The chemistry of chlorine-bearing species in the diffuse interstellar medium, and new SOFIA/GREAT observations of HCl$^+$
我们重新审视了含氯物质在弥漫性星际介质中的化学性质，并对HCl $^+$分子离子和新的天体化学模型进行了新的观测。利用SOFIA上的GREAT仪器，我们观测到HCl分子$^+$在1444 GHz附近向亮THz连续谱源W49 N的$^2Π_{3/2}\, J = 5/2 - 3/2$跃迁。我们检测到与背景源无关的扩散前景气体的吸收，从而能够测量HCl $^+$沿视线的分布。我们解释了观测数据使用更新版本的天体化学模型以前使用的理论研究氯轴承星际分子。发现HCl $^+$的丰度相对于相关的H $_2$ Cl $^+$离子几乎恒定，但观察到的$n({\rm H_2Cl^+})/n({\rm HCl^+})$丰度比超出我们的天体化学模型的预测一个数量级。这种差异表明，${\rm H_2Cl^+}$的主要破坏过程（解离重组）的速率被显着高估了。对于HCl $^+$，模型预测可以提供与沿W49 N视线观察到的柱密度的令人满意的拟合，同时考虑${\rm OH^+}$和${\rm H_2O^+}$柱密度。
2021-06-01 astro-ph.GA
First Time-dependent Study of H2 and H3+ Ortho-Para Chemistry in the Diffuse Interstellar Medium: Observations Meet Theoretical Predictions
弥漫的星际介质中的化学物质引发了物质生命周期中分子复杂性的逐渐增加。能够通过质子捐赠建立新分子键和新分子的关键分子是H3+。它的演化与分子氢密切相关，并且被认为是很好理解的。然而，最近的观察，邻和对位线的H2和H3+在弥漫ISM显示了令人费解的差异，在核自旋激发温度和人口之间的这两个关键物种。与H2不同，H3+似乎脱离了热平衡，这与现代天体化学模型的预测相反。我们进行了第一次随时间变化的建模的para-fractions的H2和H3+在弥漫ISM和比较我们的结果，一组视线的观察，包括本研究中提出的新的测量。我们分离出一组H3+的关键反应，发现解离重组对H3+最低转动态的破坏在很大程度上控制了它的邻位/对位比。除非假设H3+的（1，1）-和（1，0）-态的破坏比大于1：5，否则无法实现与观测的合理一致。此外，将CR电离速率增加到10（-15）1/s进一步改善拟合，而其他单个物理参数（如密度和化学年龄）的变化对预测的邻位/对位比只有很小的影响。因此，我们的研究呼吁新的实验室测量的解离复合率和分支比的关键离子H3+在星际条件下。
2014-09-23 astro-ph.GA
Time-dependent chemical evolution during cloud formation: H$_2$-regulated chemistry in diffuse molecular cloud
The University of Tokyo（东京大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；RIKEN Pioneering Research Institute（理化学研究所先锋研究本部）
研究了分子云形成过程中H₂调控的稀疏区域化学演化，揭示了不同区域中分子丰度与H₂丰度的关系及形成机制。
2026-01-06 astro-ph.GA
The Molecular Chemistry of Diffuse and Translucent Clouds in the Line-of-Sight to Sgr B2
1-50 GHz GBT PRIMOS数据包含在位于银河系中心、Bar和Sgr B2（N）视线内的螺旋臂中的弥漫和半透明云中观察到的约50条分子吸收线。我们测量的列密度和估计丰度，相对于H2，11个分子和额外的同位素。我们使用c-C3 H2的光学薄跃迁的吸收来估计N（H2），并认为这种方法比更常用的方法更可取。我们讨论了小分子的运动学结构和丰度模式，包括含硫物质CS，SO，CCS，H2 CS和HCS+;含氧分子OH，SiO和H2 CO;和简单的烃分子c-C3 H2，l-C3 H和l-C3 H+。我们讨论了所观察到的化学结构的气体和尘埃中的ISM的影响。突出的成果包括以下方面。首先，尽管盘中气体的氢分子分数为0.65，但在银河棒外缘和银河中心或附近的云的氢分子分数分别为0.85和>0.9。其次，我们观察到同位素比值随银心距的变化趋势;当碳和硅的稀有同位素在银心距较低时表现出增强的趋势时，硫则没有随银心距变化的趋势; c-C3 H2/c-H13 CCCH的比值可以很好地估计12 C：13 C的比值，而H2 CO/H2^13CO则表现出分馏。第三，我们首次报道了l-C3 H+在弥漫云中的存在。最后，我们认为，CS有一个增强的丰度内密度较高的团块的材料在磁盘中，因此可能是诊断云的条件。如果这一点成立，那么银河系盘中的弥散云在一个星团结构中包含了多个嵌入的高密度，并且密度轮廓不是A_V的简单…
2017-08-11 astro-ph.GA
Limits on chemical complexity in diffuse clouds: search for CH3OH and HC5N absorption
内容：一个出乎意料的复杂的多原子化学存在于弥漫的云，允许检测的物种，如C2 H，C3 H2，H2 CO和NH3的相对丰度，是惊人的相似，推断对黑暗的云TMC-1的目的：我们探测扩散云多原子化学的复杂性的限制。研究方法：我们使用IRAM Plateau de Bure干涉仪在96.740 GHz附近从A-和E-CH 3OH的低J=2-1转动跃迁中寻找银河系吸收，并使用VLA在21.3 GHz处寻找HC 5 N的J=8-7跃迁。结果如下：无论是CH 3OH，也没有HC 5 N检测到柱密度远低于所有的多原子已知的弥漫云和略低于预期的水平与TMC-1相比。扩散气体中的HCN/HC 5 N比率比朝向TMC-1高至少3-10倍。结论：有可能去井一次（或多次）太频繁
2009-01-08 astro-ph.GA
CO+ as a probe of the origin of CO in diffuse interstellar clouds
弥漫的星际介质的化学性质受到宇宙射线、紫外线（UV）辐射和湍流的综合影响。先前在光解区域（PDR）的外边缘处检测到并且由C+和OH的反应形成，CO+是热、宇宙射线和UV驱动化学中HCO+和CO的主要化学前体。我们的目标是测试热宇宙射线和紫外驱动的化学反应是否通过中间形成CO+在弥漫的星际分子气体中产生CO。我们用阿塔卡马大毫米阵列（ALMA）向两个类星体搜索CO+吸收，这两个类星体具有来自弥漫的星际气体的已知银河前景吸收，J1717-3342和J1744-3116，目标是在236 GHz附近J=2-1跃迁的两个最强的超精细分量。我们不能检测到CO+，但对这两个目标获得了敏感的上限。CO+柱密度的导出上限代表HCO+柱密度的约4%。CO+相对于H2的丰度的相应上限为<1.2 x 10^{-10}。未检测到CO+证实了HCO+主要是由超热过程引起的氧与碳阴离子CH 2+或CH 3+反应产生的，而CO+和HOC+则是由C+与OH和H2O反应产生的。在低消光下形成CO分子所需的密度与该方案一致。
2021-03-01 astro-ph.GA
Experimental determination of the dissociative recombination rate coefficient for rotationally-cold CH$^{+}$ and its implications for the diffuse cloud chemistry
CH $^+$的观测被用来追踪漫射云的物理性质，但这需要对CH $^+$的基本化学性质有准确的了解。在这项工作之前，该化学中最不确定的反应是CH $^+$的解离重组（DR）。利用低温储存环上的电子-离子合并束实验，我们确定了CH $^+$电子、振动和转动基态的DR速率系数，适用于不同的扩散云条件。我们的研究结果减少了以前未被认识到的CH $^+$ DR速率系数的数量级不确定性，$\sim \pm 20\%$，并适用于所有温度相关的扩散云，范围从静止的气体，气体局部加热的过程，如冲击和湍流。基于一个简单的化学网络，我们发现，DR可以是一个重要的破坏机制，在温度相关的静态气体。当温度局部升高时，如果气体的电子分数也相应增加，则DR可以在高达$ \sim 600\,\mathrm{K} $的温度下继续是重要的。我们新的CH $^+$ DR速率系数数据将增加未来通过CH $^+$丰度观测研究扩散云物理特性的可靠性。
2022-08-31 astro-ph.GA astro-ph.IM
OH+ in Diffuse Molecular Clouds
在扩散分子云中对OH+和OH的近紫外观测揭示了对不同环境的偏好。OH+的主要吸收特征来自CH+中的主要组分（具有最高CH+/CH柱密度比的组分），而OH跟随CN吸收。这种区别提供了新的限制OH化学在这些云。由于CH+的探测有利于低密度气体和小部分的分子氢，这对OH+也一定是正确的，证实了赫歇尔太空望远镜对OH+和H2O+的观测。我们观察到的对应关系表明，从这些测量中得出的宇宙射线电离率主要与原子气体有关。OH吸收与富含CN的气体的关联归因于在看到可检测量之前需要足够高的密度和分子分数。因此，虽然OH+导致OH的产生，但化学论据表明它们的丰度受不同条件的控制，并且它们与不同的观察物种共存。特别值得注意的是，非热化学似乎发挥有限的作用，在扩散的分子云的OH的合成。
2013-12-18 astro-ph.GA
Interstellar Hydrocarbons: Degradation Chemistry in Diffuse Clouds
对弥散云的观测表明，它们含有大量的简单碳氢化合物（例如CH、C $_2$ H、（l-和c-）C $_3$ H $_2$和C $_4$ H），这些碳氢化合物的丰度可能难以根据传统的气相化学模型来理解。最近的实验结果表明，氢化无定形碳（HAC）和固体己烷的光分解机制释放到气体中的碳氢化合物的范围内，含有高达6个碳原子的情况下的HAC分解。这些发现促使我们向星际化学引入一种新的潜在输入;“自上而下”或降解方案，而不是传统的“积累”或合成方案。在这项工作中，我们证明了自上而下的方法在扩散云使用气体颗粒化学模型的可行性。为了检验这一方案，我们推导出一个表达式来解释碳氢化合物的形成时，他们从颗粒地幔注入后的HAC的光分解。然后，我们通过了解这些物质的注入分数（来自实验工作）和地幔碳注入ISM的平均速率（来自观测）来计算这些物质的实际形成速率。我们的初步结果是有希望的，并揭示了降解方案可以被认为是一个有效的机制，形成一些简单的碳氢化合物在扩散云。然而，这一过程的效率及其速率常数的实际证明将需要全面的实验测定。
2022-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Far-infrared study of tracers of oxygen chemistry in diffuse clouds
上下文弥漫性星际介质的化学性质有三大支柱：放热的离子-中性反应（“冷化学“），吸热的中性-中性反应（“热化学“），以及尘埃颗粒表面的反应。虽然暖化学在与湍流耗散区相关的激波中变得重要，但星际OH和H2O形成的主要途径是冷化学。目的。本研究的目的是通过观测确认原子氧与原子和分子气相的关联，并了解测量的OH和OH +丰度作为H2可用储层的函数。方法.我们获得了吸收光谱的基态的OH，OH+和OI的高速分辨率，与伟大的板载SOFIA，和太赫兹接收器在APEX。我们分析了它们以及来自HIFI的HF和CH的辅助光谱。为了将它们从超精细结构中去卷积并分离由于视线上的各种速度分量而产生的混合物，我们使用模拟退火与下坡单纯形最小化相结合的方法拟合由适当数量的高斯分布组成的模型光谱。与作为H2的替代物的HF和/或CH以及HI $λ$ 21 cm数据一起，可以确定分子氢分数f^NH2 = N（H2）/（N（H）+ 2N（H2））。然后，我们研究了丰度比作为f^N\_H2的函数。结果OI的柱密度与可用的分子和原子氢的量高度显著相关，相对于H核，原子氧丰度为$3 \times 10 ^{-4}$。虽然OH和OH+的吸收特征的速度是松散相关的，并反映了视线上的螺旋臂交叉，但仔细检查后，它们显示出一个负响应。臂间的密度对比度被发现是在OH比OH+。虽然这两种物质可以共存，OH的丰度比OH+高，但后者在没有OH的…
2016-02-10 astro-ph.GA
Chemical Differentiation toward the Pipe Nebula Starless Cores
我们使用新的IRAM 30-m FTS后端在3 mm处对管星云年轻的弥漫无星核心进行了一次无偏的~15 GHz宽的调查。我们发现了意想不到的化学反应。我们提出了一个新的观测分类的基础上的3毫米分子线发射标准化的核心视觉消光（Av）。基于这种分类，我们报告了一个明确的分化的化学成分和线发射性能，这有助于定义三个分子核心组。“扩散”核，Av<~15，显示主要为简单物质（例如CS和CCH）的化学性质较差。“氧硫化”核Av~15- 22似乎富含SO和SO2等物质，但也富含HCO，这些物质似乎在较高密度时消失。最后，“氘代”核心，Av>~22，显示出在恒星形成过程开始之前典型的演化化学，包括含氮和氘代物质，以及碳链分子。根据这些分类，其中一个“扩散”堆芯（47号堆芯）具有“氧硫化”堆芯的谱线特性，这表明它可能是一个失败的堆芯。
2011-12-22 astro-ph.GA
The chemistry of interstellar molecules containing the halogen elements
虽然它们只是星际介质的次要成分，但含卤素分子因其独特的热化学性质而受到特别关注。在这里，我们提出了一个理论研究的化学星际分子含有卤素元素氯和氟。我们模拟了扩散和密集的分子云，利用更新的估计率的几个关键的化学过程。我们目前的预测已被检测到的三个卤素分子的丰度在星际介质：HF，CF+和HCl。在我们以前的研究含氟星际分子，我们预测HF是主要的气相水库氟内扩散和密集的分子云，我们预计赫歇尔空间天文台检测到广泛的吸收HF J=1-0过渡。我们更新后的模型现在高估了CF+丰度，相对于猎户座酒吧的观测结果，这一差异已经扩大，因为我们现在采用的CF+解离重组率的实验室测量值小于我们以前采用的估计值。这种不一致表明，C+与HF的反应比我们模型中假设的捕获速率进行得更慢;实验室测量这种反应速率将是非常可取的。我们的模型预测扩散云盐酸丰度是类似于先前预测和检测到暂定对zeta Oph。另外两个物种是潜在的可检测的光解区域：H2 Cl+和HCl+分子离子。Ortho-H2 Cl+在地面可观察到的毫米光谱区域中具有最低跃迁，而HCl+的最低转动跃迁可以用赫歇尔的HIFI仪器观察到。
2009-10-10 astro-ph.GA
Hydrogen in diffuse molecular clouds in the Milky Way: Atomic column densities and molecular fraction along prominent lines of sight
最近的亚毫米波和远红外波长的观测吸收在旋转基态线的各种简单分子对遥远的银河系连续源打开了研究整个银河系扩散分子云的化学的可能性。为了计算丰度，必须知道分子和原子氢HI的柱密度。我们的目标是确定位于视线上的扩散云的氢原子柱密度，该视线朝向一个突出的高质量恒星形成区域的样本，这些区域是用赫歇尔上的HIFI仪器进行了深入研究的。基于Jansky甚大阵列数据，我们采用21厘米HI吸收线技术来构建我们的目标源的HI不透明度与径向速度的配置文件。这些配置文件相结合，较低的分辨率档案数据的扩展HI排放计算的HI柱密度的个别云沿视线。我们采用贝叶斯推断来估计导出量的不确定性。我们的研究提供了可靠的估计原子氢柱密度为大量的弥漫分子云在不同的银河系中心的距离。再加上从HIFI观测到的替代物中获得的分子氢的柱密度，这些测量结果可以用来表征云的特征，并研究它们的化学性质对分子分数的依赖性。
2017-02-20 astro-ph.GA
On the chemistry of hydrides of N atoms and O$^+$ ions
许多作者以前的工作表明，Herschel/HIFI沿着G10.6-0.4（W31 C）的低密度视线探测到的氮同位素不能用气相化学模型来解释。在本文中，我们调查的尘埃颗粒在扩散区的表面反应的作用，我们发现，形成的尘埃颗粒的表面反应的效率相媲美的H $_2$形成调和模型与观察的氮的氮。然而，类似的表面反应并没有显着贡献的O $^+$离子的Herschel/HIFI检测沿银河系中的许多视线。O $^+$的衰变可以用常规的气相化学来解释，无论是在具有正常宇宙射线通量的非常低密度的扩散云中，还是在具有高宇宙射线通量的稍微密集的扩散云中。在稠密的暗云中，氢化物化学似乎是由气相离子分子反应主导的。
2016-06-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Unveiling the chemistry of interstellar CH: Spectroscopy of the 2 THz $N=2\leftarrow 1$ ground state line
次甲基自由基CH通常用作星际介质的冷中性相中H $_2$的替代物。CH的光谱受到星际消光的限制，而远红外观测提供了一个完整的银河系视图。虽然HF基态吸收，另一个H $_2$在扩散气体中的代理，经常遭受饱和，CH保持透明的螺旋臂交叉和高质量的恒星形成区，把这种轻氢化物变成一个通用的替代H $_2$。然而，在缓慢的冲击和消散的湍流的地区，其丰度预计将增强的吸热生产路径，和一个“典型的”CH丰度的想法需要加以解决。由于SOFIA上的GREAT，CH在$λ149\,μ$ m处的$N=2\leftarrow 1$基态跃迁已变得可用于高分辨率光谱。它的不饱和吸收和无发射使其成为用最少的假设确定柱密度的理想候选物。在这里，我们提出了对遥远的，远红外明亮的银河系恒星形成区的四条视线的分析。如果结合CH在$λ560\,μ$ m处的亚毫米谱线，可以分析大质量恒星形成的环境。为此，我们提出了一个案例研究的“原梯形”集群W3 IRS 5，并证明了CH的亚毫米/远红外线可靠地跟踪不仅扩散，而且密集的分子气体。虽然我们确认了HF和CH的柱密度之间的全球相关性，但观察到CH丰度过高的明确标志朝向较低密度。一个静止的离子中性化学本身不能解释这种过剩。在湍流、扩散气体中形成的涡流可以是用于增强的生产路径的设置。
2018-04-12 astro-ph.GA
Non-equilibrium chemistry and cooling in the diffuse interstellar medium - I. Optically thin regime
在流体动力学星系模拟中，要准确处理多相星际介质（ISM），我们不仅要跟踪气体的热演化，还要跟踪其化学状态的演化，包括其分子化学，而不需要假设化学（包括电离）平衡。我们提出了一个反应网络，可用于解决这种热化学演化。我们的模型遵循了11种主导冷却速率的元素的所有电离状态的演变，以及重要的分子，如H2和CO，以及参与其形成的中间分子物种（总共20个分子）。我们包括尘埃颗粒上的化学反应，涉及尘埃的热过程，宇宙射线电离和加热以及光化学反应。我们关注的是漫反射ISM的典型条件，密度为10 ^-2 cm ^-3 <nH <10^4 cm ^-3，温度为10^2 K <T <10^4 K，我们还考虑了一系列辐射场，包括没有紫外辐射的情况。在本文中，我们只考虑气体是光学薄，而纸二认为气体成为屏蔽辐射场。我们验证我们的模型的准确性，通过比较化学平衡与光电离代码多云的化学丰度和冷却功能。我们确定了弥漫星际气体中的主要冷却剂是CII、Si II和Fe II，以及密度大于10^2 cm ^-3的OI和H2。最后，我们研究了非平衡化学对等容或等压冷却气体冷却功能的影响。我们发现，在T <10^4 K时，复合滞后使电子丰度增加到高于给定温度下的平衡值，这可以使冷却速率提高两个数量级。冷却气体也显示出较低的H2丰度比在平衡，由高达一个数量级。
2014-03-14 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
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
Non-equilibrium chemistry and cooling in the diffuse interstellar medium - II. Shielded gas
我们扩展了Richings等人（2014）提出的扩散星际气体化学和热演化的非平衡模型。我们衰减的光化学速率的灰尘和气体，包括吸收HI，H2，氦I，氦II和CO在适当的情况下。然后，我们使用这个模型来研究星际气体中占主导地位的冷却和加热过程，因为它成为屏蔽紫外线辐射。我们考虑一个一维的平面平行板的气体照射的星际辐射场，无论是在恒定的密度和温度或在热和压力平衡。主要的热过程倾向于在云中形成三个不同的区域。在低柱密度下，冷却由电离金属如Si II、Fe II、Fe III和CII主导，其通过主要来自HI的光加热来平衡。一旦氢电离辐射被中性氢衰减，光电尘埃加热占主导地位，而CII则成为冷却的主导。最后，灰尘屏蔽触发CO的形成并抑制光电加热。在这个完全屏蔽的区域中占主导地位的冷却剂是H2和CO。我们的模型预测的HI-H2过渡的柱密度在较高的密度（或在较高的压力下的气体云在压力平衡）和较高的金属丰度，在协议与以前的PDR模型。我们还比较了HI-H2过渡在我们的模型中的两个处方的分子氢的形成，已实施的流体动力学模拟。
2014-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
The chemistry of H2NC in the interstellar medium and the role of the C + NH3 reaction
本研究通过对多类星际云的观测搜寻与理论计算，发现亚稳态分子H2NC广泛存在于冷致密云中，且证实C + NH3反应是星际云中H2NC的主要生成来源。
2023-03-21 astro-ph.GA
Influence of the nano-grain depletion in photon-dominated regions: Application to the gas physics and chemistry in the Horsehead
从弥漫的星际介质（ISM）到密度更大的云（如光子主导区（PDR）），物理条件的巨大差异引发了尘埃性质（即成分，大小和形状）的演变。气体的物理和化学性质与这些尘埃性质密切相关，因此受到尘埃演化的影响，特别是受PDR外部辐照部分纳米颗粒耗尽的影响。我们强调的影响，纳米颗粒耗尽的气体物理和化学的马头星云，一个原型PDR。我们使用了一个模型的原子和分子气体的PDR，Meudon PDR代码，使用扩散ISM样灰尘和马头样灰尘的气体物理和化学研究纳米颗粒耗尽的影响，专注于光电加热和H2形成的影响，因此，对H2气体线。我们发现，在马头纳米晶粒耗尽强烈影响气体加热通过光电效应，从而气体温度和H2的形成，因此H -> H2的位置。因此，H2的前四条纯转动线（例如0-0 S（0）、S（1）、S（2）和S（3））的变化系数为2至14。在模型中经常被低估的0-0 S（3）线在考虑纳米颗粒损耗时被低估得更厉害，这是由于通过光电效应减少了气体加热。这强烈表明，我们的理解的激发H2和/或加热过程中的马头，更一般地在PDR，仍然是不完整的。马头外部的纳米颗粒耗尽对几种气体示踪剂有很大的影响，这些气体示踪剂在JWST对辐照云的观测中将是突出的。因此，我们需要考虑这种消耗，以提高我们对马头的理解，更普遍的是PDR，并为任务的最佳科学回报做出贡献。
2021-04-16 astro-ph.GA
Diffuse Atomic and Molecular Gas near IC443
我们提出了一个分析的结果吸收钙II，钙I，K I，和分子CH+，CH，C2和CN探针气体与超新星遗迹IC 443相互作用。11个方向的样本横跨可见星云和其东部边缘。大多数的中性物质，包括双原子分子，与通过H I和CO发射检测到的环境云。激发和化学分析产生的气体密度是典型的扩散分子气体。Ca II探测到的低密度气体的速度范围很大，在最极端的情况下从-120到+80 km/s。这种气体分布在几个速度分量中，与受冲击的分子团的情况不同，受冲击的分子团的发射发生在几乎相同的范围内，但具有非常广泛的特征。高速吸收的程度表明膨胀星云的激波速度为100 km/s。
2009-03-03 astro-ph.GA
Hydrogen chloride in diffuse interstellar clouds along the line of sight to W31C (G10.6-0.4)
我们报告的氯化氢，HCl，在弥漫的分子云的视线对恒星形成区W31 C（G10.6-0.4）的检测。利用Herschel空间天文台远红外外差仪（HIFI）的1b接收器，观测到了两种稳定的HCl同位素H_（35）Cl和H_（37）Cl的J = 1-0线。HCl线被检测到的吸收，在很宽的速度范围内与扩散云沿视线到W31 C。对吸收强度的分析得出，总HCl柱密度为10^13 cm^-2，这意味着HCl占气相总氯的约0.6%，比理论模型预测值高出约6倍。这一结果与化学相关物质H2 Cl+和HCl+的结果相当，在同一视线上也报告了这些物质的大柱密度。模型和观测之间的差异的来源仍然是未知的，但是，这些含氯分子的检测，提供了扩散气体中的氯化学的关键约束。
2013-02-26 astro-ph.GA
Revisiting the Chlorine Abundance in Diffuse Interstellar Clouds from Measurements with the Copernicus Satellite
我们重新分析了哥白尼卫星获得的星际Cl I和Cl II光谱。这项研究的方向来自Crenny和Federman的研究，并对从原子到分子丰富的云的过渡进行采样，在那里启动了导致含氯分子的独特化学反应。我们的配置文件的合成依赖于最新的实验室振荡器的强度和组件结构，来自出版的高分辨率测量K I吸收补充钙II和Na I D的结果。我们得到自洽的结果，在1088年，1097年，和1347年的精确的列密度的Cl I线。改进后的一组结果揭示了与H2和总氢柱密度更清晰的对应关系。这些线性关系是由于在存在H2的区域中Cl^+迅速转化为Cl^0而产生的。
2011-10-03 astro-ph.GA
The CH+ Abundance in Turbulent, Diffuse Molecular Clouds
星际湍流的间歇性耗散是扩散型ISM的重要能量来源。虽然湍流级联的平均加热速率小于宇宙射线和尘埃颗粒上的光电效应，但它可以将大量能量引导到相对较小的一部分气体中，从而经历显着的加热和化学富集。特别是，这种机制已被提出作为一个长期存在的问题的高丰度的CH+沿扩散的分子视线，稳态，低温模型下产生超过一个数量级的解决方案。虽然对这些小尺度耗散区的结构和化学性质已经做了大量的工作，但对这些区域与大尺度湍流性质的关系却关注较少。在本文中，我们试图弥合这一差距，估计温度和CH+柱密度沿扩散分子视线后处理的三维MHD湍流模拟。假设云的密度（30 /cm ^3）、大小（20 pc）和速度色散（2.3 km / s）的值是合理的，我们发现我们计算的丰度与CH+柱密度观测值以及旋转激发的H2分子发射谱线观测值相比都很好。
2015-09-10 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
The CO luminosity and CO-H2 conversion factor of diffuse ISM: does CO emission trace dense molecular gas?
目的：我们希望分离和量化的CO光度和CO-H2转换因子适用于扩散，但部分分子ISM时，H2和CO是本，但C+是气相碳的主要形式。研究方法：我们讨论银河系观测到的\HI，HCO+和CO的CO排放存在，但干预云弥漫（局部\AV \ $\la 1$ MAG）与相对较小的CO柱密度$\NCO \la 2\times10^{16}\pcc$。我们使用\EBV \作为总气柱密度的计量器，在统计学上分离原子和分子级分，并将NH 2与观察到的CO亮度进行比较。结果如下：虽然有含H2的地区，CO排放太微弱而无法检测到，扩散ISM的CO亮度与NH 2的平均积分比与通常的1 \K km/s的CO亮度/$2\times10^{20}$ H2 $\pcc$没有区别。此外，在银道面附近观测到的漫射CO的光度是在太阳银道面附近观测到的2/3。结论：从辐射传输和CO化学的考虑，可以理解在漫射云和暗云中CO-H2转换因子的共性。在扩散气体和暗气体的CO发射之间存在着不可避免的混淆，以及扩散气体到暗或巨大分子云的CO发射的错误归属。ISM的特征与人们所认为的不同，如果CO和H2被认为是恒星形成边缘的分子云，实际上是更稀薄的，不受重力束缚的扩散气体。
2010-05-12 astro-ph.GA
The C60:C60+ ratio in diffuse and translucent interstellar clouds
上下文通过确定星际云成分的丰度和电荷状态，可以深入了解星际云中驱动物理和化学的条件。目的。我们提出了一个评估的C60：C60+的比例在弥漫和半透明的星际云，利用电子吸收带，以便不依赖于模糊的红外发射测量。方法.通过分析档案光谱和文献数据确定该比率。关于阳离子人口的信息是从公布的主要扩散星际带归因于C60+和吸收截面的特征已经报道的振动带的阳离子。中性分子的布居数是用上限来描述的，因为C60的相关振动带没有被观测到。我们修改了C60的振子强度，并测量了在Ne冰中分离的分子的光谱，以完成它们。结果我们按比例缩小C60的吸收带的振子强度，并找到一个上限约为1.3的C60：C60+的比例。结论.我们的结论是，中性分子在巴克敏斯特富勒烯人口的弥漫和半透明的星际云的分数可能是值得注意的，尽管预期的振动带的非检测。要提高确定性，就需要改进实验室数据和观察。
2021-09-15 astro-ph.GA
Spectral survey of the diffuse gas toward BL Lac in the Q band
Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Université（巴黎天文台，PSL研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；Observatorio de Yebes (OY-IGN)（耶韦斯天文台（OY-IGN））；Instituto de Física Fundamental, CSIC（基础物理研究所，西班牙高等科学研究委员会）
通过Q波段观测，研究揭示了BL Lac方向弥漫气体中多种复杂有机分子的化学组成及丰度，表明其化学过程与密集光解离区域相似。
2025-11-20 astro-ph.GA
Revisiting the OH-CH correlation in diffuse clouds
基于现有的已发表的数据和档案数据沿24视线（其中5个是新的）的分析，我们得到更准确的估计的柱密度的OH和CH对弥漫/半透明的云，并重新审视通常观察到的这些物种的丰度之间的相关性。样本量的增加是可能的，因为来自3137和3143埃处的跃迁的组合以及3886和3890埃处的跃迁的组合的CH的柱密度的等效性，我们在这里已经证明了这一点。我们发现，除了四个弥漫的云，整个源样本显示出一个明确的相关性之间的柱密度的OH和CH类似于以前的观测。分析还验证了OHA-X（3078 & 3082埃）、CHB-X（3886 & 3890埃）和C-X（3137 & 3143埃）跃迁振子强度的理论预测。我们分别从观测到的E（B-V）和N（CH）估计N（H）和N（H2）。N（OH）/N（CH）的比例是不相关的扩散/半透明云的氢的分子分数。我们发现，除了HD 34078的所有云的CH和OH的观察到的柱密度比可以复制简单的化学模型，其中包括气体-颗粒相互作用和气相化学。通过考虑不同的宇宙射线电离率，可以主要再现朝向3个新视线看到的增强的N（OH）/N（CH）比。
2016-04-19 astro-ph.GA
The Effects of Grain Size and Temperature Distributions on the Formation of Interstellar Ice Mantles
星际气体颗粒化学的计算模型历来采用0.1微米的单个尘埃颗粒尺寸，假设其代表了星际介质中存在的尺寸分布。在这里，我们调查的影响广泛的粒度分布的化学尘埃颗粒表面和随后建立的分子冰颗粒上，使用三相气体颗粒化学模型的一个静止的暗云。我们包括一个明确的治疗的晶粒温度，由云的视觉消光和每个人的粒度人口的大小。我们发现，温度差起着重要的作用，在确定整个粒度分布的总散装冰组成，而大小人口之间的几何差异的影响出现边际。我们还考虑了从弥漫云到黑暗云的坍缩，使尘埃温度下降。在最初的扩散条件下，小颗粒太温暖，以促进粮食地幔建设，与大多数冰形成的中型颗粒。随着坍缩的进行，数量更多的最小的颗粒冷却下来，成为主要的冰载体;大量的小颗粒意味着这些冰分布在许多颗粒上，每个颗粒可能不超过40个单层冰（假设一个颗粒大小为几百个）。这种效应对于恒星形成的热核阶段冰的后续处理和解吸可能是重要的，使相当大比例的冰暴露于气相，增加了冰表面化学和表面气体相互作用的重要性。
2015-12-21 astro-ph.GA
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
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
Models of turbulent dissipation regions in the diffuse interstellar medium
超声速湍流是星际介质中超热能的一个巨大储存库。它的消散，因为它在空间和时间上是间歇性的，可以深刻地改变气体的化学性质。我们进一步探索了一种混合方法来计算磁化耗散结构的化学和热演化，在冷中性介质中所观察到的湍流特性所提供的能量约束下。对于第一次，我们考虑到相对于气体的热和化学弛豫时间尺度的突发的相对持续时间模型的随机视线。关键参数是由于环境湍流引起的应变“a”的湍流速率。随着气体密度的增加，它控制着耗散结构的大小，从而控制着爆发的强度。对于一个大范围的应变率和密度，湍流耗散区（TDR）的模型再现CH+柱密度中观察到的扩散介质和它们的相关性与高激发H2。他们这样做，而不会产生过量的CH。作为一个自然的结果，他们再现的丰度比HCO+/OH和HCO+/H2O，和他们的动态范围约一个数量级的扩散气体中观察到。大的C2 H和CO丰度，也与HCO+有关，是TDR模型的另一个结果，与观测值比较好。CN、HCN和HNC的丰度和柱密度计算值比PDR模型预测值高出一个数量级，但仍明显小于观测值。
2009-01-23 astro-ph.GA
Shocks and Molecules in Diffuse Interstellar Cloud Pairs
弥漫的星际介质是动态的，它的化学和演化是由冲击波阵面以及光解决定的。激波是由超音速运动和速度弥散所隐含的，在统计学上通常称为“湍流”。我们比较模型的磁流体动力学（MHD）冲击，速度典型的云运动通过ISM（3-25 km/s）和冷中性气体的典型密度（~ 100 cm-3），氢原子21 cm线的气体运动学、尘埃质量的远红外发射和高分辨率形态的中红外发射的档案观测，以确定三个高纬度云对中的激波锋面，这些云对的质量为50个太阳。这些云有“头”和延伸的“尾”，高分辨率图像显示“头”前缘的弧形，可能是单独的激波。HI显示由于激波加速材料，在前缘有高速气体。对于两个云对，一个云有一个活跃的冲击表示广泛和偏移HI，而另一个云已经震惊，主要是“CO-暗”分子氢。平行于磁场的激波对云的二维MHD模拟显示出显着的相似性，观察到的云的功能，包括合并的“尾巴”，由于对齐的流和磁场，这导致横向约束下游。磁场和气流之间的平行排列可导致小分子云的形成。
2021-01-06 astro-ph.GA
APEX telescope observations of new molecular ions
氢化物是星际化学的关键成分，因为它们是化学网络的初始产物，导致形成更复杂的分子。光的基本转动跃迁在亚毫米波长范围。使用APEX望远镜，我们观察到了长期以来一直在寻找的Sagittarius B2（M）强连续源吸收中的SH+和OH+。这两个，从银河系中心的气体吸收，以及从弥漫的云干预螺旋臂在一个大的速度范围内观察。在视线上检测到的连续速度范围的吸收表明这些云是漫射云的丰富组成部分。此外，我们使用了最强的亚毫米尘埃连续源在银河系内部作为背景蜡烛的系统普查，我们的银河系和初步调查结果的弥漫云和大质量的恒星形成区域的这些尘埃。
2011-02-14 astro-ph.GA
High-resolution absorption spectroscopy of the OH 2Pi 3/2 ground state line
星际介质的化学成分是由气相化学、颗粒表面反应和冲击化学决定的。本研究的目的是测量扩散旋臂云中羟基自由基（OH）的丰度，以帮助我们了解化学反应的潜在网络。由于它们的高临界密度，光散射的基态提供了一种工具，通过吸收光谱法直接估计柱密度对明亮的背景源。我们在SOFIA天文台上观测到了船底座-人马座旋臂扩散云中基态OH的2 Pi 3/2，J = 5/2 3/2 2.5 THz谱线，发现旋臂云中沿视线W 49 N、W51和G34.26+0.15方向的OH柱密度为10^14 cm^-2，其丰度分数为10^-7 ~ 10^-8，与H_2O相当。这两种物质的吸收光谱具有相似的速度分量，导出的H_2O/OH柱密度之比在0.3 ~ 1.0之间。在W 49 N中，我们还探测到了^18OH的相应谱线。
2012-04-12 astro-ph.GA
The diffuse molecular component in the nuclear bulge of the Milky Way
内容：银河系中心区域的中央分子带（CMZ）中的大部分分子气体显示出温暖的动力学温度，从最冷和最密集区域的$>20$ K（n $\sim 10^{4-5}$ cm $^{-3}$）到密度约为n $\sim 10^3$ cm $^{-3}$的100 K以上。最近，通过H $_3^+$的吸收观测发现了一种更弥散、更热的（$n \sim 100$ cm $^{-3}$，$T\sim 250$ K）气体成分。这种成分可能广泛分布在银河系中心，即使在CMZ之外，沿着穿过银河系扩展隆起的视线，也可能存在可被吸收的低密度气体。目的：我们的目标是观察和表征扩散和低密度气体的观察3毫米的分子跃迁吸收。研究方法：利用阿塔卡马大（亚）毫米阵列（ALMA），我们观察到对类星体J1744-312的吸收，它位于$(l,b)=(-2{^\circ}.13,-1{^\circ}.0)$的银河系凸出区域，但在主要的分子复合体之外。结果如下：ALMA对J1744-312类星体的吸收观测揭示了低密度分子云和可能的扩散云中丰富而复杂的化学物质。我们检测到三个速度分量，在$\sim $ 0，$-153$，和$-192$ km s $^{-1}$。$\sim 0$ km s $^{-1}$的分量可能代表银河系盘中的气体，而$-153$和$-192$ km s $^{-1}$的速度分量可能来自银河系凸起。我们在调查中检测到12个…
2017-09-07 astro-ph.GA
On the effects of UV photons/X-rays on the chemistry of the Sgr B2 cloud
HOC $^+$、HCO和CO $^+$的谱线被认为是光子主导区（PDR）和X射线主导区的良好示踪剂。我们研究这些示踪剂对区域的Sgr B2云选择不同的加热机制的影响。我们发现的最低值的柱密度比的HCO $^+$与HOC $^+$，HCO和CO $^+$在致密的HII气体，其中紫外光子占主导地位的加热和化学气体。HOC $^+$，HCO和CO $^+$丰度和上述比率与化学模拟进行了比较，发现高温化学，宇宙射线电离率为10 $^{-16}$ s $^{-1}$和时间尺度$>$ 10 $^{5.0}$年很好地解释了HOC $^+$丰度在静止Sgr B2地区，而冲击也需要解释这些地区的最高HCO丰度。CO $^+$主要在PDR中形成，因为$\sim$（6-10）$\times$ 10 $^{-10}$的最高CO $^+$丰度发现于具有电子密度$>$ 540 cm $^{-3}$的HII区域中，并且在静止气体中未检测到CO $^+$发射。在比率之间，HCO $^+$ /HCO比率对电子密度敏感，因为它在致密和弥散HII区域中显示不同的值。我们将Sgr B2的SiO J=2-1发射图与2004年和2012年的X射线图进行了比较。2012年X射线图上显示的一个已知点可能与速度为15-25 km s $^{-1}$的分子气体有关。我们还推导出了2004年X射线弥漫的Sgr B2区域的$\sim$…
2020-04-27 astro-ph.GA
Warm dust surface chemistry in protoplanetary disks. Formation of phyllosilicates
地球上的水库的起源是有争议的。地壳的含水量可能至少是海洋的三倍。这种地壳水以层状硅酸盐的形式存在，其来源可能与海洋不同。我们测试了在原行星盘中形成层状硅酸盐的可能性，这可能是类地行星的基石。我们开发了一个探索性的速率为基础的温暖的表面化学模型，水从气相可以chemisorb尘埃颗粒表面，随后扩散到硅酸盐核心。我们将层状硅酸盐形成模型应用于零维化学模型和二维原行星盘模型（ProDiMo）。盘模型除了包括冷和热表面化学连续体和线辐射转移，光过程（光解离，光电离和光解吸），气相冷和热化学，包括三体反应，和详细的热平衡。尽管水在硅酸盐颗粒表面的化学吸附和扩散进入核心的能量势垒很高，但在80 ~ 700 K的所有气体和粉尘温度下，当气体密度为2 E4 cm^-3时，表面的化学吸附位点都可以被羟基键（-OH）占据。在250 - 700 K温度范围内，硅酸盐核中的化学吸附位被占据.在较高温度下，发生化学吸附水的热解吸。占用效率仅受硅酸盐的最大吸水量限制。在气体密度为1 E8 cm^-3时，对于半径为1 mm的颗粒，完全水合的时间尺度最多为1 E5年。在1 Myr内的原行星盘中，尘埃凝聚阶段的尘埃颗粒上可以形成层状硅酸盐。然而，与太阳系天体中发现的层状硅酸盐相比，由温暖的表面化学形成的层状硅酸盐的数量是否足够还不清楚。
2018-12-11 astro-ph.GA
Evolution of Chemistry in the envelope of Hot Corinos (ECHOS). I. Extremely young sulphur chemistry in the isolated Class 0 object B335
本文通过多波段观测和Nautilus化学建模研究0类源B335包层中的硫化学，发现其特别富含硫碳链、密度较低且处于极早期演化阶段，并提出SO2/C2S、SO/CS和HCS+/CS比值可作为前恒星到原恒星转变的化学演化指标。
2023-09-04 astro-ph.GA
The Transition from Diffuse Molecular Gas to Molecular Cloud Material in Taurus
我们研究了探测金牛座从扩散分子气体到分子云材料过渡的四条视线。原子和分子吸收的测量被用来推断金牛座分子云（TMC）后面的物质分布和朝向恒星的物理条件。新的高分辨率光谱在可见光和近红外波长的星际Ca II，Ca I，K I，CH，CH^+，C2，CN和CO对HD 28975和HD 29647相结合的数据在可见光波长和CO公布的结果从紫外测量HD 27778和HD 30122。气体密度和温度从C2、CN和CO激发和CN化学推断。我们对HD 29647的研究结果值得注意，因为CO柱密度为10^{18} cm^{-2}，而C2和CO激发显示温度为10 K，密度约为1000 cm^{-3}，更像是在暗分子云中发现的条件。我们通过观察CH、C2和NH的反应对CN进行化学分析，得到了类似的结果。增强的钾耗竭和CH/H2柱密度比的降低也表明存在一片暗云。朝向HD27778和HD 30122的方向探测到富含分子的弥散云，可以认为是CO暗气体，而朝向HD28975的视线代表了一种中间情况。尘埃温度的地图有助于改进沿着四条视线的物质描述，并提供了HD29647和TMC中的一个团块之间的距离估计。附录提供了朝向HD 26571方向的结果;这颗恒星也探测了扩散的分子气体。
2021-06-24 astro-ph.GA
Imaging diffuse clouds: Bright and dark gas mapped in CO
我们希望与银河系弥漫云的度尺度结构的亚弧秒原子和分子的吸收光谱获得对河外连续背景源。为此，我们使用ARO 12 m望远镜在30'视场范围内以1'分辨率绘制了J=1-0的CO发射图，这些背景源被20个分子吸收线分量遮蔽，其中11个具有CO发射对应物。我们比较CO排放的地图，亚弧秒原子和分子的吸收光谱和星际红化的大尺度分布。主要研究结果如下：1）1 K.km/s水平上个体特征的典型覆盖因子为20%。2)CO-H2转换因子比平均值N（H2）/Wco = 2 e20 H2 cm^-2 /（K.km/s）低4-5倍，才能解释1 K.km/s水平以上CO发射的光度。小的转换因子和急剧变化的转换因子的弧分尺度主要是由于CO化学，不需要代表未解决的变化，红化或总柱密度。因此，像费米和普朗克一样，我们看到CO中的一些气体是暗的，而其他气体中的CO相对于H2来说是过亮的。由于每H2的发光度与亮和暗CO的表面覆盖因子之间的平衡，标准CO-H2转换因子总体上适用，但变化很大。
2012-02-29 astro-ph.GA
Physics and Chemistry on the Surface of Cosmic Dust Grains: A Laboratory View
尘埃颗粒在宇宙环境的物理和化学中起着核心作用。由于它们与恒星辐射的相互作用，它们影响介质的光学和热性质;为化学反应提供表面，这些化学反应负责合成重要部分的关键天文分子;它们是鹅卵石，彗星，小行星，星子和行星的基石。在本文中，我们回顾了物理和化学过程的实验研究，如吸附，解吸，扩散，形成分子的反应，在可靠的宇宙尘埃颗粒类似物的表面上的扩散，半透明，致密的星际云，原恒星信封，行星形成盘，和行星大气的过程。这些实验所揭示的信息应该足够灵活，可以在许多不同的环境中使用。此外，我们提供了一个前瞻性的讨论新的想法，实验方法和研究方向。
2021-05-04 astro-ph.GA physics.chem-ph
3D chemical structure of diffuse turbulent ISM. I. Statistics of the HI-to-H$_2$ transition
我们研究了统计特性的HI到H $_2$过渡中观察到的吸收在当地的扩散和多相ISM，以确定物理过程控制的发生概率的任何视线。湍流扩散ISM使用RAMSES代码建模，其中包括磁流体动力学、气体热演化和H $_2$化学的详细处理。紫外辐射场，平均密度，湍流强迫，积分尺度，磁场和重力对气体分子含量的影响进行了探讨，通过参数研究，涵盖了广泛的物理条件。HI到H $_2$过渡的统计数据通过分析处方进行解释，并使用修改后的和强大的版本的Kolmogorov-Smirnov检验与观察结果进行比较。一个模拟的结果，与观测样本的距离分布卷积，能够解释大多数的统计特性的HI到H $_2$过渡中观察到的本地ISM。最紧密的协议是获得一个中性的扩散气体建模超过200 pc，平均密度为$1-2$厘米$^{-3}$，照明的标准星际紫外辐射场，并搅拌了大规模的压缩湍流强迫。在这种配置中，H和H $_2$的柱密度的2D概率直方图是非常稳定的，并且几乎不受重力、湍流强迫的强度、模拟的分辨率或磁场$B_x$的强度的影响。分辨率的弱影响和我们的分析公式表明，HI的柱密度可能建立在大规模的WNM和CNM结构的密度相关的~20 pc和~10 pc，分别，而那些的H $_2$建立在CNM结构之间的~3 pc和~10 pc。
2020-10-25 astro-ph.GA
Interstellar CN and CH+ in Diffuse Molecular Clouds: 12C/13C Ratios and CN Excitation
我们提出了非常高的信噪比吸收线观测CN和CH+沿13条视线通过弥漫的分子云。检查数据，以提取12 CN/13 CN和12 CH +/13 CH+的精确同位素比，以评估扩散云化学的预测。我们对12 CH +/13 CH+的研究结果证实，如果CH+的形成涉及非热过程，则该比率不会偏离局部星际云中的环境12 C/13 C比率。我们发现，12 CN/13 CN，然而，可以显着分馏远离环境值。在我们的样品中的12 CN/13 CN比率的分散性与最近的12 CO/13 CO调查中发现的相似。对于已经确定两个比率的视线，12 CN/13 CN比率通常以与12 CO/13 CO相反的意义进行分馏。CO的化学分馏是选择性光解和同位素电荷交换之间竞争的结果。12 CN/13 CN和12 CO/13 CO之间的反比关系来自于扩散云核中CN和CO的共存。然而，与CN的同位素电荷交换反应可能会减轻12 CN/13 CN在低12 CO/13 CO比的视线中的增强。对于两条具有高12 CO/13 CO值的视线，我们的结果表明，约50%的碳被锁定在CO中，这与这些视线探测分子云包络的概念是一致的，其中预计将发生从C+到CO的转变。CN转动激发的分析得出T_01（12 CN）的加权平均值为2.754 +/- 0.002 K，这意味着超过宇宙微波背景的温度仅为29 +/- 3 mK。这种适度的过量消除了对电子和中性碰…
2010-12-06 astro-ph.GA
The cosmic ray ionization rate from H3+ observations can be overestimated due to neglect of time-dependent chemistry
Kavli Institute for Theoretical Physics, University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校卡弗里理论物理研究所）；New Mexico Consortium（新墨西哥联盟）；Department of Astronomy, University of Wisconsin–Madison（威斯康星大学麦迪逊分校天文学系）；Department of Physics, University of Texas at El Paso（德克萨斯大学埃尔帕索分校物理学系）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理学研究所）
通过三维磁流体动力学模拟与耦合化学，发现基于稳态假设从H3+观测推断的宇宙线电离率比真实值高约2-5倍，中位数约为3倍，并报告了考虑时间相关化学后的平均电离率。
2026-07-14 astro-ph.GA
Small Molecules, Big Impact: A tale of hydrides past, present, and future
本文综述了氢化物在星际化学中的重要作用，重点介绍含碳氢化物的观测发现与化学谜团，展示这些小分子作为星际介质示踪剂的巨大研究价值。
2023-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Heteronuclear diatomics in diffuse and translucent clouds
弥漫和半透明的分子云充满了银河系盘中的绝大多数星际空间，因此是最典型的星际介质（ISM）对象。现代光学和紫外线光谱观测技术的最新进展导致在这种云的光谱中探测到许多原子和分子来源的特征。杂原子双原子分子的分子光谱。OH，OH+，CH CH+，CN，NH，CO在理解它们居住的环境中的化学和物理条件方面发挥着重要作用。本文回顾了星际分子天文观测的历史。最近的结果的基础上的分子特征的光谱变红，早期型OB-星的视觉和紫外观测和讨论。振转光谱的外观与观察到的过渡的基础上高质量的光谱，也提出了。还介绍并讨论了异核硅藻土柱密度（基于推荐的振子强度）与弥漫星际带（DIB）强度之间的关系。
2013-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Astrochemistry of dust, ice and gas: introduction and overview
简要介绍和概述了尘埃，冰和气体的天体化学及其相互作用，针对非专业人士。通过最近的一些例子说明了临界反应的基础化学物理研究的重要性。这些研究也引发了对化学的新见解，说明了天文学和化学如何相互促进。许多化学在恒星和行星形成的地区，现在被认为是由气体颗粒化学，而不是纯气相化学驱动，并给出了这样的模型的状态的关键讨论。在扩散云和PDR，冷密云，热核，原行星盘和系外行星大气的研究的最新进展进行了总结，无论是简单的和更复杂的分子，与链接到本卷中提出的论文。尽管存在许多挥之不去的不确定性，但天体化学的未来是光明的：新的观测设施有望使我们对气体、冰和尘埃从云层到行星的旅程的理解取得重大进展。
2014-11-19 astro-ph.EP astro-ph.GA
The role of neutral hydrogen in setting the abundances of molecular species in the Milky Way's diffuse interstellar medium. II. Comparison between observations and theoretical models
我们比较了甚大阵列（VLA）和阿雷西博天文台的HI观测和阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）和北方扩展毫米阵列（NOEMA）在漫射（$A_V\lesssim1$）星际介质（ISM）中的HCO $^+$观测与光解区（PDR）化学模型和多相ISM模拟的预测。使用PDR模型的粗网格，我们估计的密度，FUV辐射场，和宇宙射线电离率（CRIR）的HCO $^+$和HI吸收中确定的每个结构。这些结构分为两类。具有$T_s<40~\mathrm{K}$的结构，主要是具有$N(\mathrm{HCO^+})\lesssim10^{12}~\mathrm{cm^{-2}}$的结构，与中等密度、FUV辐射场和CRIR模型一致，这是典型的扩散分子ISM。具有自旋温度$T_s>40~\mathrm{K}$的结构，主要是$N(\mathrm{HCO^+})\gtrsim10^{12}~\mathrm{cm^{-2}}$，与高密度，FUV辐射场和CRIR模型一致，接近大质量恒星形成的环境特征。后者也被发现的方向与热不稳定HI的一个显着的分数。在至少一种情况下，我们排除了PDR模型参数，这表明替代机制（例如，非平衡过程，如湍流耗散和/或激波），以解释观察到的HCO $^+$在这个方向。类似地，虽然我们对湍流、多相ISM的观测和模拟一致认为，HCO $^+$的形成沿着视线与$N(\mathrm{HI})\gt…
2021-12-10 astro-ph.GA
Modelling the non-equilibrium chemistry of the Milky Way's cold nuclear wind
The Australian National University（澳大利亚国立大学）；Università degli Studi di Firenze（佛罗伦萨大学）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）
研究通过建模银河系核风中的冷云化学，发现冷气体可能源自盘状分子云，其失去原子外壳后形成异常大的CO-H2转换因子，表明核流出物可能更重载。
2026-02-14 astro-ph.GA
Tree-based solvers for adaptive mesh refinement code FLASH -- IV: An X-ray radiation scheme to couple discrete and diffuse X-ray emission sources to the thermochemistry of the interstellar medium
本研究针对恒星形成区模拟缺乏耦合X射线辐射的不足，扩展FLASH代码中TreeRay算法推出XrayTheSpot模块，实现多能段点源与弥散源X射线辐射输运及热化学耦合，并通过基准测试和两个科学案例验证了有效性。
2023-04-29 astro-ph.GA astro-ph.IM
HD/H2 as a probe of the roles of gas, dust, light, metallicity and cosmic rays in promoting the growth of molecular hydrogen in the diffuse interstellar medium
我们模拟了最近的观测紫外吸收的HD和\HH \在银河系和阻尼/亚阻尼莱曼α系统在z=0.18和z $>$ 1.7。N（HD）/N（\HH）比率反映HD和\HH的单独自屏蔽以及由氘代化学引入的耦合。局部地，如果从\H 3 \p \和OH \p推断出每个H-核\zetaH $= 2\times 10^{-16}\ps$的宇宙射线电离率，则用$ 16 \pccc \la$ n（H）$\la 128 \pccc $的扩散分子气体解释观测。对N（HD）/N（\HH）的主要影响是宇宙射线电离率，在太阳金属丰度下对n（H）的向下依赖性要弱得多，但尘埃消光可以驱动N（HD）和N（\HH）一样高。在z $>$ 1.7时，N（HD）与银河系相当，但N（\HH）小10倍，N（\HH）/N（H I）也略小。我们的银河系和麦哲伦云的比较表明，较小的\HH /H预计在亚太阳的金属丰度，我们通过建模表明，HD/ \HH \增加与密度在低金属丰度，相反的银河系。HD的观测结果可以用低金属丰度下较高的n（H）来解释，但高z系统在金属丰度为0.04 $\la$ Z $\la$ 2太阳时具有较高的HD/ \HH \。同时，我们跟踪灰尘消光和自屏蔽效应。\HH \向\HH /H $\approx$ 1-10%的突然转变主要发生在自屏蔽中，尽管它受到n（H）$\la 16 \pccc$消光的帮助。低于$\la 32\pcc…
2014-11-18 astro-ph.GA
