First solar observations with ALMA
阿塔卡马大型毫米-亚毫米阵列（ALMA）通过毫米波长的高分辨率高灵敏度成像为研究太阳打开了一个新的窗口。在这篇文章中，我回顾了太阳观测仪器的能力，并介绍了为使ALMA向科学界提供太阳观测的可能性所做的广泛努力。第一次太阳ALMA观测是在2014年和2015年在两个ALMA波段，波段3（3毫米）和波段6（1.3毫米），在单碟和干涉模式，使用单指向和镶嵌观测技术，空间分辨率高达2arcsec和1arcsec的两个波段，分别。我概述了几个最近发表的研究，利用第一个太阳ALMA观测，描述了目前的状态与ALMA太阳观测和简要讨论了未来的仪器的能力。
2018-09-03 astro-ph.SR
The ALMA Protostellar Interferometric Line Survey (PILS): First results from an unbiased submillimeter wavelength line survey of the Class 0 protostellar binary IRAS 16293-2422 with ALMA
年轻原恒星周围的包层内部区域具有复杂的化学特征，在原行星盘最终可能形成的尺度上存在着生命前分子。本文介绍了利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波天线阵（ALMA）对0类原恒星双星IRAS 16293-2422进行的系统观测--“原恒星干涉测线巡天（PILS）”。该调查涵盖了从329到363 GHz（0.8 mm）的全频率范围，并在3.0和1.3 mm处进行了额外的有针对性的观测。乙醇醛、其异构体甲酸甲酯和乙酸以及其还原醇乙二醇均被清晰检出。对于乙二醇，最低状态的构象，aGg'和gGg'，被检测到，后者的第一次在ISM中。乙醇醛的丰度与乙二醇相当或略大于乙二醇。与银河系中心相比，这两种物质相对于甲醇来说过于丰富，这可能是在低温下富含CO的冰中形成的迹象。13 C和氘代乙醇醛的同位素体都被检测到，这也是ISM中的第一次。对于氘代物质，发现约5%的D/H比，在乙醇醛的不同官能团中的氘代之间没有差异。13 C-物质的测量导致12 C：13 C比率约为30，低于典型的ISM值。这一低比率可能反映了冰中13 CO的增强，这是由于在冻结之前气体中的离子-分子反应或12 CO和13 CO冰升华的温度差异。这些结果加强了低温颗粒表面化学的重要性，因为在整个冰幔升华后，在这里看到的气体中形成了生命前分子。
2016-07-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The quiet Sun at mm Wavelengths as Seen by ALMA
在亚毫米、毫米和厘米波段的太阳观测提供了对太阳大气物理条件的直接诊断，因为它们产生了亮温的测量，对于光学厚的特征，亮温等于固有温度--这与其他光谱范围的太阳诊断很不一样。因此，阿塔卡马大型毫米和亚毫米阵列（ALMA）为研究神秘的太阳色球层开辟了一个新的、迄今尚未探索的光谱窗口。在这篇综述中，我们讨论了初始ALMA研究的安静色球，同时使用单碟和紧凑的阵列干涉观测模式。我们目前的结果的色球层的温度结构，比较与经典的经验模型的色球层，和观测的色球网络和针状。此外，我们讨论了什么可能是预期在未来，因为ALMA的能力不断扩大和提高向更高的角分辨率，波长覆盖范围，和极化测量的磁力。
2022-09-06 astro-ph.SR
The Sun at millimeter wavelengths. III. Impact of the spatial resolution on solar ALMA observations
用ALMA对太阳进行干涉观测，为研究太阳大气的小尺度动态提供了宝贵的诊断工具。估计的可观测性的小尺度动态的空间分辨率的功能，具有不同的特征磁场拓扑结构的区域有利于更强大的分析ALMA观测的太阳。一个三维模型的太阳大气的MHD代码Bifrost被用来产生高节奏的观测在毫米和submm波长。接收器频带3-10的合成观测量被降级到对应于具有从最紧凑的C1到更扩展的C7的干涉阵列的不同配置的ALMA观测的角分辨率。在每种情况下的小尺度动力学的可观测性进行了分析。因此，还进行了分析，以预测未来能力的潜力。研究太阳色球层中典型的小空间尺度所需的最低分辨率取决于目标区域的特性。这里，考虑从安静的Sun到增强的网络环路的范围。有限的空间分辨率会影响动态小尺度增亮事件的可观测特征，其形式是亮度温度幅度降低，可能使其无法检测，甚至峰值发生时间的偏移长达数十秒。可观测的亮度振幅和原始振幅之间的转换因子，在完全解决的模拟提供，原则上可以应用于观测数据，但受到波长相关的不确定性。预测的典型外观在不同的组合的接收器频带，阵列配置，和目标区域的属性进行。
2021-09-28 astro-ph.SR
First high-resolution look at the quiet Sun with ALMA at 3 mm
我们提出了一个高分辨率的安静的太阳观测的概述，从磁盘中心的肢体，获得与阿塔卡马大毫米和亚毫米阵列（ALMA）在3毫米。七个安静的太阳区域进行了观察，分辨率高达2.5”的4.5”。我们产生的平均和快照图像的自校准ALMA violet和结合的干涉图像与全磁盘太阳图像。图像显示良好的色球网络，其中，基于我们使用的独特的分离方法，是明亮的比平均观察区域的视场的$\sim 305$ K，而内部网络是不那么明亮的$\sim 280$ K，与网络/内部网络的对比度略有下降，向肢体。在3毫米的网络是非常相似的1600毫米的图像，有点大的尺寸。我们第一次检测到针状结构，上升到15”以上的肢体与宽度下降到图像分辨率和亮度温度$\sim$ 1800 K以上的本地背景。在圆盘上没有发现针状体的痕迹，无论是发射还是吸收。我们的研究结果突出了ALMA的潜力，安静的色球层的研究。
2018-10-18 astro-ph.SR
ALMA-IMF VIII -- Combination of Interferometric Continuum Images with Single-Dish Surveys and Structural Analysis of Six Protoclusters
本研究通过feathering技术结合ALMA-IMF与单天线巡天图像，利用dendrogram算法分析六个原星团场，计算谱指数分离尘埃与电离结构，发现LME随气体柱密度呈类指数增长，揭示了原星团内的大规模恒星形成活动。
2023-10-21 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
SSALMON - The Solar Simulations for the Atacama Large Millimeter Observatory Network
阿塔卡马大型毫米波天文台网络（SSALMON）的太阳模拟于2014年启动，与两项ALMA开发研究相关。阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）是一种功能强大的新工具，它也可以以高空间，时间和光谱分辨率观测太阳。国际SSALMONetwork旨在协调ALMA太阳观测模式的进一步发展，并促进太阳物理学的科学机会，特别侧重于数值模拟，这可以为观测模式提供重要的限制，并有助于解释未来的观测。ALMA探测到的辐射主要来自太阳色球层-这是光球层和日冕之间的一个复杂的动态层，在能量和物质的传输以及太阳大气外层的加热方面发挥着重要作用。潜在的目标包括活动区、太阳黑子、太阳平静区、耀斑。在这里，我们简要概述了网络和未来ALMA太阳观测的潜在科学案例。
2015-04-06 astro-ph.SR
The Sun at millimeter wavelengths I. Introduction to ALMA Band 3 observations
我们提出了一个初步的研究，第一个ALMA波段3的太阳观测，目的是验证诊断潜力的亮度温度测量与ALMA在太阳上。观测持续48分钟，以2秒的节奏，目标是圆盘中心的安静太阳区域。相应的时间序列的亮度温度图构建的第一个版本的太阳ALMA管道（SoAP），并比较同步SDO观测。观测值的角分辨率由合成波束（1.4 × 2.1 as）设置。ALMA地图展示了网络补丁，互联网的地区，也细长的薄功能，连接到大规模的磁回路与SDO地图的比较确认。ALMA波段3图与SDO/AIA 171、131和304通道的相关性最好，因为它们表现出网络特征，尽管在ALMA图中非常弱，但它们具有大规模环路的印记。一组紧凑的磁环在ALMA Band 3中非常清晰地可见。环顶的亮度温度达到约8000 - 9000K的值，在极端的时刻高达10000K。ALMA波段3早期观测周期的干涉观测已经揭示了太阳色球层的温度差异。弱的磁环印记和与171，131和304 SDO通道的相关性表明，ALMA波段3中映射的辐射可能比以前假设的更大范围的大气高度，但波段3的确切形成高度需要更详细地研究。由总功率测量设定的绝对亮度温度范围仍然不太确定，必须在未来改进。尽管有这些复杂情况和有限的角分辨率，ALMA波段3的观测对于定量研究太阳色球层的小尺度结构和动力学具有很大的潜力。
2020-01-07 astro-ph.SR
Variable structure in the PDS70 disc and uncertainties in radio-interferometric image restoration
深ALMA观测揭示的PDS 70盘中心腔中的紧凑毫米波长信号与未解析的Halpha发射对准，并被认为源于PDS 70 c周围的环行星盘（CPD）。我们重新审视了可用的ALMA数据PDS 70 c与替代成像策略，并特别注意的不确定性和所谓的“JvM校正”，这被认为是提高恢复图像的动态范围的影响。我们还提出了一个多历元能见度数据的对齐和联合成像的过程。我们发现，JvM校正夸大了峰值信噪比的数据，高达10倍。在PDS 70的情况下，我们从2019年7月的数据中恢复了PDS 70 c的检测，但仅在8 sigma下。然而，在2017年12月未检测到它表明，在1.75年的时间跨度内，PDS 70 c的变异至少为42%+-13%，因此与Halalpha变异性模型相似。我们还在内部圆盘中拾取精细结构，使得其峰值从圆盘中心偏移约0.04”。内盘也是可变的，我们暂时归因于开普勒旋转以及内在的形态变化。
2022-05-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evaluating Non-LTE Spectral Inversions with ALMA and IBIS
本文介绍了用ALMA在毫米连续谱上和用干涉二维谱仪（IBIS）在Ca 8542和Na 5896谱线上观测太阳谱斑的结果。我们的目标是比较ALMA提供的局部气体温度的测量与使用STIC的非LTE反演提供的温度诊断。在进行这些反演时，我们发现，使用柱质量作为参考高度尺度，而不是光学深度，提供了更可靠的大气剖面以上的温度最低值和非LTE氢电离的处理，使推断的色球温度与ALMA测量更好地一致。带3的亮度温度较高，但很好地与反演导出的温度在高度的Ca 8542线核心的形成。相反，带6温度与倒置大气中任何特定层的温度没有良好的相关性。然后，我们进行反演，包括毫米连续强度作为一个额外的约束。如果把波段3包括在内，大气层的上层大气温度会大幅上升，而把波段6包括在内，则会在色球层的高度上出现明显的低温区域。这与波段6发射可以来自一系列高度的想法一致。现有反演码对色球层电子密度的约束条件较差，这给确定毫米波连续谱的形成高度带来困难，也给从谱线得到的温度带来不确定性。
2022-05-18 astro-ph.SR
First Spectral Analysis of a Solar Plasma Eruption Using ALMA
本研究的目的是演示如何使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）观测到的对数毫米连续梯度可用于估计太阳大气中的光学厚度。我们讨论了如何使用多波长毫米测量可以通过吸收机制的知识来完善等离子体分析。在这里，我们使用子带观测从公开可用的科学验证（SV）数据，而我们的方法也将适用于定期ALMA数据。使用与X射线亮点（XBP）一致的增强和2015年12月17日在波段3（84-116 GHz）观测到的活动区NOAA 12470附近的等离子体团喷射事件测试ALMA SV数据的光谱分辨能力。我们计算这两个功能的干涉亮度温度光曲线在每个四个组成子带找到对数毫米光谱。我们比较了所观察到的对数光谱梯度与导出的等温等离子体的光学厚度的关系，以估计结构的光学厚度。我们得出结论，在90%的置信度内，固定增强具有$0.02 \leq τ\leq 2.78$之间的光学厚度，并且移动增强具有$0.11 \leq τ\leq 2.78$，因此两者都位于100 GHz处的光学薄和厚等离子体之间的过渡附近。从这些估计，等温等离子体与典型的带3背景亮度温度预计将有$\sim 7370 - 15300$ K的电子温度的静态增强和$\sim 7440 - 9560$ K之间的移动增强，从而证明了子带ALMA光谱分析的好处。
2019-02-04 astro-ph.SR
Observations of solar chromospheric oscillations at 3 mm with ALMA
我们研究了色球振荡使用阿塔卡马大毫米和亚毫米阵列（ALMA）的时间序列的干涉观测安静的太阳在3毫米获得的2秒的节奏和几个角秒的空间分辨率。对1600 A的同时大气成像组件（AIA）图像序列在相同的视场和相同的时间间隔上进行了相同的分析。空间分辨色球振荡在3毫米，频率为$ 4.2 +- 1.7$兆赫的观察在安静的太阳，在细胞和网络。振荡的相干长度尺度与我们的ALMA观测的空间分辨率相当。单个像素中的温度-温度波动可以达到几百K，而空间平均功率谱密度产生的均方根在~ 55-75 K的范围内，即，高达平均亮度温度的~ 1%，并表现出朝向边缘的适度增加。对于AIA 1600 A，振荡频率为3.7 +- 1.7 mHz。相对均方根高达背景强度的6%，向盘中心（单元，平均值）有微弱的增加。ALMA 3 mm时间序列滞后AIA 1600 A ~ 100 s，相当于地层高度差~ 1200 km。我们探测到的ALMA振荡比White等人（2006年）在3.5 mm处从较低（~ 10 arcsec）分辨率观测得到的振幅更高。因此，色球振荡在色球网络的长度尺度上并没有完全解决，甚至可能在我们的ALMA观测的空间分辨率上也没有解决。任何在毫米域的瞬态增亮的研究都应该考虑到振荡。
2019-12-07 astro-ph.SR
Weak Turbulence in the HD 163296 Protoplanetary Disk Revealed by ALMA CO Observations
湍流可以在原行星盘中传递角动量，影响行星的生长和演化。通过（亚）毫米干涉观测提供的空间和光谱分辨的分子发射线测量，可以直接测量可以归因于这种湍流的盘气体中的非热运动。我们报告了对HD 163296（附近的一颗年轻A星）周围盘中湍流的一个新约束，该约束是由ALMA科学验证观测的四条CO发射线（CO（3-2），CO（2 -1），13 CO（2-1）和C18 O（2-1）跃迁）确定的。这些线的不同光学深度允许在一系列物理条件（温度和密度）和深度下探测非热线宽到磁盘内部。我们推导出严格的限制，在外层的非热运动，使任何贡献的线宽从湍流是本地声速的3%。这些极限比由磁旋转不稳定性驱动的完全MHD湍流的理论预测大约低一个数量级，这可能表明这种机制在外盘（R> 30 AU）中的效率低于以前所认为的。
2015-10-05 astro-ph.SR
Synthetic Observations of the Evolution of Starless Cores in a Molecular Cloud Simulation: Comparisons with JCMT Data and Predictions for ALMA
多年来，解释无星核心的性质一直是恒星形成的一个突出目标。为了研究这些物体的演化阶段，我们对湍流分子云的数值模拟进行了综合观测。我们发现，几乎所有我们探测到的核心都与细丝有关，并最终形成原恒星。我们的结论是，观察到的无星核心出现牛仔不稳定的只是略大于各自的牛仔质量（3倍以内）。我们注意到，单碟观测，如与JCMT进行的那些似乎错过了显着的核心结构，由于小规模的光束平均。最后，我们预测ALMA周期1的干涉观测将解决重要的小尺度结构，这是迄今为止错过了毫米波长观测。
2014-01-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA observations of transient heating in a solar active region
我们的目标是调查的温度增强和形成高度的脉冲加热现象在太阳活动区，如埃勒曼炸弹（EB），紫外线爆发（UVB），和耀斑活动区纤维（FAF）使用干涉测量观测毫米（mm）连续提供的阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）。我们研究了3毫米的签名的加热事件中确定的太阳动力学天文台（SDO）的观测活动区，并比较结果与合成光谱从三维辐射磁流体动力学模拟。我们估计的贡献，日冕毫米亮度使用差分发射测量分析。我们报告了在$\sim1.2$“空间分辨率下3 mm连续谱中EBs的零检测，这证明了它们是对上部色球加热没有显著贡献的次冠层事件。相比之下，我们发现活跃区域充满了多个紧凑，明亮，闪烁的mm爆发-让人想起UVB。在某些事件中，高达$\sim14200$ K的高亮度温度有来自日冕的显著贡献（高达$\sim$ 7%）。我们还检测FAF类事件在3毫米的连续显示快速运动的$>10000\,$ K等离子体发射高平面的天空速度（$37-340\rm\,km\,s^{-1}$）从明亮的内核。毫米FAF是最明亮的一类温暖的冠层纤维，连接相反极性的磁性区域。模拟证实，ALMA应该能够检测到毫米对应的紫外线和小耀斑，从而提供了一个补充诊断太阳色球局部加热。
2020-09-01 astro-ph.SR
The Early ALMA View of the FU Ori Outburst System
我们获得了0.6“x0.5”分辨率的FU Ori爆发系统的ALMA波段7观测，通过亚毫米连续谱和分子谱线观测测量了内盘不稳定性和外盘之间的联系。我们的观测检测到连续发射，可以很好地模拟两个未解决的源位于每个二进制组件的位置。干涉观测恢复了以前单碟研究中报告的整个通量，排除了大包络的存在。假设尘埃是光学薄的，我们推导出磁盘尘埃质量$2\times 10^{-4}$ M $_{\odot}$和$8\times 10^{-5}$ M $_{\odot}$，分别为北部和南部组件。我们把圆盘的半径限制在$r<$ 45 AU。我们报道了从$^{12}$ CO（3-2）、HCO $^{+}$（4-3）和HCN（4-3）中检测分子发射。$^{12}$ CO似乎广泛分布在两个二元组分中，并且比连续发射稍微更长。密度更大的气体示踪剂HCO $^{+}$的峰值接近南部的双星组件的位置，而HCN出现在北部组件的位置达到峰值。这表明南双星的组成部分嵌入在密度更大的分子物质中，这与先前的研究表明一个严重变红的物体相一致。在这个角分辨率下，两个未分辨的圆盘分量之间的任何相互作用都不能被解开。更高分辨率的图像对于理解通过快速吸积FU Ori-type事件形成恒星的过程至关重要。
2015-09-08 astro-ph.SR
Constraining turbulence mixing strength in transitional discs with planets using SPHERE and ALMA
我们调查的效果，湍流混合强度参数$α_{\rm{turb}}$发挥近红外偏振和亚毫米干涉成像观测的过渡盘（TD）的差距雕刻的行星。我们生成这些对象的合成观测与ALMA和VLT/SPHERE-ZIMPOL结合流体动力学，尘埃演化，辐射转移和仪器模型的值$α_{\rm{turb}}=[10^{-4}, 10^{-3}, 10^{-2}]$。我们发现，通过对气体的粘度，湍流混合和尘埃演化过程的影响相结合，$α_{\rm{turb}}$强烈影响的尘埃分布，可以跟踪这些观测的形态。我们约束的值$α_{\rm{turb}}$的数量级内的$10^{-3}$在TD源，显示腔在亚毫米连续图像，同时具有连续分布的灰尘或较小的腔在NIR偏振图像。
2016-03-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Identifying Variability in Deeply Embedded Protostars with ALMA and CARMA
在可见光波段观测到的前主序星的变化被归因于从星周盘到形成中的恒星的质量吸积率的波动。详细的吸积盘模型表明，年轻的深埋原恒星也应该表现出吸积率的变化，这些变化可以通过监测尘埃包层在中红外到毫米波长的响应来间接跟踪。像ALMA这样的干涉仪提供了分辨率和灵敏度，可以在可能驱动偶发吸积的圆盘尺度上观察亮度的微小波动。在这项工作中，我们提出了新的方法比较干涉观测，并将其应用到CARMA和ALMA 1.3毫米观测深嵌入原恒星巨蛇座采取9年分开。由于CARMA观测的有限灵敏度和两个时期共有的少量源，我们没有发现亮度变化超过我们分析的$\gtrsim 50\%$因子的极限。我们进一步表明，后续ALMA观测具有类似的样本量和灵敏度，可能能够发现在百分之几的水平上的变化，并讨论对未来工作的影响。
2019-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Solar ALMA Science Archive (SALSA)
2016年12月，阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对太阳进行了首次定期观测。由于ALMA观测太阳的新颖性和复杂性，这些早期观测和相应数据的减少带来了挑战。迄今为止，由于难以根据ALMA提供的测量数据集，以太阳物理学家熟悉和可用的格式制作科学上可用的时间分辨成像产品，因此限制了这类数据的提供。随着太阳能ALMA管道（SoAP）的发展，现在已经可以定期减少这些数据集。因此，越来越多的科学准备太阳ALMA数据集现在以太阳ALMA科学档案（SALSA）的形式提供。到目前为止，SALSA主要包含单点干涉图像的时间序列，节奏为一秒或两秒。数据数组以FITS格式提供。我们还提出了第一个版本的标准化头格式，可适应未来的扩展，并适合其他标准的范围内，包括ALMA科学档案本身和SOLARNET。标头还包括设计用于帮助从原始数据再现成像产品的信息。如果有的话，还提供了以界面区成像光谱仪（IRIS）为重点的联合观测的链接。SALSA随附Solar ALMA辅助工具库（SALAT），其中包含IDL和Python例程，可方便地加载和快速分析SALSA数据。
2021-09-23 astro-ph.IM astro-ph.SR
Observing the Sun with the Atacama Large Millimeter-submillimeter Array (ALMA): Fast-Scan Single-Dish Mapping
阿塔卡马大型毫米-亚毫米阵列（ALMA）射电望远镜已于2016年底开始对太阳进行科学观测。由于太阳比单个ALMA盘的视场大得多，因此ALMA干涉仪在观察太阳圆盘时无法测量太阳辐射的背景水平。绝对温度标度是ALMA太阳科学的重要测量，包括对太阳大气能量传递的理解，双折射的性质，以及色球层冲击加热的研究。为了提供一个绝对温度刻度，ALMA太阳观测将利用ALMA 12米碟形望远镜卓越的快速扫描能力，制作完整太阳的单碟图。本文报告了优化映射过程的广泛调试工作的结果，并描述了所得数据的性质。详细讨论了振幅校准：描述了利用ALMA校准系统中的两个负载以及天空测量的路径，并将其应用于调试数据。大量的单盘数据集的检查表明，在所得到的温度显着变化，并根据温度分布，我们得出安静的太阳值在磁盘中心的7300 K在λ =3毫米和5900 K在λ =1.3毫米。这些值有统计不确定性的顺序为100 K，但系统的不确定性的温度尺度，可能会显着更大。示例图像来自两个时期，具有非常不同的太阳活动水平。在25角秒的分辨率，1.3毫米波长的图像显示的磁盘上的温度变化超过约2000 K的范围。
2017-05-12 astro-ph.IM astro-ph.SR
Discovery of ionized circumstellar gas emission around the long-period Cepheid $\ell$ Carinae with ALMA
本文通过ALMA毫米波段观测长周期造父变星船底座ℓ，利用连续谱超量、光谱指数及H29α射电复合线，首次直接证实其近星周存在电离气体发射。
2025-01-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fast single-dish scans of the Sun using ALMA
我们已经实现了控制和数据采集软件，可以扫描各个ALMA天线的波束，以执行相当复杂的模式，同时以高速率记录信号。我们在2014年9月和12月对太阳进行了测试观测。返回的数据质量非常好;特别是它们使我们能够描述这种观测中存在的噪声和信号波动。快速扫描实验包括覆盖矩形区域的李萨如图案，以及整个太阳盘的双圆图案和特定盘形目标的较小重复地图。用后者，我们可以在60秒内对波段6（230 GHz）的光束在直径为300 $"$的区域内进行近似奈奎斯特采样。这些图显示了高达1000 K的峰-峰亮度-温度范围，而在任何给定点的时间序列变化似乎是在几分钟的时间内的0.5% RMS的顺序。因此，我们希望能够将透明度波动引起的噪声贡献与太阳本身的变化分开。这样的时间序列有许多优点，尽管非干涉观测。特别是，这些数据应使人们有可能观测活动区的微耀斑和太阳盘和低日冕任何部分的纳米耀斑。
2015-02-21 astro-ph.IM astro-ph.SR
Torsional-rotational spectrum of doubly-deuterated dimethyl ether (CH$_3$OCHD$_2$) -- First ALMA detection in the interstellar medium
在2013年，我们发表了第一个旋转分析和探测单氘代二甲醚在太阳型原恒星IRAS 16293 - 2422与IRAM 30米望远镜。二甲醚是恒星形成区最丰富的复杂有机分子之一，其D/H（D/H）比值对于了解其化学性质和追溯其来源历史非常重要。我们提出了双氘代二甲醚（甲氧基-d2-甲烷，1，1-二氘代甲基醚）在其地面振动状态的基础上，一个有效的哈密顿与内部转子的非对称转子分子的第一个分析。该分析覆盖了0.15 - 1.5THz的频率范围。该物种的实验室旋转光谱在150和1500 GHz之间用里尔的亚毫米光谱仪测量。天文探测，我们使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）的观测从原恒星干涉测线调查，PILS。新的一组光谱参数已确定的最小二乘拟合与ERHAM代码的对称和不对称构象。至于单氘物质，这些参数允许通过在0级原恒星IRAS 16293 - 2422的B组分附近的检测在空间中首次识别双氘二甲醚的两种构象。
2021-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA Observations of the Debris Disk of Solar Analogue Tau Ceti
我们目前的1.3毫米观测类太阳恒星鲸鱼座$τ$与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）探测角尺度的$\sim1$ "（4 AU）。这是$τ$ Ceti系统的第一张干涉仪图像，该系统拥有碎片盘和可能的多行星系统，显示了来自一个几乎面对面的冷尘埃带的辐射，其位置角为$90^\circ$，围绕着恒星位置的未解析中心源。为了表征这种发射结构，我们将参数模型拟合到毫米波段。由此产生的最佳拟合模型产生一个内带边缘的$6.2^{+9.8}_{-4.6}$ AU，符合较低的分辨率，远红外赫歇尔观测的推论。虽然有限的数据在足够短的基线排除了我们把更强的约束带的属性和它的关系，拟议的五个行星系统，观测确实提供了一个强大的下限的分数宽度的带，$ΔR/R > 0.75$与$99\%$的信心。这个分数宽度更类似于HD 107146这样的宽盘，而不是像柯伊伯带和北落师门这样的窄带。未解决的中央源有一个更高的通量密度比预测的恒星光球通量在1.3毫米。鉴于以前的测量过量的一个因素，$\sim2$在8.7毫米，这种排放可能是由于热恒星色球。
2016-07-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
The peculiar distribution of CH3CN in IRC+10216 seen by ALMA
IRC+10216是一个围绕着富碳恒星的星周包层，其中包含大量的分子。根据干涉仪观测，分子要么集中在中心恒星周围，要么作为半径为15”的空心壳分布。本文给出了IRC+10216中CH_3CN的J=14-13转动跃迁的ALMA第0周期第6波段观测结果，获得的角分辨率为0.76 × 0.61”。大部分的辐射分布在距离恒星仅2”的中空壳层中，在中心区域的辐射半径为1”。这种空间分布与迄今为止在该来源中发现的其他分子的空间分布明显不同。我们的分析表明，甲基氰既不是在恒星光球层中形成的，也不是在遥远的外壳中形成的，而是在径向距离短至1-2”处形成的，在距离恒星2”处达到最大丰度0.02分子cm-3。IRC+10216的标准化学模型预测，CH 3CN分子的大部分应该存在于半径为15”的地方，在那里观察到其他物种，如聚炔自由基和氰基聚炔，还有一个额外的内部成分，距离恒星1”。星周包层的非均匀结构和颗粒表面过程的IRC+10216中的特殊分布的乙腈的可能原因进行了讨论。
2015-10-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA-PILS survey: First tentative detection of 3-hydroxypropenal (HOCHCHCHO) in the interstellar medium and chemical modeling of the C$_3$H$_4$O$_2$ isomers
确定太阳型原恒星的分子组成有助于提高我们对太阳及其行星形成的物理化学条件的理解。在这项工作中，我们分析了阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列（ALMA）的原恒星干涉测线巡天（PILS），一个无偏的光谱调查的太阳型原恒星IRAS~16293- 2422的数据，我们尝试性地发现3-羟基丙烯醛（HOCHCHCHO）在星际介质朝向源B的第一次。基于观察到的谱线强度并假设局部热力学平衡，其柱密度被限制为$\sim$ 10 $^{15}$ cm $^{-2}$，对应于相对于甲醇CH $_3$ OH的10 $^{-4}$丰度。需要额外的光谱研究来限制这种分子的激发温度。我们将HOCHCHCHO及其五种异构体纳入Manigand等人（2021）提出的化学网络中，并使用Nautilus代码预测了它们的化学演变。该模型再现了丰富的HOCHCHCHO的不确定性。该物质主要通过颗粒表面反应CH $_2$ CHO + HCO $\rightarrow$ HCOCH $_2$ CHO，然后HCOCH $_2$ CHO互变异构为HOCHCHCHO形成。预计两种异构体CH $_3$ COCHO和CH $_2$ COHCHO甚至比HOCHCHCHO更丰富。对这些分子的光谱研究对于在IRAS~16293- 2422和其他天体物理源中寻找它们是必不可少的。
2022-03-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA-PILS survey: First detections of deuterated formamide and deuterated isocyanic acid in the interstellar medium
甲酰胺（NH $_2$ CHO）以前曾在几个恒星形成区域被检测到，并被认为是不同益生元分子的前体。然而，其形成机制仍有争议。甲酰胺，相关物种及其同位素的观察可能会提供有用的线索，导致其形成的化学途径。原恒星干涉测线巡天（PILS）是利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对低质量原恒星双星IRAS 16293-2422进行的无偏高角分辨率和灵敏度光谱巡天。我们首次检测到NH $_2$ CHO的三种单氘代形式（NH $_2$ CDO，顺式和反式NHDCHO）以及DNCO朝向该二元源的组分B。图像显示，不同的同位素体都存在于同一区域。基于对甲酰胺的$^{13}$ C同位素体和标准$^{12}$ C/ $^{13}$ C比率的观察，发现三种不同形式的氘分馏相似，值约为2%。DNCO/HNCO比也与甲酰胺的D/H比相当（$\sim$ 1%）。这些结果与NH $_2$ CHO和HNCO通过颗粒表面形成而化学相关的假设一致。
2016-05-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Feasibility of interferometric observations and characterization of planet-induced structures at sub au to au scales in protoplanetary disks
本研究通过3D流体动力学和辐射传输模拟，评估了VLTI干涉观测原行星盘中小尺度行星诱导结构的可行性，发现300地球质量行星产生的亚结构可在多历元观测中检测到，其轨道运动导致的可见度变化具有独特的时间和幅度特征。
2025-06-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
The central 1000 AU of a pre-stellar core revealed with ALMA. I. 1.3 mm continuum observations
像我们的太阳这样的恒星形成于星际云中的自引力密集和寒冷的结构中，称为前恒星核心。虽然我们对原恒星启动前和启动后不久的致密云的物理结构了解很多，但前恒星核心的中心几千个天文单位（au）尚未探索。正是在这些中心区域内，恒星系统聚集和分裂可能发生，从而形成双星和多系统。本文介绍了8兆太阳前星核L1544尘埃连续辐射的ALMA波段6观测（ACA和12米阵列），角分辨率为2“× 1.6”（线分辨率270 au × 216 au）。在初级光束中，一个0.1兆太阳的紧凑区域，我们称之为“内核”，已经被揭开。核是细长的，具有半径Rker ~ 10“（~ 1400 au）的中心平坦区。Rker内的平均数密度约为1 x 10^6 cm^{-3}，可能有局部密度增强。Rker内的区域似乎已经破碎，但详细的分析表明，类似的子结构可以通过对具有类似中心平坦区的平滑中心集中致密核心的合成干涉观测来再现。在致密的核心中存在一个光滑的内核，这与对收缩云核的非理想磁流体动力学模拟结果一致，云核的峰值数密度为1 x 10^7 cm^{-3}。在模拟12米台阵观测时，中心密度较低的致密岩心被完全滤除。这些观测结果表明，动态演化的致密核的内核，可以在高角分辨率ALMA调查。
2019-02-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The first Galaxy scale hunt for the youngest high-mass protostars
大质量恒星的起源是现代天体物理学中的一个基本问题。前ALMA干涉测量研究揭示了早期B型到晚期O型恒星的前兆，在1000-3000 AU的尺度上有15-20 M $_\odot$的坍缩包层。为了寻找更大质量的包层，我们从ATLASGAL巡天中选择了附近最大质量的年轻团块，用ALMA研究它们的原恒星内容。我们的第一个结果使用的ALMA ACA阵列显示的中间尺度提供3-5”的角分辨率，对应于$\sim$ 0.05-0.1 pc的大小尺度，揭示了紧凑的对象的样本。这些巨大的致密核心平均比以前研究的类似类型的物体大两倍。我们预计，一旦完成全面的调查，它将提供关于最大质量恒星起源的全面看法。
2015-12-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
The extended molecular envelope of the asymptotic giant branch star $π^{1}$ Gruis as seen by ALMA II. The spiral-outflow observed at high-angular resolution
AGB星$π^{1}$ Gruis有一颗已知的伴星（距离约400天文单位），这无法解释CSE强烈偏离球对称的现象。最近，流体动力学模拟的质量传递在较近的二元系统已经成功地再现了螺旋形的CSE周围发现的少数来源。越来越多的证据表明，一个更近的，未被发现的同伴使$π^{1}$ Gruis的情况进一步复杂化。改进的空间分辨率允许调查复杂的拱星形态和搜索的第三个组成部分的CSE上的印记。我们用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米波阵（ALMA）的小型和扩展阵观测了$π^{1}$ Gruis的~（12）CO J=3-2谱线发射。此外，干涉测量数据已与ALMA总功率（TP）阵列的数据相结合。成像的亮度分布已被用来约束CSE的非局部、非LTE 3D辐射转移模型。高角分辨率ALMA数据揭示了AGB上源的第一个例子，在气体包层中可以看到更快的双极流出和沿轨道平面的螺旋图案。螺旋线可以在低到中等速度下追踪，从13到25 km s $^{-1}$，赤道环面。最大的旋臂间距为$\approx$ 5”.5，与轨道周期为$\approx$ 330年、间距小于70天文单位的伴星相一致。双极流出的运动学是一致的，它是在质量损失喷发过程中创建的，其中从系统的质量损失率在10-15年期间至少增加了5倍。螺旋图案是一个未被发现的同伴的结果。双极外流是相当近期的质量损失喷发事件的结果。
2019-11-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigating Anomalous Photochemistry in the Inner Wind of IRC+10216 Through Interferometric Observations of HC$_3$N
近年来，许多关于演化恒星富碳风中光化学产物化学性质的问题出现了。为了解决这些问题，必须通过高角分辨率的干涉观测，覆盖多个旋转过渡约束这些物种的分布。我们利用ALMA的观测档案，绘制了碳星IRC +10216的内包络（半径<8 "/1000 AU）中含有高能级氰基乙炔（HC $_3$ N）的旋转线。所观测到的谱线包括HC $_3$ N基态的J = 28 - 27、J = 30 - 29和J = 38 - 37跃迁。与先前对AGB星的线性碳链的观测相反，它在15 "-20"半径处显示出延伸的中空发射。（例如C $_4$ H、C $_6$ H、HC $_5$ N），这里HC $_3$ N线的图显示了包括各种弧和密度增强的紧凑形态，在距离中心AGB星约3 "（350天文单位）的角距离处，有大量气体团的辐射。我们比较了可见度采样的非LTE辐射传输模型与观测到的亮度分布，并推导出一个分数丰度相对于H $_2$的$10^{-8}$ HC $_3$ N在半径探测这些线。这些结果是一致的增强光化学发生在温暖的（~200 K）地区的拱星信封。IRC +10216的一个专门的化学模型的应用程序后，我们发现的证据表明，增强HC $_3$ N丰度的内风最有可能是由于太阳型的双同伴在该地区启动光化学。
2022-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Linking simulations and observations of star-forming regions I. Masses and temperatures of ALMAGAL-like cores
I. Physikalisches Institut, Universität zu Köln（科隆大学第一物理研究所）；Institut de Ciències de l’Espai (ICE), CSIC（空间科学研究所，西班牙高等科学研究委员会）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚空间研究学院）；Center for Data and Simulation Science, University of Cologne（科隆大学数据与模拟科学中心）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, Department of Physics & Astronomy, The University of Manchester（曼彻斯特大学天体物理学乔德雷尔银行研究中心）
本研究通过合成观测量化ALMA类似数据推断恒星形成区核质量与温度的可靠性，发现投影效应和通量重建导致质量误差达3-5倍，提出含局部核信息的温度估算可减少偏差。
2026-10-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA-PILS survey: first detection of methyl isocyanide (CH$_3$NC) in a solar-type protostar
甲基异氰化物（CH $_3$ NC）是在星际介质（ISM）中确认的原子数最多的异氰化物，但它不是一个丰富的分子，只在少数物体中被检测到。相反，其异构体甲基氰（CH $_3$ CN）是ISM中检测到的最丰富的复杂有机分子之一，在各种低质量和高质量来源中都有检测。我们使用ALMA观测从原恒星干涉谱线巡天（PILS）寻找甲基异氰化物，并比较其丰富的异构体甲基氰。我们使用科隆分子光谱数据库（CDMS）的一个新的线目录，以确定甲基异氰化物线。我们还模拟的化学与更新版本的三相化学动力学模型{ \em MAGICKAL}，提出了第一个化学建模甲基异氰化物的日期。我们首次在一颗太阳型原恒星IRAS 16293 $-$ 2422 B中探测到甲基异氰化物，并给出了它的伴星IRAS 16293 $-$ 2422 A的上限。发现异氰化甲基在源B中的丰度至少是源A的20倍，IRAS 16293- 2422 B中CH $_3$ CN/CH $_3$ NC丰度比为200，IRAS 16293- 2422 A中>5517。我们还提出了甲基异氰化物化学的化学模型在这两个来源的结果，并讨论了甲基异氰化物的形成机制和两个来源的相对进化阶段的影响。
2018-07-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
ALMA high spatial resolution observations of the dense molecular region of NGC 6302
双极行星状星云形成背后的机制仍然知之甚少。精确地追踪后AGB恒星的富含分子的赤道区域，可以对工作中的喷射机制提供有价值的见解。利用ALMA波段7干涉图研究了行星状星云NGC 6302致密分子区的物理条件、结构和速度场。$^{12}$ CO和$^{13}$ CO J=3-2 ALMA数据的高空间分辨率允许对喷出物的几何形状进行前所未有的详细分析。我们用SHAPE软件建立了分子区域的空间运动学模型，并用SHAPEMOL插件进行了详细的激发和辐射传递的非LTE计算。我们发现，分子区域由一个巨大的环，其中出现了一个系统的瓣壁碎片，并包围在光学可见的瓣的基础。该区域的一般属性与以前的作品是一致的，虽然更大的空间分辨率的数据允许一个非常详细的描述。我们确认分子区域的质量为0.1 M $_{\odot}$。此外，我们报告了一个以前未检测到的成分在星云赤道，一个内部，年轻的环倾斜$\sim$ 60 $^\circ$相对于主环，显示出一个特征半径为7.5 $\times$ 10 $^{16}$厘米，质量为2.7 $\times$ 10 $^{-3}$ M $_{\odot}$，和对应的光学图像的星云。这个内环与西北光学叶的运动学年龄相同，这意味着它大约在同一时间喷出，在大部分分子环状区域喷出之后数百年。我们讨论了一系列的事件导致形成的分子和光学星云，并简要地推测这个有趣的内环的起源。
2016-09-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA-PILS survey: Inventory of complex organic molecules towards IRAS 16293-2422 A
复杂的有机分子（COM）被检测到在许多来源的温暖的内部地区的信封周围深深嵌入原恒星。这些COM究竟是如何形成的仍然是一个悬而未决的问题。本研究的目的是限制复杂的有机分子的形成，通过比较它们的丰度对0类原恒星双星IRAS 16293-2422（IRAS 16293）。我们利用了IRAS 16293的ALMA原恒星干涉测量线调查的观测结果。通过将提取的光谱与合成光谱拟合到IRAS 16293 A和IRAS 16293 B，得到物种鉴定和旋转温度和柱密度估计。本文中的大部分工作涉及IRAS 16293 A的分析，与其他二元组分的结果进行比较，这些结果已经发表。我们检测到15种不同的COM，以及16个同位素对最明亮的伴星IRAS 16293 A。报告还初步探测到另外11种同位素。我们还检索并报告了针对IRAS 16293 B的CH 3 OCH 2 OH和t-C2 H5 OCH 3的首次检测以及CH 2DCHO和CH 3CDO的后续检测。还鉴定了CHD 2 OH的24条线。双星系统的两颗原恒星之间的比较显示，某些物种的丰度存在显着差异，这与它们的空间分布部分相关。的空间分布是一致的升华温度的物种，那些具有较高的预期升华温度位于最紧凑的区域的热corino朝向IRAS 16293 A。在IRAS 16293 B中未解决这种空间差异，需要在更高的角分辨率下进行观测。与此同时，已识别的CHD 2 …
2020-01-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas kinematics of key prebiotic molecules in GV Tau N revealed with an ALMA, PdBI, and Herschel synergy
利用空间和地面近红外设施，人们已经作出了很大的努力来探测星周盘行星形成区的暖气体。GV Tau N是GV Tau系统中最模糊的组分，是一个突出的来源，是HCN中检测到的第一个靶标之一，也是迄今为止在CH $_4$中检测到的唯一一个靶标。虽然近红外观测揭示了它的化学成分，但星周物质的物理结构和运动学仍然未知。我们使用干涉图像的HCN 3-2和$^{13}$ CO 3-2线，和远红外观测的$^{13}$ CO，HCN，CN和H $_2$ O转换辨别的形态，运动学和化学的致密气体接近恒星。这些观察结果构成了对GV Tau N的H $_2$ O的首次检测。此外，ALMA高空间分辨率（~ 7 au）图像的连续在1.1毫米和HCN 3-2线解决不同的气体成分对GV Tau N，一个气体盘与R~25 au，电离射流，和一个（或两个）分子流出。气盘的不对称形态表明它已被射流侵蚀。所有的观测结果都可以解释，如果GV Tau N是双星，并且其主要组成部分相对于环双星盘有一个高度倾斜的独立盘。我们讨论了水和其他分子的排放根据这种情况下的起源。特别是，我们建议，水的排放将来自中断的气体盘和分子外流。
2020-06-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA-PILS survey: propyne (CH$_3$CCH) in IRAS 16293$-$2422
上下文丙炔（CH $_3$ CCH）已在各种环境中被探测到，从银河系恒星形成区到河外源。这些分子是恒星形成区域物理条件的极好示踪剂。目标。本研究探讨了CH $_3$ CCH在低质量原恒星双星，IRAS 16293 $-$ 2422的排放，检查由这个分子跟踪的空间尺度，以及它的形成和破坏途径。方法. ALMA观测的原恒星干涉测线巡天（PILS）被用来确定的丰度和激发温度CH $_3$ CCH对两个原恒星，探索空间尺度从70到2400 AU。还使用了三相化学动力学模型MAGICKAL，以探索该分子的化学反应。结果CH $_3$ CCH被检测到朝向IRAS 16293 A和IRAS 16293 B，并且被发现追踪PILS数据集中每个源周围的热科里醇分量。检测到18个高于3 $σ$的跃迁，从而能够在每个源中确定稳健的激发温度和柱密度。在IRAS 16293 A中，90 K的激发温度和7.8 $\times$ × 10 $^{15}$ cm $^{-2}$的柱密度最适合光谱。在IRAS 16293 B中，激发温度为100 K和6.8 $\times$ 10 $^{15}$ cm $^{-2}$最适合光谱。化学模拟发现，为了再现观测到的丰度，需要气相和颗粒表面反应。结论. CH $_3$ CCH是一种分子，其在许多不同区域的亮度和丰度可用于提供恒星形成区域物理性质的分子变化基准。在进行这种比较…
2019-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Emergence of high-mass stars in complex fiber networks (EMERGE). I. Early ALMA Survey: observations and massive data reduction
本研究介绍EMERGE项目，通过ALMA与IRAM-30m结合的多波段观测分析猎户座7个恒星形成区，揭示其复杂纤维状气体亚结构与原恒星形成的关联，并发布首批数据产品。
2024-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Resolving the terrestrial planet-forming region of HD 172555 with ALMA: I. Post-impact dust distribution
利用ALMA观测揭示HD 172555撞击后尘埃分布，发现毫米颗粒峰值在5天文单位，细小颗粒向外偏移，支持碰撞演化模型。
2025-12-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
ALMA-IRDC II. First high-angular resolution measurements of the 14N/15N ratio in a large sample of infrared-dark cloud cores
分子中的14 N/15 N比率在恒星形成区域表现出很大的变化，特别是当从N2 H+同位素测量时。然而，只有少数研究在高角分辨率下进行。利用阿塔卡马大毫米波阵列对4个具有3~mm连续谱芯的红外暗云进行了N_2H ~+中~（14）N/~（15）N比值的首次干涉测量。我们在大约20-40%的核心中检测到N15 NH+（1-0），这取决于主机云。对毫米连续体芯测量的14 N/15 N值的范围从最小值80到最大值400。数值的分布范围比以往任何一次对高质量恒星形成区的单碟观测都要窄，也比仅使用总功率数据得到的要窄。这表明，14 N/15 N比平均更高的扩散气体包层的核心，并强调需要高角分辨率地图，以正确测量14 N/15 N比在密集的核心嵌入IRDC。平均14 N/15 N比210也低于银河系中心距离的星际值（300-330），尽管我们观测的灵敏度不允许我们揭示14 N/15 N比高于400。未发现14 N/15 N比值与堆芯物理性质之间的明显趋势。我们只发现14 N/15 N和H2柱密度之间存在暂时的正趋势。然而，只有通过更高的灵敏度测量才能得出更可靠的结论。
2021-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Accuracy of ALMA estimates of young disk radii and masses. Predicted observations from numerical simulations
本研究通过对磁流体动力学模拟形成的0/I类原行星盘族群开展后处理与模拟ALMA干涉观测，对比观测推导与模拟定义的星盘参数，揭示了观测性质随气体运动学分析和尘埃建模的变化规律。
2024-01-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
A 2 au resolution view by ALMA of the planet-hosting WISPIT 2 disk
Università degli Studi di Milano（米兰大学）；Universidad de Chile（智利大学）；Max-Planck Institute for Astronomy (MPIA)（马克斯·普朗克天文学研究所）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Zürich（苏黎世大学）；University of Florida（佛罗里达大学）
通过ALMA观测WISPIT 2盘，发现环状结构位于WISPIT 2b内侧，质疑其作为尘埃结构唯一驱动者的可能性，提出其他伴星或更高质量的WISPIT 2b可能解释观测结果。
2026-01-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
The ALMA-PILS survey: The first detection of doubly-deuterated methyl formate (CHD2OCHO) in the ISM
对复杂有机分子的氘代同位素体的研究可以提供它们在恒星形成区域起源的重要限制。特别是，氘物质的丰度对它们形成的环境中的物理条件非常敏感。由于恒星形成区域的低温，这些同位素体被增强到显著的水平，使得多氘物质的检测成为可能。然而，对于复杂的有机物种，只有甲醇和乙腈的多氘代变体已被报道到目前为止。本文的目的是启动多氘变体的复杂的有机物种的特性与双氘代甲酸甲酯，CHD 2 OCHO的第一个检测。我们使用ALMA观测的原恒星干涉线调查（PILS）的原恒星二进制IRAS 16293-2422，在329.1 GHz至362.9 GHz的光谱范围。我们报告的第一次检测到双氘代甲酸甲酯CHD 2 OCHO的ISM。对于两种来源，发现CHD 2 OCHO的D/H比比CH 2DOCHO的D/H比高2-3倍，类似于来自相同数据集的甲醛的结果。的意见相比，耦合到一个动态物理模型的气体颗粒化学网络，跟踪分子云的演变，直到0级原恒星阶段结束。在观测中发现的整体D/H比增强与模型对0类原恒星早期阶段的预测具有相同的数量级。然而，与CH 2DOCHO的D/H比相比，CHD 2 OCHO的更高的D/H比仍然不能通过模型预测。这表明，一种机制是提高单氘代和双氘代甲酸甲酯的D/H比，这不是在模型中，例如H-D取代的机制。
2018-11-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA-PILS survey: 3D modeling of the envelope, disks and dust filament of IRAS 16293-2422
上下文0类原恒星双星IRAS 16293-2422是（亚）毫米观测的一个有趣的目标，这是由于双星的两个主要组成部分及其复杂的形态具有丰富的化学成分。它与地球的距离很近，因此可以利用高角分辨率观测研究其太阳系尺度的物理和化学结构。这样的数据揭示了一个复杂的形态，不能占在传统的，球形的1D模型的信封。目标。本文的目的是通过三维辐射转移模型研究双星的两个组成部分的环境，并与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列的数据进行比较。这样的比较可以用来约束原行星盘的结构，双星的两个组成部分的光度和简单物种的化学。方法.我们目前的13 CO，C17 O和C18 O J=3-2的ALMA原恒星干涉测线巡天（PILS）的观测，连同定性研究的尘埃和气体的密度分布的IRAS 16293-2422。建立了一个包含尘埃盘和尘埃丝的三维尘埃和气体模型，定性地再现了尘埃连续谱和气体线辐射。结果和结论。辐射转移模拟的源A和B，与密度解决方案的下落，旋转坍缩或一个原行星盘模型，可以匹配的约束，盘状排放源A和B周围的观测尘埃连续体和CO同位素气体排放。如果在源B周围使用一个原行星盘模型，它必须有一个异常高的标度高度才能达到尘埃连续体的峰值发射值，同时满足其他观测约束。我们的3D模型要求源A比源B更亮; LA ~ 18 $L_\odot$和LB ~ 3 $L_\odot$。
2017-12-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
No nitrogen fractionation on 600 au scale in the Sun progenitor analogue OMC-2 FIR4
我们显示了第一个干涉图的14 N/15 N的比例获得的阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）对类太阳形成的原星团OMC-2 FIR 4。我们观测到N_2H ~+、~（15）NNH ~+、~（15）NH ~+（1-0）和~（15）N_2D ~+（2-1），并由此导出~（14）N/~（15）N和~（15）D/H的同位素比值。这个目标是最接近太阳形成环境的目标之一。具有对应于~600 Au的合成束的ALMA图像显示，丰度较低的同位素体的发射分布在几个~10”（即~0.02~pc或4000 Au）的核心中，嵌入在更扩展的N2 H+发射中。总的来说，我们的结果表明：（1）14 N/15 N在整个区域的核心尺度上没有变化，（2）14 N/15 N不依赖于温度的变化。我们的研究结果还表明，在原始太阳系天体中发现的14 N/15 N变化可能不是从原星团阶段继承的，因此必须在其他地方找到原因。
2020-03-04 astro-ph.GA astro-ph.SR
REsolved ALMA and SMA Observations of Nearby Stars (REASONS): A population of 74 resolved planetesimal belts at millimetre wavelengths
本研究通过REASONS巡天及档案再分析，对74个近邻恒星系统的星子带进行毫米波段分辨观测与统一建模，揭示了尘埃质量径向耗散、星子带多为宽盘、垂直高度无明显年龄演化等关键特征，并发布相关遗产数据集供后续研究使用。
2025-01-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Interferometric observations of warm deuterated methanol in the inner regions of low-mass protostars
甲醇是天体化学中的关键物种，因为它是ISM中最丰富的有机分子，并且被认为是许多复杂有机物种的母体分子。估算年轻原恒星周围甲醇的氘代是至关重要的，因为它高度依赖于它的形成机制和形成时的物理条件。我们分析了来自IRAM-PdBI和ALMA亚毫米干涉仪的各种现有观测数据集的氘代甲醇同位素的数十种转变，以估计太阳系尺度上三颗低质量原恒星周围的甲醇氘代。布居图分析使我们能够得出在温暖的原恒星内部区域，[CH $_2$ DOH]/[CH $_3$ OH]丰度比为3- 6%，[CH $_3$ OD]/[CH $_3$ OH]比为0.4- 1.6%。这些值比以前对这些来源的单碟观测所得的值低10倍，但比在大规模热核中测量的甲醇氘高10-100倍。从赫歇尔和普朗克观测得到的尘埃温度图表明，大质量的热核位于比低质量源更温暖的分子云中，温度差为$\sim$ 10 K。与气体颗粒天体化学模型GRAINOBLE的预测比较表明，这样的温差足以解释在低质量到高质量源中观察到的不同氘代，这表明原恒星起源处分子云的物理条件主要决定了目前观察到的甲醇氘代。在这项工作中测得的甲醇氘比海尔-波普彗星中估计的甲醇氘上限高出5倍，这意味着在太阳系形成期间，太阳星云中可能发生了重要的有机物质再处理。
2019-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
The ALMA-PILS survey: The sulphur connection between protostars and comets: IRAS 16293-2422 B and 67P/Churyumov-Gerasimenko
通过比较类似的低质量原恒星和我们的原太阳星云-彗星的残余物，我们可以拼凑出太阳系的进化历史。含硫分子可能是挥发性和难熔性组分共同演化的独特示踪剂。利用大规模无偏原恒星干涉谱线巡天（PILS）的ALMA波段7数据，对IRAS 16293-2422 B的60 au外盘状结构中的含硫分子进行了搜索，并与Rosetta上ROSINA仪器的67 P/C-G数据进行了比较。SO $_{2}$、SO、OCS、CS、H $_{2}$ CS、H $_{2}$ S和CH $_{3}$ SH等物质通过其至少一种针对IRAS 16293-2422 B的同位素体检测。搜索揭示了OC $^{33}$ S对这个源的第一次检测和C $^{36}$ S对低质量原恒星的试探性第一次检测。数据显示，与67 P/C-G相比，IRAS 16293-2422 B含有比H $_{2}$ S多得多的OCS;同时，SO/SO $_{2}$比率在两个靶标之间非常一致。IRAS 16293-2422 B的CH $_{3}$ SH/H $_{2}$ CS比值在我们太阳系的范围内（相差0.7-5.3倍）。这表明，在系统的初始崩溃的紫外线辐射水平可能有所不同，并可能更高的IRAS 16293-2422 B由于其二进制的性质，从而将更多的H $_{2}$ S转化为OCS。这是否也促进了含硫复杂有机物的形成，仍有待最终检验。IRAS 16293…
2018-02-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
A concordant scenario to explain FU Ori from deep centimeter and millimeter interferometric observations
我们使用JVLA以$\sim$ 0 $''$ .07分辨率在29-37 GHz处解析FU Ori，并执行补充JVLA 8-10 GHz观测、SMA 224 GHz和272 GHz观测，并与存档ALMA 346 GHz观测进行比较以获得SED。我们的8-10 GHz观测没有发现热射电喷流存在的证据，并限制无线电喷流/风通量至少比先前报道的热光度-射电光度相关性的预期值低90倍。在$>$ 29 GHz的发射可能是由两个空间上无法分辨的源，这是直接围绕FU Ori和它的同伴FU Ori S，分别位于为主。它们在33 GHz处的去卷积半径仅为几个au。FU Ori和FU Ori S的8-346 GHz SED不能通过恒定的光谱指数（在频率上）来拟合。更复杂的SED模型表明，$>$ 29 GHz发射是由电离气体的自由发射以及光学厚和光学薄尘埃成分的热发射共同贡献的。我们假设尘埃盘最里面的部分（$\lesssim$ 0.1 AU）已经升华，因此磁盘没有更好地屏蔽电离光子。估计的整体气体和尘埃质量的基础上SED建模，可以高达一个太阳质量的一小部分，这是足够的发展磁盘引力不稳定性。我们目前对观测数据的解释是，由于盘的引力不稳定性或与伴星/入侵者的相互作用，大量的气体和尘埃流入，由于电离可以忽略不计的死区的发展，在几个au尺度上堆积起来。当亚天文尺度内区的电离分数超过阈值时，堆积的物质随后触发了热不…
2017-01-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Comparing star formation models with interferometric observations of the protostar NGC 1333 IRAS 4A. I. Magnetohydrodynamic collapse models
观测尘埃向恒星形成区的偏振辐射，可以追踪天空平面中的磁场分量，并为云坍缩的理论模型提供限制。我们比较了低质量原恒星源NGC 1333 IRAS 4A的亚毫米极化发射的高角分辨率观测与磁化分子云核坍塌的三种不同模型的预测。我们计算了这三个模型的尘埃排放的斯托克斯参数。然后，我们卷积的结果与仪器响应的亚毫米波阵列观测对IRAS 4A。最后，我们将合成图与数据进行比较，改变模型参数和方向，并通过χ^2分析评估拟合的质量。高角分辨率观测偏振尘埃辐射可以约束原恒星的物理性质。在IRAS 4A的情况下，对于质量-通量比大于临界值2倍、初始均匀磁场强度约为0.5 mG、坍缩开始后的年代约为10^4年的云坍缩模型，得到的数据与实验数据最吻合。磁耗散，如果存在的话，被认为是发生在观察的分辨率水平以下。包括先前测量的IRAS 4A的温度分布导致更真实的形态和强度分布。我们还表明，ALMA有能力区分在这项工作中采用的三种不同的模型。我们的研究结果与低质量恒星形成的标准理论情景一致，即最初由大规模磁场穿过的云变得不稳定并崩溃，将磁场捕获在新生的原恒星和周围的星周盘中。在坍缩云中，动力学主要由引力和磁力控制。
2011-09-28 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The disk of FU Orionis viewed with MATISSE/VLTI: first interferometric observations in $L$ and $M$ bands
FU Orionis的圆盘用MATISSE边缘分辨，表明在热红外中发射的区域相当紧凑。对于在$L$带中探测的盘区域的直径，可以给出$\sim1.3\pm0.1$ mas（以$L$计）的上限，对应于在所采用的Gaia EDR 3距离处的0.5 au。这代表了吸积盘的热的气体区域。$N$波段数据表明，尘埃被动盘富含硅酸盐。只有最里面的区域所述尘埃盘被发现在$N$带发射强烈，它是解决了在一个角大小为$\sim5$ mas，这转化为一个直径约2 au。因此，观测结果对内吸积盘的外半径提出了严格的限制。当选择吸积率$\dot{M}\sim 2\times 10^{-5}\, M_\odot$ yr $^{-1}$和假设$M_*=0.6\, M_\odot$时，RADMC-3D尘埃辐射传输模拟提供了从光学到亚毫米的光谱能量分布和干涉观测值的适当拟合。最重要的是，热的内吸积盘的外半径可以固定在0.3 au。尘埃盘的外半径被放置在100天文单位，根据文献中的散射光图像的限制。尘埃盘中包含的尘埃质量为$2.4\times10^{-4}\, M_\odot$，对于典型的气尘比为100的情况，尘埃盘中的总质量约为0.02 $M_\odot$。我们没有发现任何证据附近的同伴在目前的干涉数据，我们试探性地探讨了磁盘错位的情况下。对于后者，我们的建模结果表明，磁盘的方向是类似的ALMA在以前的成像研究中发现的…
2022-05-20 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Demystifying image-recovery from radio interferometers: toward a multiscale predictive model
Xiamen University（厦门大学）；Yunnan University（云南大学）
研究针对射电干涉仪缺失短间距问题，引入CDD方法将图像分解为多尺度分量，通过实验发现干涉滤波响应可解耦，提出CDD-erf框架直接在图像域预测干涉图像，为模型与观测搭建定量桥梁。
2026-07-15 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
