Infrared Spectra of Dehydrogenated Carbon Molecules
富勒烯分子在各种天体物理环境中的检测表明，较小的脱氢碳分子也可能存在于这些来源中。其中之一是平面C24，它已被证明比具有相同碳原子数的笼状富勒烯更稳定。为了便于搜索C24和一些简单的衍生物，我们已经计算了这些分子的红外光谱使用第一性原理密度泛函技术（DFT）。红外光谱还介绍了几个新的碳笼分子形成的脱氢多环芳烃分子。这些分子的红外光谱的数量是相当独特的，我们讨论了检测这些物种的C60和其他富勒烯的存在下的可能性。
2011-03-15 astro-ph.GA physics.atm-clus
Probing the Physics of Dusty Outflows through Complex Organic Molecules in the Early Universe
California Institute of Technology（加州理工学院）；Foundation for Research and Technology–Hellas (FORTH)（希腊研究与技术基金会）；Winona State University（威诺纳州立大学）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；University of Connecticut（康涅狄格大学）；Universidad Diego Portales（迭戈·波特莱斯大学）；University of Leicester（莱斯特大学）；Northwestern College（西北学院）；Korea Institute for Advanced Study（韩国高等研究院）；University of Toronto（多伦多大学）；UC San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；Chinese Academy of Sciences（中国科学院）；Beijing Normal University（北京师范大学）；Carnegie Institution of Washington（卡内基华盛顿学会）；North-West University（西北大学）；Florida Gulf Coast University（佛罗里达海湾海岸大学）
使用JWST在红移4.601的热尘埃遮蔽星系中探测到蓝移的3.28 μm和3.4 μm尘埃吸收特征，证实中心类星体辐射压加速了极高速尘埃外流，为研究早期宇宙尘埃外流物理提供了新途径。
2025-10-10 astro-ph.GA
Interstellar Complex Organic Molecules in SiO-traced massive outflows
星际介质包含尘埃和气体，在高密度和寒冷的条件下，分子可以增殖。星际复合有机分子（Interstellar Complex Organic Molecules，简称iCOMs）是一种至少含有6个碳原子的含碳物质。由于它们是在年轻的恒星物体中被发现的，iCOM预计将存在于恒星形成演化的早期阶段。在这项研究中，我们试图确定哪些iCOMs存在于大质量原恒星的流出分量。为了做到这一点，我们分析了蓝移和红移iCOMs发射的形态延伸在一个样本的11个大质量的原恒星采用映射观测在1毫米内的~1 GHz的带宽为IRAM-30米和APEX望远镜。我们使用XCLASS LTE辐射转移代码模拟了我们的对象的中心指向光谱的iCOMs发射。我们检测到了几种iCOM的存在，例如：CH 3OH，13 CH 3OH，CH 3 OCHO，C2 H5 C15 N和c-C3 H2）CH 2。在G034.41+0.24、G327.29-0.58、G328.81+0.63、G333.13-0.43、G340.97-1.02、G351.45+0.66和G351.77-0.54中，iCOMs线显示微弱的宽线轮廓。由于蓝移和红移发射的偏移峰值位置，覆盖范围从~0.1到0.5 pc，这些翅膀可能与致密核心外部的运动有关，例如大规模的低速外流。我们还建立了母体iCOM分子CH 3OH和冲击示踪剂SiO之间的相关性，加强了冲击环境提供了…
2022-07-19 astro-ph.GA
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
Systematic Theoretical Study on the Interstellar Carbon Chain Molecules
为了进一步加深对星际分子基本化学的理解，我们对星际碳链Cn，H2 Cn，HcnN和CnX（X=N，O，Si，S，H，P，H-，N-）的稳定性进行了广泛的研究。这些分子约占所有已知星际和星周分子的20%，因此它们的高丰度需要引起严重关注。采用高水平从头算量子化学计算来准确地估计生成焓、化学反应性指数、全局硬度和柔软度以及这些分子的其他化学参数。还对这些分子种类的丰度进行了化学建模。在这89种分子中，有47种被天文学观测到，这些观测到的分子相对于该组的其他成员更稳定。在观察到的47个分子中，60%是奇数碳链。星际化学实际上不是由热力学驱动的，它主要取决于各种动力学参数。然而，我们发现奇数碳链的可检测性可能是相关的，因为它们比相应的偶数碳链更稳定。在此基础上，提出了各组下一个可能用于天文观测的碳链分子。动力学的影响，在这些碳链分子的形成也进行了讨论。
2016-09-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon-Chain and Organic Molecules around Very Low-Luminosity Protostellar Objects of L1521F-IRS and IRAM 04191+1522
我们用Nobeyama 45 m望远镜观测了极低光度Ob天体L1521 F-IRS和IRAM 04191+1522周围的致密气体，它们是碳链和有机分子谱线。对于L1521 F-IRS，CH 3CCH（50-40）、C4 H（17/2-15/2）和C_3H_2（212-101）比对IRAM 04191+1522的那些强1.5 - 3.5倍，L1521 F-IRS的碳链分子丰度比IRAM 04191+1522的高2 ~ 5倍。对这些碳链分子线的绘图观察表明，在L1521 F中，这些碳链分子线的峰位置彼此不同，朝向VeLLO位置没有发射峰，而在IRAM 04191+1522中，这些碳链分子线除C3 H2线外，弱至检测限。L1521 F和IRAM 04191+1522之间观察到的化学差异表明，L1521 F-IRS的进化阶段比IRAM 04191+1522的进化阶段更年轻，这与13 CO（1-0）线中观察到的相关流出程度一致。未检测到CH_3OH（6-2-7-1 E）和CH_3CN（60-50）的有机分子谱线，表明在L1521 F-IRS和IRAM 04191+1522方向，由中心原恒星加热的分子解吸温区（~ 100 K）小于~ 100 AU，说明这些VeLLO的年龄较年轻。我们建议，周围的致密气体的化学状态可以用来跟踪的演化阶段的VeLLOs。
2010-12-06 astro-ph.GA
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
Categorize Interstellar Infrared Spectrum by Polycyclic Pure-Carbon-Molecule and Hydrocarbon-Molecule
通过量子化学计算，将星际红外光谱分为三类。A型在11.3、12.9和14.0 μ m处有强峰。通常观察到的6.2、7.7和8.6微米带很弱或无法识别。典型的例子是NGC1316和NGC4589。这种光谱可以通过具有两个碳五边形和五个六边形结合的纯碳分子（C23）2+（二价阳离子）首次识别。计算的光谱在11.3、13.0和14.0微米处吻合良好。在5.2，5.6，7.6，8.8，10.6，15.7和17.2微米处也能找到更多的符合性。B型是普遍观察到的IR，但在11.3微米处显示中等强度。例如NGC6946和红三角星云。Coronene修饰的PAH（C23H12）2+对波长和强度的符合性最好。C型通常在11.3微米处观察到一个非常强的峰。例如NGC7023、NGC2023和M17SW。一种能够扩展11.3微米大带的方法是A型和B型的混合。多环纯碳分子与烃分子的结合可以产生多种红外光谱。
2017-08-27 astro-ph.GA physics.chem-ph
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
Adsorption of Organic Molecules on Onion-Like-Carbons: Insights on the Formation of Interstellar Hydrocarbons
使用原子模拟，我们表征的吸附过程中的有机分子的碳纳米粒子，这两种已被报道是丰富的星际介质（ISM）。发现芳香族有机物比脂肪族有机物更容易被吸附。这种选择性有利于在ISM中形成多环芳烃（PAH）或富勒烯样结构，由于结构相似。在我们的模拟中还观察到，分子在聚集体中堆积之前在纳米颗粒表面上形成单层。这表明在ISM中洋葱状纳米结构的可能的逐层形成过程。这些发现揭示了碳纳米颗粒作为选择性催化剂的可能作用，可以为气相分子形成星际多环芳烃，高富勒烯和烟灰提供反应底物。
2018-10-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Complex Organic Molecules tracing shocks along the outflow cavity in the high-mass protostar IRAS20126+4104
我们报告亚角秒观测复杂的有机分子（COM）在高质量的原恒星IRAS 20126 +4104与高原德布雷干涉仪在其最扩展的配置。除了简单分子SO、HNCO和H2- 13 CO外，我们还检测到CH 3CN、CH 3OH、HCOOH、HCOOCH 3、CH 3 OCH 3、CH 3CH 2CN、CH 3COCH 3、NH 2CN和（CH 2 OH）2的发射。SO和HNCO呈现与追踪流出腔壁一致的X形形态。大多数的COMs在原恒星的假定位置有峰值发射，但也显示出向南（东）的延伸，与原恒星约800-1000 au处喷流的H2结相吻合。这在H2- 13 CO和CH 3 OCH 3的情况下尤其明显。我们拟合的光谱在代表性的位置的光盘和流出，并发现，大多数COM的丰度是可比的在这两个位置，这表明COM的增强，在冲击作为一个结果的通道的流出。通过耦合一个参数冲击模型的一个大的气体颗粒化学网络，包括COM，我们发现，所观察到的COM应该在气相中生存约2000年，相当于从水脉泽在流出位置的冲击寿命估计。总的来说，我们的数据表明，在IRAS 20126 +4104中的COM可能不仅来自磁盘，而且还来自与外流相关的致密和热区域。
2017-01-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
The origin of fast molecular outflows in quasars: molecule formation in AGN-driven galactic winds
我们探讨了在活动星系核（AGN）中观察到的快速分子外流的起源。以前的数值研究表明，通过加速宿主星系中现有的分子云来创造这样的外流是困难的，因为云在达到观察到的高速度之前就会被破坏。在这项工作中，我们考虑了另一种情况下，分子在活动星系核外流内原位形成。我们提出了一系列水化学模拟的各向同性AGN风与均匀介质的相互作用。我们遵循157种物质的时间依赖性化学，包括20个分子，以确定分子是否可以足够快地形成，以产生所观察到的分子流出。我们发现H $_2$流出率高达140 M $_\odot$年$^{-1}$，这是敏感的密度，活动星系核光度，和金属丰度。在后处理中，我们从模拟中计算了CO，OH和暖（几百K）H $_2$的发射和吸收线。CO导出的流出率和OH吸收强度在太阳金属量与观测结果一致，虽然从模型CO光谱的视线速度的最大线是一个因素$\approx$ 2低于观察。我们推导出CO（1-0）到H的$_2$转换因子为$α_{\rm{CO} (1-0)}$ = 0.13 M $_\odot$（K km s $^{-1}$ pc $^2$）$^{-1}$，比通常认为的低6倍。我们发现了H $_2$的中红外线的强发射。通过该红外发射追踪的H $_2$的质量在H $_2$总质量的百分之几以内。该H $_2$发射可以通过JWST观察到。
2017-10-20 astro-ph.CO astro-ph.GA
Void defect induced magnetism and structure change of carbon material-2, Graphene molecules
空隙缺陷是纯碳材料铁磁特征的可能来源。在我们之前的论文中，石墨烯纳米颗粒上的空穴缺陷显示出高度极化的自旋构型。本文从量子理论、天文观测和实验室实验三个方面对石墨烯分子进行了研究。用于密度泛函理论的模型分子是由空隙缺陷诱导的C23和C53的石墨烯分子。它们在六边形网络中有碳五边形环。单个空隙有三个自由基碳，拥有六个自旋。这些自旋使分子处于不同的自旋态，从而影响分子的结构和振动，最终影响红外光谱。稳定的自旋态是三重态，而不是单重态。这表明磁性纯碳分子。令人惊讶的是，这些分子显示出与天文学观察到的近红外光谱，特别是在富含碳的行星状星云上观察到的。我们可以在18.9微米处指定主带，在6.6、7.0、7.6、8.1、8.5、9.0和17.4微米处指定子带。此外，计算的光谱大致符合实验室实验的激光诱导碳等离子体，这是一个类比的宇宙碳创造星际空间。
2021-04-20 astro-ph.GA cond-mat.mes-hall cond-mat.mtrl-sci
Ultra-Low-Temperature Reactions of Carbon Atoms with Hydrogen Molecules
在$T$ = 0.37 K的液氦液滴中研究了碳原子与氢的反应。应用量热技术监测反应中释放的能量。探测到了单个碳原子和单个氢分子之间的无势垒反应。氢原子团簇与碳原子之间的反应已被高分辨质谱研究。观察到C型$_m$ H $_n^+$的烃阳离子的形成，其中$m$ = 1-4和$n$ = 1-15。随着二氢浓度的增加，质谱显示出归属于CH $_5^+$阳离子的主要“魔术”峰。这种阳离子的简单形成途径和高稳定性表明它在星际介质中的丰度很高。
2016-02-29 astro-ph.GA physics.chem-ph
Carbon Chains and Methanol toward Embedded Protostars
大的星际有机分子是前生物分子的潜在前体。因此，它们的形成途径和彼此之间以及与更简单分子之间的化学关系引起了极大的兴趣。在本文中，我们解决了两类大的有机分子，碳链和饱和的复杂的有机分子（COM），在恒星形成的早期阶段，通过观察C4 H和CH 3OH之间的关系。我们调查了这些分子与IRAM 30米望远镜对16个深埋低质量的原恒星从斯皮策c2 d冰调查。我们发现，CH 3OH和C4 H是正相关的，这表明这两类分子可以共存的嵌入式原恒星阶段。C4 H/CH 3OH气体丰度比与CH 4/CH 3OH冰丰度比在同一视线内暂时相关。这种关系支持的情况下，碳链的形成在原恒星信封开始与甲烷冰解吸。
2016-02-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Shocking Sgr B2(N1) with its own outflow: A new perspective on segregation between O- and N-bearing molecules
本文利用 ALMA ReMoCA 数据研究 Sgr B2(N1) 热核外流中的分子分布，发现含氧与含氮分子呈现空间分离，并提出热核化学后经历激波压缩加热导致含氧分子加速破坏、氰化物通过气相生成增强的解释。
2023-10-17 astro-ph.GA
A cold complex chemistry toward the low-mass protostar B1-b: evidence for complex molecule production in ices
在一系列高质量和低质量的恒星形成区域，已经检测到了气相复杂的有机分子，其丰度无法用任何已知的气相化学来解释。最近的实验室实验表明，紫外线照射的CH 3OH丰富的冰可能是一个重要的机制，产生复杂的分子，并将它们释放到气相中。为了测试这种冰形成的情况下，我们映射的B1-b尘埃核心和附近的原恒星在CH 3OH气体使用IRAM 30米望远镜，以确定有效的非热冰解吸的位置。我们发现三个CH 3OH丰度峰跟踪两个流出和一个静止的区域对着原恒星的核心一侧。CH 3OH气体在所有位置处具有约10 K的旋转温度。寻找复杂分子的静态CH 3OH丰度峰和一个流出位置。窄的，0.6-0.8 km s-1，HCOOCH 3和CH 3CHO起源于冷气体的线被清楚地检测到，CH 3 OCH 3是暂时检测到和C2 H5 OH和HOCH 2CHO是未检测到的向静止的核心，而没有复杂的分子线被发现向外流。核心相对于CH 3OH的丰度分别为~ 2.3%HCOOCH3和1.1% CH 3CHO，上限为0.7- 1.1%，这与大多数其他低质量源相似。所观察到的复杂的分子特性朝向B1-b和HCO-轴承物种的优势表明冷冰（低于25 K，CO的升华温度）的形成途径，然后通过非热解吸，例如，UV光子通过流出腔。观测到的复杂气体成分以及缺乏任何温暖的气相化学证据，为冷星际冰中有效的复杂分子形成提供了明确的证据。
2010-05-04 astro-ph.GA
Formation of unsaturated carbon chains through carbon chemisorption on solid CO
本文研究碳原子在低温固态CO上的化学吸附与反应，结合PSD-REMPI、红外光谱和量子化学计算，发现生成CCO、C₃O₂、C₅O₂及CO₂等含氧碳链，揭示了星际冰中分子复杂性和前生命分子形成的可能路径。
2025-09-21 astro-ph.GA
Electron-attachment rates for carbon-rich molecules in protoplanetary atmospheres: the role of chemical differences
在星际介质中形成的阴离子物种的相互作用的线性分子含有碳，氮和氢作为原子成分（多炔）与自由电子在环境中的碰撞动力学的量子处理建模。随后的积分截面被用来获得相应的附着率在一个广泛的温度范围内的电子。计算结果明确表明，经常采用的参数化形式，这样的速率产生了广泛的值，原来是特定的每个分子物种考虑，从而排除使用一个独特的一套为整个类的多炔。
2012-10-01 astro-ph.GA physics.chem-ph
Photochemistry in the inner layers of clumpy circumstellar envelopes: formation of water in C-rich objects and of C-bearing molecules in O-rich objects
提出了一种基于星际紫外光子穿透AGB星周围的星团拱星包层内层的机制，以解释在此类天体中观察到的非平衡化学。我们通过一个简单的模拟方法表明，在具有一定程度的团块或具有适度低的质量损失率（每年几个10^（-7）太阳质量）的拱星包层中，在温暖而致密的内层可以发生光化学反应，引起化学成分的重要变化。在富碳物体中，水蒸气和氨的丰度相对于H2为10^（-8）-10 ^（-6），而在富氧包层中，氨和含碳分子（如HCN和CS）的丰度相对于H2为10^（-9）-10 ^（-7）。这一机制将解释赫歇尔空间天文台最近在富碳包层IRC +10216中观测到的暖水蒸气，并预测H2O应该在其他富碳天体中被探测到。
2010-10-11 astro-ph.GA
Measurements of Ortho-to-para Nuclear Spin Conversion of H2 on Low-temperature Carbonaceous Grain Analogues: Diamond-like Carbon and Graphite
氢分子有两种核自旋异构体：邻位-H2和对位-H2。已知邻对对位比（OPR）会影响化学演化以及空间气体动力学。因此，了解天体物理环境中OPR变化的机制是非常重要的。采用程序升温脱附和共振增强多光子电离方法，对H2分子在类金刚石碳和石墨表面的核自旋转换过程进行了实验研究.对于类金刚石碳表面，NSC时间常数在10-18 K的温度下测定，从10 K的3900 ± 800 s到18 K的750 ± 40 s。类似的NSC时间常数和温度依赖性观察石墨表面，表明键合图案（sp3或sp2杂化）的NSC率的影响不大。
2021-09-27 astro-ph.GA
Detection of a branched alkyl molecule in the interstellar medium: iso-propyl cyanide
在星际介质（ISM）中检测到的最大的非环状分子是具有直链碳骨架的有机分子。我们报告了一个星际检测的支链烷基分子，异丙基氰（i-C3 H7 CN），其直链结构异构体的丰度的0.4倍。这种检测表明，支链碳链分子可能是普遍丰富的ISM。我们的天体化学模型表明，这两种异构体都是通过添加分子自由基在尘埃颗粒冰幔内或上方产生的，尽管反应途径不同。异丙基氰的生产似乎需要在链中的非末端碳上添加官能团。因此，它的检测预示着ISM中存在氨基酸，这种侧链结构是氨基酸的关键特征。
2014-10-09 astro-ph.GA
Seeds of Life in Space (SOLIS). X. Interstellar Complex Organic Molecules in the NGC 1333 IRAS 4A outflows
目的：研究星际复杂有机分子（iCOMs）如何形成的一个独特环境是沿着低质量原恒星流出的冲击气体，因为尘埃地幔成分被溅射到气相中。到目前为止，这些环境中的化学丰富度仅在L1157蓝移流出物中进行了研究。研究方法：为了了解L1157-B1的情况是否独特，我们使用NOEMA（NOEMA扩展毫米阵列）干涉仪对NGC 1333 IRAS 4A流出进行了成像，作为IRAM SOLIS（太空生命种子）大型计划的一部分，并将观测结果与GRAINOBLE+气相天体化学模型进行了比较。结果如下：在IRAS 4A流出物中检测到几种iCOM：甲醇（CH $_3$ OH）、乙醛（CH $_3$ CHO）、甲酰胺（NH $_2$ CHO）和二甲醚（CH $_3$ OCH $_3$），所有样品的激发能上限高达$\sim$ 30 K。我们发现了一个显着的化学分化之间的IRAS 4A 1流出，显示更丰富的分子含量，和IRAS 4A 2的。CH $_3$ OH/CH $_3$ CHO丰度比前者低$\sim$ 4倍;此外，相对于热corinos值，两个流出物中的比值低$\sim$ 10倍。结论：继L1157-B1之后，IRAS 4A流出是第二个显示出明显化学复杂性的流出。鉴于CH $_3$ OH是一种颗粒表面物质，GRAINOBLE+再现了我们的观察结果，假设乙醛在气相中通过乙基自由基（CH $_3$ CH $_2$）…
2020-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Modeling astronomically observed interstellar infrared spectra by ionized carbon pentagon-hexagon molecules (c9h7) n+
采用密度泛函理论（DFT）模拟了多环芳烃（PAH）的一种理想载体（C9 H7）n+的红外光谱.在先前的研究中，发现空位诱导的晕苯C23 H 12 ++可以再现从3到15微米的观察光谱，其具有碳的两个五边形与五个六边形连接。本文尝试了一个最简单的模型，即一个五边形与一个六边形相连，即茚类分子（C_9H_7）_n ~+（n=0 ~ 4）。基于DFT的谐波频率分析结果表明，所观察到的光谱几乎可以再现由一个合适的电离C9 H7 n+分子的总和。典型的例子是C9 H7 ++。计算的峰为3.2、7.4、7.6、8.4和12.7微米，而观察到的峰为3.3、7.6、7.8、8.6和12.7微米。通过不同程度的电离分子的组合，我们可以期望再现总光谱。作为对比，我们研究了六角-六角分子萘（C10 H8）n+。不幸的是，电离萘显示与观察到的一个很少的巧合。碳五边形-六边形分子可能作为星际分子尘埃发挥重要作用。
2015-06-17 astro-ph.GA cond-mat.mtrl-sci physics.chem-ph
Molecules in the carbon-rich protoplanetary nebula CRL 2688
利用射电天文学毫米波研究所（IRAM）30 m望远镜在3 mm和2 mm波段对富碳原行星状星云（PPN）CRL 2688进行了观测。共探测到196条跃迁谱线，分别属于38种分子和同位素体，其中153条跃迁谱线和13种为首次报道。此外，为了有助于未来的研究，我们已经收集了观察数据的分子线CRL 2688从文献中，并将它们编译成一个统一的目录。我们发现CRL 2688的分子丰度不能用星周包层的标准模型来解释。讨论了含金属分子对星周化学的影响。
2022-04-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemistry of Carbon-Chain Molecules in Star Forming Regions - Formation Pathway of HC3N in G28.28-0.36 Hot Core -
我们的目标是从分子水平到化学演化，揭示高质量恒星形成区碳链分子的化学，应用在低质量恒星形成区建立的方法。本文对HC 3 N的主要生成途径进行了综述。利用野边山射电天文台的45米射电望远镜对热核G28.28-0.36进行了HC 3 N的三个13 C同位素的观测。根据观测结果，我们认为HC 3 N的主要生成途径是C2 H2与CN的中性-中性反应。我们还比较了不同恒星形成区域的结果，从低质量的无星核心到高质量的恒星形成核心。
2017-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon-Chain Chemistry in the Interstellar Medium
本文综述了星际介质中碳链分子的观测、模拟、计算与实验研究进展，结合最新探测成果探讨了相关未解科学问题及未来研究方向。
2024-04-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Graphene Molecule Compared With Fullerene C60 As Circumstellar Carbon Dust Of Planetary Nebula
天文观测到的富碳行星状星云（如Tc 1和Lin 49）的红外光谱来源于富勒烯（C60）。此外，众所周知，石墨烯是用于合成富勒烯的原料。本研究基于量子化学密度泛函理论计算，探索石墨烯的某些性能。结果表明，石墨烯而不是富勒烯起主要作用。我们应用了两个天体物理条件，即高速质子产生的空洞和中心恒星的光电离。模型分子是具有一个碳五边形与六边形组合的电离空隙石墨烯（C23）。通过分子振动分析，我们可以重现6 - 9微米的六个主要带，大峰在12.8，最大峰在19.0。此外，从6到38微米可以复制许多次要条带。此外，深空诱导分子（C22）和（C21）可以支持观察到的带。
2019-04-23 astro-ph.GA cond-mat.mes-hall physics.chem-ph
Graphene Molecules Contributing to the Infrared Bands of Carbon Rich Planetary Nebulae
众所周知，自2010年以来，富勒烯C60在星际空间中广泛存在。此外，众所周知，石墨烯是用于合成富勒烯的源材料。在这里，我们简单地假设石墨烯在空间中的存在。计算了石墨烯分子的红外光谱，并与天文观测光谱和实验室实验光谱进行了比较。采用一个天文学假设，即C13、C24和C54的电荷中性石墨烯中存在单空穴，得到C12、C23和C53。它们在六边形网络中有一个碳五边形环。不同的空隙位置被分类为不同的物种。单个空隙被3个自由基碳包围，保持6个自旋。自旋态影响分子构型和振动光谱。令人惊讶的是，三重态比单重态稳定。大多数电荷中性和三重态自旋态的物质显示出与观测到的富碳行星状星云Tc1和Lin49非常相似的光谱。我们可以在18.9微米处指定主带，并且在6.6、7.0、7.6、8.1、8.5、9.0和17.4微米处指定子带。有趣的是，这些石墨烯物种也在激光诱导碳等离子体的实验室实验中被分配，这是空间中碳团簇产生的类比。结论是，石墨烯分子可能有助于富碳行星状星云的红外发射带。
2020-07-31 astro-ph.GA cond-mat.mes-hall physics.atm-clus
TMRT Observations of Carbon-chain molecules in Serpens South 1A
本文报道了上海天马射电望远镜在C波段和Ku波段对巨蛇座南1a无星云的几种长碳链分子的探测结果，包括HC 3 N、HC 5 N、HC 7 N、HC 9 N、C 3S、C 6 H和C 8H。我们检测到一些（HC_（9 N）J=13-12 F=12- 1 - 1和F=14-13，H_（13）CCCN J=2-1 F=1-0和F=1-1，HC_（13）CCN J =2-1 F=2-2，F=1-0和F=1-1，HCC_（13）CN J=2-1 F=1-0和F=1-1），并对部分超精细组分进行了解析（HC 5 N J=6-5 F=5-4，H 13 CCCN J=2-1 F=2-1）首次在星际介质中发现。这些碳链分子的柱密度在10^{12}-10 ^{13} cm^{-2}范围内，与两种富含碳链分子的来源TMC-1和Lupus-1A相当。[H13 CCCN]：[HC 13 CCN]：[HCC 13 CN]的丰度比为1.00：（1.11 \pm 0.15）：（1.47 \pm 0.18）。这一结果表明，13 C同位素也集中在巨蛇座南1a的HC 3 N中与氮原子相邻的碳原子上，这与TMC-1相似。78 \pm 9的[HC 3 N]/[H13 CCCN]比率、70 \pm 8的[HC 3 N]/[HC 13 CCN]比率和53 \pm 4的[HC 3 N]/[HCC 13 CN]比率也与TMC-1中的…
2016-04-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon Chain Molecules Toward Embedded Low-Mass Protostars
碳链分子可能是恒星和行星形成过程中活性有机物的重要储存库。碳链已经在几个低质量的年轻恒星（YSO）中被观测到，但它们在这些来源中的典型丰度和化学关系在很大程度上不受约束。我们提出了一个碳链调查对16个深嵌入（0/I类）低质量的原恒星与IRAM 30米望远镜。人们发现碳链在原恒星演化的这个阶段很常见。我们分别对88%、38%、75%、31%、81%和88%的来源检测CCS、CCCS、HC $_3$ N、HC $_5$ N、l-C $_3$ H和C $_4$ H。每个分子的衍生柱密度在整个样品中变化一到两个数量级。根据生存分析，中位柱密度介于1.2 $\times 10^{11}$ cm $^{-2}$（CCCS）和1.5 $\times 10^{13}$ cm $^{-2}$（C $_4$ H）之间，氢的估计丰度介于2 $\times 10^{-13}$（CCCS）和5 $\times 10^{-11}$（C $_4$ H）之间，与冷云核、暖碳链化学（WCCC）源和原恒星模型预测相比，这些都很低。我们发现显着的相关性分子之间的相同的碳链家庭，以及之间的氰基多炔（HC $_{\rm n}$ N）和纯烃链（C $_{\rm n}$ H）。后者的相关性解释了一个密切相关的生产化学的C $_{\rm{n}}$ H和cyanpolyynes在低质量的恒星形成。
2018-07-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Interstellar Complex Organic Molecules towards outflows from the G351.16+0.70 (NGC 6334 V) massive protostellar system
G351.16+0.70是一个相对较好研究的大质量恒星形成区，至少有两个主要的双极外流结构，起源于一颗OB嵌入恒星和多个IR核心。使用高分辨率和大带宽的SMA观测，我们研究了它的分子含量，以探测可能与双极流出或其喷流有关的iCOMs的发射。我们分析了在8 GHz带宽范围内的1 mm波段的发射光谱，从216.75到220.75 GHz，从228.75到232.75 GHz。采用LTE近似使用XCLASS软件，我们确定了260个发射线产生的iCOM。合成发射光谱中的发射谱线可以用11个iCOM和5个分子同位素体来解释。此外，我们分析了突出的宽iCOM发射线，通过使用集成和速度场地图，寻找扩展的发射和速度梯度相关的分子流出。CH $_3$ OH、C $_2$ H $_3$ CN、CH $_3$ OCHO、CH $_3$ COCH $_3$和aG '-（CH $_2$ OH）$_2$的振转跃迁提供了扩展发射的证据，该扩展发射不符合球形形态，并且遵循低速$^{13}$ CO流出的路径。CO（2-1）和SiO（5-4）的发射也揭示了系统中的多次外流，但特别是我们发现了所谓的极高速外流（$|V_{Max}-V_{LSR}|\sim 60$ km s $^{-1}$）。此外，我们还提供了沿8 GHz带宽由主要原恒星核心产生的iCOM的全线目录。
2023-03-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
Intermediate-mass hot cores at 500 AU: disks or outflows?
在对两个中等质量恒星形成区域IRAS 22198 +6336和AFGL 5142的最扩展配置中，使用Plateau de Bure干涉仪进行的观测揭示了几个复杂的有机分子在~500 AU尺度上的存在，证实了这两个区域中存在热核心。与块状热核中常见的情况不同，热核中不富含含CN分子，主要示踪物质为CH 3CH 2 OH、（CH 2 OH）2、CH 3COCH 3和CH 3OH，IRAS 22198 +6336中还含有CH 3CHO、CH 3 OD和HCOOD，AFGL 5142中含有C6 H和O 13 CS。对于IRAS 22198 +6336和AFGL 5142，复杂分子的发射分别被分辨到~300和~600 AU的大小，并且最有可能追踪的是原恒星盘，而不是通常发现的扁平信封或环。这对于IRAS 22198 +6336的情况特别清楚，其中，我们检测到所有映射分子垂直于该区域最富化学物质流出的速度梯度，产生>4 Msun的动态质量。至于AFGL 5142，热芯发射被分解为两个间隔1800 AU的细长芯。详细比较了复杂分子峰与新的CO（2-1）数据和文献中的H2O脉泽数据，发现AFGL 5142的复杂分子主要与盘有关，除了在西边发现的微弱和扩展的分子发射，这可能是在其中一个流出物和周围致密气体之间的界面产生的。
2011-10-04 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
New Detections of Phosphorus Molecules towards Solar-type Protostars
磷是地球上生命的必要元素，但目前我们对其在恒星和行星形成区域的化学性质的限制有限：迄今为止，磷载体仅在少数低质量原恒星中被检测到。出于磷分子发射与外流冲击之间明显相关的动机，我们使用IRAM 30 m望远镜将PN和PO线瞄准七颗具有良好特征的外流的太阳型原恒星，并在三个新来源中坚定地检测到磷分子。这个样本，结合档案观测的三个额外的来源，使第一次探索的人口统计学磷化学在低质量的原恒星。具有PN探测的震源根据其H $_2$ O 1 $_{10}$-1 $_{01}$通量显示出强流出激波的证据。另一方面，没有原恒星的属性或批量外流的机械性能被发现与PN的检测。这意味着，气相磷是专门联系到冲击气体的流出。尽管如此，PN和PO线的运动学表明，发射起源于后冲击气体，而不是直接冲击材料。尽管采样范围广泛的原恒星的属性和流出的特点，我们发现一个相当窄的范围内的源平均PO/PN比（0.6-2.2）和挥发性P丰度跟踪（PN+PO）/CH $_3$ OH（$\sim$ 1-3%）。需要空间分辨观测来进一步限制这些来源中磷化学的排放来源和环境驱动因素。
2022-06-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Pulsation and the Production of Dust and Molecules in Galactic Carbon Stars
来自SOFIA上FORCAST的33颗银河系碳星的新红外光谱揭示了恒星脉动与其周壳中的尘埃和分子化学之间的强烈联系。总尘埃含量中的一个尖锐的边界，主要测量无定形碳的量，将半正则和Mira变量分开，半正则在光谱中显示出很少的尘埃，Mira显示出更多。在半正规的，从SiC粉尘的贡献迅速增加，作为整体的粉尘含量的增长，但在Miras，SiC粉尘功能越来越弱，因为更多的灰尘被添加。发现CS在$\sim$ 7.3 $μ$ m处的吸收带具有类似的二分法，其通常限于半规则变量。在观测上，这些差异使得用光谱法区分半规则变星和米拉变星变得简单，而不需要长期的光度观测或对它们距离的了解。银河系碳星在半正则变星中快速出现强烈的SiC发射，这表明在强脉动发生之前，有一个不同的尘埃凝结过程。在银河系样本中看到的半规则星和Miras之间无定形碳的产生的中断在麦哲伦碳星中也很明显，将碳星中的强烈脉动与强烈的质量损失率联系起来，这将结束它们作为恒星的生命。
2019-10-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interstellar Complex Organic Molecules and Molecular Outflows in NGC 1333 IRAS 4B and 4B' Observed Using NOEMA
University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；The University of Western Ontario（韦仕敦大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）
利用NOEMA对NGC 1333 IRAS 4B和4B'进行干涉观测，探测到10种星际复杂有机分子，揭示IRAS 4B为双原恒星系统，驱动南北喷流和西北-东南外流，而4B'仅驱动东西外流。
2026-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Separate silicate and carbonaceous solids formed from mixed atomic and molecular species diffusing in neon ice
通过对硅-冰基质进行退火，实验研究了先前存在的星际尘埃颗粒表面上难熔物质的形成和生长，在硅-冰基质中，硅酸盐颗粒（Mg和Fe原子，SiO和SiO $_2$分子）和固体碳（C $_n$分子，$n$ = 2-10）的潜在前体最初被分离。其他分子，主要是O $_3$、CO、CO $_2$、C $_3$ O和H $_2$ O，同时包埋在基质中。退火过程导致冷掺杂剂在氖冰中扩散和相互作用。用红外光谱原位监测该过程揭示了在低于13 K的温度下氧化硅和碳分子的消失，以及硅酸盐的Si-O伸缩带的上升。非原位电子显微镜证实了硅酸盐颗粒的形成，并表明它们的结构是无定形的。它还表明，无定形碳物质同时形成旁边的硅酸盐颗粒，这两种材料被化学分离。实验的结果支持的假设，即复杂的硅酸盐和碳质材料的颗粒在冷ISM中重新形成，所建议的天文观测和宇宙尘埃质量的演化模型。此外，它们表明，一种材料的潜在前体在低温下不会与另一种材料结合，这为我们提供了星际颗粒中硅酸盐和碳的分离提供了线索。
2020-02-25 astro-ph.GA cond-mat.mtrl-sci
Alternation of Singlet and Triplet States in Carbon-Based Chain Molecules and Its Astrochemical Implications. Results of an Extensive Theoretical Study
各种同源碳链（HCnH，HCnN，CnS，CnO和OCnO）被发现表现出吸引人的奇偶效应。含有一定奇偶数的碳原子的链具有单重态基态，而相反奇偶数的成员具有三重态基态。从一般的角度来看，重要的是这种奇偶效应混淆了直接的化学直觉。最稳定的形式是三重态还是单重态既不简单地与所讨论的物质是正常（闭壳层，非自由基）分子的事实有关，也不简单地与（双）自由基有关，也不简单地与（例如，累积多烯型）C-C键在整个链上连续。从计算的角度来看，目前的结果也很重要，因为它们表明碳基链中的电子相关性非常强。金标准的CCSD（T）（单激发和双激发以及三激发校正的耦合簇展开）框架是否足以描述这种强关联系统仍然是一个有待进一步澄清的开放性问题。对于天体化学来说，最重要的是，目前的结果可以解释为什么某些成员没有被天文学观察到，尽管检测到了相同同源系列的较大成员;丢失的物种正是目前计算预测的三重态基态。
2021-10-17 astro-ph.GA physics.atm-clus physics.chem-ph
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 Role of Acetylene in the Chemical Evolution of Carbon Complexity
本文综述了乙炔作为宇宙中关键有机分子，在从简单分子到芳香环及纳米碳颗粒的碳骨架形成、前生命分子合成及催化过程中驱动碳复杂性演化的核心作用。
2024-05-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Fullerenes and proto-fullerenes in interstellar carbon dust
在各种条件下制备的氢化无定形碳（HAC）颗粒的实验室光谱显示了与C60分子发射相关的7.05、8.5、17.4和18.9 μm（1418、1176、575和529 cm-1）处的光谱特征。这些谱线出现在光谱中，即使C60分子本身不存在于我们的样品中。似乎HAC中的这四条谱线可以与随后反应产生C60的前体分子或“原富勒烯”相关联。我们建立了一个追踪HAC尘埃演化和脱氢的模型，并表明在天文光谱中观察到16.4 μm（610 cm-1）处的发射特征表明存在形成富勒烯所需的五边形碳环。我们认为，先前在许多物体中发现的C60的四条红外发射线也显示出16.4 μm的特征，其他多环芳烃谱带来自原富勒烯，而不是C60。Tc 1是其中脱氢已经进行到仅存在富勒烯的点的源的实例。
2011-12-16 astro-ph.GA cond-mat.mtrl-sci
Ionized carbon around IRC +10216
渐近巨星分支（AGB）恒星在其演化的后期阶段失去质量时，在其外壳中产生了丰富的分子库存。这些分子无法在星际空间的条件下生存，在那里它们暴露在星际辐射场的紫外光子中。因此，子分子是注入太空的分子，预计这些分子的光环将存在于冷演化的恒星周围。除了H2外，包层中最丰富的分子是CO，它分解成C，C在恒星周围的光环中迅速电离，该光环相对于星际辐射场来说是光学薄的。我们开发的电离碳晕的大小和柱密度的详细研究，附近的恒星IRC +10216的具体预测。我们将这些模型与使用SOFIA和Herschel的[C II] 157.7微米远红外精细结构线的观测结果进行了比较。向恒星的明亮发射和扩展[C II]的上限的组合与任何标准模型都不一致。朝向恒星的[C II]的存在需要外流内部的一些解离和电离，可能是由于一颗热伴星。扩展[C II]发射的缺乏需要从CO光解的子产物在外壳中保持冷。朝向恒星的[C II]分布是不对称的，由于寒冷的外层包层，吸收发生了蓝移。
2021-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Void defect induced magnetism and structure change of carbon material-3, Polycyclic aromatic hydrocarbon
在本系列研究的前一篇论文中，我们报道了石墨烯分子的空穴缺陷诱导磁性。本文研究了氢化石墨烯分子的情况，在化学术语中，多环芳烃（PAH）。用密度泛函理论得到的分子红外光谱与天文观测结果进行了比较。PAH上的孔洞缺陷引起了严重的结构变化。典型的例子C23 H12在六边形网络中有两个碳五边形环。稳定的自旋态为非磁性单重态。这与C23的纯碳情况相反，其显示磁性三重态。讨论了氢通过在SP2-网络之间形成SP3-键而起到减磁的重要作用。这种结构变化影响了分子的振动，并最终影响到红外区的光电子谱。指示剂-C23 H12在3.2、6.3、7.7、8.6、11.2和12.7微米处显示特征带。令人惊讶的是，这些计算出的谱带与天文学在许多行星状星云中观察到的谱带吻合得很好。为了证实我们的研究，研究了C53 H18的大分子。计算再次再现了类似的天文波段。此外，小尺寸分子的C12 H8表现出良好的符合观测到的年轻恒星的光谱。这份文件将是第一份指出空间中具体PAH的报告。
2021-07-03 astro-ph.GA cond-mat.mes-hall cond-mat.mtrl-sci
Evidence for ubiquitous carbon grain destruction in hot protostellar envelopes
本研究利用ALMA观测37颗大质量原恒星，发现热气体中含氮贫氧分子增强约5倍而含氧分子不增强，为炽热原恒星包层中难熔有机颗粒的普遍破坏提供了证据。
2023-06-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Astronomical Quantum-chemical Origin of Ubiquitously Observed Interstellar Infrared Spectrum due to Polycyclic Aromatic Hydrocarbon
多环芳烃（PAH）的星际红外光谱在3.3，6.2，7.6，7.8，8.6和11.3 μ m波段具有明显的特征，在许多天文尘埃云和星系中普遍存在。我们以前的第一性原理计算表明，Viod诱导的晕苯（C_（23）H_（12））~（2+）和环晕苯（C_（53）H_（18））~（1+）能很好地再现这种光谱。本研究通过原子组态变化和原子振动模式分析来研究量子力学起源。在高速粒子的作用下，PAH中会产生碳空位。Jahn-Teller量子效应使分子构型发生形变。在SP2类石墨烯碳网络之间产生了碳SP3局域键。此外，碳四面体局部结构被创建。这种奇特的结构就是量子起源。这些变质的分子会被中心恒星的强光子照射而光致电离，产生阳离子分子。比较了阳离子分子（C23H12）2+与中性分子（C23H12）2+的原子振动模式。在3.3微米处，两种分子均显示出C-H伸缩模式，并给出相当大的红外强度。在6.2，7.6，7.8和8.6 μ m波段，阳离子分子表现出复杂的C-C伸缩混合模式，并保持较大的红外发射。而中性分子则是简谐运动，相互抵消，红外辐射强度很小。在11.3微米处，中性分子和阳离子分子都显示出垂直于分子平面的C-H弯曲运动，这有助于强发射。实际观察到的光谱将是这些量子力学起源的分子的总和。
2018-08-03 astro-ph.GA cond-mat.mes-hall physics.chem-ph
