The complex organic molecular content in the L1517B starless core
Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心（CAB），西班牙国家研究委员会-国家航空航天技术研究所）；Ural Federal University（乌拉尔联邦大学）；Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；Leiden Observatory, Leiden University（莱顿天文台，莱顿大学）；Department of Physics and Astronomy, University College London（伦敦大学学院物理与天文系）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）
本研究通过3 mm高灵敏度观测发现，无星核L1517B的复杂有机分子数量和丰度低于更演化的L1498和L1544，揭示了星核化学复杂性随时间增加的演化趋势。
2026-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Young starless cores embedded in the magnetically dominated Pipe Nebula. II. Extended dataset
烟斗星云是一个巨大的、邻近的、不规则的暗分子云，恒星形成效率低，被垂直于其主轴的均匀磁场穿过。它拥有一百多个核心，大部分是静止的，化学上非常年轻的无星核心。因此，星云是研究恒星形成过程最早阶段的一个很好的实验室。我们的目标是研究低质量无星核演化的原始条件以及物理、化学和磁性之间的关系。我们使用IRAM 30米望远镜绘制了五个新的无星核心的1.2毫米尘埃连续发射，这与以前的视觉消光图吻合得很好。对于九个核心的样本，其中包括在以前的工作中研究的四个核心，我们得出了一个Av到NH2的因素（1.27 $\pm$ 0.12）$\times10^{-21}$马格厘米$^{2}$和背景的视觉消光约6.7马格可能产生的云材料。我们得出的平均核心直径约为0.08 pc，密度约为10 $^5$ cm $^{-3}$，质量约为1.7 Msun。似乎存在几种与核心密度增加有关的趋势：（i）直径似乎缩小，（ii）质量似乎增加，以及（iii）化学成分趋于丰富。周围的扩散介质磁场的方向和核心的投影方向之间没有相关性，这表明大规模的磁场似乎在塑造核心中发挥次要作用。完整的摘要可以在pdf中找到。
2012-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Inventories of Rich Carbon-Chain Chemistry in Prestellar and Starless Cores in the Perseus Molecular Cloud
University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；RIKEN Cluster for Pioneering Research（理化学研究所先导研究集群）；Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心，西班牙科学研究中心-国家航空航天技术研究所）
本研究通过耶韦斯40米望远镜观测英仙座15个原恒星核与无恒星核，探测到多种碳链分子及同位素体，揭示其碳链化学丰富性，为研究碳链储库的演化及后续对行星系统的贡献提供了依据。
2026-09-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The chemical structure of the very young starless core L1521E
L1521 E是金牛座的一个致密的无星核心，早期的研究发现它的分子消耗相对较低，因此表明它是最近形成的。我们的目标是描述L1521 E的化学结构，并将其与更进化的L1544前星核进行比较。我们用IRAM-30 m望远镜获得了L1521 E附近的$\sim$ 2.5 $\times$ 2.5角分跃迁图。我们推导出该物种的丰度，并将其与L1544获得的丰度进行比较。我们估计了CO消耗因子。与L1544类似，$c$-C $_3$ H $_2$和CH $_3$ OH在不同位置处有峰.大多数物质的峰朝向$c$ -C $_3$ H $_2$峰.朝向$Herschel$尘埃峰导出的CO消耗因子为4.3 $\pm$ 1.6，这比朝向L1544的CO消耗因子低约三倍。含硫分子的丰度朝向L1521 E比朝向L1544高$\sim$ 2-20倍。甲醇的丰度在两个岩心上相似。L1521 E的含硫物质丰度高于L1544，表明在致密核的动力学演化过程中，从无星到星前阶段，发生了显著的硫贫化。在L1521 E和L1544之间类似的CH $_3$ OH丰度表明，金牛座在特定的物理条件下形成甲醇，其特征在于几个$\times$ 10 $^4$ cm $^{-3}$和$N$的密度（H $_2$）$\gtrsim$ 10 $^{22}$ cm $^{-2}$，当CO开始灾难性地冻结时，而水仍然可以被显著地光解，使得尘埃…
2019-07-29 astro-ph.GA
Young starless cores embedded in the magnetically dominated Pipe Nebula
烟斗星云是一个巨大的，附近的黑暗分子云，恒星形成效率低，这使得它成为研究恒星形成过程非常早期阶段的良好实验室。烟斗星云的大部分是环形的，看起来被一个均匀的磁场穿过，磁场的尺度为几个秒差距，垂直于它的主轴。该场仅在少数区域中局部扰动，例如唯一的活性团簇形成核心B59。本研究的目的是调查低质量前星核的原始条件，以及它们与云中局部磁场的关系。我们使用IRAM 30米望远镜对烟斗星云内四个选定的无星核心进行了3毫米和1毫米的早期和晚期分子的连续和分子调查。我们发现，尘埃连续辐射图跟踪更好的dennial地区比以前的2 MASS消光图，而2 MASS消光图跟踪更好的扩散气体。由尘埃释放得到的地核的性质表明，平均半径约为0.09 pc，密度约为1.3 × 10^5 cm^-3，地核质量约为2.5 M太阳。我们的研究结果证实，所研究的烟斗星云无星核心处于非常早期的进化阶段，并呈现出非常年轻的化学性质，使我们能够提出一个进化序列。所有的核心目前的早期分子发射，与CS检测对所有的样品。其中两个，核心40和109，提出了强烈的晚期分子发射。核心的化学演化阶段和局部磁性之间似乎存在相关性，这表明核心的演化受磁能和其他机制（如湍流）之间的局部竞争所支配。
2010-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
An Estimation of the Star Formation Rate in the Perseus Complex
我们提出的结果，我们的调查的恒星形成的潜力在英仙座恒星形成复合体。我们建立在以前的无星核心，原恒星的核心，和年轻的恒星对象（YSO）目录斯皮策，赫歇尔，和SCUBA观测文献。我们根据柱密度大于5 × 10^21 cm^-2，将核心和YSO放置在7个恒星形成团块中。我们计算出69个无星核的平均密度和自由落体时间分别为5.55 × 10 ^-19 gcm^-3和100万年，我们估计不久的将来恒星形成率为1.5亿百万太阳年^-1。根据Bonnor Ebert稳定性分析，我们发现英仙座的大部分无星核是不稳定的。一般来说，这些核心可以坍缩形成下一代恒星。我们发现了无星核和YSO之间的关系，其中年轻原恒星（0类+I类）的数量与无星核的数量相似。这种一对一关系的相似性表明，这些无恒星的核心可能会形成下一代恒星，其形成速率与当前一代大致相同，如0类和I类原恒星所识别的那样。因此，如果无星核和任何YSO阶段之间存在这种关系，那么这两个种群的SFR值必须几乎恒定。简而言之，我们认为这种一对一的关系是更好地理解星云内恒星形成过程的一个重要因素。
2017-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
HII Regions, Embedded Protostars, and Starless Cores in Sharpless 2-157
我们目前的高质量恒星形成区，夏普勒斯2-157，揭示了与恒星形成的第一阶段相关的冷尘埃弧秒分辨率1.4毫米的观测。这些数据与光学，红外和无线电波长的档案图像进行了比较，并补充了新的角秒分辨率中红外数据。我们确定了一个尘埃年轻的HII区域，众多的红外线源内的集群信封，和四个无星凝聚。其中三个核心位于星团峰南部的一条直线上，但最大的一个核心位于中心，与明亮的无线电和红外线源的混乱有关。这提出了一个有趣的并列的高，低质量的恒星形成在同一个集群，我们与其他高质量的恒星形成区域的类似观测进行比较，并在团簇形成理论的背景下进行讨论。
2012-04-19 astro-ph.GA
Ice chemistry in starless molecular cores
无星分子核是星际分子化学研究的天然实验室。冰在这样的对象的化学研究与三相（气体，表面和地幔）模型。我们考虑了五个无星核心的中心部分，它们的物理条件来自观测。分析了氧、氮、硫和复杂有机分子（COMs）的冰化学。我们发现，一个冰的深度尺寸，测量，例如，在单分子层中，对于星际冰的化学建模至关重要。特别是，H2O：CO：CO2：N2：NH3冰丰度比调节次要物种的产生和破坏。这表明，在核心坍缩期间的光脱附负责星际H2 O2和O2 H的高丰度，和其他物种的表面上合成。计算出的COMs在冰中的丰度进行了比较，观察到的气相值。CO和H2 CO加氢的较小活化势垒可能有助于解释许多COM的产生。所观察到的甲酸甲酯HCOOCH 3的丰度可以用1 kyr，20 K的温度尖峰再现。与COMs相关的可能的解吸机制是气体湍流（冰暴露于星际光子）或云核内的弱冲击（颗粒碰撞）。为了用目前的0 D模型再现观测到的COM丰度，需要升华1-10%的冰质量。我们估计，无星核心的寿命可能不会超过100万年。金牛座的核心可能比大多数其他云的核心更年轻。
2015-04-23 astro-ph.GA physics.chem-ph
Ubiquity of Methanol and its related Chemical Segregation in Orion Starless Cores: the ALMASOP Sample
Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Nobeyama Radio Observatory, National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立自然科学研究所国家天文台野边山射电天文台）；The Graduate University for Advanced Studies, SOKENDAI（综合研究大学院大学）；Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI)（韩国天文学与空间科学研究院）；University of Science and Technology, Korea (UST)（韩国科学技术院）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文与天体物理重点实验室（南京大学））；Physical Research laboratory（物理研究实验室）
研究通过高分辨率观测揭示了甲醇在无恒星核心中的普遍性及其与CCS、c-C3HD的空间分布差异，强调了环境因素对复杂有机分子分布的影响。
2025-11-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMASOP. Detection of Turbulence-induced Mass Assembly Shocks in Starless Cores
针对无恒星核样本开展ALMA（3波段）观测，发现CH₃OH与N₂H⁺发射形态反相关且运动学偏移，结合MHD模拟证实湍流诱导质量聚集激波导致冰幔解吸，为无恒星核生长机制及气相复杂有机分子存在提供新见解。
2025-04-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Differentiation toward the Pipe Nebula Starless Cores
我们使用新的IRAM 30-m FTS后端在3 mm处对管星云年轻的弥漫无星核心进行了一次无偏的~15 GHz宽的调查。我们发现了意想不到的化学反应。我们提出了一个新的观测分类的基础上的3毫米分子线发射标准化的核心视觉消光（Av）。基于这种分类，我们报告了一个明确的分化的化学成分和线发射性能，这有助于定义三个分子核心组。“扩散”核，Av<~15，显示主要为简单物质（例如CS和CCH）的化学性质较差。“氧硫化”核Av~15- 22似乎富含SO和SO2等物质，但也富含HCO，这些物质似乎在较高密度时消失。最后，“氘代”核心，Av>~22，显示出在恒星形成过程开始之前典型的演化化学，包括含氮和氘代物质，以及碳链分子。根据这些分类，其中一个“扩散”堆芯（47号堆芯）具有“氧硫化”堆芯的谱线特性，这表明它可能是一个失败的堆芯。
2011-12-22 astro-ph.GA
Water and Methanol Ice in L1544
甲醇和复杂的有机分子在寒冷的无星核心中被发现，由于缺乏热源，标准的升温方案将无法工作。最近的一个化学模型将甲醇和大有机物的存在归因于有效的化学解吸和一类在气相中低温下快速进行的中性-中性反应。该模型要求在冷云核中CO冻结区的边缘有高丰度的甲醇冰。我们进行了中等分辨率的光谱向3场星背后的无星核心L1544在3 $μ$ m的甲醇冰丰度的限制，并将其与模型预测。其中一颗恒星显示，相对于水冰，甲醇冰的丰度为11%。这比以前在冷云核心中发现的典型甲醇丰度（4%）要高，但比预测的小4.5倍。观测结果和模型计算结果之间出现分歧的原因尚不清楚。
2020-12-20 astro-ph.GA
The initial conditions of stellar protocluster formation. II. A catalogue of starless and protostellar clumps embedded in IRDCs in the Galactic longitude range 15<l<55
我们提出了一个与红外暗云（IRDC）有关的无星和原恒星团块的目录，它位于内银道面（b<1）的40度宽区域。我们已经提取了3493个IRDC的远红外（FIR）对应物，这些IRDC在银河经度范围15<l<55内具有已知的距离，并使用Hi-GAL搜索年轻的团块，Hi-GAL是用Herschel卫星进行的银河平面调查。每个团块被识别为在160、250和350 μ m处检测到的紧凑源。根据它们在70 μ m时的发射（或没有发射），这些团块被分类为原恒星或无星。我们确定了1723块，其中1056（61%）是原恒星和667（39%）无星。在764个不同的IRDC中发现了这些团块，其中375个（49%）只与原恒星团块有关，178个（23%）只与无恒星团块有关，211个（28%）与两种类型的团块有关。这些团块的平均质量为250 M_sun，质量最高可达10^4$ M_sun，光度最高可达10^5 L_sun。质量半径分布表明，在这次调查中发现的无星团块中，几乎有30%可以形成高质量恒星，然而这些大质量团块仅局限于约4%的IRDC中。假设形成大质量恒星的最小质量表面密度阈值，将大质量无星团块的数量与那些已经包含嵌入源的团块的数量进行比较，表明质量M>500 M_sun的团块的无星阶段的寿命上限为10^5年。
2015-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Distortion of Magnetic Fields in a Starless Core II: 3D Magnetic Field Structure of FeSt 1-457
分子云和分子核的三维磁场信息对于揭示分子云和分子核在重力作用下的运动学稳定性（磁支撑）具有重要意义，而这是研究恒星形成初始条件的基础。在目前的研究中，致密的无星核心FeSt 1-457的三维磁场结构的基础上确定的近红外偏振观测的二向色偏振的背景恒星和简单的三维建模。利用获得的$45^{\circ}\pm10^{\circ}$的视线磁倾斜轴$θ_{\rm inc}$的角度和先前确定的$23.8\pm12.1$ $μ{\rm G}$的天空平面磁场强度$B_{\rm pol}$，导出FeSt 1-457的总磁场强度为$33.7\pm18.0$ $μ{\rm G}$。使用磁性和热/湍流载体评估的FeSt 1-457的临界质量为${M}_{\rm cr} = 3.70\pm0.92$ ${\rm M}_{\odot}$，其与观察到的核心质量$M_{\rm core}=3.55\pm0.75$ ${\rm M}_{\odot}$相同。因此，我们得出结论，FeSt 1-457的稳定性处于接近临界状态的条件下。没有下沉的气体运动，也没有相关的年轻恒星，核心被认为处于恒星形成的最早阶段，即，在达到超临界状态后，动力学崩溃开始之前的阶段。这些特性将使FeSt 1-457成为未来研究恒星形成初始条件的最佳无星核心之一。
2017-10-15 astro-ph.GA
Massive and low-mass protostars in massive "starless" cores
红外暗云（IRDC）G11.11 $-$ 0.12和G28.34 $+$ 0.06是我们银河系中研究得最好的两个IRDC。这两个云在不同的演化阶段拥有团块，包括两个云中的一个巨大的密集团块，即使在70和100 $μ$ m处也是黑暗的。这种看似静止的大质量致密团块被推测为是高质量恒星和星团的前身。我们用亚毫米阵列（SMA）在1毫米处观察了这两个“星前”区域，目的是表征这种核心的性质。我们表明，块碎片成几个低到高质量的核心内的包绕云的对流结构。然而，虽然整体的物理性质的集群可能表明一个无星相，我们发现，这两个地区举办多个流出。最大的核心，虽然70 $μ$米黑暗的两个团块显然与紧凑的流出。这种低光度的大质量核心可能是大质量原恒星演化的最早阶段。我们还确定了几个外流功能分布在最大规模的核心周围的大环境。我们推断，这些外流是由年轻的，低质量的原恒星，其核心质量低于我们的检测极限。这些发现表明，低质量的原恒星已经形成或在高质量恒星形成的最早阶段共同形成。
2019-01-22 astro-ph.GA
Science with an ngVLA: Deuteration in starless and prestellar cores
在致密的无星核和原恒星核中，氘代物质相对于非氘代物质的相对丰度可以比当地的星际介质大几个数量级。这种增强通过气相和尘埃颗粒中的多个途径进行，其中化学物质强烈依赖于物理条件。在本章中，我们将讨论如何灵敏，高分辨率的观测与氘分子发射的ngVLA将跟踪致密气体结构和运动学的紧凑的物理尺度上跟踪恒星形成的核心和年轻的原恒星和拱星吸积区的后续形成的引力坍缩。同时，这种观测将在追踪恒星和行星形成各个阶段的化学历史方面发挥关键作用。许多关键氘代物质的低J跃迁，以及它们的未氘代对应物，位于60-110 GHz频率窗口内，其低端在很大程度上是现有设施和仪器无法获得的。只有ngVLA提供的灵敏度和角分辨率相结合，将使对恒星形成最早阶段的物理和化学的研究无与伦比。
2018-10-16 astro-ph.GA astro-ph.IM
VLA and NOEMA view of the Bok Globule CB 17: the starless nature of a proposed FHSC candidate
我们使用3毫米连续NOEMA和NH $_3$ VLA观测对第一个流体静力学核心（FHSC）候选者CB 17 MMS揭示尘埃结构和气体性质下降到600- 1100 au尺度，并限制其演化阶段。我们没有检测到任何紧凑的源在先前确定的1.3毫米点源，尽管预期的最小信噪比为9。NH $_3$示踪的气体呈现亚音速运动，平均温度为10.4 K。从氨排放物得到的径向柱密度分布的拟合发现半径为$\sim$ 1，800 au的平坦内部区域和$\sim$ 6 $\times10^5$ cm $^{-3}$的中心密度。维里和密度结构分析显示核心是边缘结合的（$α_{vir}$ = 0.73）。该地区是完全符合一个年轻的无星核心，因此排除CB 17 MMS作为FHSC的候选人。此外，核心表现出与主轴对齐的速度梯度，在p-v图中显示出弧形结构和由两个不同的速度峰值引起的高速分散的偏心区域。这些特征可能是由于与附近流出物的相互作用，流出物似乎由于NH $_3$柱密度峰值附近的致密气体而偏转。我们调查了无星核心的特定角动量分布，发现它与以前在0类源中对这种径向分布的研究密切相关。这种与更演化的天体的相似性表明，1,000天文单位尺度的运动是由大规模的致密云运动决定的，并且可能在恒星形成的早期阶段被保留下来。
2021-11-01 astro-ph.GA
The Mass Distributions of Starless and Protostellar Cores in Gould Belt Clouds
使用来自SCUBA遗产目录（850微米）和斯皮策太空望远镜（3.6 - 70微米）的数据，我们探索蛇夫座，金牛座，英仙座，巨蛇座和猎户座分子云的致密核心。我们开发了一种新的方法来区分亚毫米核心SCUBA无星或原恒星，使用点源测光斯皮策宽视场调查。首先，我们确定与嵌入的年轻恒星对象（YSO）的红色红外源。其次，我们将这些YSO候选者的位置与我们的亚毫米核心进行比较。有了这些标识，我们构建新的，自洽的无星和原恒星的核心质量函数（CMFs）的五个云。我们发现，对于蛇夫座、金牛座、英仙座和猎户座，CMF的高质量端的最佳拟合斜率分别为-1.26 +/-0.20、-1.22 +/- 0.06、-0.95 +/- 0.20和-1.67 +/- 0.72。大体上，这些斜率在较高质量下与萨尔彼得IMF的-1.35幂律斜率一致，但也存在一些差异。我们研究了这些CMF形状和它们的母云属性之间的各种趋势，可能会发现高质量斜率和核心温度之间的相关性。我们还发现了核心质量和有效尺寸之间的趋势，但我们受到灵敏度的限制。我们用目视消光（A_V >= 3）对核心质量和大小进行了类似的比较，没有发现明显的趋势。我们还预测了未来的调查与SCUBA-2可能会发现在这些云的核心的数量和质量分布。
2010-02-18 astro-ph.GA
Gas phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS) V. Methanol in Taurus
甲醇是星际介质（ISM）中最简单的复杂有机分子之一，已被证明存在于寒冷的环境中，如无星核。我们的目标是研究甲醇排放在几个无星核心和调查的物理条件下，甲醇开始有效地形成，以及如何核心的物理结构和周围环境影响其分布。在“分子云气相元素丰度”大型计划（GEMS）中，用IRAM 30米望远镜观测了金牛座分子云12个无星核的66个位置的甲醇和C $^{18}$ O发射谱线。使用非LTE辐射转移代码计算所有位置的柱密度。然后，我们使用最先进的化学模型来重现我们的观察结果。我们已经计算了N（CH $_3$ OH）/N（C $^{18}$ O）柱密度比的所有观察到的偏移量，和两个不同的行为可以识别：的核心，其中的比例峰值在尘埃峰，和核心的比例峰值有轻微的偏移量相对于尘埃峰（$\sim $ 10000 AU）。我们认为，这种行为的原因是辐射的核心，由于附近的原恒星加速高能粒子沿其流出。的化学模型，不考虑辐照的变化，可以重现相当好的整体观察到的柱密度的甲醇，但不能重现两个不同的径向剖面观察。我们证实了环境对甲醇在无星核中分布的实质性影响。我们认为，由原恒星外流产生的cluerous介质可能会导致更有效的渗透的星际辐射场的分子云，并对甲醇在无星核心的分布产生影响。
2021-10-04 astro-ph.GA
O-bearing complex organic molecules at the cyanopolyyne peak of TMC-1: detection of C2H3CHO, C2H3OH, HCOOCH3, and CH3OCH3
我们报告的检测含氧复杂的有机分子丙烯醛（C2 H3CHO），乙烯醇（C2 H3 OH），甲酸甲酯（HCOOCH 3），和二甲醚（CH 3 OCH 3）对氰基多炔峰的无星核心TMC-1。这些分子是通过几个发射线在一个深Q波段的TMC-1线进行调查与Yebes 40米望远镜检测。这些观测结果表明，TMC-1的氰基多炔峰是富含碳链的冷暗云的原型，也含有含O的复杂有机分子，如HCOOCH 3和CH 3 OCH 3，这些分子以前曾在少数冷星际云中发现过。此外，这是首次在太空中安全探测到C2 H3 OH，也是首次在寒冷环境中探测到C2 H3CHO和C2 H3 OH，为冷源中复杂有机分子的谜题增添了新的碎片。我们推导出C2 H3CHO、C2 H3 OH、HCOOCH 3和CH 3 OCH 3的柱密度分别为（2.2 +/- 0.3）e11 cm-2、（2.5 +/- 0.5）e12 cm-2、（1.1 +/- 0.2）e12 cm-2和（2.5 +/- 0.7）e12 cm-2。有趣的是，C2 H3 OH具有与其熟知的异构体乙醛（CH 3CHO）相似的丰度，在氰基多炔峰处具有C2 H3 OH/CH 3CHO ~ 1。我们讨论了这些分子的潜在形成途径，并认识到需要进一步的实验，理论和天文研究来阐明这些含O复杂有机分子在冷星际源中形成的真正机制。
2021-04-23 astro-ph.GA
Synthetic observations of H$_2$D$^+$ towards high-mass starless cores
年轻的大质量恒星通常被发现嵌入在密集和大质量的分子团中，并且以高度模糊和遥远而闻名。在它们的形成过程中，氘化被认为是形成阶段的潜在良好指标。因此，对这些氘代分子的适当观察是至关重要的，但仍然很难执行。在这项工作中，我们测试的过渡o-H $_2$ D $^+(1_{10}$ - $1_{11})$的可观测性，使用合成源，以了解如何通过干涉仪和单碟望远镜的观测反映的物理特性。为了进行这样的测试，我们后处理的磁流体动力学模拟塌陷磁化核心使用辐射转移代码POLARIS。使用由此产生的强度分布作为输入，我们在不同的进化时间进行了单碟（APEX）和干涉（ALMA）合成观测，始终模仿现实的配置。最后，列密度推导出我们的模拟与以前进行的实际观测进行比较。我们的推导o-H $_2$ D $^+$与文献中报道的值一致，在10 $^{\!10-11}$ cm $^{\!-2}$和10 $^{\!12-13}$ cm $^{\!-2}$的范围内，分别为单碟和干涉测量。
2019-04-27 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
The Deuteration Clock for Massive Starless Cores
要了解大质量恒星的形成，需要研究其初始条件。在IRDC G028.37+00.07的$\rm N_2D^+$（3-2）中探测到两个大质量的无星核心候选者，C1-N和C1-S。从它们的线宽来看，要么核心是亚维里的，因此是处于接近自由落体崩溃边缘的年轻结构，要么它们被$\sim1$ mG $B$穿过--这些场有助于支持它们接近维里平衡，并且可能具有更老的年龄。我们模拟了$\rm N_2H^+$的氘化率，以限制堆芯的坍塌率。首先，为了测量它们当前的氘分数$D_{\rm frac}^{\rm N_2H^+}$ $\equiv [\rm N_2D^+]/[N_2H^+]$，我们观察到$\rm N_2H^+$和$\rm N_2D^+$与$CARMA$、$SMA$、$JCMT$、$NRO~45m$和$IRAM~30m$的多次跃迁，以补充$ALMA$数据。对于这两个核心，我们推导出了$D_{\rm frac}^{\rm N_2H^+}\sim0.3$，比宇宙[D]/[H]比值高出几个数量级。然后，我们进行了化学动力学建模，探索如何崩溃率相对于自由落体，$α_{\rm ff}$，影响的水平$D_{\rm frac}^{\rm N_2H^+}$，是从一个给定的初始条件。为了达到观察到的$D_{\rm frac}^{\rm N_2H^+}$，大多数模型需要用$α_{\rm ff}\sim0.1$进行缓慢…
2015-11-06 astro-ph.GA
Properties of the Molecular Cores of Low Luminosity Objects
利用美国亚利桑那州射电天文台基特峰12米望远镜和亚毫米波望远镜对16个低光度天体（LLO，内部光度Lint小于0.2Lsun）进行了观测，观测的天体中有N2 H+（1-0），N2 H+（3 - 2），N2 D+（3-2），HCO+（3-2）和HCN（3-2）。我们的目标是探索这些暗淡的原恒星的性质，这些原恒星被认为是非常低质量或非常年轻的原恒星。我们发现LLOs的N2 D +/N2 H+柱密度比与典型的无星核和0类天体的N2 D +/N2 H+柱密度比相似。在我们的样品中，对于动力学温度小于10 K的LLO，N2 D +/N2 H+柱密度比相对较高（> 0.05）。N2 H+（1-0）谱线宽度的分布介于无星核心和年轻的0类天体之间。如果我们使用线宽作为动态演化指标，LLO可能是年轻的0类原恒星源。我们进一步使用光学厚示踪剂，HCO+（3-2）和HCN（3-2），探测我们的目标的下落签名。我们从这两条谱线推导出非对称性参数，并通过用两层模型拟合HCO+（3-2）谱来估计下落速度。因此，我们根据下落速度识别出八个下落候选者，并且七个候选者具有由来自HCO+（3-2）和HCN（3-2）中的至少一个的不对称参数支持的下落签名。
2015-02-23 astro-ph.GA
Chemical study of two starless cores in the B213/L1495 filament
Centro de Astrobiología (CSIC-INTA)（天体生物学中心）；European Space Agency (ESA)（欧洲航天局）；European Space Astronomy Centre (ESAC)（欧洲航天天文中心）；Observatorio Astronómico Nacional (OAN)（国家天文台）；Observatorio de Yebes (IGN)（耶韦斯天文台）；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）
研究B213/L1495丝状体中两个无恒星核心的化学特征，揭示其与环境条件和演化阶段的关系。
2026-01-26 astro-ph.GA
Infall and Outflow Towards High-mass Starless Clump Candidates
本研究利用IRAM望远镜观测110个ATLASGAL中红外暗团块，通过分子谱线识别下落与外流活动，发现多数静止团块已存在恒星形成相关活动，并提出开展ALMA高分辨率研究以探索大质量恒星形成的极早期阶段。
2023-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Star formation in Chamaeleon I and III: a molecular line study of the starless core population
变色龙星云是研究低质量恒星形成的绝佳目标。Cha I和II正在积极形成恒星，而Cha III没有正在形成恒星的迹象。我们的目标是确定导致Cha I和III中恒星形成活动水平非常不同的驱动因素，并研究其中无星核心的动力学状态和可能的演化。用APEX和Mopra在各种分子转变中进行观察。在Cha I中有五个核心受到重力束缚，在Cha III中有一个。在Cha I中的8-17个核心和Cha III中的2-5个核心中可以看到坠落的迹象，这导致Cha I中13-28%的核心和Cha III中10- 2 - 5%的核心正在收缩，并可能成为星前的。未来的动力学相互作用的核心将不会动态显着的Cha I或III，但子区域Cha I北可能会经历碰撞的核心之间的约0.7万年。在两个云的核心中的湍流耗散被认为是在高密度示踪剂N2 H + 1-0和HC 3 N 1 - 0 -9。在茶I核心内部的贫化的证据被认为是在C17 O，C18 O和C34 S的丰度分布。收缩和静态化学模型表明，HC 3 N N2 H+丰度比是一个很好的演化指标，在星前阶段的重力约束和非约束的核心。在这些模型的框架下，我们发现，在茶III和茶I南部的核心是在一个类似的演化阶段，化学演化比茶I中部地区。测得的HC 3 N/N2 H+丰度比和Cha III无星核心收缩运动的证据表明，Cha III比Cha I中心年轻，它的一些核心可能在未来…
2014-11-13 astro-ph.GA
$^{13}$C Isotopic Fractionation of CCH in Two Starless Cores: L1521B and L134N
利用Nobeyama 45 m射电望远镜，在84 - 88 GHz波段对两个无星核L1521 B和L134 N（L183）进行了CCH及其两个$^{13}$ C同位素体$^{13}$ CCH和C $^{13}$ CH的观测。我们探测到了C $^{13}$ CH，信噪比（S/N）为4，而在两片乌云中均未探测到$^{13}$ CCH谱线。在L1521 B和L134 N中，正常种的柱密度分别为（$1.66 \pm 0.18$）$\times 10^{14}$ cm $^{-2}$和（$7.3 \pm 0.9$）$\times 10^{13}$ cm $^{-2}$（$1 σ$）。计算L1521 B和L134 N中$N$（C $^{13}$ CH）/ $N$（$^{13}$ CCH）的柱密度比分别为$>1.1$和$>1.4$。$^{13}$ CCH比C $^{13}$ CH丰度低的特征可能是乌云的共同特征。此外，我们发现CCH的$^{12}$ C/ $^{13}$ C比在L1521 B和Taurus Molecular Cloud-1（TMC-1）中的HC $_{3}$ N高出2倍以上。在L134 N中，CCH和HC $_{3}$ N之间$^{12}$ C/ $^{13}$ C比值的差异似乎小于L1521 B和TMC-1中的差异。我们讨论了CCH的$^{13}$ C同位素分馏的起源，并调查…
2019-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Diverse protostellar evolutionary states in the young cluster AFGL961
我们提出了弧秒分辨率的中红外和毫米观测的年轻星团AFGL 961的玫瑰分子云的中心。在0.2 pc的范围内，我们发现一颗早期的B星嵌入在致密的核心中，一颗邻近的恒星具有相似的光度，没有毫米对应物，一颗原恒星在外接圆星团的信封中清除了一个空腔，还有两个大质量的致密核心，没有红外对应物。从其中一个核心流出，表明有一颗深埋的原恒星，但另一个核心没有恒星，被束缚着，似乎正在坍塌。状态的多样性意味着要么原恒星在星团中的演化比在孤立状态下更快，要么星团通过准静态而不是动态坍缩形成。在星团中心存在的前恒星核心表明，一些恒星的形成在大质量电离恒星之后和附近继续进行。
2009-05-11 astro-ph.GA
ALMA Observations of the IRDC Clump G34.43+00.24 MM3: Complex Organic and Deuterated Molecules
利用阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列（ALMA）观测了与红外暗云（IRDC）团簇G34.43+00.24 MM 3有关的热核/科里诺（HC）的复杂有机分子（COMs）和氘代物质。我们已经检测到六个正常COM（CH 3OH，CH 3CHO，CH 3CH 2CN，CH 3 OCH 3，HCOOCH 3和NH 2CHO），一个氘代COM（CH 2DCN），和两个氘代基本分子（D2CO和DNC）对G34.43+00.24 MM 3 HC。在我们的数据中，除了CH 3OH之外，没有检测到这些线朝向冲击区域，这表明COMs不起源于冲击。发现G34.43+00.24 MM 3 HC中COMs相对于CH 3OH的丰度与高质量热核中的丰度相似，而不是低质量恒星形成区中的热Corino中的丰度。这一结果表明，G34.43+00.24 MM 3 HC预热阶段的物理条件与高质量源相似。另一方面，G34.43+00.24 MM 3 HC中相对于CH $_3$ OH的D2CO丰度高于其他热核，并且似乎与热Corino相当。G34.43+00.24 MM 3 HC的相对高的D2CO/CH 3OH比意味着G34.43+00.24 MM 3 HC的长的冷无星相。
2018-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Icy molecule desorption in interstellar grain collisions
在寒冷的无星和星前云核中观测气态复杂有机分子（COMs），需要有效地将COMs及其母体从星际颗粒上的冰冷地幔中解吸出来。用一个简单的天体化学模型，我们调查，如果机械去除冰碎片之间的斜碰撞在两个大小箱（0.01和0.1微米）可以大大影响COM丰度。两个晶粒碰撞速度被认为是10和50米每秒，对应于现实的晶粒相对速度所产生的双极扩散和湍流，分别。从较小的颗粒，碰撞被假定为删除一个球冠的高度等于1/3和1冰幔厚度，分别。我们发现，诱导的解吸可以提高几个数量级的气相丰度的COM，再现观察到的COM丰度在一个数量级。重要的是，高的气态COM丰度达到了长达1万年的时间尺度和一个相当低的甲醇冰丰度，常见的无星核心。简单的模型，只考虑两个晶粒尺寸箱和几个假设，演示了一个概念，必须用更复杂的方法进行测试。
2022-07-01 astro-ph.GA physics.chem-ph
Fractionation in young cores: Direct determinations of nitrogen and carbon fractionation in HCN
本研究通过IRAM 30m望远镜观测6个年轻核的HCN谱线，对比直接NLTE辐射转移建模与间接双同位素法的氮、碳分馏测定结果，发现间接法存在缺陷，直接法未观测到HCN氮分馏的恒星形成演化趋势。
2024-03-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Complex Organic Molecules in a Very Young Hot Corino, HOPS 373SW
本文利用ALMA观测极年轻热corino HOPS 373SW，发现其具有强烈的甲醇氘化和极低CH3CN丰度，表明其处于hot corino阶段极早期，是研究冷前恒星阶段COMs表面化学的理想场所。
2023-06-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Questioning the spatial origin of complex organic molecules in young protostars with the CALYPSO survey
复杂的有机分子（COM）已经在几个0级原恒星中被发现，但它们的起源还不清楚。超越个别对象的研究，我们希望调查的起源COM在年轻的原恒星的统计基础上。我们使用CALYPSO调查进行IRAM PdBI搜索COM在高角分辨率的样本中的26个太阳型原恒星，包括22个0类和4个I类对象。在12个来源中检测到甲醇，并在一个来源中暂时检测到甲醇，该来源占样本的一半。八个来源（30%）检测到至少三个COM。我们发现一个强大的化学分化，在多个系统与五个系统有一个组件与至少三个COM检测到，但其他组件没有COM排放。内部光度被认为是最影响COM化学成分的源参数的源，而COM发射的检测和盘状结构的检测之间没有明显的相关性。一个典型的热corino起源可以解释COM排放在四个来源，吸积激波起源在两个或可能三个来源，和流出的起源在三个来源。根据含氧分子、氰化物和含CHO分子的丰度，可以将具有COM探测的CALYPSO源分为三类。这些化学基团既不与COM的起源，也不与源的演化状态，如果我们采取的信封质量与内部光度的比值作为一个演化的示踪剂。我们发现分子之间的强相关性是一个先验的化学无关（例如甲醇和甲基氰），这意味着相关性的存在并不意味着化学联系。[删节]
2020-02-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon-Chain Chemistry vs. Complex-Organic-Molecule Chemistry in Envelopes around Three Low-Mass Young Stellar Objects in the Perseus Region
我们分析了ALMA周期5的4波段数据，这些数据涉及英仙座区域的三个低质量年轻天体：IRAS 03235+3004（以下简称IRAS 03235）、IRAS 03245+3002（IRAS 03245）和IRAS 03271+3013（IRAS 03271）。在所有靶源中均检测到HC $_{3}$ N（$J=16-15$ ; $E_{\rm {up}}/k = 59.4$ K）线，而仅在IRAS 03245中检测到4条CH $_{3}$ OH线（$E_{\rm {up}}/k = 15.4-36.3$ K）。IRAS 03235和IRAS 03245中HC $_{3}$ N分布（$\sim 2930-3230$ au）的大小与暖碳链化学（WCCC）源L1527中碳链物质的大小相似。IRAS 03245中CH $_{3}$ OH发射的大小为$\sim 1760$ au，略小于该源中HC $_{3}$ N的大小。我们比较CH $_{3}$ OH/HC $_{3}$ N丰度比观察到这些来源的化学模型的预测。我们证实在IRAS 03245中观测到的比值与在30- 35 K附近的模型值一致，这支持HC $_{3}$ N的形成是通过WCCC机制。在此温度范围内，CH $_{3}$ OH不会从尘埃颗粒中热解吸。CH $_{3}$ OH的非热解吸机制或气相形成似乎在IRAS 03245附近有效地工作…
2021-02-20 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
Modes of star formation from Herschel
我们总结了赫歇尔对附近恒星形成区和银道面的观测结果。我们发现，在附近的恒星形成区的无星核心的空间表面密度分布是非常相似的年轻恒星的对象。再加上核心质量函数与恒星初始质量函数之间的相似性，以及致密气体量与恒星形成速率之间的关系，这表明云的碎裂过程决定了恒星形成的全球结果。这种关于恒星形成的“简单”观点可能并不适用于所有尺度。特别是动力学相互作用，预计将成为重要的条件下，形成年轻的大规模集群。我们描述的成功的一个简单的标准，以确定年轻的大规模集群前体在我们的银河系的基础上（分）毫米宽的区域调查。我们进一步表明，在我们的银河系的位置，发现一个年轻的大质量星系团的前身的最佳候选人，致密气体和恒星形成率之间的“简单”的比例关系似乎打破。我们认为，在区域的条件接近我们的银河系的中央分子区，它可能是必要的，以修改恒星形成的标度律。
2012-11-09 astro-ph.GA
Observations of complex organic molecules in the gas phase of the interstellar medium
本文综述了星际介质中复杂有机分子（COMs）的观测进展，介绍了不同星际环境下COMs的发现、形成机制研究及相关观测约束，指出光谱混淆极限是未来探测的挑战，低频干涉仪或可解决该问题。
2025-03-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Chemical evolution of the HC3N and N2H+ molecules in dense cores of the Vela C giant molecular cloud complex
我们用Mopra 22 m望远镜观测了船帆座C分子云的HC_3 N（J= 1 - 0 ~（-9））和N_2 H ~+（J=1 ~（-0））谱线，研究了致密核的化学特征。这些分子的强度分布在53”的角分辨率下彼此相似，对应于0.19 pc，表明这些分子追踪相同的致密核。我们确定了25个局部峰值的速度积分强度图的HC 3 N和/或N2 H+的排放。假设LTE条件下，我们计算了这些分子的柱密度，发现N2 H +/HC 3 N丰度比在无星区似乎较低，而在恒星形成区似乎较高，这与以前对乌云和猎户座A GMC的研究中发现的NH3/CCS，NH3/HC 3 N和N2 H +/CCS丰度比的趋势相似。包括HC 3 N，可以追踪化学上年轻的分子气体和含氮分子，如N2 H+，可以追踪船帆座C分子云中化学演化的后期阶段。N2 H +/HC 3 N丰度比约为1.4，可能将船帆座C的恒星形成峰和无恒星峰分开，尽管它不像猎户座A GMC的NH3/CCS、NH3/HC 3 N和N2 H +/CCS那样清楚。这种不太清楚的分离可能是由于我们的空间分辨率较低，或者由于船帆座C的距离较大而导致恒星形成峰和无恒星峰的错误分类。与CCS（J=4-3和7-6）跃迁相比，HC_3 N（J=10-9）跃迁可能不是一个好的化学演化示踪剂。
2015-09-29 astro-ph.GA
Complex organic molecules in the young hot core RCW 120 S2
Institute of Astronomy of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院天文研究所）；Astro Space Centre, Lebedev Physical Institute, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院列别捷夫物理研究所航天中心）
基于APEX 1.3 mm高灵敏度观测，分析了热分子核RCW 120 S2的物理化学结构，揭示了丰富分子库存，包括复杂有机分子，并推导了气体温度、H₂密度和分子柱密度，发现径向分层包层，分子丰度与热核模型基本一致，但甲醇和CH₃CN存在偏差。
2026-06-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
X Marks the Spot: Nexus of Filaments, Cores, and Outflows in a Young Star-Forming Region
我们提出了一个多波长的调查附近的一个巨大的分子云，是由一个最小的恒星形成活动水平的区别。我们的新的12 CO（J=2-1）和13 CO（J=2-1）的加州分子云中间的一个偏远地区的观测，我们的目标是调查之间的关系，在一个相对原始的环境中的细丝，核心和分子外流。赫歇尔空间天文台观测到的该地区的灭绝地图显示，存在两个2 pc长的细丝，从一个高灭绝的团块中辐射出来。利用13 CO观测，我们表明，细丝相干速度梯度和它们的质量每单位长度可能超过临界值以上的细丝是引力不稳定的。该区域具有八个核心的结构，其中至少有一个是无星的星前核心。我们确定了一个低速，低质量的分子外流，可能是由一个平坦的光谱原恒星。外流似乎并不是驱动与之相关的核心湍流的原因，也没有提供对抗引力坍缩的重要支持。
2017-04-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Diversity in Three Massive Young Stellar Objects associated with 6.7 GHz CH$_{3}$OH Masers
我们用Nobeyama 45-m射电望远镜在42 $-$ 46和82 $-$ 103 GHz波段进行了观测，用ASTE 10-m望远镜在338.2 $-$ 339.2和348.45 $-$ 349.45 GHz波段对三个含有大质量年轻恒星天体（MYSO）的高质量恒星形成区进行了观测，G 12.89 +0.49，G16.86 $-$ 2.16和G28.28 $-$ 0.36。我们已经检测到HC $_{3}$ N，包括其$^{13}$ C和D同位素体、CH $_{3}$ OH、CH $_{3}$ CCH和几种复杂的有机分子（COMs）。结合我们以前在这些源中HC $_{5}$ N的结果，我们比较了三个观测源中的$N$（HC $_{5}$ N）/ $N$（CH $_{3}$ OH）比值。G28.28 $-$ 0.36中的比率被推导为$0.091^{+0.109}_{-0.039}$，其比G12.89+0.49中的比率高一个数量级，并且比G16.86 $-$ 2.16中的比率高$\sim 5$倍。我们研究了$N$（HC $_{5}$ N）/ $N$（CH $_{3}$ OH）比值和$N$（CH $_{3}$ CCH）/ $N$（CH $_{3}$ OH）比值之间的关系。G28.28 $-$ 0.36和G16.86 $-$ 2.16中两个柱密度比的关系彼此相似，而HC $_{5}$ N在G1…
2018-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Spectral Survey of An eruptive Young star, V883 Ori (ASSAY): II. Freshly Sublimated Complex Organic Molecules (COMs) in the Keplerian Disk
本研究通过 ALMA 光谱巡天在 V883 Ori 开普勒盘中识别出 23 种复杂有机分子，发现含氮 COMs 缺失而含氧 COMs 丰富，并揭示其丰度与彗星相当，表明盘内化学演化影响行星形成物质。
2024-11-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
A multiline study of a high-mass young stellar object in the Small Magellanic Cloud with ALMA: The detection of methanol gas at 0.2 solar metallicity
利用ALMA对小麦哲伦星云中的一颗大质量年轻恒星进行了亚秒差距尺度的亚毫米波观测。还介绍了AKARI卫星和双子座南望远镜获得的补充红外数据。目标红外点源在空间上被分解为两个致密的分子云核心;一个与高质量年轻恒星天体（YSO核心）相关，而另一个与红外源（东核心）无关。这两个核心是动态相关的，但表现出不同的化学特征。在观测区探测到CS、C33 S、H2 CS、SO、SO2、CH 3OH、H13 CO+、H13 CN、SiO和尘埃连续谱的发射线。还报告了HDS的初步检测。在SMC中首次检测到CH 3OH对我们理解在贫金属环境中形成复杂有机分子有很大影响。根据CH_3OH谱线的旋转分析，估计气体温度约为10 K。东核中CH 3OH气体的丰度分数估计为（0.5-1.5）× 10^（-8），与银河系中类似冷源的丰度相当或略高，尽管SMC中的金属丰度低5倍。这项工作提供了观测证据，表明像CH 3OH这样的有机分子，主要形成于谷物表面，即使在与太阳附近相比金属含量明显较低的环境中也可以产生。讨论了致密核中冷CH 3OH气体的可能来源。
2018-07-11 astro-ph.GA
Complex Organic Molecules Towards Embedded Low-Mass Protostars
复杂的有机分子（COM）已被观察到对几个低质量的年轻恒星物体（LYSO）。迄今为止，小样本和异质样本排除了典型COM丰度的结论，以及来源之间丰度变化的起源。我们目前的观测对16个深嵌入（0/I类）低质量的原恒星使用IRAM 30米望远镜。我们检测CH $_2$ CO，CH $_3$ CHO，CH $_3$ OCH $_3$，CH $_3$ OCHO，CH $_3$ CN，HNCO，HC $_3$ N分别为67%、37%、13%、13%、44%、81%和75%。使用存活分析得出的中位柱密度范围为6.0x10 $^{10}$ cm $^{-2}$（CH $_3$ CN）和2.4x10 $^{12}$ cm $^{-2}$（CH $_3$ OCH $_3$），中位丰度范围为CH $_3$ OH的0.48%（CH $_3$ CN）和16%（HNCO）。每个分子的柱密度在整个样品中变化约一个数量级。CH $_3$ OH的丰度分布较窄，尤其是含氧物种。我们比较观察到的中位丰度与低质量原恒星的化学模型，并找到公平的协议，虽然一些建模工作仍然带来更高的CH $_3$ OH的丰度。相对于CH $_3$ OH在LYSO的中位数丰度也被发现是一般可比的热核，热corino，和大规模的年轻恒星物体中观察到的丰度。与彗星相比，我们的样品是可比的所有分子，除了HC $_3$ N和CH $_2$ CO，这可能成…
2017-05-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ice sublimation in the dynamic HD 100453 disk reveals a rich reservoir of inherited complex organics
通过ALMA观测HD 100453盘，首次在II类盘中检测到13CH3OH等COMs，揭示其含继承星际冰，为行星形成期复杂有机物来源及演化提供关键证据。
2025-04-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Observations of the Onset of Complex Organic Molecule Formation in Interstellar Ices
孤立的致密分子核被用来研究星际冰中复杂有机分子的形成。采样三个核心与正在形成的低质量恒星（B59，B335和L483）和一个无星核心（L 694 -2），我们采样的视线到九个背景恒星和五个年轻的恒星物体（YSO; A_K ~0.5 - 4.7）。美国宇航局红外望远镜设备（IRTF）从2-5 $μ$ m的光谱同时显示来自H $_2$ O（3.0 $μ$ m），CH $_3$ OH（C-H伸缩模式，3.53 $μ$ m）和CO（4.67 $μ$ m）冰核心的特征。CO冰被9颗恒星追踪，其中5颗显示出长波长的翅膀，这是由于CO与极地冰（CO $_r$）的混合物，可能是CH $_3$ OH。其中两条视线也显示CH $_3$ OH的独立检测。对于这些，我们发现来自L483和L 694 -2的CH $_3$ OH：CO $_r$的比率分别为0.55 $\pm$ 0.06和0.73 $\pm$ 0.07。CO和CH $_3$ OH的探测首次通过视线对背景恒星观测约束CO到CH $_3$ OH冰的转换。沿着视线，大部分CO存在于气相中，并且$\leq$ 15%的CO被冻结。然而，CH $_3$ OH冰相对于CO是丰富的（~50%），并且主要作为CH $_3$ OH-富CO冰层存在。只有一小部分的视线包含CH $_3$ OH冰，据推测是密度最高的。CO向CH $_3$ OH的高转化率可以解释在后期1…
2020-10-12 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
Complex organic molecules during low-mass star formation: Pilot survey results
复杂的有机分子（COM）是已知的丰富的一些低质量的年轻恒星物体（YSO），但这些检测如何与典型的COM丰度尚未了解。我们的目标是限制低质量恒星形成过程中的COM的频率分布，从这个试点调查COM线向六个嵌入式YSO使用IRAM 30米望远镜。该样本选自斯皮策c2d冰样本，涵盖了一系列冰丰度。我们检测到多个COM，包括CH3CN，对两个YSO，并试探性地对第三。相对于CH3OH的丰度在0.7和10%之间变化。该样本与之前的COM观测值和上限相结合，以获得CH3CN，HCOOCH3，CH3OCH3和CH3CHO的频率分布。我们发现，对于所有的分子超过50%的样品具有检测或上限的1 - 10%相对于CH3OH。因此，在低质量恒星形成的早期阶段，中等丰度的COM似乎很常见。然而，需要更大的样本来量化COM分布，以及限制样本中观察到的变化的起源。
2014-06-05 astro-ph.GA
Constraining Spatial Densities of Early Ice Formation in Small Dense Molecular Cores from Extinction Maps
在小而致密的分子核中追踪尘埃是研究恒星形成前阶段冰形成所需条件的有力工具。为了研究这些环境，观测到了五个分子核心：三个正在形成低质量恒星（B59、B335和L483），两个没有恒星的坍缩核心（L 63和L 694 -2）。深层图像是用英国红外望远镜（UKIRT）的WFCAM（宽视场照相机）仪器和斯皮策太空望远镜的IRAC通道1和2在红外JHK波段拍摄的。这五个光度带被用来计算沿视线对背景恒星的消光。在对数据进行平滑处理后，我们制作了高空间分辨率的消光图（$\sim$ 13-29”）。然后使用AVIATOR算法实现逆Abel变换将这些图投影到第三维中。沿着先前已经检测到冰（H $_2$ O、CO和CH $_3$ OH）的视线测量总氢的体积密度。我们发现，纯CH $_3$ OH或CH $_3$ OH与CO的混合物的视线具有大于1.0 $\times$ 10 $^5$ cm $^{-3}$的最大体积密度。这些密度仅在每个芯的一小部分（$\sim$ 0.3-2.1%）内达到。CH $_3$ OH的存在可能表明致密核内复杂有机分子形成的开始，因此我们可以限制这种开始的区域。在我们的样品中，朝向星形核的最大体积密度（$\sim$ 1.2-1.7 $\times$ 10 $^6$ cm $^{-3}$）高于朝向无星形核的最大体积密度（$\sim$ 3.5-9.5 $\times$ 10 $^5$…
2021-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Synthesis of complex organic molecules in soft x-ray irradiated ices
我们研究了在250-1250 eV范围内用软X射线辐照的H2O：CO：NH3冰混合物的化学演化。我们鉴定了许多含氮分子，例如，OCN-、NH 4+、HNCO、CH 3CN、HCONH 2和NH 2COCONH 2。几个红外特征与甘氨酸或其异构体相容。在辐照过程中，我们通过质谱检测到许多物种解吸冰。这些发现支持红外鉴定，并揭示了不太丰富的物种，不清楚的红外特征。其中，m/z = 57已被归因于异氰酸甲酯（CH 3 NCO），一种最近在原恒星环境中检测到的与益生元相关的分子。在辐照后的升温过程中，几个红外特征，包括2168 cm-1的OCN-带，1690 cm-1的甲酰胺带，和1590 cm-1的带与三个不同的物种，HCOO-，CH_3 NH_2和NH_3 + CH_2COO存活到室温。有趣的是，许多高质量也被检测到。可能的候选物为甲酸甲酯（m/z = 60，HCOOCH 3）、乙二酰胺（m/z = 88，NH 2COCONH 2）和N-乙酰基-L-天冬氨酸（m=z = 175）。后一种物质与m/z = 43、70和80片段的存在相容。光解吸的有机物是相关的检测这些物种在气相中的寒冷环境中，在冰地幔中的有机合成应该占主导地位。我们估计的气相富集的一些选定的物种在光的原行星盘模型周围的年轻的太阳型恒星。
2019-05-20 astro-ph.GA
A census of dense cores in the Aquila cloud complex: SPIRE/PACS observations from the Herschel Gould Belt survey
我们介绍并讨论了赫歇尔古尔德带巡天观测的结果，该观测是在d~260 pc时，在天鹰座分子云复合体的~11 deg^2区域内进行的，使用SPIRE/PACS相机拍摄的图像为70 ~ 500微米。我们确定了一个完整的样本的无星致密的核心和嵌入的原恒星在这个地区，并分析其全球性质和空间分布。我们总共发现了651个无星核，其中约60%是引力束缚的星前核，它们很可能在未来形成恒星。我们还探测到58个原恒星核心。星前核心的核心质量函数（CMF）在形状上与恒星初始质量函数（IMF）非常相似，这支持了早期的观点，即IMF和CMF之间有着密切的物理联系。在CMF和IMF之间观察到的质量尺度的全球变化与典型的恒星形成效率约40%一致。通过比较无星核的数量与年轻恒星的数量，我们估计星前核的寿命约为100万年。我们发现星前核的空间分布和致密丝之间有很强的相关性。大约90%的Herschel星前核位于对应于A_V~7的背景柱密度以上，其中约75%位于单位长度超临界质量>~16 Msun/pc的超临界结构内。这些发现支持了这样一种观点，即构成CMF峰值的核心（可能是IMF底部的核心）主要来自于边缘超临界细丝的重力碎裂。考虑到在A_V>7时，暗条似乎主导了致密气体的质量收支，我们的研究结果还表明，暗条内部星前核形成的物理过程是致密气体中恒星形成过程的特征“效率”SFR/M_dense ~5+-2 x 10^-8…
2015-07-21 astro-ph.GA
