 astro-ph.GA
CF$^+$ excitation in the interstellar medium
在星际云中探测到CF $^+$可能使天文学家能够推断出紫外线照射的分子气体中元素氟的丰度和电离分数。由于在星际介质（ISM）中很难满足局部热力学平衡（LTE）条件，因此要精确测定CF $^+$丰度，需要通过辐射和碰撞过程模拟其非LTE激发。在这里，我们报告的速率系数的量子计算的旋转激发CF $^+$在碰撞与对位和邻-H2（温度高达150 K）。作为一个应用程序，我们提出了非LTE激发模型，揭示人口反转的物理条件下典型的ISM光解区（PDR）。我们成功地应用这些模型，以适应CF $^+$发射线以前观察到的猎户座酒吧和马头PDR。这些新的速率系数实现的辐射转移模型允许使用CF $^+$作为一个强大的探针，研究暴露于强恒星辐射场的分子云。
2020-12-03 astro-ph.GA
Orion Source I's disk is salty
我们报告了对Orion SrcI周围盘的NaCl、KCl及其$^{37}$ Cl和$^{41}$ K同位素的探测。这些分子的约60个跃迁被确定。这是第一次在星际介质中探测到这些分子，而不是与演化恒星的喷出物有关。这也是有史以来第一次检测到的振动激发态的这些线在ISM以上v = 1，与坚定的检测到v = 6。盐的排放痕迹的区域上方的连续盘，可能形成的基础流出。振动激发跃迁的发射与单一温度不一致，这意味着这些谱线不在LTE中。我们研究了所观察到的高激发线的几种可能的解释，得出的结论是，振动态最有可能是通过在25-35 μm（NaCl）和35-45 μm（KCl）范围内的振转跃迁辐射激发。我们认为这些分子是由尘埃粒子的破坏产生的。由于这些分子非常罕见，它们可能是识别大质量原恒星盘和测量吸积年轻恒星周围辐射环境的独特工具。
2019-01-14 astro-ph.GA
First detection in space of the high-energy isomer of cyanomethanimine: H2CNCN
本研究在星际介质G+0.693-0.027分子云中首次探测到高能异构体N-氰基甲亚胺（H2CNCN），测定了其柱密度与丰度比，并指出甲亚胺与氰基自由基的气相反应是其主要形成途径。
2024-04-09 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
The hot core towards the intermediate mass protostar NGC7129 FIRS 2: Chemical similarities with Orion KL
NGC 7129 FIRS 2（英语：NGC 7129 FIRS 2）是一颗中等质量（2 - 8 Msun）的原恒星，距离地球1250 pc。需要高空间分辨率的观测来分辨其中心的热核。我们提出了一个分子调查从218200 MHz到221800 MHz的IRAM高原德布尔干涉仪进行。这些观测得到了IRAM 30米望远镜拍摄的长积分单碟光谱的补充。我们使用局部热力学平衡（LTE）单温度代码来模拟整个数据集。干涉光谱挤满了总共约300条线，其中几十条尚未确定。光谱已建模与共20种及其异构体，同位素体和氘代化合物。甲酸甲酯（CH_3 OCHO）、乙醇（CH_3CH_2 OH）、乙醇醛（CH_2 OHCHO）、丙酮（CH_3COCH_3）、二甲醚（CH_3 OCH_3）、乙腈（CH_3CH_2CN）和乙二醇的aG_g ′构象异构体（aG_g ′-（CH_2 OH）_2）等复杂分子都属于检测到的种类。对CH_3CN、CH_3OCHO、CH_3OH、OCS、HC_3N和CH_3CHO的振动激发谱线的探测证明了高温下气体和尘埃的存在。事实上，从CH 3CN的振动线估计的气体动力学温度，~405 K，与在巨大的热核中测量的相似。我们的数据允许在FIRS~2和猎户座热核的化学进行广泛的比较。我们在FIRS 2和猎户座中发现了非常相似的化学物质。大多数研究的分数分子丰度同意在5倍之内。仅在氘代化合物D2…
2014-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA-PILS survey: First detections of deuterated formamide and deuterated isocyanic acid in the interstellar medium
甲酰胺（NH $_2$ CHO）以前曾在几个恒星形成区域被检测到，并被认为是不同益生元分子的前体。然而，其形成机制仍有争议。甲酰胺，相关物种及其同位素的观察可能会提供有用的线索，导致其形成的化学途径。原恒星干涉测线巡天（PILS）是利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对低质量原恒星双星IRAS 16293-2422进行的无偏高角分辨率和灵敏度光谱巡天。我们首次检测到NH $_2$ CHO的三种单氘代形式（NH $_2$ CDO，顺式和反式NHDCHO）以及DNCO朝向该二元源的组分B。图像显示，不同的同位素体都存在于同一区域。基于对甲酰胺的$^{13}$ C同位素体和标准$^{12}$ C/ $^{13}$ C比率的观察，发现三种不同形式的氘分馏相似，值约为2%。DNCO/HNCO比也与甲酰胺的D/H比相当（$\sim$ 1%）。这些结果与NH $_2$ CHO和HNCO通过颗粒表面形成而化学相关的假设一致。
2016-05-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Laboratory Characterization and Astrophysical Detection of Vibrationally Excited States of Vinyl Cyanide in Orion-KL
CH $_2$ CHCN（乙烯基氰）在微波到太赫兹域的基态和振动激发态的新实验室数据允许在Orion-KL线勘测中搜索这些激发态跃迁。频率调制光谱仪组合成一个单一的宽带50-1900 GHz的频谱提供测量CH $_2$ CHCN覆盖的光谱范围为18-1893 GHz，其分配确认斯塔克调制光谱在18-40 GHz的区域和从头算非谐力场计算。为了分析在Orion-KL中检测到的CH $_2$ CHCN物种的发射线，我们使用LTE条件下的激发和辐射转移代码（MADEX）。这种分子的基态的旋转跃迁来自于四个热核性质的云成分，这些成分追踪了猎户座-KL星云中高质量恒星形成区域的物理和化学条件。CH $_2$ CHCN在基态的总柱密度为（3.0 $\pm$ 0.9）× 10 $^{15}$ cm $^{-2}$。我们报告的第一个星际探测到的转换在v10=1/（v11=1，v15=1）的二分体在空间中，并在v11=2和v11=3状态的猎户座-KL。乙烯基氰的最低能量振动激发态如v 11 =1（328.5 K时），v15=1（478.6 K时），v11=2（657.8 K时），v10=1/（v11=1，v15=1）二分体（806.4/809.9 K）和v11=3（987.9 K）是在温暖和稠密的条件下填充的，因此它们探测了Orion-KL源最热的部分。柱密度和旋转和振动温度CH $_2$ CHCN…
2014-07-16 astro-ph.GA
