Fundamental Vibrational Transition of CO during the Outburst of EX Lupi in 2008
我们报告了2008年在4.6-5.0 μ m的CO基本波段对金牛座T星EX Lupi爆发的监测观测。观测是在VLT和斯巴鲁望远镜从2008年4月到8月的六个时期进行的，涵盖了爆发的高原和衰落阶段到静止状态。CO辐射的线通量随恒星的可见光亮度和5 μ m处的连续通量的增加而减小，但由两个衰减速率不同的子分量组成。窄线发射（50 km s-1的FWHM）是近EX Lupi的系统速度。这些发射线只出现在v=1-0。线宽转换为0.4天文单位的特征轨道半径。宽谱线分量（FWZI ~ 150 km s-1）在v ≤ 6时被高度激发。谱线通量比窄谱线辐射下降得更快。对谱线轮廓的简单建模意味着宽线发射气体在0.04-0.4天文单位处围绕恒星运行。激发状态、线通量的衰减速度和线轮廓表明，宽线发射分量在物理上不同于窄线发射分量，并且与突出事件更紧密相关。
2010-12-23 astro-ph.SR
Si-bearing molecules towards IRC+10216: ALMA unveils the molecular envelope of CWLeo
我们报告在ALMA周期0的高振动态的SiS旋转线，以及SiO和SiC $_2$线在其基态振动状态，对IRC+10216的检测。这些分子的空间分布显示出SiS的紧凑发射和SiO和SiC $_2$的更广泛的发射，并且还证明了在拱星包层的外壳处的SiC $_2$发射的增加的存在。我们使用布居图技术分析了振动激发的SiS的激发条件，并使用大速度梯度模型与观测结果进行了比较。我们发现适度的观测和模型之间的差异，可以解释，如果SiS线检测到的光学厚。此外，在高能量振动状态下检测到的旋转线的线轮廓显示出随着能级的增加而减小的线宽。这可能证明这些谱线只能在IRC+10216星周包层的内层，即最致密和最热的层中被激发。
2015-06-11 astro-ph.SR
A model exploration of NIR ro-vibrational CO emission as a tracer of inner cavities in protoplanetary disks
对原行星盘的近红外观测提供了有关内盘性质的信息。高分辨率光谱丰富的分子，如CO可以用来确定磁盘结构的温暖的内部部分。最近观察到的$v2/v1$振转比$v_{1-0}$和$v_{2-1}$过渡遵循不同的趋势与CO发射半径，在TTauri和Herbig磁盘的样本，这些趋势已被经验解释为由于内部磁盘耗尽气体和尘埃。在这项工作中，我们使用现有的热化学盘模型来探索这些观察到的趋势的解释振转CO排放。我们使用辐射热化学代码ProDiMo，探索一组先前发表的模型，具有不同的磁盘属性，并在同一时间改变一个参数：内半径，灰尘与气体的质量比，气体质量。此外，我们使用的模型，我们改变了表面密度幂律指数，并采用了更大的一组CO振转能级，也包括荧光从第一电子状态。我们调查这些模型TTauri和Herbig星盘。最后，我们包括一组DIANA模型的个别TTauri和Herbig磁盘，其构造再现了一个大的多波长观测。
2020-03-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A Search for Spatially Resolved Infrared Ro-Vibrational Molecular Hydrogen Emission from the Disks of Young Stars
我们目前的调查结果，寻找空间分辨近红外线发射的分子氢气体在拱星环境中的9个年轻的恒星：AA头，AB Aur，DoAr 21，GG头，GM Aur，LkCa 15，LkH $α$ 264，UY Aur，和V773头。先前的高分辨率光谱显示，这些恒星在2.12 $μ$ m处存在振转H $_2$线发射，其特征更典型的是位于原行星盘中的气体，而不是流出物。在这项研究中，我们在空间上解决H $_2$发射在8颗恒星，它被检测到。LkCa 15是尽管先前检测到但未表现出可感知的H $_2$的唯一靶标。我们发现H $_2$和X射线光度之间的反相关性，可能表明X射线电离过程不是这些系统中H $_2$的主要激发机制。AA Tau、UY Aur和V773 Tau显示了H $_2$的离散结，这通常与流出气体中的冲击有关。UY Aur和V773 Tau具有空间分辨的速度结构，而其他系统具有与系统速度一致的光谱未分辨的发射。V773 Tau表现出复杂的线条形态，表明存在多种激发机制，包括激波激发流出气体的红移和蓝移双极结。AB Aur、GM Aur和LkH $α$ 264具有集中的但空间分辨的H $_2$发射，与盘起源一致。AB Aur的H $_2$图像揭示了圆盘内的螺旋结构，与ALMA CO地图中观察到的相匹配。这项调查揭示了对这些年轻恒星的拱星环境中温暖气体的结构和激发的新见解。
2019-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Variability in the CO ro-vibrational lines from HD163296
我们第一次直接比较了HD 163296的多历元（2001-2002和2012）CO振转发射谱线。我们发现，这两个时期之间的线形和半高宽（FWHM）不同。观测到的线剖面的中值半高宽在早期增大了10-25 km/s，确认的双峰只出现在2001-2002年的高J线中。在这两个时期中，个别跃迁的线翼是相似的，使得在较晚时期中的额外中心分量可能是单峰和较低的FWHM的解释。据报道，近红外亮度的变化可能与观察到的变化有关。此外，我们使用的热化学光盘代码ProDiMo比较的第一次线的形状，峰分离，半高宽，和线通量，观察到的。ProDiMo模型很好地再现了峰分离以及低和中J线通量。然而，FWHM的预测和高J线通量的预测。我们建议，一个可变的非开普勒组成部分的CO振转发射，如盘风或情节吸积漏斗，是造成不同时期收集的两个数据集之间的差异，模型和观测之间。额外的CO振转谱线检测（CRIRES/VLT或NIRSPEC/Keck）或[Ne II]线观测与VISIR/VLT可能有助于澄清的变异性的原因。
2016-01-16 astro-ph.SR
Ro-vibrational CO Detected in the $β$~Pictoris Circumstellar Disk
我们目前的高分辨率近红外光谱的$β$如画-附近的年轻恒星的碎片盘。检测到基本的低J CO吸收线，并对v = 2 - 1的低J CO发射线的通量设置了严格的上限。在v = 2 - 1线的紫外荧光发射通量的限制是用来放置一个严格的约束CO气体的内部范围。假设\ion{H}{1}是主要的碰撞伙伴，低J v = 0转动能级的亚热粒子数将盘中气体的密度限制在$n_{\rm H} = (2.5^{+7.1}_{-1.2})\times10^5$ cm $^{-3}$。如果氢的分布遵循圆盘中其他金属的分布，我们发现圆盘中气体的质量为$(0.17^{+0.47}_{-0.08})$ M $_\earth$。我们将这个质量与通过离子中性反应制动盘中金属所需的气体质量进行比较。
2011-06-13 astro-ph.SR
On the origin of the 11.3 micron unidentified infrared emission feature
11.3 $μ$ m发射特征是未识别红外发射（UIE）带家族的突出成员，并且经常归因于多环芳烃（PAH）分子的面外弯曲模式。我们对60个中性PAH分子进行了量子力学计算，发现很难将观察到的天文特征与这些PAH分子中的任何一个或混合物相协调。我们进一步分析了几个天体的光谱拟合的NASA PAH数据库程序，发现合理的拟合观测到的光谱是唯一可能的，包括显着的贡献，从氧和/或镁的分子在混合物中。纯PAH分子的混合物，即使包括不同大小，几何形状和带电状态的单元，也无法拟合天文光谱。对具有混合芳香/脂肪结构的简单分子的振动光谱的初步理论结果表明，这些结构具有一致的振动模式束，并且可能是UIE带的可行载体。
2015-05-15 astro-ph.SR
JWST Edge-on Disk Ice (JEDIce): Vibrationally hot, rotationally cold H$_2$ in the outer disk of Oph 163131 non-thermally excited by UV and cosmic rays
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Virginia Institute of Theoretical Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学理论天体物理研究所）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；National Tsing Hua University（国立清华大学）；Physikalisch-Meteorologisches Observatorium Davos und Weltstrahlungszentrum (PMOD/WRC)（达沃斯物理气象观测台和世界辐射中心）；Universität Bern（伯尔尼大学）；INAF-Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切尔天文台）；Institut des Sciences Moléculaires d’Orsay (ISMO), CNRS（奥赛分子科学研究所）
研究通过詹姆斯·韦布空间望远镜观测蛇夫座163131边缘盘，发现其H₂光谱呈现振动热、转动冷特征。考虑紫外线照射和宇宙射线激发及碰撞去激发，推断出较高宇宙射线电离率，突出了转动 - 振动H₂发射对探测宇宙射线电离的潜力。
2026-07-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
The kinematics and excitation of infrared water vapor emission from planet-forming disks: results from spectrally-resolved surveys and guidelines for JWST spectra
这项工作提出了地基光谱分辨水的排放在R = 30000-100000超过红外波长覆盖的JWST（2.9-12.8 $μ$ m）。两个新的调查与iSHELL和VISIR与以前的光谱从CRIRES和TEXES覆盖部分的多个振转和转动带内观察到的大地传输带，共$\approx160$光谱和85盘（其中30个是JWST目标在周期1）。一般预期的范围内的区域和激发条件跟踪的红外水光谱是第一次支持的组合运动学和激发光谱解析在多个波长。结果表明：（1）从2-9 $μ$ m的振转谱带到12 $μ$ m的振转谱带，水线逐渐变窄，并分别与CO振转谱中的宽（BC）和窄（NC）发射谱线部分匹配; 2）从4000-9500 K的上能级能量的分解水线的旋转图显示了指示光学厚发射的垂直扩展和曲率（$\approx 10^{18}$ cm $^{-2}$）（$\approx 800$ -1100 K）; 3）新的5个$μ$ m谱表明，在$> 10$ $μ$ m处，平板模型对转动线的拟合强烈地高估了转动线。在$< 9$ $μ$ m处的振动发射带，意味着非LTE振动激发。我们讨论了这些发现的背景下，从磁盘表面和分子内部磁盘风的排放，并提供了一个列表的指导方针，以支持光谱未分辨JWST光谱的分析。
2022-11-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Vibrationally Excited HCN around AFGL 2591: A Probe of Protostellar Structure
具有亚毫米级转动跃迁的振动激发分子是探测原恒星附近物理条件的潜在优秀探针。本研究使用HCN（4-3）的v=1和v=2振转模的观测来探测这种环境。这些振转谱线的存在与否和相对强度探测了与原恒星盘相关的温暖致密物质中的气体激发机制和物理条件。我们目前的试点观测从海因里希赫兹亚毫米望远镜（HHSMT）和后续观测从亚毫米阵列（SMA）。观察到所有振动激发HCN（4-3）v=0、v=1和v=2的谱线。三条v=2的谱线强度大致相等，这意味着碰撞激发的密度大于（10^10 cm^-3），发射气体的温度大于1000 K。这种温暖、高密度的物质应该可以直接追踪在原恒星的包层和盘环境中形成的结构。此外，v=2的发射线的形状可能表明开普勒圆盘。这封信演示了这种技术的实用性，这是特别感兴趣的，由于最近就职的阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）。
2013-02-08 astro-ph.SR
Time-monitoring Observations of the Ro-Vibrational Overtone CO bands in Young Stars
我们提出了近红外光谱的样品的金牛座T，赫比格Ae/Be，和FU Ori对象。使用FSPEC仪器的博克90英寸望远镜，我们获得了K波段光谱的分辨率约为3500。本文给出了一氧化碳振转跃迁的v=2->0和v=3->1带头的光谱。我们在间隔几天和大约一个月的多个时期观察到这些光谱。我们的几个目标显示CO发射或吸收功能。然而，我们几乎没有看到这些特征在多个时代中存在变化的证据。我们将我们的结果与以前的观察结果进行比较，并讨论了整个采样的时间尺度不变的CO排放的物理意义。
2013-06-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
SiO, 29SiO, and 30SiO emission from 67 oxygen-rich stars. A survey of 61 maser lines from 7 to 1 mm
富氧恒星的星周环境是最强的一氧化硅脉泽发射源之一。碰撞、红外抽运和重叠等物理过程有利于能级粒子数的反转，并产生不同振动态的脉泽发射。尽管有许多观测和理论上的努力，我们仍然没有一个统一的图片，包括所有的物理过程中涉及的SiO脉泽发射。这项工作的目的是提供大量富氧恒星样本的均匀数据。我们提出了一个调查的67富氧星从7到1毫米，在他们的旋转过渡从J=1-0到J=5-4，振动数v从0到6的三个主要的SiO同位素。我们使用了美国宇航局在罗夫莱多的34米天线和IRAM 30米射电望远镜之一。首次尝试探测到一条v=6的脉泽谱线，并探测到新的脉泽谱线。最高的振动水平似乎局限于小体积，大概接近恒星。在几乎一半的样本中，J=1-0，v=2的线通量大于对应的v=1，这可以证实预测的对脉动周期的依赖性。这个数据库是潜在的有用的模型，应考虑大多数的物理代理，时间依赖性，和质量损失率。作为副产品，我们报告检测到了来自其他分子的27条热转动谱线，包括SiS、H2S、SO、SO2和NaCl的同位素。
2021-02-06 astro-ph.SR
Vibrational, non-adiabatic and isotopic effects in the dynamics of the H$_2$ + H$_2^+$ $\rightarrow$ H$_3^+$ + H reaction: application to plasma modeling
本文用准经典轨线方法研究了H $_2^+$反应物的振动激发，碰撞能量在0.1 meV ~ 10 eV之间.基于神经网络多体修正的三原子分子势能面，提出了一种新的势能面，大大提高了势能面的精度，最高势能面可达17 eV，比以前的其他拟合更高。拟合精度和非-详细分析了绝热跃迁对动力学的影响，当碰撞能量大于1 eV时，反应的反应截面随H $_2^+$（$v'$）的振动激发的增加，对于高达$v'$ =6的值。对于$v'$ =6获得的总反应截面（包括双断裂通道）与Savic、Schlemmer和Gerlich获得的新实验结果相匹配[Chem. Phys. Chem. 21（13），1429.1435（2020）]。几个实验装置之间的差异，碰撞能量超过1 eV，显示横截面散射/分散在一个相当宽的间隔，可以解释的差异，在H $_2^+$反应物的形成中获得的振动激发。相反，对于低于1 eV的碰撞能量，横截面由电势的长程行为决定，并且不强烈地依赖于H $_2^+$的振动态。此外，在本研究中，计算的反应截面中使用的等离子体模型，并与以前的结果进行了比较。我们得出的结论是，等离子体中H $_3^+$的形成效率受到所使用的势能面的影响。
2023-03-03 astro-ph.SR physics.chem-ph physics.plasm-ph
ExoMol molecular line lists V: The ro-vibrational spectra of NaCl and KCl
给出了NaCl和KCl分子基态的转动振动谱线。这些线表适用于与系外行星大气和冷恒星（高达3000 K）相关的温度。考虑同位素体$^{23}$ Na $^{35}$ Cl、$^{23}$ Na $^{37}$ Cl、$^{39}$ K $^{35}$ Cl、$^{39}$ K $^{37}$ Cl、$^{41}$ K $^{35}$ Cl和$^{41}$ K $^{37}$ Cl。实验室数据被用来完善从头计算势能曲线，以计算准确的振转能级。Einstein A系数是使用新确定的从头计算偶极矩曲线使用CCSD（T）方法计算的。通过重新分析已发表的傅里叶变换红外发射光谱，得到了KCl的新的Dunham Y $_{ij}$常数。配分函数和振转转换的完整列表以电子形式提供，作为本文的补充数据，请访问www.exomol.com。
2014-03-31 astro-ph.SR
Ro-vibrational excitation of an organic molecule (HCN) in protoplanetary disks
有机分子是原行星盘的重要组成部分。它们的振转线在近红外和中红外线中观察到，通常被探测到朝向金牛座T盘。这些谱线是探测类地行星形成的内部几个au中化学物质的唯一途径。为了理解这种化学性质，必须确定精确的分子丰度。这是复杂的激励效应。到目前为止，大多数分析都假设局部热平衡（LTE）。从HCN碰撞速率系数的估计开始，计算HCN发射的非LTE板模型，以研究不同激发机制的重要性。使用一个新的辐射转移模型，HCN从一个完整的二维磁盘的排放，然后建模研究的非LTE激发的效果，连同线的形成。我们运行了针对TTauri盘AS 205（N）定制的模型，其中VLT-CRIRES和斯皮策太空望远镜观测到了3 μm和14 μm波段的HCN线。如果只考虑碰撞激发，再现观测到的3 μm / 14 μm通量比需要非常高的密度和动力学温度（$n > 10^{14}$ cm $^{-3}$和$T > 750$ K）。然而，辐射泵浦可以很容易地将谱线激发到相当大的半径$\sim$ 10 au。因此，从LTE和非LTE模型导出的丰度相差不超过约3倍。在$\sim$ 1 au（跳跃丰度）和恒定丰度范围内具有强烈增强丰度的模型可以重现当前的观测结果，但未来使用JWST上的MIRI仪器和E-ELT上的METIS进行的观测可以很容易地区分情景和测试化学模型。根据不同的情况，ALMA可以检测振动激发水平内的旋转线。
2014-12-04 astro-ph.SR
On the asymmetry of the OH ro-vibrational lines in HD 100546
我们提出了多历元高光谱分辨率观测与VLT/CRIRES的OH双重$^2Π_{3/2}$ P4.5（1+，1-）（2.934 $μ$ m）对原行星盘周围HD 100546。在所有时期的OH双峰检测和光谱解决，而附近的H $_2$ O线仍然未被检测到。OH线速度剖面在三个数据集中是不同的：在第一个历元（2012年4月，PA=26 $^{\circ}$）的OH线是对称的，线加宽是一致的气体在开普勒旋转的恒星。在距离恒星8-11 au的半径范围内没有检测到OH发射：线发射区域的大小和范围与CO振转线相似。在其他两个时期（2013年3月和2014年4月，PA分别为90 $^{\circ}$和10 $^{\circ}$），OH线与2012年4月相比显得不对称和更暗。我们调查的起源，这些线的不对称性，这是由以前的作者采取的证据之间的潮汐相互作用（看不见的）大规模的行星和磁盘。我们表明，所观察到的不对称性可以完全解释为0 \farcs 04-0 \farcs 20相对于恒星位置的狭缝的错位。磁盘空间分辨和狭缝错位可能是由扩展的尘埃排放，这是明亮的恒星光球在近红外波长，这是用于指向的波长。这可能会导致HD 100546的光心在近红外波段与恒星位置不一致。
2014-12-15 astro-ph.SR
Circumbinary Gas Accretion onto a Central Binary: Infrared Molecular Hydrogen Emission from GG Tau A
我们提出了高空间分辨率的地图，从环境中的GG Tau A二进制组件的GG Tau四重系统的振转分子氢发射。H2 v = 1 - 0 S（1）的发射是空间分辨的，包括内双星，在几百年时间尺度上应该动态清除的位置检测到发射。H2气体发射的延伸距离中心恒星约100 AU。2.24微米处的v = 2 - 1 S（1）发射也在距离中心恒星约30天文单位处被探测到，相对于v = 1 - 0 S（1）发射的线比为0.05 +/-0.01。假设LTE中为气体，该比率对应于约1700 K的排放环境。我们估计，这个温度太高的静态气体加热的X射线或紫外线辐射从中心的恒星。令人惊讶的是，我们发现最亮的H2发射区域来自一个空间位置，该空间位置与最近发现的尘埃“流光”完全一致，该尘埃“流光”似乎正在将物质从GG Tau A周围的外环二星环转移到内部区域。因此，我们确定了一个新的激发机制，在年轻恒星的环境中的振转H2刺激。在GG Tau A系统中的H2似乎是受到质量吸积的刺激，因为环双星环中的物质吸积到系统上以补充内部的环星盘。我们假设吸积下降刺激的H2可能存在于其他系统中，特别是双星和“过渡盘”系统，这些系统在其周星环境中已经清除了尘埃间隙。
2012-05-07 astro-ph.SR
A proposed new diagnostic for Herbig disc geometry: FWHM versus J of CO ro-vibrational lines
目标。从Herbig II组圆盘观察到的CO振转谱线通常较宽，而从I组圆盘观察到的相同谱线通常较窄。这一区别并没有得到很好的理解。在本文中，我们探讨了这种差异的根本原因，并提供了一个更好地了解赫比格Ae/Be恒星周围的内盘的几何形状和结构的途径。方法.利用甚大望远镜（VLT）上的CRIRES（低温高分辨率红外中阶梯摄谱仪）拍摄了6颗Herbig Ae/Be候选星的CO振转辐射的高分辨率红外光谱。从这些光谱中，我们产生个人和共同添加CO振转线配置文件。我们调查线轮廓形状的差异，我们探讨了半高宽（FWHM）的变化与J量子数的背景下，光盘的几何形状。此外，我们把我们的新来源的背景下，早期观察到的来源，研究一个大样本。为了比较，我们还调查了半高宽的变化与J的模拟CO振转线从两个典型的光盘几何形状产生的热化学光盘建模代码ProDiMo。结果- 缩写-比较灰尘和气体的内盘几何形状（推断SED和CO振转发射）的扩大样本观察赫比格光盘，我们发现没有明确的对应关系SED组的源和他们的内部CO半径。结论. FWHM与J的关系是内盘的潜在新气体诊断，例如，恒定的FWHM与J的关系指示存在大的气孔或间隙。模型和观察结果都表明了这种新诊断的潜力。- 缩写-
2016-03-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Contemporaneous high-angular-resolution imaging of the AGB star W Hya in vibrationally excited H2O lines and visible polarized light with ALMA and VLT/SPHERE-ZIMPOL
本研究利用ALMA和VLT/SPHERE-ZIMPOL对AGB星W Hya进行同期高分辨率成像，发现268 GHz振动激发H2O谱线在恒星表面呈超热或脉泽发射，并伴随内落与外流，且与可见偏振揭示的尘埃云分布高度吻合，表明二者均源于恒星附近非均匀大气中的致密冷气袋。
2024-11-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing planet formation and disk substructures in the inner disk of Herbig Ae stars with CO rovibrational emission
CO振转谱线是温暖分子气体的有效探测器，可以对原行星盘的内部10 AU提供独特的见解。最近的研究已经发现的比率之间的关系线源自第二和第一振动激发态，表示为$v2/v1$，和发射半径的CO。在磁盘周围的赫比格Ae恒星的振动激发低时，CO线来自接近恒星，和高时，线只探测气体在大半径（超过5 AU）。我们的目标是找到解释所观察到的CO振动比，发射半径和近红外过量之间的趋势，并确定其影响的物理和化学结构的内部磁盘赫比格恒星。计算了平板模型和全圆盘热化学模型。模型的模拟观测值直接与数据进行比较。宽CO线与低振动比最好的解释是一个温暖的（400-1300 K）的内部磁盘表面与气体尘埃比低于1000;没有CO内/在内部尘埃边缘检测到，由于在高温下解离。相比之下，解释具有高振动比的窄线需要在尘埃和气体中至少5 AU的内腔，然后是在腔壁处具有大于10000的气尘比的冷（100-300 K）分子气体储层。在所有情况下，CO气体必须与粉尘接近热化。高的气体-尘埃比需要解释高$v2/v1$在狭窄的CO线的一个子集的第一组磁盘可以自然地解释为由于尘埃陷阱，已被提出来解释毫米尘埃腔。在大多数第二组天体中看到的宽线表明，除了10天文单位内的内盘子结构之外，还有一个非常平坦的盘，这与最近用ALMA观察到的子结构有关。
2019-09-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating C-D out-of-plane vibrational modes in PAHs as a tool to study interstellar deuterium-containing PAHs
本文通过量子化学计算研究氘代多环芳烃中C-D面外振动模式，发现其出现在14-19微米且强度与D/H比不成正比，提出可将其作为验证星际含氘多环芳烃的新工具。
2025-03-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Anharmonic Infrared Emission of Cyano-Substituted Polycyclic Aromatic Hydrocarbon Molecules: Cyanonaphthalenes as a Case Study
Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台）；KTH Royal Institute of Technology（皇家理工学院）；Xiangtan University（湘潭大学）；University of Missouri（密苏里大学）
研究氰基取代的多环芳烃分子红外发射，用B3LYP/N07D和VPT2计算非谐性质并模拟光谱，发现电荷态等对发射有影响，给出异构体特征及能量分数，为约束氰基PAH丰度提供工具，助力JWST观测分析
2026-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
IPA: Class 0 Protostars Viewed in CO Emission Using JWST
研究利用 JWST/NIRSpec 与 MIRI 分析五颗 0 类原恒星的 CO 振转发射，通过消光校正和转动图约束温度、分子数及气体质量，并探讨紫外泵浦、内盘与盘风起源。
2024-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Study of vibrational spectra of polycyclic aromatic hydrocarbons with phenyl side group
报道了多环芳烃中苯基侧基不同位置取代的计算研究。讨论了苯基取代位置、电离状态和分子大小对中红外光谱的影响，分析了苯基多环芳烃对天体中红外光谱的贡献。在结构上，与在其他位置的取代相比，在第2位的苯基取代产生更稳定的物质。苯基多环芳烃在695和741 cm $^{-1}$（14.4和13.5 $μ$ m）附近显示出新的芳香带，这是由于五重C-H摆动的贡献，与在几个天体中观察到的14.2和13.5 $μ$ m处的次要特征相比较。与普通多环芳烃一样，中性分子中的C-C伸缩振动模（$\sim$ 1600 cm $^{-1}$）的强度可以忽略不计，但所有苯基多环芳烃的阳离子在接近B类6.2 $μ$ m天体物理带的位置都表现出明显的苯基C-C伸缩峰。在2-苯基芘中，它是在6.2 $μ$ m范围内表现出这一强烈特征的中性分子，以及与在一些晚期天体的天文光谱中观察到的6.66和6.9 $μ$ m处的子特征相匹配的其他特征。苯侧基在solo位置的取代使母体PAH的C-C伸缩模移近6.2 $μ$ m天体物理带。结果表明，空间中存在苯基多环芳烃的可能性以及在富碳冷壳层中自下而上形成中等尺寸的含苯基侧基的致密多环芳烃。在模拟各种天体的中红外发射光谱时需要考虑苯基多环芳烃。
2022-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.chem-ph
CO2 infrared emission as a diagnostic of planet-forming regions of disks
来自原行星盘内部区域有机分子的红外振转发射线是行星形成区域的物理和化学结构以及塑造它们的过程的独特探针。在一个全圆盘模型中研究了二氧化碳（CO2）的非LTE激发效应，以评估：（i）不同CO2振转谱带的发射区域是什么;（ii）如何使用未来JWST数据使用CO2振转谱线最好地追踪CO2丰度;（iii）激发和丰度告诉我们关于内部圆盘物理和化学的信息。二氧化碳是冰的主要成分，它的丰富程度可能会测试模型与迁移冰卵石跨越冰盖。建立了一个完整的非LTE CO2激励模型。该模型的特性进行了测试，使用非LTE平板模型。随后的CO2线的形成已被建模使用的二维磁盘模型代表的T-Tauri磁盘。在光谱的15 $μ$ m和4.5 $μ$ m区域中发射的CO2气体不在LTE中，并且在由红外辐射泵浦的盘的上层中产生。v $_2$ 15 $μ$ m的功能是占主导地位的光学厚发射的大多数模型，适合的意见，并与源光度线性增加。与其他分子相比，它的窄源于低旋转激发温度（~250 K）和CO2固有的窄特征的组合。从观测到的磁盘推断的CO2丰度比星际冰（~10 $^5$）低两个数量级以上，类似于早期的LTE磁盘估计。谱线与连续谱线的比率很低，只有几个百分点，因此需要高信噪比（S/N > 300）的观测来进行单独的谱线检测。讨论了JWST-MIRI和JWST-NIRSpec精确反演丰度的前景。
2017-01-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
