Non-Detection of HC$_{11}$N toward TMC-1: Constraining the Chemistry of Large Carbon-Chain Molecules
Bell等人（1997年）报告说，在冷暗云TMC-1中首次探测到氰基多炔HC $_{11}$ N;此后没有任何关于探测到任何来源的报告。氰基多炔和其他碳链分子对TMC-1的额外观察显示了分子大小和柱密度之间的对数线性趋势，并且为了进一步探索驱动这种趋势的潜在化学过程，我们分析了HC $_9$ N和HC $_{11}$ N对TMC-1的GBT观察。虽然我们发现HC $_9$ N柱密度与先前值一致，但未检测到HC $_{11}$ N，我们推导出的柱密度上限显著低于Bell等人报告的值。使用最先进的化学模型，我们研究了柱密度趋势中非线性的可能解释。尽管更新了化学模型，以更好地解释离子-偶极相互作用，我们无法解释HC $_{11}$ N的未检测，我们将其解释为以前未知的碳链化学的证据。我们认为环化反应可能是导致HC $_{11}$ N丰度耗尽的原因，并且这些环化反应的产物应作为候选星际分子进行研究。
2016-09-08 astro-ph.GA
Detection of ethanol, acetone, and propanal in TMC-1: New O-bearing complex organics in cold sources
本研究在冷无恒星核TMC-1中首次探测到三种含氧复杂有机物，结合观测与化学模型揭示了其形成机制，拓展了对恒星形成前冷致密核化学多样性的认知。
2023-03-28 astro-ph.GA
Astrochemical Modeling of Propargyl Radical Chemistry in TMC-1
本文利用NAUTILUS代码和更新化学网络模拟TMC-1中炔丙基自由基化学，将其丰度提高半个数量级但仍低估两个数量级，并证实CN加成到闭壳层烃的高效性，揭示了共振稳定自由基在PAH形成中的重要性。
2023-09-13 astro-ph.GA
Detection of Interstellar HC$_4$NC and an Investigation of Isocyanopolyyne Chemistry under TMC-1 Conditions
本文报道了用绿岸望远镜首次在星际介质中对TMC-1分子云进行的HC $_4$ NC的天文探测，其最小意义为$10.5 σ$。使用MCMC分析，HC $_4$ NC的总柱密度和激发温度分别确定为$3.29^{+8.60}_{-1.20}\times 10^{11}$ cm $^{-2}$和$6.7^{+0.3}_{-0.3}$ K。除HC $_4$ NC外，还可明确检出HCCNC，但未明确检出HC $_6$ NC。我们建议，解离重组的质子化氰基聚炔，HC $_5$ NH $^+$，和质子化异氰酸酯聚炔，HC $_4$ NCH $^+$，是HC $_4$ NC的主要形成机制，而其破坏是由简单离子和原子碳的反应占主导地位。与建议的化学网络，观察到的HC $_4$ NC和HCCNC的丰度再现令人满意。
2020-08-27 astro-ph.GA
The Missing Link of Sulfur Chemistry in TMC-1: The Detection of c-C3H2S from the GOTHAM Survey
本研究通过GOTHAM巡天在TMC-1中探测到环丙烯硫酮（c-C3H2S），补全了C3H2S的3种低能异构体探测，验证了相对偶极原理（RDP）对含硫、含氧同分异构体丰度比的适用性。
2025-01-10 astro-ph.GA
TMC-1: probing the onset of chemical complexity in space
Instituto de Física Fundamental, CSIC（基础物理研究所，西班牙科学理事会）
研究TMC-1中分子检测数量翻倍的成就，总结QUIJOTE观测项目成果，探讨其化学组成及PAHs起源问题。
2026-04-29 astro-ph.GA
TMC-1, the starless core sulfur factory: Discovery of NCS, HCCS, H2CCS, H2CCCS, and C4S and detection of C5S
我们首次在太空中探测到含硫物质NCS、HCCS、H2 CCS、H2 CCCS和C4 S。通过观察每个物种的几条线，发现这些分子朝向TMC-1。我们还报告检测C5 S的第一次在冷云通过观察五条线在31-50 GHz的范围。导出的柱密度为N（NCS）=（7.8 +/- 0.6）e11 cm-2，N（HCCS）=（6.8 +/- 0.6）e11 cm-2，N（H2CCS）=（7.8 +/- 0.8）e11 cm-2，N（H2CCCS）=（3.7 +/- 0.4）e11 cm-2，N（C4S）=（3.8 +/- 0.4）e10 cm-2，N（C5S）=（5.0 +/- 1.0）e10 cm-2。观测到的C3 S和C4 S之间的丰度比为340，也就是说，比CCS和C3 S的相应值大约大100倍。观测结果进行了比较与国家的最先进的化学模型，这是只有部分成功地再现所观察到的丰度。这些发现突出表明，需要改进处理含硫物种的化学网络。
2021-03-23 astro-ph.GA
On Cosmic Ray-Driven Grain Chemistry in Cold Core Models
在本文中，我们提出了初步的结果，说明宇宙射线对固体相化学的TMC-1和几个源的物理条件相同的TMC-1模型，除了假设增强电离率的影响。使用最近的理论，宇宙射线诱导的反应，天体化学模型，我们计算了放射化学产额，称为$G$值，为主要的尘埃颗粒冰地幔成分。我们表明，这种非热化学的列入可以导致复杂的有机分子从简单的冰地幔成分的形成，即使在冷芯条件下。除了丰富冰幔，我们发现，这些新的辐射化学过程可以导致增加的气相丰度，以及，特别是HOCO，NO $_2$，HC $_2$ O，甲酸甲酯（HCOOCH $_3$），和乙醇（CH $_3$ CH $_2$ OH）。这些模型结果意味着HOCO -和可能NO $_2$ -可能在TMC-1中可观察到。未来在寒冷的星际环境中探测到这两种物质中的任何一种都可以为宇宙射线驱动的辐射化学的重要性提供强有力的支持。甲酸甲酯的增加的气相丰度可以与通过其他形成机制（例如纯气相化学和三体表面反应）实现的丰度进行比较。
2018-05-15 astro-ph.GA
The Effects of Molecular Anions on the Chemistry of Dark Clouds
我们研究了分子阴离子化学在伪时间相关的乌云化学模型中的作用。随着富氧元素丰度，阴离子的加入导致TMC-1（CP）中分子丰度的模型结果和观测结果之间的总体一致性略有改善。更重要的是，随着阴离子的加入，我们看到不饱和碳链中性分子的生产效率提高，特别是在CnH，CnH 2和HCN家族的较长成员中。在TMC-1（CP）模型中使用富碳元素丰度与阴离子化学相结合，与在没有阴离子的情况下获得的观测结果一致。
2009-05-06 astro-ph.GA
Discovery of linear propadienone: Study of the chemistry of linear and cyclic H$_2$C$_3$O and H$_2$C$_3$S in TMC-1
研究首次在太空发现线性丙烯酮，并通过理论分析揭示其形成机制与环状异构体的丰度差异。
2025-11-24 astro-ph.GA
A Search for Heterocycles in GOTHAM Observations of TMC-1
我们已经进行了广泛的搜索氮，氧和硫轴承杂环对金牛座分子云1（TMC-1）使用深，宽带厘米波长谱线调查该地区的GOTHAM大型项目的绿岸望远镜。尽管它们在陆地化学中无处不在，并且在来源中确认存在一些环状和多环烃物种，但我们没有发现任何杂环物种存在的证据。在这里，我们报告推导出的上限，这些分子的列密度得到马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）分析，并比较这种方法传统的单线上限测量。我们进一步假设为什么这些分子在我们的数据中不存在，它们如何在星际空间中形成，以及确保它们的检测所需的观测性质。
2022-04-10 astro-ph.GA
Chemical variations across the TMC-1 boundary: molecular tracers from translucent phase to dense phase
研究了Taurus分子云1（TMC-1）从半透明相到致密相的气相和颗粒表面物种的化学演化。通过比较观察结果与最新的化学网络的建模结果，我们研究了碳，氧，氮和硫的物种的转换过程，即从它们的初始原子形式到它们的主要分子储库形式都在气相和颗粒表面上。发现转化过程取决于物种和A $_V$。探索了通过改变O对化学的初始碳与氧元素丰度比（C/O）的影响，并且初始碳元素丰度为2.5 $\times$ 10 $^{-4}$和C/O比为0.5可以最好地再现TMC-1 CP处观察到的大多数分子的丰度，其中已经鉴定了90多个分子。在TMC-1条件下，我们预测了分子云演变过程中颗粒冰成分的变化，在A $_V$ $>$ 4等时，H $_2$ O冰为主要冰成分，A $_V$ $<$ 4等时，CO $_2$冰为主要冰成分，而在A $_V$ 4- 5等时，CO冰严重减少。
2022-03-01 astro-ph.GA
Discovery of HC4NC in TMC-1: A study of the isomers of HC3N, HC5N, and HC7N
本文利用Yebes 40 m射电望远镜对TMC-1和IRC+10216中的氰基多炔异构体HC_3 N、HC_5 N和HC_7 N进行了研究。这项研究使我们能够报告的检测，首次在太空中，HCCCCNC在TMC-1，并给出上限HC 6 NC在同一来源。此外，HCCNC和HNCCC的氘代同位素体以及HCCNC的所有13 C取代也首次在太空中被检测到。在TMC-1和IRC+10216中，HC 3 N和HC 5 N及其异构体的丰度比非常不同，即N（HC 5 N）/N（HC 4 NC）分别为300和>2100。我们讨论了化学的亚稳异构体的氰基多炔最有可能的形成途径，并通过比较不同来源之间的观测丰度比。
2020-09-16 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
Cumulene carbenes in TMC-1: Astronomical discovery of $l$-H$_2$C$_5$
我们报告了在空间中首次探测到的累积多烯碳链$l$ -H $_2$ C $_5$ .使用Yebes 40米射电望远镜在31.0-50.4 GHz范围内探测到TMC-1的11个转动跃迁，其中$J_{up}$ = 7-10，$K_a$ = 0和1。我们推导出（1.8 $\pm$ 0.5）$\times$ 10 $^{10}$ cm $^{-2}$的柱密度。此外，我们报告的其他cumulene卡宾以前在TMC-1中检测到的观察，比较它们的丰度与新检测到的cumulene卡宾链。我们发现$l$-H $_2$ C $_5$的丰度比较大的累积烯卡宾$l$-H $_2$ C $_6$低$\sim$ 4.0倍，而它的丰度比较短链的$l$-H $_2$ C $_3$和$l$-H $_2$ C $_4$低$\sim$ 300倍和$\sim$ 500倍.我们讨论了TMC-1中这些累积多烯最可能的气相化学途径，并强调需要化学动力学研究能够区分不同的异构体，以阐明C $_n$ H $_2$异构体与$n$ \，$>$\，3的化学。
2021-06-01 astro-ph.GA
On the reservoir of sulphur in dark clouds : chemistry and elemental abundance reconciled
含硫物质经常被用来探测星际介质中恒星形成区域的物理结构，但人们对这些区域中硫的化学性质仍然知之甚少。在乌云中，硫应该以一种形式耗尽，尽管已经进行了大量的观察和化学模拟研究，但这种形式仍然未知。为了提高硫化学建模，我们提出了一个增强的硫化学网络使用实验和理论文献。我们使用不同的元素硫丰度的乌云条件下的三相气体颗粒化学模型的输出上的更新网络的效果进行测试。更具体地说，我们把我们的研究重点放在主要的硫水库，以及模型预测和观测到的乌云TMC-1（CP）的丰度之间的协议。我们的研究结果表明，根据观测到的云的年龄，水库的硫可能是原子硫的气相或HS和H2S在冰冷的颗粒块。我们还报告了第一个化学模型，能够再现观测到的含硫物种在TMC-1（CP）的丰度作为元素丰度的硫的宇宙值。
2017-04-05 astro-ph.GA
Ubiquitous Aromatic Carbon Chemistry at the Earliest Stages of Star Formation
苯甲腈（$c$ -C $_6$ H $_5$ CN）是苯（$c$ -C $_6$ H $_6$ }）的极性替代物，有可能作为芳香族化学的非常方便的无线电探针，前提是这个环可以在富含分子的星前云TMC-1之外的其他天文来源中找到，McGuire等人在2018年首次报道。在这里，我们提出了苯甲腈的射电天文学证据，在四个额外的前恒星，可能是原恒星，来源：巨蛇座1A，巨蛇座1B，巨蛇座2，和MC 27/L1521 F。这些发现表明苯甲腈并不是TMC-1所独有的;相反，芳香族化学似乎在恒星形成的早期阶段普遍存在，可能至少持续到原恒星的最初形成。苯甲腈的丰度远远超过了模型的预测，这些模型很好地再现了碳链的丰度，例如HC $_7$ N，一种具有相同重原子的氰基聚炔，这表明在原始来源中负责平面碳结构（与线性碳结构相反）的化学是有利的，但尚未得到很好的理解。苯甲腈相对于碳链分子的丰度在金牛座和巨蛇座云的来源之间显示出相当大的变化，这意味着云本身的物理条件和初始元素库的重要性。
2020-09-28 astro-ph.GA
Laboratory and astronomical discovery of cyanothioketene, NCCHCS, in the cold starless core TMC-1
本文通过实验室微波谱表征并结合 QUIJOTE 巡天数据，首次在冷无星核 TMC-1 中探测到氰基硫代乙烯酮 NCCHCS，并通过化学模拟提出其可能由 CCN + H2CS 和 CN + H2CCS 等中性-中性反应生成，揭示了含硫氰基衍生物化学的优势。
2024-05-03 astro-ph.GA
Analysis of the isotopologues of CS, CCS, CCCS, HCS+, HCCS+, and H2CS in TMC-1 with the QUIJOTE line survey
利用QUIJOTE巡天和射电望远镜观测，首次在TMC-1星际空间探测到多种含硫分子同位素体，通过辐射传输建模分析了CnS族的柱密度与丰度比，发现部分13C同位素体存在丰度异常而S同位素体符合太阳丰度比。
2025-09-17 astro-ph.GA
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
Discovery of allenyl acetylene, H2CCCHCCH, in TMC-1. A study of the isomers of C5H4
通过对19条谱线的观测，我们在TMC-1中发现了丙二烯基乙炔（H2 CCCHCCH），谱线的信噪比为信噪比4-15。对于这个物种，我们推导出的旋转温度为7 +/- 1 K和柱密度为（1.2 +/- 0.2）e13 cm-2。该分子的另一个众所周知的异构体甲基二乙炔（CH 3C 4 H）也被观察到，我们推导出类似的旋转温度，Trot = 7.0 +/- 0.3 K，其两种状态（A和E）的柱密度为（6.5 +/- 0.3）e12 cm-2。因此，丙二烯基乙炔和甲基丁二炔具有相似的丰度。值得注意的是，它们的丰度接近乙烯基乙炔（CH 2CHCCH）。我们还搜索了C5 H4的另一种异构体HCCCH 2CCH（1.4-丙炔），但只能确定柱密度的3 σ上限为2.5e12 cm-2。这些结果已与TMC-1的最新化学模型进行了比较，表明这些烃在其化学中的重要作用。通过对TMC-1中观测到的跃迁频率和实验数据的拟合，改进了联烯基乙炔的转动参数。
2021-03-01 astro-ph.GA
A study of C4H3N isomers in TMC-1: line by line detection of HCCCH2CN
我们目前的Yebes 40米望远镜观测的三个最稳定的C4 H3 N异构体对TMC-1的氰基多炔峰。我们已经检测到13个转换从CH_3C_3 N（A和E物种），16条线从CH_2CCHCN，和27条线（a型和b型）从HCCCH_2CN。因此，我们提供了一个强大的确认HCCCH 2CN和CH 2CCHCN在太空中的检测。我们已经构建了三个物种的旋转图，并获得了4-8 K之间的旋转温度和类似的柱密度的三个异构体，在范围（1.5-3）e 12 cm-2。我们的化学模型提供的丰度的顺序观察到的，虽然它高估了丰富的CH 3CCCN和低估的HCCCH 2CN。所观察到的三种异构体的丰度的相似性表明了一个共同的起源，最有可能涉及自由基CN与不饱和烃甲基乙炔和丙二烯的反应。需要对低温下的反应动力学进行研究，并在不同的天文来源中对这些分子进行进一步的观测，以便清楚地了解空间中C4 H3 N异构体的化学性质。
2021-01-21 astro-ph.GA
Discovery of HCCCH2CCH in TMC-1 with the QUIJOTE line survey
本研究通过QUIJOTE谱线巡天在TMC-1中首次探测到1,4-戊二炔，推导了其转动温度与柱密度，结合计算化学分析C5H4异构体能量，并验证了相关物种丰度与化学模型生成反应分支比的一致性。
2024-07-10 astro-ph.GA
Discovery of Interstellar 2-Cyanoindene (2-C$_9$H$_7$CN) in GOTHAM Observations of TMC-1
我们目前的实验室旋转光谱的五个异构体的氰基茚（2-，4-，5-，6-和7-氰基茚）使用腔傅里叶变换微波光谱仪工作在6-40 GHz之间。基于这些测量，我们报告的检测2-氰基茚（1 H-茚-2-腈; 2-C $_9$ H $_7$ CN）的暗分子云TMC-1使用绿岸望远镜在厘米波长的GOTHAM线巡天观测。使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC），光谱叠加和匹配滤波技术的组合，我们发现证据的存在下，这种分子在6.3 $σ$水平。这提供了第一次直接观察氰基取代的多环芳烃（PAH）与其纯烃对应物（在这种情况下为茚）在同一来源中的比例。我们讨论了这种物质的可能形成化学，包括为什么我们只检测到TMC-1的异构体之一。然后，我们研究了整个碳氢化合物：CN取代的比例在这个和其他简单的物种，以及比较这些比例预测的天体化学模型。我们的结论是，虽然天体化学模型还没有足够准确地再现绝对丰度的这些物种，他们做了很好的预测碳氢化合物的比例：CN取代的物种，进一步固化-CN标记的物种作为他们的完全对称的同行的优秀代理。
2022-09-14 astro-ph.GA
Deep K-band observations of TMC-1 with the Green Bank Telescope: Detection of HC7O, non-detection of HC11N, and a search for new organic molecules
100米Robert C.伯德格林班克望远镜K波段接收器被用来对冷星际介质中复杂有机分子朝向TMC-1（氰基聚炔峰）的旋转发射谱线进行高灵敏度搜索，重点是识别新的含碳链物种以及可能与生命起源有关的分子。我们报告的碳链氧化物物种HC $_7$ O的检测和推导出$(7.8\pm0.9)\times10^{11}$ ~cm $^{-2}$的柱密度。理论上，这种物质是由于氧原子和C $_7$ H $^-$之间的缔合电子脱离反应和/或C $_6$ H $_2$ $^+$与CO的反应（随后是解离电子复合）而形成的。给出了相关HC $_6$ O、C $_6$ O和C $_7$ O分子的上限。此外，我们首次检测到HC $_7$ N的单个$^{13}$ C同位素体的发射，并推导出丰度比HC $_7$ N/HCCC $^{13}$ CCCCN = $110\pm16$和HC $_7$ N/HCCC $^{13}$ CCCN = $96\pm 11$，表明相对于60-70的局部星际元素$^{12}$ C/ $^{13}$ C比，该物种中的显著$^{13}$ C耗尽。观察到的光谱区域覆盖HC $_{11}$ N的两个跃迁，但未检测到该物质的发射，相应的色谱柱密度上限为$7.4\times10^{10}$ cm $^{-2}$（95%置信度）。这显著低于Bell et al.（1997）先前声明的$2.8\…
2017-10-27 astro-ph.GA
Phosphorous chemistry in the shocked region L1157 B1
我们研究了含磷物种在一维C激波模型中的演化。我们发现，含磷物种的丰度敏感地依赖于气相中的P元素丰度和激波前气体中的N原子丰度。在激波速度v= 20 km s-1、激波前密度n（H2）=10^4 - 10^5的C激波模型中，如果气相中P的元素丰度为10^-9，激波前气体中N原子丰度为n（N）/nH - 10^-5，则可以再现观测到的PN丰度和未探测到PO的情况。我们还发现，P-化学是敏感的O-和N-化学，因为N原子被破坏，主要是由OH和NO。我们确定的O-轴承和N-轴承物种的反应，显着影响P化学。
2012-10-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sulfur Chemistry in L1157-B1
硫在稠密云层中的主要载体，在那里它从气相中耗尽，仍然是一个谜。年轻分子外流中的冲击波破坏了冰幔，使我们能够直接探测喷射到气相中的物质。作为IRAM-30 m大型计划ASAI的一部分，对L1157-B1（沿原恒星外流的激波区）的含硫物质进行了综合研究。该数据集包含超过100行CCS、H $_2$ CS、OCS、SO、SO $_2$和同位素体。这些观测结果，补充了以前的研究含硫物种在该地区。测量了这些物种的柱密度和丰度分数，这些物种占该地区宇宙硫丰度的10%。还介绍了来自观测的气体性质，表明含硫物种在该地区的各种不同的气体条件下跟踪。
2019-05-30 astro-ph.GA
Complex organic molecules in the Galactic Centre: the N-bearing family
本文利用GBT和IRAM 30 $\,$望远镜对银河系中心静止巨分子云（G+0.693）进行了无偏谱线巡天。我们的研究突出了一个非常丰富的有机库存的大量氮（N）轴承物种的来源没有恒星形成的签名。我们报告检测到17个含氮物种在这个来源，其中8个是复杂的有机分子（COM）。在不同的银河系和河外环境中，相对于H $_2$的导出丰度的比较。我们的结论是，在这个源的独特的化学很可能是由低速冲击与X射线/宇宙射线也发挥了重要作用的化学。像以前的研究结果为O-轴承分子，我们的结果为N-轴承的物种表明更有效的氢化这些物种的尘埃颗粒在G+0.693比在银河系盘的热核，作为一个结果的低尘埃温度加上高能加工的X-射线/宇宙射线辐射在GC。
2018-05-30 astro-ph.GA
Phosphorus-bearing molecules in the Galactic Center
磷（P）是生命的必需元素之一，因为它在生物化学过程中起着核心作用。最近的研究表明，含磷分子（特别是PN和PO）存在于恒星形成区域，尽管它们的形成途径仍然知之甚少。在这封信中，我们报告了对位于银河系中心的七个分子云的PN和PO观测，这些分子云具有不同类型的化学特征。PN在七个来源中的五个中被检测到，其化学被认为是冲击主导的。PN未检测到的两个源对应于暴露于强UV/X射线/宇宙射线辐射的云。PO仅在G+0.693 $-$ 0.03附近被检测到，PO/PN丰度比为$\sim$ 1.5。结果表明，含磷分子可能是在冲击气体中由尘埃粒子溅射形成的，而被强烈的紫外/X射线/宇宙射线辐射破坏。
2017-12-19 astro-ph.GA
Discovery of H$_2$CCCH$^+$ in TMC-1
研究通过实验室光谱测量与 Yebes 40 m、IRAM 30 m 望远镜观测，在 TMC-1 中首次探测到分子离子 H$_2$CCCH$^+$，并结合化学模型揭示其柱密度与含 C$_3$ 物种化学。
2023-07-04 astro-ph.GA physics.chem-ph
Observations of phosphorus-bearing molecules in the interstellar medium
本综述总结了星际介质中含磷分子的射电与红外观测成果，指出PN、PO和PH3等物种的分布与化学途径，并强调未来多手段协同研究对揭示太空磷载体及前生命化学的重要意义。
2024-07-26 astro-ph.GA
Bottlenecks to interstellar sulfur chemistry: Sulfur-bearing hydrides in UV-illuminated gas and grains
氢化物分子是星际化学的基础，但硫化氢化物的合成却知之甚少。受Orion Bar PDR -1“分辨率ALMA SH+图像的新观测; IRAM 30 m H2S，H2 S34和H2 S33的探测; H3 S+（上限）;以及SH -的SOFIA观测的启发，我们对含硫硫化物的化学进行了系统的研究。我们使用耦合激发，辐射转移以及化学形成和破坏模型来确定它们的柱密度。我们修改了一些关键的气相反应，导致其化学合成。这包括从头计算的振动态相关的反应SH+ + H2 <->H2S+ + H和S + H2 <->SH + H。我们发现，紫外泵浦的H2（v>1）与S+的反应解释了在高热压气体组分（P_th~10^8 cm^-3 K）中SH+的存在，该气体组分靠近H2解离前沿。然而，随后SH+、H2S+和S与振动激发的H2发生的夺氢反应，最终无法解释观测到的H2S柱密度（约为2.5x10^14 cm^-2，邻位与对位之比为2.9+/-0.3）。为了克服这些瓶颈，我们建立了PDR模型，其中包括一个简单的网络，导致固体H2S（S-H2S）的形成的粮食表面反应。最近的研究表明，S和SH的吸附结合能较高，这意味着S原子吸附在颗粒上（并形成s-H2S）在较温暖的尘埃温度和更接近紫外线照射的分子云的边缘。光脱附和化学脱附（在较小程度上）产生大致相同的H2S柱密度（几个10 ^14 cm-^2）和丰度峰（几个1…
2021-02-11 astro-ph.GA
Ice origins of OCS and chemistry of CS2-bearing ice mantles
本研究通过高能处理同位素标记冰样品，评估了星际冰中OCS形成的两种途径，发现CS+O途径更有利且高温下贡献增加，还探索了含CS₂冰的化学性质，为理解星际硫化学及失踪硫提供了新依据。
2024-10-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS) I. The prototypical dark cloud TMC 1
GEMS是IRAM的一个30米大型计划，其目的是确定一组原型恒星形成区域的元素耗尽和电离分数。本文介绍了原型暗云TMC 1的第一个结果。用IRAM 30米望远镜进行了广泛的毫米波观测（3毫米和2毫米）和40米Yebes望远镜（1.3cm和7 mm）以确定在三个切口中CO、HCO+、HCN、CS、SO、HCS+和N2 H+的丰度分数，所述三个切口在众所周知的位置TMC 1-CP、TMC 1-NH 3和TMC 1-C处与致密细丝相交，消光范围从Av~3到~ 20等。可以区分具有不同化学性质的两个相：i）半透明的包层，分子氢密度为（1-5）x10 $^3$ cm $^{-3}$ ;和ii）致密相，位于Av> 10 mag，分子氢密度>10 $^4$ cm $^{-3}$。观测和模拟结果表明，气相中C和O的丰度沿C+/C/CO过渡区逐渐降低，其中C/H~ 8 × 10 $^{-5}$和C/O~0.8-1，直到在Av~10 mag.这是一致的颗粒温度低于CO蒸发温度在这个区域的开始的致密相。在硫的情况下，在半透明阶段之前，我们估计S/H~（0.4 - 2.2）x10 $^{-6}$，丰度比太阳值低约7-40倍。在厚的冰幔形成期间，必须存在第二次强烈的亏损，以达到在致密冷核中测量的S/H值（S/H~ 8 × 10 $^{-8}$）。基于我们的化学模拟，我们将半透明云中的$ζ_{\rm H_2}…
2019-03-07 astro-ph.GA
The chemistry of phosphorus-bearing molecules under energetic phenomena
几十年来，对星际介质中含磷分子的探测仅限于高质量恒星形成区（如SgrB 2和猎户座KL）和演化恒星的拱星包层。然而，最近的高灵敏度观测显示，像PN和PO这样的分子不仅存在于冷的大质量核心和PO/PN比>1的低质量恒星形成区，而且还存在于银河系中心的巨型分子云中，这些分子云暴露在高能量的现象中，如强烈的紫外辐射场、冲击波和宇宙射线。在本文中，我们进行了全面的研究，磷轴承分子的化学在不同的天体物理环境，其中包括一系列的物理条件（冷分子暗云，暖云，热核心/热corino），并暴露于不同的物理过程和高能现象（原恒星加热，冲击波，强烈的紫外线辐射和宇宙射线）。我们展示了如何测量的PO/PN比（在例如热分子核中>1，或在UV强烈照射的环境中<1）可以提供对源的物理条件和能量处理的约束。我们认为，P + OH --> PO + H反应可能是激波中一种有效的气相PO生成途径。我们的建模提供了一个模板，研究P-轴承物种的可探测性，不仅在我们自己的银河系的地区，而且在河外来源。
2018-06-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemistry in disks. XI. Sulfur-bearing species as tracers of protoplanetary disk physics and chemistry: the DM Tau case
上下文在星际介质和彗星中观察到几种含硫分子，与迄今为止只检测到CS，H $_2$ CS和SO的原行星盘形成强烈对比。目的。我们结合观测和化学模型来限制DM Tau原行星盘中硫的丰度及其对物理和化学条件的敏感性。方法.我们在CS、SO、SO $_2$、OCS、CCS、H $_2$ CS和H $_2$ S系中获得了带4和带6中DM Tau的$0.5^{"}$ ALMA观察，实现了$\sim 5$ mJy灵敏度。使用非LTE的辐射传输程序RADEX和正演模拟工具ESTFIT，磁盘平均CS柱密度和上限的其他物种的推导。结果仅检测到CS，衍生柱密度为$\sim 2-6 \times 10^{12}$ cm $^{-2}$。我们报告了第一次尝试检测SO $_2$在DM Tau。对于其他含S物质，上限范围在$\sim 10^{11}$和$10^{14}$ cm $^{-2}$之间。与这些值匹配的最佳拟合化学模型要求在$r \sim 50-100$ au下气相C/O比> 1。与化学建模，我们表明，含硫物种可以是强大的示踪剂的气相C/O比，表面反应速率，晶粒尺寸和紫外强度。结论.在DM Tau中没有检测到CS以外的各种含硫分子，这意味着气相中缺乏活性硫，要么是通过有效的冻结，要么是因为大多数元素硫都存在于其他大物种中，如彗星中所发现的。推测出的高CS/SO和CS/SO $_2$比值要求非太阳能的C/…
2018-06-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Organic chemistry in the H2-bearing, CO-rich interstellar ice layer at temperatures relevant to dense cloud interiors
本研究通过在4-15 K下用2 keV电子辐照CO:15N2:H2冰样品，发现富CO星际冰层中困住的H2分子在能量处理下能生成甲醛、乙烯酮等复杂有机分子，为ISM最冷区域的COMs形成提供了额外贡献。
2024-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemistry of Dark Molecular Clouds
University of Tokyo（东京大学）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（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国家科学研究委员会联合）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）
研究通过对TMC - 1 CP等的分子线调查扩充星际分子清单，探讨其形成途径，利用示踪剂探测物理条件，借助JWST研究冰化学，发现TMC - 1 CP和L1544是代表性实验室，扩展发现对理解星际化学调节云到恒星行星路径至关重要。
2026-07-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Sulfur-bearing molecules in a sample of early star-forming cores
本文利用ALMA档案数据分析37个早期致密核中多种含硫分子的谱线、柱密度与丰度，揭示其随温度变化及相关性，并区分不同分子所处气体环境。
2024-11-01 astro-ph.GA
Explaining the Chemical Inventory of Orion KL through Machine Learning
本文将 Lee 等用于 TMC-1 的回归机器学习方法扩展到结构和化学更复杂的大质量恒星形成区 Orion KL，以再现 XCLASS 拟合所得分子柱密度。
2023-09-25 astro-ph.GA
CN and CCH derivatives of ethylene and ethane: Confirmation of the detection of CH$_3$CH$_2$CCH in TMC-1
本研究利用QUIJOTE谱线巡天确认TMC-1中存在CH$_3$CH$_2$CCH，测定了多种乙烯、乙烷衍生物的丰度比及碳同位素比值，修正了CH$_2$CHCN的$b$型偶极矩，并用气相反应化学模型解释了观测丰度。
2024-04-11 astro-ph.GA
Investigating the hot molecular core, G10.47+0.03: A pit of nitrogen-bearing complex organic molecules
最近的观测表明，含氮的复杂有机物种大量存在于恒星形成区。因此，研究热分子核心（如G10.47+0.03）中的含氮物质对于理解恒星形成区域的分子复杂性至关重要。它们还使我们能够研究化学和物理过程，这些过程决定了恒星形成区源的结构和化学演化过程中的许多阶段。研究了热核G10.47+0.03中含氮复杂有机分子的空间分布和化学演化状态。我们使用了热分子核心G10.47+0.03的ALMA档案数据。假设LTE，分析提取的光谱。此外，稳健的方法，如MCMC和旋转图的方法被实施的分子，其中多个转换被确定为约束的温度和柱密度。最后，我们使用Nautilus气体颗粒代码来模拟热分子核心中的氮化学。我们进行了0D和1D模拟的源，并与观测结果进行了比较。我们报告了含氮物种（NH_2CN，HC_3N，HC_5N，C_2H_3CN，C_2H_5CN和H_2NCH_2CN）的各种跃迁以及它们的一些同位素体和异构体。此外，我们还报道了CH_3CCH及其同位素的鉴定。来自乙烯基氰，乙基氰，氰基乙炔和氰胺的排放是紧凑的，这可以用我们的天体化学模型来解释。我们的0D模型表明，某些含氮分子的化学性质对初始局部条件（如密度或尘埃温度）非常敏感。在我们的一维模型中，模拟的HCN，HC3N和HC5N等物质的丰度更高，朝向源的内壳证实了观测结果。
2022-11-06 astro-ph.GA
Discovery of interstellar isocyanogen (CNCN): further evidence that dicyanopolyynes are abundant in space
人们认为，二氰基多炔可能是潜在的丰富的星际分子，虽然它们缺乏偶极矩，使其不可能通过射电天文学技术检测到它们。最近，这个化学家族中最简单的成员氰（NCCN）首次在星际空间中通过探测其质子化形式对稠密的云层L483和TMC-1进行了间接探测。在这里，我们提出了第二个坚定的证据NCCN在星际空间中的存在，即检测的亚稳态和极性异构体异氰（CNCN）。这个物种已经在L483中被发现，并在TMC-1中通过使用IRAM 30米望远镜在3毫米波段观察各种旋转跃迁而被初步确定。我们推导出L483中CNCN的束平均柱密度为1.6e12 cm-2，TMC-1中为9 e11 cm-2，这意味着相对于H2的丰度在（5-9）e-11范围内。虽然NCCN在星际云中的存在似乎是毫无疑问的，由于NCCNH+和CNCN的检测，对其丰度的严格限制仍然受到NCCN与NCCNH+，特别是与CNCN的化学联系的知识不足的阻碍。我们估计NCCN可能相当丰富，相对于H2在1 e-9 - 1 e-7的范围内，如其他丰富的腈如HCN和HC 3 N。
2018-06-27 astro-ph.GA
Evolution of Chemistry in the envelope of HOt corinoS (ECHOS). III. Sulphur chemistry in the Class 0 objects HH 212 and NGC 1333 IRAS 4A
Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心）；Departamento de Física de la Tierra y Astrofísica, Facultad de Ciencias Físicas, Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学物理科学学院地球与天体物理学系）；Observatorio Astronómico Nacional (OAN)（国家天文台）；European Space Agency (ESA), European Space Astronomy Centre (ESAC)（欧洲空间局欧洲航天天文中心）；Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)（加那利群岛天体物理研究所）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna（拉帕尔马大学天体物理学系）
通过观测和化学模型，研究Class 0天体HH 212和NGC 1333 IRAS 4A中的硫化学，发现硫化物可作为从星前到原恒星阶段转变的演化示踪物，其中含氧硫化物在演化源中更丰富，但硫耗散程度与无星核相似。
2026-07-02 astro-ph.GA
Modeling the UV-photon irradiation of CS$_2$-bearing ices in the laboratory with the pyRate gas-grain astrochemical code. New insights into the missing sulfur problem
Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Centro de Astrobiología (CSIC-INTA)（天体生物学中心（西班牙国家科学技术研究委员会-国家航空航天技术研究所））
利用 pyRate 天体化学模型模拟实验室中 CO$_2$:CS$_2$ 冰的真空紫外光子辐照，发现非扩散化学对生成实验观测到的含硫物种至关重要，但模型高估了 OCS、CS、SO，低估了 SO$_2$ 和硫同素异形体，揭示了理论与实验的互补性。
2026-05-05 astro-ph.GA
CoCCoA: Complex Chemistry in hot Cores with ALMA. Selected oxygen-bearing species
利用ALMA的CoCCoA巡天测量14个大质量原恒星中6种含氧复杂有机分子相对甲醇的柱密度比，发现其与低质量样本比值相当，表明这些分子主要在恒星形成早期冰幔中形成。
2023-08-04 astro-ph.GA
Exploring the chemistry induced by energetic processing of the H2-bearing, CO-rich apolar ice layer
尘埃颗粒表面的星际冰幔被认为具有双层结构，富含H2O的极性层被富含CO的非极性层覆盖，该层可能含有H2和其他挥发物，如N2。在这项工作中，我们探讨了化学诱导的2千电子伏的电子和Ly-alpha光子在H2：CO：15 N2冰类似物的CO丰富的层时，暴露于类似的能量密度从宇宙射线诱导的次级电子和紫外光子在典型的密集云的寿命。在2keV电子辐照下，共鉴定出6种产物：CO2、C2 O（和其它碳链氧化物）、CH 4、H2 CO、H2 C2 O和H15 NCO。总产物丰度对应于暴露于电子辐照的初始CO分子的5-10%。Ly-alpha光子照射提供了1-2个数量级的低产量，具有相似的产物分支比，这可能是由于冰样品在该波长下的低UV-光子吸收截面。形成额外的含氮物种，即C215 N2和15 NH3，只观察到在没有H2和CO分子，分别，表明反应物来自H2和CO分子优先相互反应，而不是与15 N2及其解离产物。总之，冰化学引起的高能处理的CO丰富的非极性冰层提供了替代的形成途径，在星际介质中检测到的几个物种，包括一些有关的复杂的有机分子化学。进一步量化这些途径将有助于天体化学模型，以限制其相对贡献的星际预算，特别是，有机物种H2 CO和HNCO。
2020-09-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Discovery of interstellar 1-cyanopyrene: a four-ring polycyclic aromatic hydrocarbon in TMC-1
本研究使用100米Green Bank Telescope在致密云TMC-1中发现了4环多环芳烃1-氰芘，其丰度表明芘占星际介质碳预算的0.03-0.3%，揭示了PAHs的冷分子云起源及其对行星系统碳供应的贡献。
2024-10-04 astro-ph.GA
Digging into the Massive Protostar S255IR NIRS3: A Study of Nitrogen-Bearing Molecules and Their Prebiotic Chemistry
S. N. Bose National Centre for Basic Sciences（S.N. 玻色基础科学国家中心）；Midnapore City College（金奈浦城市学院）；Dinabandhu Andrews Institute of Technology and Management（迪南德胡·安德鲁斯技术与管理学院）；Sidho Kanho Birsha University（西多·坎霍·比尔沙大学）
利用ALMA波段4观测，识别了S255IR NIRS3中多种含氮分子的转动发射线，通过LTE谱线建模导出柱密度和激发温度，并讨论了其形成路径。
2026-05-26 astro-ph.GA physics.chem-ph
Ionization fraction and the enhanced sulfur chemistry in Barnard 1
Barnard B1 b是从化学和动力学的角度来看最有趣的球状体之一。它呈现出丰富的分子化学，其特征在于大量的氘代和复杂的分子。此外，它还拥有一个非常年轻的0级天体和一个第一流体静力核心（FHSC）的候选天体。我们的目标是确定这个极其年轻的恒星形成区的宇宙射线电离率和耗尽因子。作为IRAM大型计划ASAI的一部分，我们使用Pico Veleta（西班牙）的IRAM 30米望远镜对Barnard 1b进行了光谱调查。这提供了一个非常完整的库存中性和离子C-，N-和S-轴承物种，据我们所知，第一次安全检测的氘离子DCS+和DOCO+。我们使用了最先进的伪时间依赖的气相化学模型来确定宇宙射线电离率和损耗因子的值。观察数据与3E-17 s $^{-1}$和1 E-16 s $^{-1}$之间的$ζ_{H_2}$拟合良好。据估计，C和O的元素消耗约为10，N约为1，S约为25。巴纳德B1 b提出了类似的碳和O的消耗比那些在前恒星核心测量。硫的消耗高于C和O，但不像冷堆芯那样极端。事实上，它类似于在一些双极流出，热芯和光子主导的区域中发现的值。几个方案进行了讨论，以占这些特殊的丰度。我们建议，这是初始条件（重要的外流和增强的紫外线领域的环境）和快速崩溃（~0.1万年），允许保持最S-和N-轴承物种在气相中的大光学深度的后果。与B1 b-S相关的致密外流与周围物质的相互作用也可以增加含S分子的丰…
2016-05-27 astro-ph.GA
Tracing the sulfur depletion in starless and pre-stellar cores
Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理学研究所）
研究无恒星和预恒星核心中硫的耗竭现象，通过测量硫bearing分子的丰度及其与核心演化和环境影响的关系，揭示硫化学的复杂性。
2026-05-13 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
Adsorption energies of carbon, nitrogen, and oxygen atoms on the low-temperature amorphous water ice: A systematic estimation from quantum chemistry calculations
本文提出了一个新的计算模型来估算低温无定形水冰的原子和分子吸附能，并基于量子化学计算给出了碳（3 P）、氮（4S）和氧（3 P）原子的吸附能。碳、氮、氧的吸附能分别为14100 ± 420 K、400 ± 30 K和1440 ± 160 K。氧的吸附能与实验报道值吻合较好。我们发现氮原子的结合是纯粹的物理吸附，而碳原子的结合是化学吸附，其中与水分子的O原子形成化学键。氧原子的吸附具有物理吸附和化学吸附的双重性质。碳原子的化学吸附也意味着进一步的化学反应产生带有C-O键的分子的可能性，而它可能会通过碳原子的连续氢化阻碍甲烷在水冰上的形成。这将对星际环境中碳物种的化学演化产生重大影响。我们还研究了新计算的吸附能对冷致密分子云的化学成分的影响与援助的气体-冰天体化学模拟。我们发现，主要含氮分子，如N2和NH3的丰度，显着改变通过应用计算的吸附能，因为氮原子可以热扩散的表面上，即使在10 K。
2018-01-26 astro-ph.GA
Nitrogen hydrides in the cold envelope of IRAS16293-2422
氮是宇宙中第五丰富的元素，但含氮物质的气相化学仍然知之甚少。氮氧化物是氮化学的关键分子。它们的丰度比对含氮分子的产生途径和反应速率有很强的限制。我们用外差光谱仪HIFI对0类原恒星IRAS 16293 -2422进行了高光谱分辨率的观测，覆盖了0.48 ~ 1.78THz的大部分频率范围。氨基自由基o-NH 2的超精细结构被解析，并在对原恒星连续谱的吸收中被看到。在吸收中还观察到氨从1.2到1.8~THz的几个跃迁。这些线条描绘了原恒星的低密度外壳。估计每种氢化物的柱密度和丰度。我们发现NH：NH 2：NH3=5：1：300。{Dark云化学模型预测NH 2和NH3的稳态丰度与目前的观测结果相当一致，而即使使用更新的动力学速率，NH的稳态丰度仍被低估了一个数量级以上。在采用非均质过程之前，有必要对暗云条件下的氮气相化学进行额外的模拟。
2010-09-06 astro-ph.GA
