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
The organic chemistry in the innermost, infalling envelope of the Class 0 protostar L483
内容：0类和I类天体的原恒星包层、外流和大尺度化学已经得到了很好的研究，但是尽管以前的工作已经暗示或发现了一些0类阶段的开普勒盘，但它们在这个早期阶段的存在是否是正常的还有待观察。同样地，虽然在一些0级天体中检测到了复杂的有机物，但它们的分布是未知的，因为它们可能存在于包层最热的部分，在新兴的盘本身或原恒星系统的其他组成部分，例如与流出有关的冲击区域。目的：在这项工作中，我们的目标是解决两个相关的问题，关于原恒星：当旋转支持磁盘形成周围深深嵌入的原恒星和复杂的有机分子居住在这样的对象。研究方法：利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）波段7的第1周和第3周的高角分辨率观测了深埋的原恒星L483，角分辨率可达$\sim$ ~0.1 $^{\prime\prime}$（20 au）。结果如下：我们发现CS~ $J=7$- $6$和H $^{13}$ CN~ $J=4$ -$3$的运动学在角动量守恒条件下最适合于用下落速度剖面而不是开普勒剖面来拟合.观测到的复杂有机物的空间范围与估计的包层冰升华半径在$\sim$ ~50~au处一致，表明复杂有机物存在于L483的热科里诺中。结论：我们发现L483在半径至少为$15$ ~au的范围内不存在开普勒盘。相反，L483最里面的区域正在经历旋转坍缩。这一结果突出表明，一些0类天体只包含非常小的盘，或者根本没有盘，复杂的有机化学发生在包层的热c…
2019-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical modelling of dust-gas chemistry within AGB outflows III. Photoprocessing of the ice and return to the ISM
为了解释尘埃在星际介质（ISM）中的性质，一个难熔的有机地幔的存在是必要的。AGB星的外流是ISM中恒星尘埃的主要贡献者之一。我们提出了第一个研究的难熔有机贡献的AGB星的ISM。在实验室实验的基础上，我们在扩展的化学动力学模型中加入了一个新的反应：将挥发性复杂冰光处理成惰性难熔有机材料。难治性有机反馈的AGB流出到ISM估计使用观测动机的父物种和网格的富C和富O流出的模型。难熔的有机物质主要是通过在尘埃上的堆积和随后的光处理从气相中继承的。颗粒表面化学，引发的冰的光解，产生只有一小部分，发生在一个亚单层制度，在几乎所有的流出。难熔有机材料的形成随着流出密度的增加而增加，并且取决于初始气相组成。富O粉尘被难熔有机物覆盖的程度可以忽略不计，而富C粉尘的平均覆盖率为$3-9\%$，但可能高达$8-22\%$。虽然富碳尘埃不会裸露进入ISM，但其平均覆盖率太低，不会影响其在ISM中的演化或显著影响星际尘埃的覆盖率。这项研究开辟了其他产尘环境的覆盖问题。它强调了需要更好地了解粉尘的形成和特定的外流内的密度结构的模型。
2020-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sub-arcsecond Imaging of the Complex Organic Chemistry in Massive Star-forming Region G10.6-0.4
巨大的恒星形成区域呈现出极其丰富和多样的化学物质，原则上提供了大量的分子探针，以及星际前生物化学实验室。由于这些来源的化学结构在小尺度上（${\lesssim}10^4$ au）的物种之间显示出很大的空间差异，因此需要高角分辨率观测来将化学结构与当地环境联系起来，并为大质量恒星形成的天体化学模型提供信息。为了解决这个问题，我们提出了ALMA 1.3毫米观测到OB集群形成区域G10.6-0.4（以下简称“G10.6”）在0.14 $^{\prime\prime}$（700 au）的分辨率。我们发现复杂的有机分子（COM）在整个中央20，000 AU的高度结构化的发射，包括两个热分子核心和几个壳或细丝。我们提出了空间分辨的旋转温度和柱密度图的大样本的COM和暖气体示踪剂。这些地图揭示了一系列的气体子结构中的O-和N-轴承的物种。我们确定了几个空间的相关性，可以解释现有的模型COM形成，包括NH $_2$ CHO/HNCO和CH $_3$ OCHO/CH $_3$ OCH $_3$，但也观察到意想不到的分布和相关性，这表明我们目前的理解COM形成是远远不够的。重要的是，在整个G10.6中观察到复杂的化学反应，而不是局限于热的核心。COM的组成似乎是不同的核心相比，更广泛的结构，这说明了分子气体的高空间分辨率观测的重要性，阐明与大质量恒星形成的物理和化学过程。
2021-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Organic chemistry in the first phases of Solar-type protostars
像我们这样的行星系统是经过一个漫长的过程形成的，在这个过程中，物质从弥漫的云层凝聚成恒星、行星、小行星、彗星和残余尘埃，在不到几百万年的时间里经历了物理和化学状态的巨大变化。几项研究表明，太阳型行星系统形成初期的化学成分是追踪系统本身历史的有力诊断工具。在迄今为止在ISM中检测到的大约270种分子中，所谓的星际复杂有机分子（iCOMs）特别令人感兴趣，因为它们具有进化诊断能力，并且可能是生物分子的潜在前体，而生物分子是地球生命的基础。本章重点讨论太阳系行星系统早期阶段有机分子的演化，以星前、0/I类和原行星盘阶段为代表，并将它们与目前在太阳系彗星中观察到的情况进行比较。我们的双重目标是回顾太阳型恒星形成过程中的有机化学基础，此外，还可能对我们自己的行星系统的早期历史提供限制。
2022-12-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar population astrophysics (SPA) with the TNG -- The chemical content of the red supergiant population in the Perseus complex
上下文银河系外盘的英仙座复合体拥有许多年轻恒星的星团和协会。盖亚正在提供它们的运动学结构和进化特性的详细描述。目的。在TNG的SPA大型计划中，我们获得了英仙座复合体中年轻红超巨星的HARPS-N和GIANO-B高分辨率光学和近红外光谱，以获得准确的径向速度，恒星参数和详细的化学丰度。方法.我们使用光谱合成来最好地拟合所观察到的27个RSG的光谱中的数百条原子和分子线。我们获得了恒星温度，重力，微观和宏观湍流速度和25种不同元素的化学丰度的准确估计。我们还测量了$^{12}$ C/ $^{13}$ C丰度比。结果我们结合光学和近红外化学研究提供了均匀的半太阳铁与一个小的色散，约太阳尺度的丰度比的铁峰，α和其他轻元素和小的增强钠，钾和中子捕获元素，与薄盘化学跟踪的老恒星星族在一个类似的银河系中心距离约10千秒差距。我们推断N的增强，耗尽的C和$^{12}$ C/ $^{13}$ C同位素丰度比，与混合过程中的恒星内部在RSG的演变。
2021-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Visible-Light Photoionization of Aromatic Molecules in Water-Ice: Organic Chemistry across the Universe with Less Energy
气相有机分子如多环芳烃（PAH）的电离需要波长短于200 nm（~6-9 eV）的真空紫外光子。我们在这里提出的第一次，可见光光子-通过阳光-可以导致光电离的被困多环芳烃在低温水冰，占4.4 eV的电离能比气相。这一发现开辟了新的反应途径，包括在许多水和有机物共存的环境中的低能电离。这包括星际介质，分子云，原行星盘，行星表面和大气层（包括地球）。
2021-06-08 astro-ph.GA physics.chem-ph
Dust evolution, a global view: III. Core/mantle grains, organic nano-globules, comets and surface chemistry
在IaS（THEMIS）的非均匀尘埃演化模型的框架内，这项工作详细研究了与核心/地幔星际和彗星颗粒结构及其对这些迷人颗粒性质的影响有关的表面过程和化学。看来，对星际颗粒表面的性质和化学反应性的现实考虑可以自洽地并在一个连贯的框架内解释：氧的异常消耗，CO暗气体的性质，“极地冰”地幔的形成，3 μ m水冰带上的红翼，在热核中观察到的富氧化学的基础，有机纳米球的起源和在彗星反射光谱中观察到的\sim 3.2 μ m“羰基”吸收带。提出了气相物种与星际介质中碳质a-C（：H）颗粒表面的反应，特别是原子氧以环氧官能团的形式掺入颗粒表面，是解释这些观测结果的关键。因此，宇宙尘埃的化学性质与星际气体的化学性质的关系比以前所认为的要密切得多。因此，目前的星际气体和尘埃化学模型很可能需要进行根本性的修改，以包括这些新的颗粒表面过程。
2021-11-08 astro-ph.GA
Fullerenes in the IC 348 star cluster of the Perseus Molecular Cloud
我们提出了富勒烯C60和C70的恒星形成区域IC 348的英仙座分子云的检测。在个别恒星（LRLL 1、2、58）的斯皮策IRS光谱、其他三颗星团恒星（LRLL 21、31和67）的平均光谱以及分布在IC 348区域的四个星际位置的光谱中，都发现了C60和C70的中红外振动跃迁。富勒烯带在这一区域广泛分布，在星团核心恒星的视线中强度较高。在几个光谱中还发现了与C_{60} ^+的三个最强谱带和与C_{60} ^-的一个最强谱带一致的发射特征，如果归因于这些电离物质，则意味着电离分数分别为20%和10%。正在考虑的恒星拥有原行星盘，然而光谱的空间分辨率不足以解开其中富勒烯的存在。如果云中的富勒烯丰度代表IC 348原行星盘，那么这两个物种中丰度最高的C60可以容纳盘中总可用碳的0.1%。这应该鼓励专门搜索年轻的磁盘与即将到来的设施，如JWST。富勒烯提供了一个五边形和六边形碳环的储存库，这些碳环可以作为益生元分子的重要组成部分。在行星形成的早期阶段，这些强大分子的吸积可能有助于年轻行星中复杂有机分子的形成。
2019-09-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
NEATH IV: an early onset of complex organic chemistry in molecular clouds
本研究模拟分子云及核从弥漫介质中的形成过程，发现复杂有机分子的形成早于核作为独立天体的出现，表明早期动力学演化对核与盘化学模型至关重要。
2025-01-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating the Efficiency of Explosion Chemistry as a Source of Complex Organic Molecules in TMC-1
许多种类的复杂有机分子（COMs）已经在几个天体物理环境中被观察到，但尚不清楚它们是如何产生的，特别是在寒冷、静止的区域。有一种方法可以提高这些地区气相的化学复杂性，那就是尘埃颗粒的冰幔爆炸。在这个过程中，冰中积累的化学能被释放出来，使冰升华并产生高密度、高温气体的短暂阶段。气体颗粒化学代码UCLCHEM已被修改，以处理这些爆炸，以模拟所观察到的丰度的COM对TMC-1区域。据发现，根据我们目前对爆炸机制和化学途径的理解，在化学模型中包含爆炸是不必要的。爆炸并没有显示出改善模型的匹配TMC-1中观察到的简单物种的丰度。此外，包括表面扩散化学，也没有爆炸，结果在生产的COM与观测推断的丰度。
2019-05-06 astro-ph.GA
Linking the dust and chemical evolution: Taurus and Perseus -- New collisional rates for HCN, HNC, and their C, N, and H isotopologues
HCN、HNC和它们的同位素体是普遍存在的分子，可以作为化学温度计和演化示踪剂来表征恒星形成区域。尽管它们在携带对恒星形成区域的化学和演化研究至关重要的信息方面很重要，但其中一些分子的碰撞率在过去还没有用于严格的研究。我们进行了最新的气体和尘埃的化学特性的两个不同的恒星形成区域，TMC 1-C和NGC 1333-C7，使用新的碰撞速率的HCN，HNC，和他们的同位素。我们研究了环境和恒星反馈在它们的化学和演化中可能产生的影响。通过毫米波观测，我们得到了它们的柱密度、C和N同位素分数、同分异构比和氘分馏。在3毫米和850 $μ$米的连续数据，使我们能够计算的发射率光谱指数，并寻找晶粒生长作为一个进化的示踪剂。H $^{13}$ CN/HN $^{13}$ C比率与HCN的氘分数呈线性相关，因此其可容易地用作温度的代表。光谱指数$(β\sim 1.34-2.09)$与H $^{13}$ CN/HN $^{13}$ C比值呈试探性的负相关关系，表明在演化的、较热的和较少氘代的源中晶粒生长。与TMC 1-C不同，NGC 1333-C7观测到的尘埃温度和光谱指数的南北梯度表明来自NGC 1333主云的反馈。通过对这两个恒星形成区的最新表征，我们发现化学和物理性质是密切相关的。尘埃温度，氘分数，和光谱指数是互补的演化示踪剂。大尺度环境因素可能主导着星团形成区的化学和演化。
2022-12-15 astro-ph.GA
Surface Diffusion of Carbon Atoms as a Driver of Interstellar Organic Chemistry
本研究通过光激发脱附与共振增强多光子电离方法原位检测冰表面C原子，实验测定其表面扩散活化能为88 meV，发现其在星际冰上约22 K即可激活扩散并驱动复杂有机分子复杂性增加，揭示了碳加成化学在宇宙有机化学演化中的关键作用。
2023-08-04 astro-ph.GA
Effects of grain temperature distribution on organic protostellar envelope chemistry
本研究通过多颗粒多层化学模型，探讨不同温度分布的尘埃颗粒对原恒星包层中复杂有机分子及暖碳链化学的影响，发现温度梯度模型更符合观测，其中M-1/6模型对WCCC拟合最佳。
2024-11-21 astro-ph.GA cond-mat.mes-hall
Photochemistry and astrochemistry: photochemical pathways to interstellar complex organic molecules
星际介质的特点是化学成分丰富多样。它的许多复杂的有机分子被认为是通过冰粒地幔中的自由基化学形成的。当星际冰（由水和其他挥发物组成）暴露在紫外线光子和其他解离辐射源下时，自由基很容易形成，如果足够移动，自由基可以反应形成更大，更复杂的分子。由此产生的复杂有机分子（COM）伴随着恒星和行星形成，并可能最终在新生行星上播种生命的起源。越来越复杂的实验已经证明，已知的星际COM以及前生物有趣的氨基酸可以通过冰的光化学形成。我们回顾这些实验，并讨论了定性和定量的动力学和机械的限制，他们提供的。最后，我们比较了紫外线辐射的影响与其他三个潜在的自由基生产和星际冰化学来源：电子，离子和X射线。
2016-09-11 astro-ph.GA
Chemical survey toward young stellar objects in the Perseus molecular cloud complex
低质量原恒星核中气体的化学多样性得到了广泛的认可。为了探索英仙座分子云的起源，我们用IRAM 30 m和NRO 45 m望远镜对英仙座分子云复合体中36颗0/I类原恒星的化学成分进行了测量。C2 H，C-C3 H2和CH 3OH的多条谱线被观测到，以表征原恒星周围1000 AU尺度上平均的化学组成。导出的光束平均列密度显示显着的化学多样性的来源，其中的列密度比C2 H/CH 3OH的2个数量级展开。从以往的研究来看，热可里诺源具有丰富的CH 3OH，但缺乏C2 H，它们的C2 H/CH 3OH柱密度比相对较低。相比之下，温碳链化学（WCCC）源被发现揭示高C2 H/CH 3OH柱密度比。我们发现，大多数的来源有这两个不同的化学类型之间的中间字符。一个可能的趋势之间的C2 H/CH 3OH的比例和距离的来源从分子云的边缘。位于云边缘附近或孤立云中的源往往具有较高的C2 H/CH 3OH比。另一方面，具有低C2 H/CH 3OH比的源倾向于位于分子云复合物的内部区域。这一结果提供了一个重要的线索，了解的起源的化学多样性的原恒星核心的环境影响。
2018-04-23 astro-ph.GA
Organic chemistry in the protosolar analogue HOPS-108: Environment matters
热Corinos是太阳质量的原恒星物体周围的致密区域，其中含有非常丰富的星际复杂有机分子（iCOM）。它们被认为代表了我们太阳系诞生的早期阶段，很可能也具有丰富的有机化学特征。虽然大多数研究的热corino要么是孤立的，要么是出生在一个松散的原星团中，但我们的太阳出生在一个密集的星团中，靠近大质量恒星，其紫外线辐射一定有助于塑造周围环境的演变。此外，高能粒子（$>$ 10 Mev）的内部辐射也发生在太阳系形成期间，其印记今天可以在陨石物质中的短寿命放射性核素的产物中看到。所有这些条件如何影响原太阳及其周围环境的化学性质仍然是一个悬而未决的问题。为了回答这个问题，我们研究了HOPS-108，它是位于原太阳类似物OMC-2 FIR 4中的热corino。该研究是使用1.3 mm的ALMA进行的，角分辨率为$\sim$ 100 AU。我们检测到11种iCOMs，如CH $_{3}$ OH HCOOCH $_{3}$和CH $_{3}$ OCH $_{3}$。我们的结果可以总结如下：（1）HCOOCH 3相对于其他热Corino的增强，（2）[CH $_{3}$ OCH $_{3}$ ]/[HCOOCH $_{3}$ ]丰度比为$\sim$ 0.2，略微偏离在其他来源中看到的通常趋势（[CH $_{3}$ OCH $_{3}$ ]/[HCOOCH $_{3}$ ] $\sim$ 1），（3…
2021-12-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of complex organic molecules in hot molecular cores through nondiffusive grain-surface and ice-mantle chemistry
提出了一种新的，更全面的模型，在热分子核心的气体颗粒化学，在尘埃颗粒表面和冰地幔的非扩散反应过程中，实现传统的扩散表面/散装冰化学。我们建立在我们的非扩散处理用于化学冷源，采用一个标准的崩溃/升温物理模型的热核。其他一些新的化学模型的输入和治疗也进行了深入探讨，最终的模型，表现出良好的协议与气相观测丰度的许多分子，包括一些（如甲氧基甲醇），不能再现传统的扩散机制。观察到的比例的结构异构体甲酸甲酯，乙醇醛和乙酸是很好地再现的模型。主要的温度制度确定在其中形成各种复杂的有机分子（COM）。非扩散化学的进步，许多COM的生产更早的时间和更低的温度比以前的模型实现。这些物种可能是简单冰生产的副产品，也可能是在外部紫外线光子仍然可以穿透的情况下通过冰内的早期光化学形成的。宇宙射线诱导的光化学作用不如过去的模型那么重要，尽管它在很长的时间尺度上强烈地影响着一些物种。另一种生产机制发生在固体水的高温解吸过程中，由此捕获在冰中的自由基被释放到颗粒/冰表面上，在那里它们迅速反应。几个最近提出的气相COM生产机制也介绍了，但他们很少占主导地位。发现涉及CH和CH $_2$的新的表面/冰反应对某些COM的形成有实质性的贡献。
2021-10-20 astro-ph.GA
Dense Cores in Perseus: The Influence of Stellar Content and Cluster Environment
我们提出的化学，温度和动力学状态的一个样本的193个致密的核心或核心候选人在英仙座分子云，并比较与年轻恒星和集群的核心与那些没有。我们的NH3和CCS观测与以前的毫米，亚毫米和斯皮策数据相结合，使我们能够精确地确定核心属性，并准确地将核心分类为无星或原恒星。在不同的集群环境和恒星形成前后的核心的属性提供了重要的限制恒星形成的模拟，特别是在恒星形成的本质是由星前核心的湍流形成的范例。我们将恒星含量的影响与星系团环境的影响分开，发现星系团内部的核心具有（1）较高的动力学温度和（2）较低的CCS和NH3丰度。与原恒星相关的核心具有（1）略高的动力学温度（2）较高的NH3激发温度），（3）具有较高的柱密度，（4）具有略大的非热/湍流NH3线宽，（5）具有较高的质量，（6）具有较低的CCS丰度。我们发现，无论是集群环境，也没有原恒星的内容作出显着的差异，核心的动力学状态的维里参数估计-大多数核心在每个类别中的引力约束。总体而言，集群环境和原恒星的内容有一个较小的影响，核心的属性比通常假设的，和类别内的变化是大于类别之间的差异。
2009-02-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Aromatics and Cyclic Molecules in Molecular Clouds: A New Dimension of Interstellar Organic Chemistry
天体化学是天文学、化学和分子物理学的结合点。根据精确的实验室数据，在星际介质中已经鉴定出200多种熟悉和奇异的分子，其中绝大多数是通过其独特的旋转指纹。尽管有这么多的工作，但在无线电波段，尽管在过去50年里进行了长期和持续的努力，但仍然缺乏地球化学基本组成部分-五元环和六元环-的证据。相比之下，一种特殊的结构基序，高度不饱和的碳在链状排列中，在空间中相当常见。最近在黑暗的分子云TMC-1中发现了最简单的芳香腈--氰基苯，不久之后又在其他的恒星前和可能的原恒星来源中发现了这种物质，这表明芳香化学可能在恒星形成的最早阶段广泛存在。随后在TMC-1中发现的氰基环戊二烯甚至氰基萘提供了进一步的证据，表明相当复杂的有机分子很容易在具有高视觉消光但低温和低压非常低的区域合成。这篇评论的重点是实验室的努力，现在正在进行了解丰富的过渡区之间的线性和平面碳结构，使用微波光谱。我们目前的检测方法的主要特点，优点和缺点，在空间和实验室中发现的分子类型的讨论，以及正在开发的方法来识别复杂混合物中的全新物种。着重于烃的氰化和苯的形成从无环前体的研究突出，是同位素研究可能发挥的作用，在阐明环形成的化学途径。
2021-03-17 astro-ph.GA
Complex organic molecules detected in twelve high-mass star-forming regions with Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA)
最近的天体化学模型和实验已经解释了复杂的有机分子（COMs;由六个或更多原子组成的分子）是在星前核心的冷而稠密的气体中在尘埃颗粒地幔上产生的。然而，详细的化学过程和物理条件对化学的作用仍然远未了解。为了解决这些问题，我们研究了12个高质量的恒星形成区域使用ALMA波段6观测。它们与44/95 GHz的I类和6.7 GHz的II类CH $_{3}$ OH脉泽有关，表明它们正在经历活跃的吸积。在68个1.3 mm连续谱峰中，我们发现了28个热芯，其中10个热芯与6.7 GHz II类CH $_{3}$ OH脉泽有关。多达19个COM被确定，包括氧和氮轴承分子和他们的同位素在核心。衍生的丰度显示出良好的协议与其他低质量和高质量的恒星形成区域，这意味着COMs化学主要是由冰化学在星前核心阶段。一个明显的趋势是，COMs检测率随着气柱密度急剧增长，这可以归因于致密岩心中COMs的有效形成。此外，与6.7 GHz II类CH $_{3}$ OH脉泽相关的核心往往富含COM。最后，我们的结果表明，在我们的热核心的几个分子的丰度增加可能是由积极的吸积以及不同的物理条件的核心。
2022-07-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Parsec scales of carbon chain and complex organic molecules in AFGL 2591 and IRAS 20126
本研究利用GBT与IRAM 30m观测AFGL 2591和IRAS 20126+4104，结合LTE模型与NAUTILUS模拟，揭示大质量恒星形成区中碳链及复杂有机分子的分布、物理环境与形成机制。
2023-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Spatial Distribution of Complex Organic Molecules in the L1544 Pre-stellar Core
复杂有机分子（complex organic molecules，COMs）在星前核（T<10 K）等冷源中的探测，对我们理解星际介质中COMs的形成过程提出了挑战。最近的COM化学建模在低温下提供了新的见解，这些过程预测COM的形成强烈依赖于参数，如视觉消光和CO冻结的水平。我们报告了对L1544星前核心两个位置的COMs的深度观测：在2700 au内部的Av>=30等的高密度，高度熄灭的连续峰;以及位于距离核心中心4000 au的低密度壳层，平均Av约为7.5-8等，明亮的CH 3OH。我们的观察表明，CH 3 O，CH 3 OCH 3和CH 3CHO是更丰富的（约2-10倍）朝向低密度壳比朝向连续峰。其他COM如CH 3 OCHO、c-C3 H2O、HCCCHO、CH 2CHCN和HCCNC显示出轻微的增强（因子<=3），但相关的不确定性很大。这表明COM正在活跃地形成，并且已经存在于星前核心的低密度壳层中。L1544中含氧化合物的化学模拟表明，这些物质在这个壳层中得到增强，因为i）CO开始冻结到尘埃颗粒上，从而驱动活性表面化学; ii）视觉消光足够高，以防止外部星际辐射场对COM的紫外光解离; iii）密度仍然适中，以防止COM严重耗尽到颗粒上。
2016-09-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Spatial distribution of organics in the Horsehead nebula: Signposts of chemistry driven by atomic carbon
Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；Millennium Nucleus on Young Exoplanets and their Moons (YEMS)（年轻系外行星及其卫星千年核）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；IRAM（红外毫米波研究所）；Observatoire de Paris, PSL Research University, CNRS, Sorbonne Universités（巴黎天文台，PSL研究大学，CNRS，索邦大学）；Uppsala University（乌普萨拉大学）；Instituto de Física Fundamental (CSIC)（基础物理研究所（CSIC））
研究通过观测马头星云中有机物的空间分布，揭示紫外照射驱动的尘埃颗粒表面化学过程，为理解宇宙中有机分子形成机制提供新视角。
2026-02-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Organic chemistry of low-mass star-forming cores I: 7 mm spectroscopy of Chamaeleon MMS1
观测的发射线从有机分子在32 - 50 GHz的频率在Chamaeleon MMS 1附近。这个化学成分丰富的致密云核拥有一个非常年轻，非常低光度的原恒星物体，是候选的第一个流体静力学核心。列密度推导和排放图的物种，包括多炔，氰基多炔，硫化碳链和甲醇。多炔的发射峰距离原恒星约5000 AU，而甲醇的发射峰距离原恒星约15，000 AU。在望远镜光束上求平均值，计算出氢分子数密度为10^6 cm^-3，气体动力学温度在5 ~ 7 K范围内。长碳链的丰度非常大，表明碳化学不平衡; C6 H和HC 7 N柱密度为5.9（+2.9 -1.3）\times 10^11 cm^-2和3.3（+8.0 -1.5）\times 10^12 cm^-2，这与已知的大多数富含碳链的原恒星和星前核心中的值相似，并且对于恒星形成气体来说异常大。得到了碳链阴离子C4 H-和C6 H-的柱密度上限，阴离子与中性离子的比值[C4 H-]/[C4 H] < 0.02%，[C6 H-]/[C6 H] <10%，与以前在星际云和低质量原恒星中的观测结果一致。检测到氘代HC 3 N和c-C3 H2。[DC 3 N]/[HC 3 N]的比值约为4%，与通常在冷星际气体中发现的值一致。
2011-09-19 astro-ph.GA
Exploring organic chemistry in planet-forming zones
在过去的几年里，人们开始用斯皮策和高分辨率的地面数据来探索行星盘形成区中CO以外的分子的化学性质。然而，这些研究只集中在一些简单的分子上。本研究的目的是把观测约束的存在下，更复杂的有机和含硫分子预测是丰富的化学模型的磁盘和模拟高分辨率的光谱，鉴于未来的任务。在10-30微米的近边对盘IRS 46和GVTau的高S/N Spitzer光谱被用于搜索各种分子的中红外吸收带。这些磁盘是很好的实验室，因为吸收研究不会受到低线/连续比，困扰发射数据。简单的LTE板模型用于推断柱密度（或上限）和激发温度。HCN，C2 H2和CO2的条带被清楚地检测到对这两个源。HCN和C2 H2吸收发生在Tex为400-700 K的暖气体中，而CO2吸收发生在约250 K的较冷气体中（如Lahuis 2006）。未检测到其他吸收特征。这些分子的限制，并与磁盘模型进行比较。推断的比率wrt。C2 H2和HCN与高温气体中的化学模型大致一致。紫外线照射磁盘表面的模型一般同意比纯X射线模型。对NH3/HCN的限制意味着含冰的NH3的蒸发仅是次要的贡献者。推断出的比率也与彗星中发现的比率相比较，这表明部分彗星物质可能来自温暖的内部气体。高分辨率模拟表明，JWST，ELTs，SOFIA和SPICA上的未来仪器可以探测到一个数量级的低比率，并对模型施加重要的新约束，特别是如果推到高S/N比。
2012-12-14 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Isotopomer-Specific Carbon Isotope Ratio of Complex Organic Molecules in Star-Forming Cores
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
Chemical Differentiation around Five Massive Protostars Revealed by ALMA -Carbon-Chain Species, Oxygen-/Nitrogen-Bearing Complex Organic Molecules-
本文利用ALMA观测五颗大质量原恒星，发现HC5N与含氮复杂有机分子共存于高温热核区，并通过化学模拟证明存在一种不同于暖碳链化学的新型热碳链化学。
2023-04-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemistry of disks around T Tauri and Herbig Ae/Be stars
金牛座T和赫比格Ae/Be星周围的磁盘的红外和（亚）毫米观测指出，这两种类型的磁盘之间的化学分化，与较低的检测率的分子在磁盘周围较热的恒星。为了调查潜在的根本原因，我们进行了比较研究的化学金牛座T和赫比格Ae/Be磁盘，使用一个模型，特别注意光化学。赫比格星的盘温度和紫外线通量比金牛T星高，这导致了盘化学的一些差异。在热的内部区域，H2O和简单的有机分子如C2 H2、HCN和CH 4被预测在金牛座T盘中非常丰富，在赫比格Ae/Be盘中甚至更多，与红外观测相比，发现水和简单有机物对较热恒星周围的盘的检测率要低得多。在外部区域，该模型表明，通常在磁盘中观察到的分子，如HCN，CN，C2 H，H2 CO，CS，SO和HCO+，在T Tauri和Herbig Ae磁盘之间没有显着的丰度差异。在光化学作用下产生的一些物质，如C2 H和CN，由于光化学活性层的缩小，预计在赫比格Ae星周围的丰度略低。观测结果确实表明，这些自由基在赫比格·埃盘中的丰度要低一些，尽管在任何情况下，推断出的丰度差异都很小，最多只有几个因子。一个明确的化学区分这两种类型的磁盘关注冰，预计将更丰富的赫比格Ae磁盘。TTauri和Herbig Ae/Be盘的整体化学行为非常相似。主要的差异是由后者的温度较高，这导致内部区域的水库或水和简单的有机物较大，而外盘的冰质量较低。
2018-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Spatial Distribution of Organics toward the High-Mass YSO NGC 7538 IRS9
根据天体化学理论，高质量YSO周围的复杂分子组成应该从外层向中心热区演化，因为一系列依赖于温度的化学途径在冰和气相中被激活。根据形成所需的温度（<25、>25和>100 K），所得的复合物分子被广泛地分为三代。我们结合IRAM 30米和亚毫米阵列观测，探索高质量年轻恒星物体NGC 7538 IRS 9周围有机分子的空间分布，其微弱的复杂分子发射以前逃脱了检测，量化关键有机分子的发射和丰度分布作为与中央原恒星距离的函数。结果表明，含氮有机物和饱和含氧有机物在8000 AU附近和R<3000 AU附近的发射有较大的增加，而含氧分子和烃类则没有增加。包层中一些复杂分子的通量增加，大约8000 AU或25 K，与最近模型预测的20-30 K复杂冰化学的开始一致。某些分子在R<3000 AU时的发射增加表明存在一个弱的热核，其中热冰蒸发和热气相化学驱动了化学反应。因此，复杂的有机物在这颗原恒星周围的所有半径和温度下都能形成，但随着温度的升高，其组成会发生显着变化，这被用来限制不同种类分子所属的化学生成。
2013-05-14 astro-ph.GA
Sulphur-bearing molecule survey towards prestellar and starless cores in the Perseus molecular cloud
RIKEN Cluster for Pioneering Research（RIKEN 前沿研究集群）；National Radio Astronomy Observatory（国家射电天文台）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CAB），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）；Observatorio Astronómico Nacional (OAN)（国家天文观测台）
针对英仙座分子云15个原恒星核与无恒星核，利用耶韦斯40米望远镜开展4种含硫分子巡天，揭示其丰度与核体积密度的关联，为早期恒星形成的硫化学模型提供观测基线。
2026-10-14 astro-ph.GA
The CO-to-H2 Conversion Factor across the Perseus Molecular Cloud
通过将尘埃N（H2）数据与COMPLESSORVEY巡天的I_CO数据相结合，得到了次秒差距尺度上英仙座分子云的CO-H2转换因子X_CO = N（H2）/I_CO。我们估计出X_CO的平均值约为3 x 10^19 cm^-2 K^-1 km^-1 s，并发现英仙座5个子区域之间的X_CO变化系数约为3。在单个区域内，X_CO变化约为100倍，表明X_CO强烈依赖于星际介质中的局部条件。我们发现X_CO在Av = 3 mag时急剧减小< 3 mag but gradually increases at Av >，在Av处发生跃迁，此时I_CO变得光学厚.我们比较了N（HI），N（H2），I_CO和X_CO的分布与两种分子气体形成模型，一维光解离区（PDR）模型和三维磁流体动力学（MHD）模型，这两种模型同时跟踪气体的动力学和化学演化。基于稳态和平衡化学的PDR模型很好地再现了我们的数据，但需要一个扩散晕来匹配所观察到的N（HI）和I_CO分布。MHD模型通常与我们的数据很好地匹配，这表明对H2和CO形成的时间依赖性影响对于英仙座这样的进化分子云来说是微不足道的。然而，我们发现有趣的差异，包括更广泛的N（HI），可能低估了I_CO，和一个大的分散的I_CO在小Av。这些差异可能是由于MHD模型中的强压缩/稀疏和密度波动造成的。
2014-01-20 astro-ph.GA
PEACHES IV: Tracing the Formation & Evolution of C$_2$H in Perseus Low-Mass Protostars
本研究利用PEACHES巡天和ALMA ACA数据，对英仙座35个Class 0/I低质量原恒星的C$_2$H发射进行系统分析，发现其示踪外流腔壁的贫氧光化学活跃气体，且柱密度为10^14-10^15 cm^-2，并指出C$_2$H发射由延展转为紧凑的过程在嵌入阶段后迅速发生。
2025-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new study of the chemical structure of the Horsehead nebula: the influence of grain-surface chemistry
最近在马头星云光解离区（PDR）检测到了各种各样的分子，这表明：（i）气相和颗粒化学都有助于有机分子的形成，（ii）远紫外（FUV）光解吸可以解释颗粒表面物种释放到气相中。为了解决这些具体问题，更普遍地说，为了更好地约束这些类型的环境的化学结构，我们提出了一个马头星云的气体颗粒化学的研究。为此，我们使用了1D天体化学气体颗粒代码鹦鹉螺与适当的物理结构计算的Meudon PDR代码和比较我们的建模结果与发表的意见，并与以前的建模结果时可用。使用大量的化学反应，再加上随时间变化的代码Nautilus，使我们能够很好地再现大多数观测结果，包括在PDR中首次检测到的有机分子HCOOH，CH2CO，CH3CHO和CH3CCH，这些分子主要与热核有关。我们还提供了一些其他感兴趣的分子的丰度预测。了解这些有机分子检测背后的化学过程对于更好地限制这些分子可以探测的环境至关重要。
2017-07-05 astro-ph.GA
A 3mm chemical exploration of small organics in Class I YSOs
越来越多的证据表明，行星系统的组成和结构与它们的诞生环境密切相关。在过去的十年中，几次光谱测量探测了恒星形成的最早阶段和行星形成后期的化学物质。然而，对中间原恒星阶段的化学知之甚少，即I类年轻恒星天体（YSO），那里可能已经开始了行星形成。我们在这里提出的第一个结果进行了3毫米光谱调查的IRAM-30米望远镜，调查化学的一个样本的七个I类YSO位于金牛座恒星形成区域。选择这些来源是为了包含低质量原恒星包层和盘系统的广泛多样性。我们目前的检测和上限的13个小（$N_{\rm atoms}\leq3$）C，N，O，和S载体-即CO，HCO $^+$，HCN，HNC，CN，N $_2$ H $^+$，C $_2$ H，CS，SO，HCS $^+$，C $_2$ S，SO $_2$，OCS -和一些D，$^{13}$ C，$^{15}$ N，$^{18}$ O，$^{17}$ O，和$^{34}$ S同位素。总之，这些物质提供了对气相C/N/O比、D-和$^{15}$ N-分馏、源温度和UV暴露以及总体S-化学的限制。我们发现大量的证据表明，我们的源样品之间的化学分化，其中一些可以追溯到I类物理参数，如磁盘包封质量比（代理I类进化阶段），源光度，和UV场强度。总的来说，这些第一批结果使我们能够开始研究I类天体的天体化学，然而，需要干涉观测来区分信封与磁盘化学。
2020-06-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of Complex Organic Molecules in Cold Interstellar Environments through non-diffusive grain-surface and ice-mantle chemistry
星际间复杂有机分子（COMs）的普遍理论涉及在温暖的尘埃颗粒表面上形成，通过颗粒表面光解稳定分子产生的自由基的扩散和反应。然而，一些气相含氧化合物，特别是乙醛（CH $_3$ CHO），甲酸甲酯（CH $_3$ OCHO）和二甲醚（CH $_3$ OCH $_3$），现在在非常低的温度下观察到，挑战温暖的情况。在这里，我们介绍了一个选择新的非扩散机制到天体化学模型，占标准扩散图片的失败，并提供一个更普遍的情况下COM形成星际颗粒。提供了新的通用速率公式的情况下，其中：（i）自由基形成的反应发生接近另一个反应物，产生立即后续反应;（ii）自由基形成的激发态，使他们能够克服活化障碍，与附近的稳定分子反应;（iii）自由基形成通过光解离接近反应伴侣，然后立即反应。每个过程都在没有大自由基扩散的情况下发生。新机制显著增强了冷COM丰度，成功再现了星前核心L1544的关键观测结果。H-提取从晶粒表面COM，然后重组，在放大化学解吸到气相中起着至关重要的作用。紫外线诱导的化学产生显着COM丰度散装冰，这是保留在谷物，并可能持续到后期阶段。O $_2$也通过光解在地幔中强烈形成，这表明彗星O $_2$确实可能是星际的。
2020-06-19 astro-ph.GA astro-ph.IM
The cometary composition of a protoplanetary disk as revealed by complex cyanides
对彗星和小行星的观测表明，孕育我们行星系统的太阳星云富含水和有机分子。轰击将这些有机物带到了年轻的地球表面，播下了早期的化学种子。与小行星不同的是，彗星保留了太阳星云组成的几乎原始的记录。彗星中氰化物的存在，包括相对于水的0.01%的甲基氰化物（CH 3CN），由于C-N键对非生物氨基酸合成的重要性而特别感兴趣。在原恒星中发现了简单和复杂挥发物的彗星状成分，并且可以很容易地通过气相化学的组合来解释，例如形成HCN和颗粒表面上的活跃冰相化学，从而提高复杂性[3]。简单的挥发物，包括水和HCN，以前已经在太阳星云类似物-年轻恒星周围的原行星盘-中检测到，这表明它们在盘形成时幸存下来，或者在原地重新形成。迄今为止，还不清楚太阳星云外更复杂的有机分子是否也是如此，因为最近的观测表明，由于吸积冲击，新生的包层和年轻的盘之间的边界处的化学发生了巨大的变化[8]。在这里，我们报告的检测CH 3CN（和HCN和HC 3 N）的原行星盘周围的年轻恒星MWC 480。我们发现这些含氮有机物在气相中的丰度比与彗星相似，这表明在冰盘中复杂氰化物的相对丰度更高。这意味着在原行星盘中复杂的有机物伴随着简单的挥发物，太阳星云中丰富的有机化学并不是独一无二的。
2015-05-23 astro-ph.EP astro-ph.GA
Astrochemistry During the Formation of Stars
恒星形成区显示出丰富多样的化学物质，包括复杂的有机分子--既存在于大尺度分布的冷气中，也存在于靠近年轻恒星的热区域，那里有原行星盘的出现。观测技术的最新进展为研究这种化学开辟了新的可能性。特别是，阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）使研究太阳系尺度的天体化学成为可能，同时也揭示了越来越多的多样性和复杂性的分子。在这篇综述中，我们讨论了最近的恒星形成环境的化学观察，特别关注复杂的有机分子，从实验室实验和化学模型，他们已经刺激的背景。关键的要点是：个别来源的物理演化在其推断的化学特征中起着至关重要的作用，并且仍然是观测和模型阐明的重要领域。对不同的恒星形成环境（高质量与低质量，银河系中心与银河系盘）测量的丰度进行比较，揭示了一个显着的相似性，这表明潜在的化学成分相对独立于它们的物理条件的变化。对恒星形成区域的分子同位素的研究提供了与我们太阳系测量结果的联系，从而可能揭示其他行星系统中预期的化学相似性和差异。
2020-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hot corino chemistry in the Class I binary source Ser-emb 11
我们报道了对应于8种复杂有机分子的120多条发射谱线的探测结果（CH 3OH、CH 3CH 2 OH、CH 3 OCH 3、CH 3 OCHO、CH 3COCH 3、NH 2CHO、CH 2DCN和CH 3CH 2CN）和3种同位素体（CH2DOH，13CH3CN，和CH 3C 15 N）朝向Ser-emb 11双星年轻恒星天体（YSO）的西部分量，使用阿塔卡马大毫米波/在中央原恒星周围的紧凑区域中，用~0.5”光束（~220 au）无法分辨复杂的有机发射，并且布居图分析显示所有COM的激发温度都高于100 K，表明存在热corino。对于含O的COMs，柱密度估计值在10^17 ~ 10^18 cm^-2之间，而含N的COMs的柱密度要低三个数量级。我们还报告了检测H2 CO和CH 3OH排放附近的毫米源，以前没有编目。Ser-emb 11在文献中被分类为接近0/I类截止值的I类来源。估计的COM相对丰度在Ser-emb 11 W和其他三个I类热corino源的文献报道是一致的0类热corino，表明在原恒星演化过程中的热corino的化学组成的连续性。
2021-09-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dark cloud-type chemistry in PDRs with moderate UV field
为了更好地理解光解区（PDR）中分子丰度与紫外辐射场之间可能的化学联系，我们研究了小分子碳氢化合物C $_2$ H和$c$ -C $_3$ H $_2$，以及COMs前体H $_2$ CO和CH $_3$ OH的发射谱线.我们研究了S235恒星形成复合体中含有$G \leq 50$ ~Habings的HII区的两个PDR。在分子团边缘发现了两种烃类的最高丰度，而在致密HII区S235\，A附近的低密度膨胀PDR中也发现了大量的$c$ -C $_3$ H $_2$.我们看到最高的甲醇柱密度朝向UV~场$G\approx 20-30$ ~Habings的位置，并解释它们从尘埃颗粒的反应解吸。与Horsehead和Orion Bar PDR相比，$N_{\rm C_2H}/N_{\rm CH_3OH}$比低几倍或一个数量级。这一比例与英仙座云中的热科里诺斯观测到的数值相似。我们的结论是，离子分子和粮食表面化学路线规则的分子丰度在PDR，和PDR继承分子丰度从以前的黑暗阶段的分子云演化，尽管大质量的恒星已经在光学发射。
2021-08-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Perseus ALMA Chemical Survey (PEACHES). III. Sulfur-bearing species tracing accretion and ejection processes in young protostars
该研究基于PEACHES巡天对50个原恒星的含硫分子观测，发现SO/34SO比值可示踪内部高密度包层，SO2丰度受外部紫外辐射影响，且不同演化阶段SO2发射机制各异，揭示了硫化物在吸积与喷流过程中的示踪作用。
2023-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
PRODIGE - envelope to disk with NOEMA: VII. (Complex) organic molecules in the NGC1333 IRAS4B1 outflow: A new laboratory for shock chemistry
Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；University of Rochester（罗切斯特大学）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Taiwan Astronomical Research Alliance (TARA)（台湾天文研究联盟）；Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）
本研究基于PRODIGE项目观测数据，首次在NGC1333 IRAS4B1原恒星外流中探测到多种复杂有机分子及氘代分子，证实其可作为激波化学研究的新实验室。
2026-02-19 astro-ph.GA
Reactivity of HCO with CH3 and NH2 on Water Ice Surfaces. A Comprehensive Accurate Quantum Chemistry Study
星际复杂有机分子（iCOMs）可以粗略地定义为至少有六个原子的化合物，其中至少一个是碳。在恒星形成区域对iCOMs的观测表明，它们含有分子形式的重要部分碳，可用于合成更复杂的，甚至是生物分子。因此，iCOM是空间分子复杂性增加的主要参与者，它们可能在地球生命的起源中发挥了作用。了解iCOMs是如何形成的，对于预测星际介质中最终的有机化学性质是相关的。一种可能性是，它们是在星际颗粒冰冷的表面上合成的，通过先前形成的自由基的重组。本文采用量子化学模拟的方法研究了HCO与CH_3/NH_2在颗粒冰表面的反应性。我们的目标是使用不同的计算方法和模型对结冰表面进行系统的研究。具体地说，DFT计算已经用CASPT 2和CCSD（T）方法进行了基准测试，并且已经用1，2，18和33个H2O分子的团簇模型模拟了冰盖，其中考虑了不同的反应位点。我们的研究结果表明，HCO + CH 3/NH 2反应，如果他们真的发生，有两个主要的竞争通道：形成iCOMs CH 3CHO/NH 2CHO，或形成CO + CH 4/NH3。这两个通道要么是无势垒的，要么存在相对低的能垒（$\leq$ 10 kJ/mol等于约1200 K）。最后，我们简要讨论了这些发现的天体物理意义。
2019-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
A radical route to interstellar propylene formation
复杂的有机分子，如丙烯（CH 3CHCH 2），在分子云（如TMC 1）中检测到高丰度（~2.10^{-9}，相对于氢），这不能用正常暗云条件下的气相化学反应来解释。为了获得如此高的丰度，需要有效的颗粒驱动的化学操作，再加上有效的解吸复杂的有机物回到气相。我们提出，我们以前描述的机制，快速高密度气相化学气体释放后突然，总，冰地幔升华-可以解释高丰度，而不依赖于不明确的表面化学途径。我们的模型提供了一个自然的解释，为什么它是一些来源港口高丰度的丙烯，而其他人没有;根据年龄和水平的动态活动的来源（影响冰的组成）和化学成分的环境气体。
2013-08-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fine-tuning the complex organic molecule formation: sulfur and CO ice as regulators of surface chemistry
本研究通过结合气相观测与化学建模，发现硫和CO冰通过竞争氢原子调控表面化学，影响复杂有机分子的形成，为恒星形成早期阶段提供关键见解。
2025-07-23 astro-ph.GA
Carbon-grain sublimation: a new top-down component of protostellar chemistry
地球的碳赤字一直是我们理解太阳系形成的一个突出问题。一个可能的解决方案是在行星形成过程的早期，碳颗粒在所谓的烟灰线（~300 K）处升华。在这里，我们认为，这个过程中最有可能的签名是过量的碳氢化合物和腈内的烟灰线，和更高的激发温度为这些分子相比，含氧的复杂的有机物，解吸周围的水雪线（~100 K）。这种特征在文献中已有报道，例如在猎户座KL中，虽然不是统一的，可能是由于不同研究的观测环境和分析方法的差异，或者与原恒星吸积的偶发性质有关。如果这个过程是活跃的，这将意味着在原恒星阶段，碳化学中有一个迄今为止未知的成分，它是从上到下起作用的-从较大的物种开始破坏-而不是从原子开始自下而上。在这样一个自上而下的组件的存在下，有机分子的起源需要重新探索。
2020-06-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Complex Organic Molecules in Star-Forming Regions of the Magellanic Clouds
大麦哲伦云和小麦哲伦云（LMC和SMC）是银河系中富含气体的矮伴，是详细研究复杂有机分子（COMs）在贫金属条件下形成和生存的最近实验室。到目前为止，在这些星系中只探测到甲醇、甲酸甲酯和二甲醚--这三种物质都朝向大麦哲伦星系N113恒星形成区的两个热核，这是唯一表现出复杂热核化学的河外来源。我们描述了一个小的和不同的样本的LMC和SMC源与COM或热核化学，并比较理论模型预测的意见。解释麦哲伦星云中热分子核的物理条件和金属丰度的理论模型已经能够广泛地解释现有的观测结果，但未能再现超过一个数量级的二甲醚丰度。我们讨论了未来的研究前景，在复杂的化学领域中的低金属环境。在麦哲伦星云中发现COMs对天体生物学有重要意义。麦哲伦星云的金属丰度与宇宙早期的星系相似，因此大麦哲伦星云和小麦哲伦星云中的COM的存在表明，在早期宇宙的低金属丰度系统中，可能存在类似的导致生命出现的生命前化学，就像在地球上发生的那样。
2019-09-15 astro-ph.GA
Enhanced formation of interstellar complex organic molecules on carbon monoxide ice
本研究通过天体化学模型发现，CO冰表面覆盖率升高会增强特定含氧复杂有机分子的形成，该效应受温度和宇宙射线电离率影响，对JWST星际冰观测具有重要参考价值。
2024-05-31 astro-ph.GA
Sulphur-Bearing and Complex Organic Molecules in an Infrared Cold Core
自ALMA天文台开始运行以来，揭示了红外冷核的新的重要化学。毫米范围内的分子跃迁正被用来识别和表征这些来源。我们研究了231 GHz ALMA档案观测的红外暗云区C9，重点是较亮的源，我们称之为IRDC-C9主。我们报告存在两个子结构上的连续映射的这个源：一个紧凑的亮点与高化学多样性，我们标记为核心，和一个较弱的和扩展的，我们标记为尾巴。在核心中，我们已经鉴定了分子OCS（19-18）、$^{13}$ CS（5-4）和CH $_{3}$ CH $_{2}$ CN的谱线，CH $_{3}$ CHO的几条谱线和$^{13}$ CH $_{3}$ CN的k梯发射。我们报告了两个不同的温度区域：虽然CH $_{3}$ CHO的旋转图显示温度为25 K，$^{13}$ CH $_{3}$ CN的旋转图表明在温度为$\sim450$ K时的较暖相。在尾部，仅检测到OCS（19-18）和$^{13}$ CS（5-4）系。我们使用$Nautilus$和\textsc{Radex}程序估计柱密度和丰度。在IRDC-C9主星核心存在的热气体表明存在一颗原恒星，而在尾部则没有。
2019-11-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Organic Acid Chemistry in ISM: Detection of Formic Acid and its Prebiotic Chemistry in Hot Core G358.93$-$0.03 MM1
Midnapore City College（梅德尼布尔城市学院）；Sidho-Kanho-Birsha University（西多-卡诺-比尔沙大学）
本研究在G358.93$-$0.03 MM1热分子核中首次检测到甲酸的trans构型，并通过化学模型揭示其可能通过颗粒表面反应形成。
2026-02-10 astro-ph.GA physics.chem-ph physics.space-ph
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
Islands of Electromagnetic Tranquility in Our Galactic core and Little Red Dots that Shelter Molecules and Prebiotic Chemistry
ICRANet（国际相对论天体物理中心）；Sapienza Università di Roma（罗马大学）；ICRANet-AI（国际相对论天体物理中心人工智能研究所）；Université de Nice Sophia-Antipolis（尼斯索菲亚-安提波利斯大学）；INAF（意大利国家天体物理研究所）；INAF – Osservatorio Astronomico d’Abruzzo（意大利国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）
研究发现银河系核心和小红点存在电磁宁静环境，为分子化学和前生物化学提供了天然实验室。
2026-03-12 astro-ph.EP astro-ph.GA
Complex molecules toward low-mass protostars: the Serpens core
在高质量的原恒星热核中，通常会探测到气相的复杂有机分子。对低质量原恒星和外流的探测相对罕见，更大的样本是研究化学如何对其环境做出反应的关键。在预测的指导下，复杂的有机分子形成在CH 3OH丰富的冰和热或非热蒸发与CH 3OH，我们已经确定了三个视线在巨蛇座核心-SMM 1，SMM 4和SMM 4-W -这可能是丰富的复杂的有机物。使用IRAM 30米望远镜，CH_3CHO和CH_3 OCH_3的窄线（半高宽为1-2 km s ~（-1））被检测到对所有源，HCOOCH_3对SMM_1和SMM_4-W，而C_2 H_5 OH根本没有。光束平均丰度的个别复杂的有机物的范围在0.6和10%之间，相对于CH 3OH的CH 3OH旋转温度时，应用。复杂有机物丰度的总和也有一个数量级的变化，最明亮的原恒星SMM 1的化学成分最丰富。丰度范围与其他低质量源的束平均观测结果相比很好。复杂的有机丰度是相同的数量级对低质量的原恒星和高质量的热核心，但HCOOCH 3是相对更重要的对低质量的原恒星。这是一致的顺序冰光化学，占主导地位的CHO含产品在低温和早期。
2011-07-28 astro-ph.GA
