The Role of Metallicity in the Chemical Evolution of Star-Forming Regions
本文基于低金属丰度环境中星际分子的最新观测，探讨金属丰度对恒星形成区化学演化的影响，并分析分子丰度是否随金属丰度按比例变化及其背后的化学过程。
2024-11-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Dependence of $X_{\rm CO}$ on metallicity, intensity, and spatial scale in a self-regulated interstellar medium
我们在高分辨率（~0.2 pc）流体动力学模拟中研究了CO（1-0）到H的$_2$转换因子（$X_{\rm CO}$）和CO（2-1）到CO（1-0）的线比（$R_{21}$）在宽范围的金属丰度（$0.1 \leq Z/Z_\odot \leq 3$）中的自调节多相星际介质。我们通过辐射转移构建合成CO排放图，并系统地改变“观测”光束的大小来量化尺度依赖性。我们发现，kpc尺度的$X_{\rm CO}$可以高估在低$Z$，如果假设稳态化学或假设恒星形成气体是H $_2$为主。在秒差距尺度上，$X_{\rm CO}$因地而异，主要是由碳原子到CO的转变驱动的。一旦尘埃屏蔽生效，pc尺度的$X_{\rm CO}$就会下降到银河系的值$2\times 10^{20}\ {\rm cm^{-2}~(K~km~s^{-1})^{-1}}$，与$Z$无关。CO谱线在较低的$Z$处变得越来越光学薄，导致较高的$R_{21}$。大部分云区由高$X_{\rm CO}$和低$R_{21}$的扩散气体填充，而大部分CO排放来自低$X_{\rm CO}$和高$R_{21}$的稠密气体。采用一个常数$X_{\rm CO}$强烈过（欠）估计H $_2$在稠密（扩散）气体。线强度与$X_{\rm CO}$（$R_{21}$）负（正）相关，因为它是柱密度（体积密度）的代表。在大尺度上，$X_{\rm CO}$和$…
2022-05-23 astro-ph.GA astro-ph.IM
The "bubbly" interstellar medium as origin for the inhomogeneous internal metallicity distributions in large disk galaxies
The University of Melbourne（墨尔本大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；The Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
该研究提出，大盘状星系内部不均匀的金属licity分布源于超新星产生的金属富集气体气泡，揭示了恒星形成在大尺度上稳定但在小尺度上具有爆发性。
2026-02-11 astro-ph.GA
CO/H2, C/CO, OH/CO, and OH/O2 in Dense Interstellar Gas: From High Ionization to Low Metallicity
我们提出了数值计算和分析的星际离子分子气相化学的比例关系，非常低的金属（$ 10^{-3} \times$太阳），和/或高达高驱动电离率。相关的环境包括低金属丰度矮星系中的冷星际介质（ISM）、再电离和Pop-II恒星形成时期的早期富集云，以及暴露于强X射线或宇宙射线源的致密冷气体。我们专注于H $_2$，CO，CH，OH，H $_2$ O和O $_2$的行为，在气体温度$\sim 100$ K，在低金属丰度冷却ISM的特点。我们考虑屏蔽或部分屏蔽的单区气体包裹，并解决了气相化学速率方程的稳态“金属分子”丰度的电离参数，$ζ/n$，和metallicties，$Z'$的范围很广。我们发现，OH丰度总是最大的H-到-H $_2$转换点附近，大的OH丰度持续在非常低的金属丰度，即使当氢主要是原子。我们研究了OH/O $_2$，C/CO和OH/CO丰度比，从大到小，作为$ζ/n$和$Z'$的函数。Pop-II代的大部分冷密ISM可能是OH主导的原子，而不是CO主导的分子。
2015-04-18 astro-ph.GA
SILCC -- IX. The multi-phase interstellar medium at low metallicity
Universität zu Köln（科隆大学）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie, Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天文学中心理论天体物理研究所）；Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）
本研究通过FLASH代码开展磁流体动力学模拟，探究不同金属丰度下星际介质的性质，发现金属丰度降低会显著改变恒星形成率、气体相态分布等，明确了气相金属丰度对恒星形成星际介质的重要作用。
2025-07-10 astro-ph.GA
Co-evolution of Dust and Chemistry in Galaxy Simulations with a Resolved Interstellar Medium
本研究通过高分辨率流体动力学模拟，结合时间依赖化学网络和尘埃演化模型，揭示了低金属丰度矮星系中尘埃生长对CO发光的关键作用，并指出星系外流是星系际尘埃的重要来源。
2023-07-10 astro-ph.GA astro-ph.IM
Thermal Phases of the Neutral Atomic Interstellar Medium -- from Solar Metallicity to Primordial Gas
我们研究了中性原子（H { \small I}）星际介质的热结构，在很宽的金属丰度范围内，从超太阳到消失的金属丰度，以及不同的紫外线强度和宇宙射线电离率。我们计算自洽的气体温度和物种丰度（特别关注残留H $_2$），假设热和化学稳态。对于太阳金属丰度，$Z' \equiv 1$，我们恢复了已知的结果，存在一个压力范围内的气体是多相的，与温暖的（$\sim 10^4$ K，WNM）和冷（$\sim 100$ K，CNM）相共存在相同的压力。在金属度为$Z' \approx 0.1$时，由于光电加热效率降低，CNM更冷（与$Z'=1$相比）。对于$Z' \lesssim 0.1$，宇宙射线电离成为主要的加热机制，随着金属丰度的降低，WNM到CNM的转变向不断增加的压力/密度转变。对于金属丰度$Z' \lesssim 0.01$，H $_2$冷却变得重要，降低WNM的温度（降至$\approx 600$ K），并消除多相现象。当金属丰度消失时，H-$_2$加热变得有效，多相现象完全消失。我们推导出解析表达式的临界密度的暖到冷相变在不同的制度，和H $_2$冷却和加热的临界金属丰度。我们讨论了星系的恒星形成率和自我调节理论的潜在影响。
2019-06-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
METAL: The Metal Evolution, Transport, and Abundance in the Large Magellanic Cloud Hubble program. III. Interstellar Depletions, Dust-to-Metal, and Dust-to-Gas Ratios Versus Metallicity
星际消耗的金属丰度和气体密度依赖性，尘埃-气体（D/G）和尘埃-金属（D/M）比对我们如何准确地追踪宇宙的化学富集有重要的影响;无论是通过使用FIR尘埃排放作为ISM的示踪剂;还是通过使用阻尼莱曼-α系统（DLAs）的光谱学来测量广泛的红移范围内的化学丰度。我们收集和比较大样本的消耗测量银河系（MW），LMC（Z=0.5 Zsun），SMC（Z=0.2 Zsun）。不同元素的消耗之间的关系在三个星系之间没有很大的变化，这意味着丰度比应该精确地追踪到20%的太阳金属丰度。从损耗出发，我们导出了D/G和D/M。D/G随密度的增加而增加，这与在密度更大的ISM中气相金属更有效地吸附到尘埃颗粒上是一致的。当log N（H）> 21 cm^-2时，金属丰度示踪物（S、Zn）的损耗超过-0.5 dex，即使在太阳金属丰度为20%的情况下也是如此。从MW到LMC（因子3）和SMC（因子6），金属的气体分数增加，补偿了总重元素丰度的减少，并导致这三个星系具有相同的中性气相金属丰度。来自消耗的D/G比来自FIR、21 cm和CO排放的D/G高2倍（LMC）和5倍（SMC），这可能是由于尘埃FIR不透明度和碳和氧消耗的综合不确定性。
2022-02-09 astro-ph.GA
Inferring Interstellar Medium Density, Temperature, and Metallicity from Turbulent H II Regions
University of Chicago（芝加哥大学）；Sub-department of Astrophysics, University of Oxford（牛津大学天体物理亚系）；Kavli Institute for Cosmological Physics, University of Chicago（芝加哥大学卡弗里宇宙物理学研究所）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（黎明宇宙中心）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）
研究通过模拟湍流H II区域，发现湍流影响发射线比值，导致金属度推断偏差，强调需更全面的模型以解释观测光谱。
2026-02-03 astro-ph.GA
Metallicity Fluctuation Statistics in the Interstellar Medium and Young Stars. I. Variance and Correlation
星系的气体和恒星在化学空间中的分布编码了大量关于该星系物理性质和组装历史的信息。然而，目前用于从化学分布中提取信息的方法是基于在星系尺度上测量的粗略平均值（例如，金属丰度梯度）或在化学空间中寻找可以在$\sim 1$ PC尺度上与单个星团或气体云识别的星团。这些方法丢弃了大部分信息，因为在星系中，气体和年轻恒星被观察到是分形分布的，在所有尺度上都有相关性，金属也可能是如此。在本文中，我们介绍了第一个理论模型，基于随机强迫扩散，能够预测金属场的多尺度统计。我们从第一性原理推导出金属分布的方差、关联函数和功率谱，并确定这些量如何依赖于元素的天体物理起源地点和星系的大尺度性质。在其他结果中，我们解释了为什么在附近星系的星际介质中观察到的典型的丰度散射是$\approx 0.1$ dex的第一次，我们预测，这种散射将相关的空间尺度上的$\sim 0.5-1$ kpc，并在时间尺度上的$\sim 100-300$百万年。我们讨论了我们的研究结果对未来的化学标记研究的影响。
2018-01-17 astro-ph.GA
Large Metallicity Variations in the Galactic Interstellar Medium
星际介质（ISM）包括不同温度和密度的气体，包括电离的、原子的、分子的物质和尘埃颗粒。中性ISM由中性氢主导，电离分数高达8%。比氦重的化学元素的浓度（金属丰度）跨越银河系恒星的数量级，因为它们形成于不同的时间。相反，在传统的化学演化模型中，太阳附近的气体被认为是混合良好的，并且具有太阳的金属丰度。ISM的化学丰度可以准确地测量与紫外吸收线光谱。然而，尘埃贫化的影响，从可观察到的气相中去除部分金属并将其纳入固体颗粒，直到最近，还阻止了对ISM金属丰度的更深入研究。在这里，我们报告的尘埃校正的金属丰度的中性ISM测量对25颗恒星在我们的银河系。我们发现金属丰度的变化超过10倍（平均55 +/- 7%太阳能和标准差0.28 dex），包括许多低金属丰度的地区，低至~17%太阳能，可能更低。原始气体以高速云的形式落在圆盘上，可以引起数十pc尺度上观察到的化学不均匀性。我们的研究结果表明，这种低金属含量的吸积气体不能有效地混合到ISM中，这可能有助于我们了解附近同时代恒星的金属含量偏差。
2022-05-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Active Galactic Nuclei-driven Metallicity Enrichment in the Interstellar Medium of Mrk 573
Astronomical Observatory of the Jagiellonian University（雅盖隆大学天文台）；Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学加拿大理论天体物理研究所）；NASA-Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）
研究通过空间分辨观测揭示Mrk 573中活动星系核驱动的金属丰度增强，利用不同金属丰度校准和N/O-O/H比例关系，发现金属分布与高Seyfert/LINER指数区域及射电喷流相关，表明金属来自核区的风、喷流或流出物。
2026-04-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
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$\la 32\pcc…
2014-11-18 astro-ph.GA
A Homogeneous Determination of the Interstellar Extinction Law and Metallicity for 105 Galactic Open Clusters
Department of Theoretical Physics and Astrophysics, Masaryk University（马萨里克大学理论与天体物理系）
利用紫外-光学测光法研究105个银河疏散星团的星际消光定律，结合地基观测与盖亚数据构建色指数，用消光比组合和模型得出消光定律值，拟合等时线估计金属丰度值，提供了首个均匀目录。
2026-07-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modelling the chemical evolution of molecular clouds as a function of metallicity
银河系正处于持续的元素进化中。由于垂死恒星产生的新元素被输送到星际介质，新一代恒星和行星系统的形成受到这种金属富集的影响。我们的目标是研究金属丰度对星际介质气相化学的作用。使用一个系统的耦合常微分方程模型的化学反应，我们模拟了不同的初始星际元素组成的气相中的分子丰度的演变。这些不同的初始元素组成考虑了银河系元素演化的自洽模型预测的“元素丰度”的变化。据我们所知，这是首次尝试将银河系的元素演化和分子云的化学演化结合起来。金属丰度被发现有一个强大的整体气相组合物的影响。随着金属度的降低，长碳链的数量增加，小分子物种的时间尺度增加，氧的主要形式从O和CO转变为O2。这些影响主要是由于电子、H3+和原子氧丰度的变化。
2014-03-04 astro-ph.GA
Interstellar dust production, destruction and effects of dust depletion in galaxies
INAF – Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna（意大利国家天体物理研究所博洛尼亚天文物理与空间科学观测站）
本文综述了尘埃颗粒如何影响星际化学丰度及调控星系尘埃预算的过程，探讨了尘埃在高红移系统中的作用，并指出未来需关注高红移尘埃预算和低金属licity系统的性质研究。
2026-07-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supernova-driven turbulent metal mixing in high redshift galactic disks: metallicity fluctuations in the interstellar medium and its imprints on metal poor stars in the Milky Way
在超新星（SN）反复注入新鲜金属的情况下，湍流混合气体的程度可能有助于对当地恒星形成条件提供重要的限制。这包括对贫金属恒星之间金属丰度分散的预测，这表明星际介质在早期并没有很好地混合。这封{ \it信}的目的是通过一系列数值实验，帮助分离出调节星系盘中SN元素湍流混合的一些关键过程。我们研究气体相互作用的小模拟补丁的星系盘的目标是解决在pc尺度的小尺度混合效应的金属，这使我们能够测量在各种星系环境中的湍流扩散系数。通过研究这些模拟中$α$元素的变化统计，我们不仅能够得到限制SN爆炸中的内禀产额变化的允许范围，而且对银河系的恒星形成历史。我们认为，所观察到的分散的[Mg/Fe]在贫金属晕星是兼容的恒星形成的条件，预计在矮卫星或早期低恒星形成银河系的祖先。特别是，没有相位混合的恒星中的金属变化可以用来推断被破坏的矮卫星的恒星形成条件。
2022-09-12 astro-ph.GA
The impact of cosmic ray heating on the cooling of the low-metallicity interstellar medium
本研究通过磁流体动力学模拟发现，在低金属丰度星际介质中，宇宙射线加热可主导光电加热，均匀CR电离率会抑制或延迟恒星形成，而可变CR电离率下恒星主要形成于低加热率的原始区域。
2025-01-30 astro-ph.GA
The impact of metallicity-dependent dust destruction on the dust-to-metals ratio in galaxies
星际尘埃的质量与金属总质量的比值（尘埃与金属/DTM比值）倾向于随着金属丰度的增加而增加。这可以解释为在较高的金属丰度下，星际介质（ISM）中晶粒生长的效率增加，其推论是在低金属丰度下看到的低DTM比率是由于低效率的恒星尘埃产生。这种解释假设，在ISM中的尘埃销毁效率是恒定的，而它可能会增加在低金属性;低金属性气体的冷却效率降低，应导致更多的冲击后尘埃破坏通过热溅射。我们表明，将足够强的金属丰度依赖模型的星系演化消除了低恒星尘埃产量的需要。恒星源对整个尘埃预算的贡献可能被大大低估，而颗粒生长的贡献则被高估，假设破坏效率恒定的模型。
2021-10-13 astro-ph.GA
The Distribution of Metallicities in the Local Galactic Interstellar Medium
本研究通过分析84条视线的22种元素柱密度数据，结合尘埃耗竭与金属丰度偏移的同步测定方法，发现太阳邻域中性星际云金属丰度弥散极小，未发现极低金属丰度气体，支持局域星际介质化学均匀的结论。
2023-05-12 astro-ph.GA
Molecular cooling in the diffuse interstellar medium
我们使用一个简单的星际气体的热和化学演化的单区模型来研究分子氢（H2）是否曾经是温暖的、弥漫的星际介质（ISM）的重要冷却剂。我们表明，在太阳的金属丰度，H2冷却是不重要的，ISM的热演化是由金属线冷却为主。然而，在金属丰度低于0.1 Z_solar时，低密度气体的金属线冷却很快变得不重要，H2可以成为主要的冷却剂，即使其在气体中的丰度仍然很小。我们调查所需的条件，以H2占主导地位，并表明，它提供了显着的冷却，只有当星际辐射场强度的气体密度的比率是小的。最后，我们证明了我们的结果是不敏感的气体的初始部分电离的变化或存在于低金属丰度ISM中的尘埃的性质的不确定性。
2013-09-25 astro-ph.GA
Momentum Injection by Supernovae in the Interstellar Medium
超新星爆发在其环境中储存了巨大的能量和动量，前者调节多相热结构，后者调节星际介质（ISM）中的湍流和恒星形成速率。然而，系统的研究量化SNe在现实的非均匀ISM条件下的影响一直缺乏。使用三维流体动力学模拟，我们调查的依赖径向动量注入的物理条件（考虑范围的平均密度n=0.1-100）和数值参数。我们的非均匀模拟采用了原子气体中热不稳定性导致的两相背景态。虽然SNR形态变得非常复杂的非均匀背景，径向动量注入是非常不敏感的环境细节。对于我们的两相模拟，单个SN产生的最终动量为2.8*10^5 M_sun*km/s n^{-0.17}。这仅比具有相同平均密度的均匀环境的动量注入小5%，并且仅比壳形成时的动量大30%。热气体中的最大质量对环境的不均匀性相当不敏感。强磁场在很晚的时候改变了热气体质量，但动量注入保持不变。多个空间相关的SNe的初始实验显示，每个事件的动量几乎与单SN情况一样大。我们还提出了一个完整的数值参数研究，以评估收敛要求。对于动量和其他量的收敛，我们发现数值分辨率dx和SNR的初始大小r_init必须满足dx，r_init<r_sf/3，其中壳形成半径对于两相模型由r_sf = 30 pc n^{-0.46}给出（或对于均匀介质小30%）。
2015-01-12 astro-ph.GA
Destruction of the interstellar dust by a supernova
Lebedev Physical Institute, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院列别杰夫物理研究所）
研究超新星残骸中星际尘埃的破坏机制，探讨气体密度和金属licity对尘埃破坏的影响，发现不同环境下尘埃破坏存在快速完全和渐进弱化两种模式，指出尘埃冷却抑制破坏并提出尘埃质量与金属licity的线性关系。
2026-04-09 astro-ph.GA
Origin of the Multi-Phase Interstellar Medium: the Effects of Turbulence and Magnetic Field
本文通过三维流体动力学与磁流体动力学湍流模拟，揭示湍流混合产生并维持不稳定中性介质，而磁场通过各向异性级联和小尺度涨落共同调控多相星际介质。
2025-05-12 astro-ph.GA
Metallicity fluctuation statistics in the interstellar medium and young stars -- II. Elemental cross-correlations and the structure of chemical abundance space
Australian National University（澳大利亚国立大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Durham University（杜伦大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）
本文扩展了随机驱动扩散模型，用于解释多元素丰度相关性，并预测气体和年轻恒星中的相关程度，揭示了元素相关性的控制因素。
2025-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
New SiS destruction and formation routes via neutral-neutral reactions and their fundamental role in interstellar clouds at low and high metallicity values
本研究通过CCSD(T)-F12计算和Nautilus模型扩展中性-中性反应网络，发现Si+HS和S+SiC通道对SiS丰度起关键作用，其重要性堪比离子-中性反应，高金属丰度下SiS产生显著增强。
2024-04-11 astro-ph.GA
Astro2020 Science White Paper: Magnetic Fields and Polarization in the Diffuse Interstellar Medium
磁场是星际介质（ISM）上最重要的力量之一，各向异性地调节着驱动星系演化的结构和恒星形成。最近对扩散气体和分子云的高动态范围观测揭示了星际结构与周围磁场之间的新联系。ISM形态学编码了丰富的物理信息，但破译它需要高分辨率的磁场测量：星光和尘埃发射的线性偏振，以及塞曼分裂。这些测量磁场的不同分量，至关重要的是，塞曼分裂是直接测量ISM中场强的唯一方法。我们主张使用吸收中的21厘米线对磁场强度进行统计上有意义的调查，以及使用发射中的21厘米线对结构形成和磁场强度之间的联系进行观测测试。最后，我们报告的偶然发现的线性偏振的21厘米线，这需要理论和观测的后续行动。
2019-03-18 astro-ph.GA
CN Variations in High Metallicity Globular and Open Clusters
本文比较了高金属量球状星团NGC 6356和NGC 6528与老的疏散星团NGC 188、NCG 2158和NGC 7789中CN带强度的变化。恒星与恒星之间的丰度变化，CN差异是一个容易观察到的迹象，在中等金属丰度的晕球状星团中很常见，但在野外或疏散星团中看不到。我们发现，疏散星团有狭窄的，单峰分布的CN带强度，从文献中预期，而球状星团有广泛的，双峰分布的CN带强度，类似于中等金属丰度晕球状星团。这一结果有有趣的影响，提出了各种机制来解释球状星团丰度不均匀的起源，并建议在团簇形成的时代，当地的环境起着至关重要的作用，在调节团内富集过程。
2009-05-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Absence of High Metallicity-High Column Density Damped Lyman Alpha Systems: Molecule Formation in a Two-Phase Interstellar Medium
我们认为，缺乏观察到的阻尼莱曼α（DLA）系统，同时具有高HI列密度和高金属性的结果自然从形成的分子在冷相的两相原子介质中的压力平衡。我们的结果同样适用于扩散系统中的紫外线辐射场主要是由河外背景和密集的恒星形成的，其中本地辐射场可能是数量级更高。我们指出，需要这样的辐射不敏感模型来解释使用伽马射线暴余辉观察到的DLA中不存在高柱-高金属丰度系统，因为这些系统可能会受到伽玛射线暴宿主星系中活跃恒星形成产生的强辐射场的影响。此外，我们发现，在DLAs中的最大原子气柱之间的关系设置了一个坚定的上限，在这些系统中，可以在温暖的，扩散相的质量分数。最后，我们认为，我们的结果解释了观察到的缺乏原位恒星形成DLA系统。
2009-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
High water D/H ratio of the interstellar object 3I/ATLAS is consistent with a low-metallicity origin
RIKEN Pioneering Research Institute（理化学研究所前沿研究部）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；Catholic University of America（美利坚天主教大学）；Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎西岱大学，塞吉-蓬图瓦兹大学）；Auburn University（奥本大学）；University of Washington（华盛顿大学）；LSST Interdisciplinary Network for Collaboration and Computing（LSST跨学科协作与计算网络）；Northern Arizona University（北亚利桑那大学）；Universität Bern（伯尔尼大学）；American University（美利坚大学）
该研究通过天体化学模型表明，星际天体 3I/ATLAS 的高水 D/H 比可在低金属丰度（≤0.5倍太阳）和高云密度下重现，水的氘化可作为其母云金属丰度和物理条件的探针。
2026-09-15 astro-ph.EP astro-ph.GA
Understanding Interstellar Metals during Reionization with Radiative SPH Simulation: Metallicity and Emission Lines from the ISM at $10 \geq z \geq 5$
New Mexico State University（新墨西哥州立大学）；Cosmic Dawn Center (DAWN) Niels Bohr Institute, University of Copenhagen / DTU-Space Technical University of Denmark（黎明中心（DAWN）尼尔斯·玻尔研究所，哥本哈根大学/丹麦技术大学空间系）
本文通过Technicolor Dawn辐射SPH模拟与再电离时期观测对比，检验星系电离与金属增丰，发现模拟氧丰度偏高0.5 dex，O32诊断偏差1 dex，且模拟星系电离参数普遍偏高。
2025-10-22 astro-ph.CO astro-ph.GA
Thermal instability and multi-phase interstellar medium in the first galaxies
我们研究了具有不同金属丰度和FUV场强度的等压收缩气体中热不稳定性的线性稳定性和非线性增长。当H2冷却被FUV场抑制（G_0>10^-3）或金属丰度足够高（Z/Zs>10^-3）时，由于CII和OI精细结构线的冷却，星际介质在100-7000 K温度范围内是热不稳定的。在这种情况下，作为热不稳定性的结果，形成具有双峰密度概率分布的双相介质。热不稳定性的特征尺度随着金属丰度的增加而变小。不同分辨率的非线性模拟的比较表明，最大规模的热不稳定性应解决与超过60个单元，以遵循失控冷却驱动的热不稳定性。在足够弱的FUV场和低金属性下，由于H2冷却占主导地位，热不稳定性的密度范围缩小。随着FUV强度的降低，双相结构变得不那么显著并最终消失。我们的基本结果表明，在早期星系中，i）热不稳定性对Z/Zs<10^-4的介质几乎没有影响，ii）热不稳定性的碎裂可以决定10^-4<Z/Zs<0.04的星团的质量谱，iii）当Z/Zs>0.04时，像我们银河系这样的热不稳定的湍流星际介质变得普遍存在。尽管阈值金属丰度取决于诸如热压、FUV强度和红移等条件。
2014-12-18 astro-ph.GA
Effect of interstellar objects on metallicity of low-mass first stars formed in a cosmological model
我们调查金属污染到表面的低质量人口III星（人口。III幸存者）通过星际物体漂浮在银河系星际介质。直到最近，Tanikawa等人才分析估计了有多少金属应该与最近发现的Oumuamua鼓励的轨道上的Pop. III幸存者相撞，并提出ISOs是Pop. III幸存者金属富集的最主要贡献者。当我们考虑星际天体在银盘中的分布时，尽管Tanikawa等人假设了一个模型轨道，但Pop. III幸存者的轨道是估计它们吸积率的重要性质。为了更真实地计算吸积率，我们使用了一个高分辨率的宇宙学$N$体模拟，解决了暗物质的迷你晕。位于太阳附近的Pop. III幸存者有许多ISO（$> 100$ m）碰撞的机会，通常在最后一次$5$ Gyr中发生$5\times10^6$次，这比以前的研究中估计的大一个数量级。当我们假设一个幂律参数$α$的ISO累积数密度的大小大于$D$作为$n \propto D^{-α}$，$0.80 \, M_{\odot}$明星应该是典型的污染[Fe/H] $\sim -2$的情况下，$α=2.0$。即使在$0.70$和$0.75 \, M_{\odot}$星的情况下，典型的表面金属丰度也是围绕[Fe/H] $=-6 \sim -5$。从恒星的存在及其[Fe/H]，我们可以限制在功率$α$的下限，作为$α\gtrsim 2.0$，这是一致的$α$公里大小的小行星和彗星在太阳系中。…
2019-05-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The metallicity of galactic winds
星系丰度的演化关键取决于星际介质中金属的混合、新气体的流入和富集气体的流出之间的平衡。我们研究这些过程中的气体柱垂直于星系盘使用分秒差距分辨率模拟跟踪恒星喷出物与Flash代码。我们模拟一个简化的星际介质搅拌和丰富的超新星和他们的祖先。我们改变的气体柱的密度分布，并整合我们的结果在指数盘预测风和ISM富集盘星系的属性。我们发现，来自更大质量星系的风更热，更高浓度，与星系形成模型中通常假设的形成鲜明对比。我们使用这些发现在一个简单的模型中的星系富集演化，其中形成星系的金属丰度是吸积的结果，几乎原始的气体和流出的富集气体沿平衡序列。我们将这些预测与观测到的质量-金属丰度关系进行了比较，并展示了星系的气体分数是如何成为一个关键的控制参数。这就解释了在更高的恒星质量下所观察到的质量-金属丰度关系的平坦化。
2014-10-27 astro-ph.GA
The role of dust destruction and dust growth in the evolution of the interstellar medium
我们使用类似银河系的化学动力学模拟与一个新的治疗尘埃的破坏和增长，调查这两个过程如何影响星系中的星际介质的属性。我们关注两个特定参数的作用：f_des（一个新的参数，决定了超新星周围单个气体粒子中被摧毁的尘埃的比例）和C_s（金属原子或离子在碰撞后粘在尘埃颗粒上的概率，即，粘附系数）在调节星系中尘埃、冷气体和金属的数量和分布方面的作用。我们发现，低fdes和/或高Cs值的模拟星系不仅产生更多的尘埃，而且尘埃面密度与总气体面密度的相关性较弱，尘气比与金属丰度的相关性较陡。只有当fdes值在0.01 ~ 0.02之间，Cs值在0.5 ~ 1之间时，我们的模拟才能得到与观测一致的尘气比与金属丰度关系的平均斜率。f_des值对应于被单个超新星摧毁的尘埃的总分数在0.42和0.44之间的范围。最后，我们比较了几个模拟的预测（不同的恒星形成配方，气体分数，中心金属丰度和金属丰度梯度）的空间分辨M101星系，并得出结论，金属丰度是尘埃空间分布的主要驱动因素，而尘埃-气体比控制冷气体分布，因为它调节原子到分子的氢转化率。
2020-09-17 astro-ph.GA
Quantifying azimuthal variations within the interstellar medium of z ~ 0 spiral galaxies with the TYPHOON survey
本研究借助 TYPHOON 巡天绘制九个近邻旋涡星系的 SFR 与金属丰度方位分布，发现不同星系分别支持密度波理论、动态旋涡理论或受并合影响，表明旋涡结构源于多种机制共同作用。
2024-09-09 astro-ph.GA
HD/H$_2$ ratio in the diffuse interstellar medium
我们提出了一个半解析描述的相对HD/H2丰度的弥漫星际介质。我们发现三个渐近的相对HD/H $_2$丰度的不同部分的介质和它们的物理参数，即，数密度，强度的紫外线场，宇宙射线电离率和金属性的依赖。我们的计算是在一个很好的协议与使用Meudon PDR代码的全网络计算。我们发现，在低金属丰度和/或较高宇宙线电离率的情况下，HD的形成速率显著增强，HD/H2比值增大，DI/HD跃迁发生在比HI/H $_2$跃迁更低的紫外辐射穿透深度处。这可以解释观测到的HD/H $_2$丰度在本地和高红移测量之间的差异。
2019-11-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Separate ways: The Mass-Metallicity Relation does not strongly correlate with Star Formation Rate in SDSS-IV MaNGA galaxies
我们提出的综合恒星质量金属丰度关系（MZR）的积分场面积SDSS-IV的MANGA调查中包括超过1700个星系。空间分辨的数据使我们能够使用一组异质的10个丰度校准物在相同的物理尺度（有效半径，单位为arcsec，$\mathrm{R_{eff}}$）下确定金属丰度。除了比例因子外，所有校准品的MZR形状相似，与先前使用单光纤和积分场光谱法报告的形状一致。我们比较这种关系的残差对恒星形成率（SFR）和特定的SFR（sSFR）。我们没有发现一个强大的二级关系的MZR与SFR或sSFR的任何校准品，与以前的单光纤光谱研究。我们的研究结果同意的情况下，金属富集发生在局部尺度上，与全球流出发挥次要作用，在塑造化学的星系和冷气体流入调节恒星的形成。
2017-06-29 astro-ph.GA
Stellar Radiation is Critical for Regulating Star Formation and Driving Outflows in Low Mass Dwarf Galaxies
有效的恒星反馈被用于星系形成的模型中，以驱动真实的星系演化。模型通常包括来自超新星的能量注入作为恒星反馈的主要形式，通常以某种形式的亚网格配方。然而，最近有人建议，前SN反馈（恒星风或辐射）是必要的星系演化的高分辨率模拟，以适当地调节恒星的形成和星际介质（ISM）的属性。遵循这些过程在计算上是具有挑战性的，因此许多处方近似地模拟这种反馈，解释新形成的恒星周围致密气体云的局部破坏，而不是完整的辐射转移计算。在这项工作中，我们研究高分辨率模拟（1.8 pc）的孤立矮星系详细的恒星反馈跟踪逐星的基础上。通过跟踪恒星电离辐射的自适应射线跟踪辐射转移方法，我们测试它在调节恒星形成和驱动该星系的外流的重要性。我们发现，包括电离辐射降低了恒星形成率（SFR）超过5倍，是必要的，以产生超新星驱动显着外流所需的ISM条件。我们发现，辐射反馈的局部近似足以在短时间尺度上调节SFR，但不允许显著的外流。短距离和长距离辐射效应在驱动我们的低金属量、低质量矮星系的演化中都很重要。将这些结果推广到更大质量的星系将是未来研究的一个有价值的途径。
2018-09-19 astro-ph.GA
The resolved chemical abundance properties within the interstellar medium of star-forming galaxies at $\mathbf{ \textit{z} \approx 1.5}$
利用KMOS超深自转速度巡天（KURVS）获得的前所未有的积分场深度数据，分析了$z\approx1.5$上22个主序星星系的强（H $α$）和禁戒（[NII]，[SII]）发射线比。使用[NII]/H $α$发射线比，我们确认了该时期恒星质量$-$气相金属丰度关系的存在，与星系表现出平均0.13 $\pm$ 0.04 dex低气相金属丰度（12+log（O/H）$_{\rm M13}$ =8.40 $\pm$ 0.03）对于一个给定的恒星质量（$\log_{10}$（$M_{\rm *}$ [ $M_{\odot}$ ]=10.1 $\pm$ 0.1）比本地主序星星系。我们确定了星系积分的[SII]双峰比，[SII] $λ$ 6716/ $λ$ 6731的中值=1.26 $\pm$ 0.14，相当于log $_{10}$的电子密度（$n_{\rm e}$ [cm $^{-3}$ ]）=1.95 $\pm$ 0.12。利用坎德尔$HST$多波段成像，我们定义的像素表面质量和恒星形成率密度在每个星系和空间上解决的基本金属丰度关系在$z\approx1.5$，发现0.05 $\pm$ 0.01德克斯的演变相比，当地的关系。我们使用[NII]/H $α$校准来量化星系内的固有气相金属丰度梯度，发现基于环的$Δ$ Z/ $Δ$ R= $-$ 0.015 $\pm$ 0.005 dex kp…
2022-02-24 astro-ph.GA
A solar metallicity galaxy at $z >$ 7? Possible detection of the [N II] 122 $μ$m and [O III] 52 $μ$m lines
我们提出了第一次检测的[N II] 122 $μ$ m和[O III] 52 $μ$ m线的再电离时代的星系。基于这些线和以前的[C II] 158 $μ$ m和[O III] 88 $μ$ m测量，使用两种不同的星际介质辐射传输模型，我们估计的电子密度的上限$\lesssim$ 500厘米$^{-3}$和气相金属丰度$Z/Z_\odot \sim 1.1 \pm 0.2$为A1689-zD 1，引力透镜，尘埃星系在$z$ = 7.133。到目前为止，在$z \gtrsim$ 6的星系星际介质中，其他金属丰度的测量或指标通常比这低一个数量级。异常高的金属丰度使得A1689-zD 1与基本的金属丰度关系不一致，尽管可能有显著的尘埃遮蔽恒星质量，这可能部分解决不一致的问题。考虑到太阳的金属丰度，尘埃与金属的比率比预期的要低几个因子，暗示$z \sim$ 7以外的星系可能有较低的尘埃形成效率。最后，与氧相比，推断出的氮富集，金属丰度测量所依赖的，表明该系统中的恒星形成年龄超过2.5亿年，将该星系的起源推到了$z >$ 10。
2023-03-08 astro-ph.GA
Predicting the water content of interstellar objects from galactic star formation histories
微行星不可避免地带有其出生环境的特征，在其组成中保留了其系统原始气体和尘埃的金属含量记录，尽管其形成过程发生了变化。当星子从它们的起源系统中分散出去时，这个记录就随之而来。由于每颗恒星都可能至少贡献出$10^{12}$星际天体，银河系的星际天体漂移种群（ISO）提供了其恒星星族随时间变化的特性的概述。使用EAGLE宇宙学模拟和模型的原行星形成，我们的建模预测的ISO人口的双峰分布在其水的质量分数。在低金属量系统中形成的天体，通常是较老的天体，其含水率高于在高金属量原行星盘中形成的天体，这些富含水的天体构成了天体总数的大多数。这两个检测到的ISO似乎属于较低的水部分人口，这些结果表明，他们来自最近形成的系统。我们表明，人口的ISO在不同的恒星形成历史的星系将有不同比例的对象与高和低的水分数。这项工作表明，这是可能的，即将到来的维拉C。鲁宾天文台的空间和时间遗产调查将检测到足够大的ISO人口，对原行星盘的模型以及星系结构和演化施加有用的限制。
2021-12-10 astro-ph.EP astro-ph.GA
Accurate Oxygen Abundance of Interstellar Gas in Mrk 71 from Optical and Infrared Spectra
该研究结合光学与远红外发射线测量 Mrk 71 的氧丰度并校正温度涨落，发现标准电子温度方法几乎无偏，否定了 ADF 源于温度涨落的传统解释。
2023-04-19 astro-ph.GA
Cosmic ray streaming in the turbulent interstellar medium
本文研究了$-100~$ GeV宇宙射线在湍流星际介质中的流动不稳定性及其阻尼。我们发现流不稳定性的阻尼主要由弱电离分子云中的离子-中性碰撞阻尼、高电离暖介质中的湍流阻尼和星系晕中的非线性朗道阻尼所控制。只有在星系晕中，CR的流动速度接近阿尔文速度。Alfvénic湍流通过磁场线缠结在抑制流动不稳定性和调节流动CRs扩散方面起着重要作用，流动CRs在观测坐标系中的有效平均自由程由超Alfvénic湍流的Alfvénic尺度决定.得到的扩散系数对Alfvén马赫数很敏感，在多相ISM中，Alfvén马赫数具有很大的取值范围。超Alfvénic湍流有助于流动CR的额外限制，无论占主导地位的阻尼机制。
2022-01-20 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
[CII] Emission in a Self-Regulated Interstellar Medium
该研究通过耦合化学、恒星反馈与完整辐射转移的高分辨率 ISM 模拟，刻画 [CII] 发射来源及其与金属丰度、SFR 的关系，证明其在贫金属环境中仍是可靠 SFR 示踪剂。
2024-03-03 astro-ph.GA
The effect of non-equilibrium metal cooling on the interstellar medium
通过使用现代光滑粒子流体动力学代码GASOLINE 2和化学包KROME之间的一个新的接口，我们遵循一个孤立的星系的流体动力学和化学演化。为了评估不同物理参数和处方的相关性，我们构建了一套10个模拟，其中我们改变了化学网络（原始和金属物种），金属冷却的建模方式（非平衡与平衡;光学薄与厚近似），初始气体金属丰度（从10%到100%太阳），以及分子氢如何在尘埃上形成。这是第一个工作，其中金属注入超新星，湍流金属扩散，和非平衡金属冷却的金属网络是自洽地包括在星系模拟。我们发现，适当地模拟几种金属物种的化学演化和相应的非平衡金属冷却对气体的热力学，化学丰度和星系的外观有重要影响：气体通常是温暖的，有一个较大的分子气体质量分数，并有一个平滑的光盘。我们还得出结论，在相对较高的金属丰度，选择的分子氢形成率的灰尘是不重要的。此外，我们确认，较高的初始金属丰度产生较冷的气体和较大比例的分子气体，与低金属丰度模拟最好地匹配所观察到的分子Kennicutt-Schmidt关系。最后，我们的模拟结果与将恒星形成率与金属发射线联系起来的观测结果吻合得很好。
2018-01-04 astro-ph.CO astro-ph.GA
Recovering the properties of the interstellar medium through integrated spectroscopy: application to the z~0 ECO volume-limited star-forming galaxy sample
开发基于 MULTIGRIS 框架的建模技术分析 ECO 目录中 2052 个星系的积分光谱，推断其非均匀电离气体性质，提供新的质量-金属丰度关系拟合并揭示金属丰度双峰分布。
2025-02-15 astro-ph.GA
Resolved scaling relations and metallicity gradients on sub-kiloparsec scales at z=1
空间分辨的恒星形成主序星（rSFMS）和空间分辨的质量-金属丰度关系（rMZR）的存在，现在已经很好地建立了本地星系。此外，金属丰度随半径减小的梯度似乎在局部盘星系中很常见。这些观测结果表明，星系形成是一个自我调节的过程，并为星系演化模型提供了约束。然而，在更高的红移下研究这些关系的演化仍然非常具有挑战性。本文分析了用MUSE和SINFONI观测到的三个z = 0.6，0.7和1的引力透镜星系。这些星系被星系团高度放大，这使我们能够在几百秒差距的物理尺度上观察到分辨的标度关系和金属丰度梯度，与本地星系的研究相当。我们确认，rSFMS已经在这些红移的sub-kpc尺度，并建立，第一次，存在的rMZR在更高的红移。我们发展了一种前向模拟方法来拟合多重成像透镜星系在像平面上的2D金属丰度梯度，得到了-0.027+/-0.003，-0.019+/-0.003和-0.039+/-0.060 dex/kpc的梯度。尽管这些星系是典型的高红移盘星系，但星系中的金属丰度变化可以很好地用全局线性梯度来描述，我们没有看到与恒星形成团块相关的金属丰度的任何差异。
2019-07-26 astro-ph.GA
Properties of the Interstellar Medium in Star-Forming Galaxies at z~1.4 revealed with ALMA
我们利用ALMA对z~1.4主序星上的20个恒星形成星系进行了12 CO（J=5-4）和尘埃热连续辐射观测，以研究星际介质的性质。选取样本星系在恒星质量-恒星形成率图和恒星质量-金属丰度图中追踪恒星形成星系的分布。我们探测到来自11个星系的CO发射线。分子气体质量是通过采用金属性相关的CO到H2的转换因子并假设CO（5-4）/CO（1-0）光度比为0.23而导出的。被探测星系的分子气体质量及其比值（分子气体质量/（分子气体质量+恒星质量））分别在（3.9-12）x 10^{10} Msun和0.25-0.94的范围内;这些值明显大于本地旋涡星系。分子气体的质量分数随恒星质量的增加而减少;这种关系在比以前的研究低四倍的恒星质量时成立，并且分子气体的质量分数随金属丰度的增加而减少。叠加分析也显示了同样的趋势。尘埃热辐射在两个星系中被清楚地探测到，在五个星系中被勉强探测到。探测到的星系尘埃质量为（3.9-38）x 10^{7} Msun。我们推导出了气尘比，发现它们比本地星系大3-4倍。探测到的星系的分子气体耗尽时间为（1.4-36）× 10^{8}年，而叠加分析的结果显示约为3 × 10^{8}年。耗尽时间随恒星质量和金属丰度的增加而减小，但这种趋势并不显著，这与本星系的趋势相反。
2016-02-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Formation History of Polycyclic Aromatic Hydrocarbons in Galaxies
多环芳烃（PAHs）是星际介质（ISM）中的主要尘埃组分之一。我们提出了我们的进化模型的丰度多环芳烃在ISM上的星系演化时间尺度。我们认为，粉碎的碳质尘埃颗粒在星际湍流的多环芳烃的形成机制，而多环芳烃的丰度可以减少凝聚到尘埃颗粒，破坏超新星冲击，并纳入恒星。我们实现这些过程中的一个区域的化学演化模型，以获得在星系中的PAH丰度的演变。我们发现，PAH的形成变得加速以上一定的金属粉碎成为有效的。对于PAH的破坏，而超新星冲击是在金属贫乏的环境中的主要机制，凝聚是在金属丰富的环境中占主导地位。我们比较了我们的模型中的PAH丰度的演变与星系中观测到的丰度具有广泛的金属丰度范围。我们的模型再现了低金属丰度星系中PAH检测的缺乏和高金属丰度星系中PAH丰度的金属依赖性。多环芳烃丰度的强金属依赖性出现作为强金属依赖性的尘埃质量增加的结果，通过吸积的金属到尘埃颗粒，最终粉碎成多环芳烃。我们的结论是，观测到的趋势的多环芳烃丰度可以是一个自然的结果粉碎的碳颗粒的来源多环芳烃。为了建立我们的PAH形成方案，通过粉碎形成PAH的观察证据将是至关重要的。
2014-01-16 astro-ph.GA
Spatial metallicity distribution statistics at $\lesssim 100$ pc scales in the AMUSING++ nearby galaxy sample
我们分析了219个本地星系的二维气相氧丰度分布的空间统计。我们引入了一种新的自适应合并技术，以提高弱线的信噪比，我们用它来产生充满这些星系的金属丰度图。我们表明，两点关联函数计算的金属丰度分布后，去除径向梯度在大多数情况下，以及一个简单的注入扩散模型。将数据拟合到这个模型中，得到相关长度$l_{\rm corr}$，它描述了星际介质混合长度尺度的特征。我们发现典型的相关长度$l_{\rm corr} \sim 1$ kpc，与$l_{\rm corr}$和恒星质量，恒星形成率和有效半径之间的强相关性，与哈勃类型的弱相关性，并显着升高的$l_{\rm corr}$值在相互作用或合并的星系。我们表明，与恒星形成率的趋势可以复制一个简单的传输+反馈模型的星际介质湍流在高恒星形成率，也可以在低恒星形成率，如果矮星系风有大的质量负载因子。我们还报告了第一次测量的注入宽度，描述了超新星遗迹沉积金属的初始半径。在此半径内，金属丰度关联函数不纯粹是注入和扩散之间竞争的产物。我们表明，这种尺寸尺度一般小于60 pc。
2022-06-16 astro-ph.GA
On the Compositions of Interstellar Objects
University of Canterbury（坎特伯雷大学）；University College Cork（科克大学学院）；University of Oxford（牛津大学）
该研究通过化学分配模型与APOGEE恒星丰度数据，预测星际天体组成与母星金属丰度相关，氨丰度可作示踪物，并推断2I和3I的起源恒星金属丰度，为未来发现提供背景。
2026-09-28 astro-ph.EP astro-ph.GA
Cold diffuse interstellar medium of Magellanic Clouds: I. HD molecule and cosmic-ray ionization rate
本研究利用FUSE档案光谱在麦哲伦云中探测HD分子，测量HD/H2柱密度比以约束低金属丰度环境中的宇宙射线电离率，新增19个探测。
2023-09-04 astro-ph.GA
The detection of a hot molecular core in the extreme outer Galaxy
低金属丰度环境中的星际化学对于理解过去贫金属宇宙中的化学过程至关重要。最近对附近低金属丰度星系星际分子的研究表明，金属丰度对恒星形成核心的化学性质有着重要的影响。在这里，我们报告的第一次检测到一个热分子核心的极端外银河系，这是一个很好的实验室，研究恒星形成和星际介质在银河系低金属环境。目标恒星形成区WB 89 -789位于银河系中心距离19 kpc处。我们在241-246，256-261，337-341和349-353 GHz的ALMA观测已经检测到各种含碳，氧，氮，硫和硅的物质，包括含有多达9个原子的复杂有机分子（COM），朝向与原恒星（~8x10^3 L_sun）相关的温暖（>100 K）和致密（<0.03 pc）区域。还检测到氘代物质，如HDO、HDCO、D2CO和CH 2DOH。外银河系热核和内银河系对应物之间相对于CH 3OH的COMs丰度分数的比较显示出显着的相似性。另一方面，本源的分子丰度与大麦云云中低金属量热核的分子丰度不同。结果表明，即使在银河系最外层的原始环境中，也存在着巨大的分子复杂性。另一个嵌入式原恒星与高速SiO外流的检测也有报道。
2021-09-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
