C18O Depletion in Starless Cores in Taurus
我们在这里介绍了金牛座八个无星核心中C18 O耗尽的发现：TMC-2，L1498，L1512，L1489，L1517 B，L1521 E，L1495 A-S和L1544。我们比较观测的C18 O J=2-1过渡与ALMA原型接收器上的海因里希赫兹亚毫米波望远镜的辐射转移建模使用RATRAN的结果。我们使用尘埃连续辐射转移模型计算的温度和密度分布来模拟C18 O的排放。我们提出了三个核心，TMC-2，L1489和L1495 A-S，这还没有建模之前，我们的结果与公布的模型的五个核心的建模。我们发现，除了L1521 E之外，所有的核心都基本耗尽。我们还发现，改变这些模型核心的温度分布有一个明显的效果，并改变中心密度有一个更大的影响。我们没有发现这些核心的密度或温度的耗尽半径或耗尽分数的趋势，这表明单独的物理结构是不足以完全约束进化状态。我们能够把更严格的限制在C18 O耗尽的半径比耗尽的绝对分数。由于化学品消耗的时间轴敏感地取决于消耗的分数，限制消耗分数的困难使得与其他时间尺度（例如自由落体时间尺度）的比较非常困难。关键词：恒星：形成-- ISM：丰度-- ISM：云--单个天体：TMC-2，L1498，L1512，L1489，L1517 B，L1521 E，L1495 A-S，L1544
2011-01-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Sulfur gas-phase abundance in dense cores
在恒星形成区的物理和化学研究中，致密云中挥发性硫的丰度是一个长期存在的问题。硫是一种重要的物质，因为其低电离电位可能使其成为重要的载流子。在致密云的气相中观察到的含硫物质仅代表宇宙硫丰度的一小部分，这被解释为尘埃颗粒表面硫耗尽成冰的标志。然而，原子硫，这可能是主要的气相载体，不能直接观察到冷芯。我们目前的测量的氮硫化物（NS）自由基对四个致密的核心进行IRAM-30米望远镜。分析化学的考虑和化学模型在一个很宽的参数空间表明，NS：N2 H+丰度比提供了一个直接约束的丰度的气相原子硫。对于早型地核，我们发现$n(\rm S)/n_{\rm H}$接近甚至等于硫的宇宙丰度14 $\times 10^{-6}$，这表明硫不是贫化的，而是原子态的，这与化学模型一致。更多的化学演化岩心显示，在其致密部分，硫的消耗系数高达100。在L1544中，原子硫损耗随密度增加而增加。未来的观测需要发现硫的固相载体。还需要从化学和动力学角度探讨高硫丰度区星前核坍缩的初始步骤。
2021-12-05 astro-ph.GA
Physical and chemical modeling of the starless core L1512
无星核中的氘分馏给了我们一个估计其寿命尺度的线索，从而使我们能够区分不同的核形成动力学理论。核心似乎也受到差异N2和CO的消耗，这是没有预期的模型。我们的目标是做一个调查的10个核心，以估计他们的寿命尺度和详细的耗尽配置文件。在巨蛇座的L183之后，我们展示了系列的第二个云，御夫座的L1512。为了限制寿命尺度，我们进行化学建模的氘化配置文件在L1512的基础上，从近红外观测和非本地热平衡辐射传输与N2 H+，N2 D+，DCO+，C18 O，和13 CO，加上H2 D+（1 $_{10}$ -1 $_{11}$）多线观测的尘埃消光测量。我们发现一个峰值密度为1.1 $\times$ 10 $^5$ cm $^{-3}$和中心温度为7.5 $\pm$ 1 K，这是分别高于和低于以前的尘埃排放研究。在L1512中，N2 H+和N2 D+的消耗因子分别为27个$^{+17}_{-13}$和4个$^{+2}_{-1}$，介于另外两个更先进、密度更大的无星堆芯L183和L1544之间。这些因素还表明，与其他两个相比，L1512中的N2类似冻结，尽管峰值密度低一到两个数量级。用化学模型反演CO和N2丰度剖面，发现CO的贫化因子为$\sim$ 430-870，N2剖面与CO相似，而与L183不同。因此，L1512可能已经存在了足够长的时间，以至于N2化学已经达到稳定状态。N2 H+建模仍然是评…
2020-02-18 astro-ph.GA
Deuterium fractionation and CO depletion in Barnard 5
Ural Federal University（乌拉尔联邦大学）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Max Planck Institute for extraterrestrial Physics（马克斯·普朗克地外物理研究所）
研究发现B5区域中德uterium分数和CO耗尽随核心类型变化，揭示了原恒星形成过程中德uterium化学受CO冻结和原恒星影响的机制。
2026-01-31 astro-ph.GA
Ionization correction factors and dust depletion patterns in giant HII regions
我们提供了新的电离校正因子（ICF）的碳，氮，氖，硫，氯，氩在巨大的H II区域。ICF计算使用最具代表性的光电离模型从一个大的初始网格。这些模型是利用旋涡星系和蓝色致密星系（BCG）中985个巨H II区（GHR）的观测样本选择的。观察样本还用于为每个模型分配权重，描述其与[O III]/H β vs [N II]/H α图中观察结果的一致程度。除了ICF，我们提供了，第一次，其形式的不确定性的解析表达式。我们使用ICF计算样品中氮、氖、硫和氩的丰度。我们的丰度在所采用的框架内是强大的，但可能需要在原子数据或电离辐射的光谱能量分布在H II区域的重要变化的情况下进行修订。考虑到我们获得的BCG样品的丰度模式（GHR样品的丰度是不太可靠的），我们发现，氧气耗尽成尘埃颗粒的金属丰度增加的速度，并达到0.12德克斯在太阳丰度。讨论硫和氩的可能耗尽需要考虑最近的Ia型超新星产量，这仍然是不确定的。
2021-05-19 astro-ph.GA
Ionization fraction and the enhanced sulfur chemistry in Barnard 1
Barnard B1 b是从化学和动力学的角度来看最有趣的球状体之一。它呈现出丰富的分子化学，其特征在于大量的氘代和复杂的分子。此外，它还拥有一个非常年轻的0级天体和一个第一流体静力核心（FHSC）的候选天体。我们的目标是确定这个极其年轻的恒星形成区的宇宙射线电离率和耗尽因子。作为IRAM大型计划ASAI的一部分，我们使用Pico Veleta（西班牙）的IRAM 30米望远镜对Barnard 1b进行了光谱调查。这提供了一个非常完整的库存中性和离子C-，N-和S-轴承物种，据我们所知，第一次安全检测的氘离子DCS+和DOCO+。我们使用了最先进的伪时间依赖的气相化学模型来确定宇宙射线电离率和损耗因子的值。观察数据与3E-17 s $^{-1}$和1 E-16 s $^{-1}$之间的$ζ_{H_2}$拟合良好。据估计，C和O的元素消耗约为10，N约为1，S约为25。巴纳德B1 b提出了类似的碳和O的消耗比那些在前恒星核心测量。硫的消耗高于C和O，但不像冷堆芯那样极端。事实上，它类似于在一些双极流出，热芯和光子主导的区域中发现的值。几个方案进行了讨论，以占这些特殊的丰度。我们建议，这是初始条件（重要的外流和增强的紫外线领域的环境）和快速崩溃（~0.1万年），允许保持最S-和N-轴承物种在气相中的大光学深度的后果。与B1 b-S相关的致密外流与周围物质的相互作用也可以增加含S分子的丰…
2016-05-27 astro-ph.GA
The initial gas-phase sulfur abundance in the Orion Molecular Cloud from sulfur radio recombination lines
化学元素的丰度及其消耗因子是了解最终融入恒星和行星的气体和尘埃成分的基本参数。硫是一种丰富但特殊的元素，尽管它的挥发性低于其他元素（例如，碳），它不是弥漫星际云中尘埃颗粒的主要成分。在这里，我们确定了气相碳硫丰度比，[C]/[S]，和硫丰度[S]在致密的恒星形成云从新的无线电复合线（RRL）检测到的Yebes 40米望远镜-在相对较高的频率（~40 GHz ~7 mm）和角分辨率（低至36“）-在猎户座酒吧，猎户座分子云（OMC）的边缘。我们探测到9个Cnα RRL（n=51 ~ 59）以及9个与Cnα线相隔Δ v=-8.4+/-0.3 km s^-1的窄线特征。基于这种速度分离，我们将这些功能分配给硫RRL，RRL的贡献很小，从更可冷凝的元素镁，硅，或铁。硫RRL线跟踪OMC的光解离区域（PDR）。在这些以中性气体为主的气层中，直到A_V~4，C ~+和S ~+离子锁定在大部分的C和S气相储层中。我们确定了[C]_Ori/[S]_Ori的相对丰度=10.4+/-0.6，采用在朝向恒星θ ^1 Ori B的半透明气体中测得的相同[C]_Ori，则[S]_Ori的绝对丰度=（1.4+/-0.4 x10 ^-5。如果N（S+）约为7 × 10^17 cm^-2（光束平均值），则该值与观测到的硫RRL的排放模型一致。[S]_Ori是OMC中的“初始"硫丰度，在[S]_Ori的一部分未确定…
2021-03-04 astro-ph.GA
The sulfur depletion problem: upper limits on the H2S2, HS2, and S2 gas-phase abundances toward the low-mass warm core IRAS16293-2422
根据在天体物理学相关条件下进行的实验模拟，稠密云层和星周区域中缺失的一部分硫可能以三种尚未在星际介质中检测到的物质的形式存在：H2 S2、HS 2和S2。这些S-S键合的分子可以通过含H2S的冰帽在尘埃颗粒上的高能加工形成，随后解吸到气相。对这些物质的探测可以部分解决硫耗尽的问题，并有助于提高我们对星际介质中硫的化学性质知之甚少的知识。为此，我们对低质量暖核IRAS 16293 -2422进行了专门的地面观测。在亚毫米制度的观测，获得了与APEX 12米望远镜在15个小时的观测，针对广泛的选择预测的三个分子的旋转过渡。在应该检测到目标物质的光谱区域中提取1σ噪声均方根值。这些值比以前对同一来源的观测结果低2-7倍，使我们能够估计它们相对于H2的分子丰度的1σ上限分别为8.1E-9，1.1E-8和2.9E-7，对于H2 S2，HS 2和S2。含有S2单元的三种分子的上限丰度比源中的H2S丰度低两个数量级，并且比使用冰类似物的实验模拟的预期丰度低一个数量级。随后的气相化学解吸后，可以降低丰度的三个物种在我们的观察无法检测到的水平。
2016-01-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nitrogen chemistry and depletion in starless cores
我们研究了含氮物种的化学，主要是CN，HCN和HNC的同位素，在前原恒星核的样品。我们使用IRAM 30 m望远镜测量了L 1544、L 183、Oph D、L 1517 B、L 310中CN、HCN、13 CN、H13 CN、HN 13 C和HC 15 N的转动和超精细跃迁发射。观测是沿着穿过尘埃排放峰值的轴向切口在若干有规律间隔的偏移位置进行的。减少和分析观察结果，以获得柱密度，使用丰度较低的同位素变体的测量，以尽量减少线中有限的光学深度的后果。的意见进行了比较与预测的自由降落引力坍缩模型，其中包括一个非平衡处理相关的化学。我们发现，CN，HCN，和HNC仍然存在于气相中的密度远高于CO耗尽到晶粒。CN：HCN和HNC：HCN丰度比在我们样品的所有对象中大于1。此外，没有观测证据表明，这些比率随着距离尘埃排放峰值的偏移量增加而变化很大，因此也就随着密度的增加而变化。虽然CN和CO的差别冻结可以根据当前的化学性质来理解，但CN：HCN比率的行为更难以解释。模型表明，大多数氮并不处于气相，而是可能被锁定在冰中。明确的结论需要测量低温下关键中性-中性反应的速率系数。
2010-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Abundances of planetary nebulae and evolved stars: Iron and sulfur depletion, and carbon and nitrogen enrichment, in low- and intermediate-mass stellar populations in the Milky Way
本文通过对比银河系行星状星云与其RGB/AGB前身恒星的元素丰度，量化了铁和硫的尘埃耗损及碳氮富集，为未来星云与恒星样本比较研究提供基准。
2024-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chlorine and Sulfur in Nearby Planetary Nebulae and H II Regions
我们推导出氯丰度的样本附近的行星状星云（PNe）和H II地区，有一些最好的可用光谱。我们使用一个几乎均匀的程序，以获得在每个对象的丰度，并发现Cl/H丰度比显示类似的值在H II区和PNe。这支持了我们先前的解释，即我们在H II区域发现的氧丰度不足是由于它们的氧原子耗尽成有机耐火粉尘成分。对于其他元素，电离校正因子在其导出的丰度中引入的偏差可能非常重要，正如我们在这里使用光电离模型对硫进行说明的那样。即使对于低电离PNe，导出的硫丰度也可以比实际的低0.3 dex，并且发现与具有类似S/H的H II区域导出的丰度的差异可以达到0.4 dex。
2011-09-09 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
Gas phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS) VII. Sulfur elemental abundance
分子云中的气相元素丰度（GEMS）是一个IRAM 30米的大型程序，旨在确定选定的一组原型恒星形成细丝中的碳（C），氧（O），氮（N）和硫（S）的元素丰度。特别是，S的元素丰度仍然不确定的几个数量级，其测定是该计划最具挑战性的目标之一。我们对CO、HCO $^+$、HCN、HNC、CS、SO、H $_2$ S、OCS和HCS $^+$的分数丰度进行了广泛的化学建模，以确定GEMS数据库中244个位置的硫耗尽。这些位置的样品可见光范围从A $_V$ $\sim$ 3 mag到$>$ 50 mag，分子氢密度范围从几个10 $^3$ ~cm $^{-3}$到3 $\times$ 10 $^6$ ~cm $^{-3}$，和T $_k$ $\sim$ 10 $-$ 35 K。金牛座和英仙座的大多数位置最适合假设早期化学，t=0.1百万年，$ζ_{H_2}$ $\sim$（0.5 $-$ 1）$\times$ 10 $^{-16}$ s $^{-1}$，[S/H] $\sim$ 1.5 $\times$ 10 $^{-6}$。相反，猎户座的大部分位置都符合t=1~Myr和$ζ_{H_2}$ $\sim$ 10 $^{-17}$ s $^{-1}$。此外，假设未贫化硫丰度，[S/H] $\sim$ 1.5 $\times$ 10 $^{-5}$，猎户座中40%的位置最适合。我们的研究结果表明，…
2022-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Elemental abundances in the diffuse ISM from joint FUV and X-ray spectroscopy: iron, oxygen, carbon and sulfur
本研究联合钱德拉、XMM-牛顿卫星的X射线数据与哈勃COS的远紫外数据，开发联合拟合分析流程，测定了朝向天鹅座X-2视线中氧、铁等元素的丰度与耗散，发现两类吸收体及铁原子数据的差异影响。
2024-03-05 astro-ph.GA
The physical and chemical structure of TMC-1. The spatial distribution and excitation conditions of carbon, oxygen, and sulfur bearing species: Depletion of CO and CS
Instituto de Física Fundamental (IFF-CSIC)（基础物理研究所）；Observatorio Astronómico Nacional (IGN)（国家天文台）；Centro de Desarrollos Tecnológicos, Observatorio de Yebes (IGN)（耶贝斯天文台技术开发中心）
本研究通过观测多种含碳、氧、硫分子的空间分布，分析TMC-1的结构与动力学，发现CO和CS在富碳纤维区域显著耗尽，该区域含氧化合物发射来自外层，且分子氘化程度明显增加。
2026-10-15 astro-ph.GA
Depletion and fractionation of nitrogen in collapsing cores
对太阳系彗星的氮同位素比率的测量显示一个恒定值，约为140，比原太阳比率低三倍，这是一个非常显着的差异，仍然无法解释。在坍缩的早期阶段，对静止的无星核的观测证实了理论上的预期，即在星际条件下，氮的分馏对大多数物种来说是微不足道的。然而，在N2 H+中观察到的同位素比率与模型预测不同。我们对氮的同位素库如何演变的理解存在这些差距，从星际云到彗星，更普遍地说，到原太阳星云，可能源于星际氮化学中的缺失过程或误解。到目前为止，在无星核的氮分馏的理论研究已经解决了准静态阶段的演变，使动力学崩溃的同位素比的影响是未知的。本文通过气相和颗粒吸附和脱附反应研究了前星核引力坍缩过程中14 N和15 N的分馏。最初的化学条件，这是在稳定状态下获得后，通常是几个百万年，在气相中的分馏程度低，与早期的研究。然而，在崩溃过程中，14 N-和15 N-含物种到颗粒上的吸附的差分速率导致增强的15 N：14 N比，更好地与观测结果一致。此外，我们发现的行为的差异，随着密度的增加，在不同的物种的同位素比。根据L183中的CO丰度曲线，我们发现坍缩必须发生在大约一个自由落体时间尺度上[见PDF文件的结尾]。
2020-09-14 astro-ph.GA
The Spitzer c2d Survey of Nearby Dense Cores VII: Chemistry and Dynamics in L43
我们介绍了斯皮策太空望远镜和分子线观测的结果，9个物种对暗云L43。斯皮策望远镜的图像和分子线图表明它有一个无星的核心和一个在同一环境中演化的I类原恒星。在这两个来源中都可以看到CO的耗尽，并且DCO+线朝向无星核心更强。我们采用一个演化化学模型来计算分子丰度，并与我们的观测结果进行了比较，目的是测试从前恒星到原恒星阶段的化学特征。在我们测试的不同模型参数中，最佳拟合模型表明，在前原恒星阶段的总时间尺度较长，但在密度较高的后期阶段演化速度更快。
2009-09-21 astro-ph.GA
A survey of sulfur-bearing molecular lines toward the dense cores in eleven massive protoclusters
通过ALMA观测11个高质量原恒星团中248个致密核，识别10种含硫分子，发现SO更易探测，OCS和HCS示踪温度，反馈提升丰度，SO2作为硫储库。研究强调大样本巡测对理解硫耗竭的重要性。
2024-09-20 astro-ph.GA
Radial molecular abundances and gas cooling in starless cores
目的：我们的目标是通过结合化学和辐射转移模型来模拟冷的和重屏蔽的无星核中分子丰度和气体温度的径向分布。方法：在改进的Bonnor-Ebert球中测定尘埃温度，计算初始径向分子丰度分布。然后提取对应于两个不同的核心年龄的选定的冷却分子的丰度，以确定在两个时间步长的气体温度。在迭代过程中重复计算，得到与气体温度一致的分子丰度。选定物质的谱线发射分布是使用模拟丰度分布计算的。结果如下：气体温度是时间的函数;随着核心变老，气体变热，因为冷却分子在晶粒表面耗尽。各种冷却分子对总冷却功率的贡献随时间而变化。径向化学丰度剖面是不平凡的：不同的物种呈现不同程度的贫化，在某些情况下，甚至在t > 10^5年时，丰度剖面也向内增加。线发射模拟表明，不同年龄的核心可以呈现显着不同的线发射剖面，这取决于所考虑的示踪剂种类。结论：化学丰度和相关的线冷却功率作为时间的函数变化。大多数化学物种在密度超过~10^5 cm^-3时耗尽到颗粒表面。值得注意的例外是NH_3和N2 H ^+，后者即使在n_H~10^6 cm-3时也基本上未被耗尽。另一方面，在气体密度低的区域，即使在t~10^5年，化学丰度也没有显著发展，这可以通过向内增加的丰度梯度来揭示。气体的温度可能与尘埃的温度有很大的不同，这可能会影响堆芯的稳定性。
2012-05-16 astro-ph.GA
X-ray extinction from interstellar dust: Prospects of observing carbon, sulfur and other trace elements
我们提出了一个研究的前景，观察碳，硫，和其他低丰度元素（即铝，钙，钛和镍）存在于星际介质中使用未来的X射线仪器。我们特别关注沿视线的星际尘埃的探测和表征。我们比较了模拟数据与不同的尘埃聚集体，无论是从过去的文献中获得的或由我们使用SOLEIL-LUCIA同步加速器光束线测量。由星际颗粒引起的消光引起给定光电边缘的调制，这在原则上可以追溯到吸收颗粒的化学性质。我们模拟了具有当前Athena，XRISM和Arcus概念的分辨率和灵敏度特性的仪器的数据。在不久的将来，将有把握地确定所研究元素的贫化和丰度。在碳和硫的情况下，还将确定吸收粉尘的化学特性，这取决于主要化合物。对于铝和钙，尽管在星际介质中有很大的损耗和显著的尘埃吸收，但在许多情况下，边缘特征可能不会随着含Al $^-$或Ca $^-$化合物的化学性质的变化而显著改变。可以检测和模拟大颗粒的排除特征，从而允许对这些元素的不同颗粒尺寸分布进行测试。Ti和Ni的低宇宙丰度将不允许我们详细研究边缘特征。
2019-06-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Carbon isotope fractionation and depletion in TMC1
12 C/13 C同位素丰度异常长期以来一直被预测为CO以外的分子的气相化学，最近在金牛座分子云中观察到几个含有一个以上碳原子的物种，即CCH，CCS，CCCS和HC $_3$ N。在这里，我们的工作，以确定这些同位素异常是否实际上是由于预测的13 C+离子在富氧的光屏蔽致密气体中的耗尽，或从一些其他更特殊的机制或机制。我们用ARO 12 m望远镜在金牛座的三个位置（TMC 1、L1527和氨峰）观测到HNC、CS和\HH CS的碳、硫和氮同位素的$λ$ 3 mm发射。我们在观测中没有发现12 C/13 C异常的证据。虽然C+池可能在13 C中耗尽，但13 C并没有在CO之外的一般碳池中耗尽，CO可能主要以C^0的形式存在。所观察到的同位素丰度异常是那些发现它们的物种所特有的。
2012-01-03 astro-ph.GA
Benchmarking spin-state chemistry in starless core models
目标。我们的目标是提出模拟化学丰度分布的各种重要的物种，特别注意自旋态化学，以提供参考结果，对目前和未来的模型可以进行比较。方法.我们采用气相和气体颗粒模型来研究化学丰度的物理条件下，对应于无星的核心。为此，我们已经开发了新的化学反应集气相和颗粒表面化学，包括氘代形式的物种与多达六个原子和自旋态化学的轻离子和物种参与氨和水的形成网络。保持简单的物理模型，以方便其他模型对本文的结果直接基准。结果我们发现，氨和水的邻/对位比是相似的气相和气体颗粒模型，特别是在后期，这意味着该比例是由气相过程。我们推导出后期的邻/对位比为~0.5和~1.6氨和水，分别。我们发现，包括或不包括氘在计算中的非氘物种的丰度和氨和水的邻/对位比的影响不大，特别是在气相模型中，由于丰富的重元素的存在下，自然阻碍氘。虽然我们研究了一个相当窄的温度范围（10-20 K），但我们发现，例如，氘化和氮化学。例如，当温度从10 K增加到20 K时，氨的耗尽时间尺度显著减小;这是因为温度的增加转化为增加的吸积速率，而氨的非常高的结合能防止其在20 K下解吸。
2015-01-20 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
Photoprocessing of H2S on dust grains: building S chains in translucent clouds and comets
上下文硫被用作从星际云到恒星系统演化的示踪剂。然而，分子云中的大部分预期硫仍然没有被发现。硫分两步从气相中消失。第一个消耗发生在半透明阶段，将气相硫减少7-40倍，而随后的冻结步骤发生在分子云中，将其减少另一个数量级。这个长期存在的困境等待着一个解释。目的。这项研究的目的是了解失踪的硫以何种形式隐藏在分子云中。被认为是尘埃颗粒的耗尽。方法.模拟H2S冰紫外光处理分子云进行了实验。使用红外光谱法监测冰，并通过四极质谱法测量解吸分子。理论蒙特卡罗模拟进行解释的实验结果和外推到天体物理条件。结果在8 K的辐照过程中观察到H2 S2的形成。还鉴定了具有x > 2的分子H2Sx，并发现其在升温期间与S2至S4物质一起解吸。较大的Sx分子高达S8在室温下是难熔的，并保留在基板上形成残留物。蒙特卡罗模拟能够再现升温过程中脱附的分子，并发现残留物是由6-7个原子组成的链或硫。结论.我们认为，半透明云中的S+在10^4年的几倍时间内就在尘埃上形成了长S链，从而导致了密集区域的S耗尽。我们认为，在彗星中观察到的S2至S4分子不是由这些大链的断裂产生的。相反，它们可能来自分子云中产生的含H2S冰的紫外光处理，或者来自半透明云阶段形成的短S链
2021-10-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Observations of DNC and DCO$^+$ toward the $\int$-shaped Filament and Starless Cores in the Orion Molecular Clouds
Nobeyama Radio Observatory, National Astronomical Observatory of Japan, National Institutes of Natural Sciences（日本国立天文台野边山无线电观测站，国立自然科学研究所）；SOKENDAI (The Graduate University for Advanced Studies)（综合研究大学院大学）；Department of Physics, Graduate School of Science, Osaka Metropolitan University（大阪公立大学理学研究科物理学系）；Star and Planet Formation Laboratory, RIKEN（理化学研究所星与行星形成实验室）；Graduate School of Informatics and Engineering, The University of Electro-Communications（电波大学信息工学与研究科）；Faculty of Education, Kagawa University（香川大学教育学部）；Department of Earth and Planetary Sciences, Faculty of Science, Kyushu University（九州大学理学部地球惑星科学系）
研究通过观测DNC和DCO+分子在Orion分子云中的分布，探讨其氘化程度与分子云核心内星形成过程的关系，发现OMC-2和OMC-3中DNC/HN^13C柱密度比较高，暗示其接近恒星形成起始阶段。
2026-04-30 astro-ph.GA
Self-Consistent Grain Depletions and Abundances II: Effects on strong-line diagnostics of extragalactic H II regions
元素在尘埃颗粒上的贫化特征是使用任何视线的广义贫化强度$F_*$和趋势线参数$A_X, B_X$和$z_X$。参数$A_X, B_X$和$z_X$定义了相对消耗模式，其值已在以前的工作中公布。本研究使用这些参数来计算后贫化气相丰度的15种不同的元素，而不同的$F_*$从0到1。分析紧急强谱线强度，得到通过输入到多云模式的计算丰度，表明耗尽强度预测的发射线和电离云的热平衡有一个非平凡的影响。元素消耗的量也影响气体中冷却剂的丰度。此外，还发现金属丰度、电离参数U和耗尽强度$F_*$对发射线强度和星际介质（ISM）的热平衡都有简并影响。最后，比较我们的结果，H II区域的样本，使用从附近的Galerkin在阿帕奇点天文台测绘（MANGA）获得的数据显示，最适合的$F_*$约为0.5。然而，这个最佳拟合值并不适用于所有金属丰度。去除硫贫化和改变氮丰度模式可以改善拟合。因此，需要额外的观测证据来验证参数的选择，并更好地限制星系中典型的耗尽强度。
2023-03-27 astro-ph.GA
Bottlenecks to interstellar sulfur chemistry: Sulfur-bearing hydrides in UV-illuminated gas and grains
氢化物分子是星际化学的基础，但硫化氢化物的合成却知之甚少。受Orion Bar PDR -1“分辨率ALMA SH+图像的新观测; IRAM 30 m H2S，H2 S34和H2 S33的探测; H3 S+（上限）;以及SH -的SOFIA观测的启发，我们对含硫硫化物的化学进行了系统的研究。我们使用耦合激发，辐射转移以及化学形成和破坏模型来确定它们的柱密度。我们修改了一些关键的气相反应，导致其化学合成。这包括从头计算的振动态相关的反应SH+ + H2 <->H2S+ + H和S + H2 <->SH + H。我们发现，紫外泵浦的H2（v>1）与S+的反应解释了在高热压气体组分（P_th~10^8 cm^-3 K）中SH+的存在，该气体组分靠近H2解离前沿。然而，随后SH+、H2S+和S与振动激发的H2发生的夺氢反应，最终无法解释观测到的H2S柱密度（约为2.5x10^14 cm^-2，邻位与对位之比为2.9+/-0.3）。为了克服这些瓶颈，我们建立了PDR模型，其中包括一个简单的网络，导致固体H2S（S-H2S）的形成的粮食表面反应。最近的研究表明，S和SH的吸附结合能较高，这意味着S原子吸附在颗粒上（并形成s-H2S）在较温暖的尘埃温度和更接近紫外线照射的分子云的边缘。光脱附和化学脱附（在较小程度上）产生大致相同的H2S柱密度（几个10 ^14 cm-^2）和丰度峰（几个1…
2021-02-11 astro-ph.GA
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
Chemical and Physical Conditions in Molecular Cloud Core DC 000.4-19.5 (SL42) in Corona Australis
无星分子云中的化学反应严重依赖于气相物质与固相尘埃和冰之间的相互作用。我们利用瑞典ESO亚毫米望远镜的数据观测了南冕座冷的无星核心DC 000.4-19.5（SL 42）中分子气体的丰度和分布。我们提出的柱密度图确定从测量的C18 O（J=2- 1，1 -0）和N2 H+（J=1-0）的发射功能。同一地区的赫歇尔数据允许直接比较的尘埃成分的云芯，并提供证据的气相耗尽CO在最高的反射率。由Herschel图计算得到的地核的尘埃色温度范围约为10.7 ~ 14.0K。这个范围与红外空间天文台和普朗克观测的先前确定一致。在大距离处，柱密度分布可以拟合为接近n（r）~ r^{-2}的类Plummer密度分布。核心结构明显偏离了临界Bonnor-Ebert球体。相反，地核似乎受到重力的束缚，缺乏热力和湍流的支持来对抗周围低密度物质的压力：因此它可能处于缓慢收缩的过程中。我们测试了两个化学模型，并发现一个稳态耗尽模型与所观察到的C18 O柱密度分布和所观察到的N（C18 O）与AV的关系。
2013-01-14 astro-ph.GA
Sulfur chemistry: 1D modeling in massive dense cores
在四个高质量致密岩心（W 43-MM 1、IRAS 18264、IRAS 05358和IRAS 18162）中观测到了主要的含硫分子OCS、H2S、SO、SO2和CS。我们的目标是把这些观察与时间相关的化学建模比较，这些来源的相对进化阶段的一些限制。我们使用的化学模型Nahoon，它计算气相化学和气体颗粒的相互作用的耗尽和蒸发。混合的不同化学成分的壳层在一个一维结构，通过原恒星的信封已被列入，因为观察到的线表明非热超声加宽。所观察到的径向分布的温度和密度被用来计算作为时间的函数的化学。与我们的模型相比，我们生产CS的几个数量级相比，其他S-轴承分子，这似乎是矛盾的意见，虽然在高温下观察到的CS丰度的一些不确定性仍然存在。OCS/SO2、SO/SO2和H2S/SO2丰度比在理论上可以用来追踪这些大质量原恒星的年龄，因为它们显示出强烈的时间依赖性，但与化学模型和观测的准确性相比，这些来源在年龄上太接近了。然而，我们的观测和建模之间的比较可能表明，W 43-MM 1可能比其他三个来源更年轻。通过原恒星包层的湍流扩散率必须低于2 e14 cm 2s-1。否则，它会使丰度分布变得平滑，这将被观察到。硫的化学性质强烈地依赖于一维物理条件。在我们的例子中，除了IRAS 18264、IRAS 18162和IRAS 05358非常接近之外，还不能给出它们的相对年龄。W 43-MM 1似乎比其他来源更…
2011-03-15 astro-ph.GA
Fine-tuning the complex organic molecule formation: sulfur and CO ice as regulators of surface chemistry
本研究通过结合气相观测与化学建模，发现硫和CO冰通过竞争氢原子调控表面化学，影响复杂有机分子的形成，为恒星形成早期阶段提供关键见解。
2025-07-23 astro-ph.GA
Properties of Starless and Prestellar Cores in Taurus Revealed by Herschel SPIRE/PACS Imaging
利用70 $μ$ m、160 $μ$ m、250 $μ$ m、350 $μ$ m和500 $μ$ m连续谱带的Herschel SPIRE和PACS图像，研究了金牛座恒星形成区L1495云致密核的密度和温度结构。一个样本组成的20个核心，选择使用光谱和空间标准，分析使用一种新的极大似然技术，COREFIT，它充分考虑到仪器的点扩散函数。我们得到中心尘埃温度，$T_0$，在6-12 K的范围内，并发现，在大多数情况下，在大的径向距离的径向密度衰减是一致的$r^{-2}$变化预期的Bonnor-Ebert球体。然而，我们的两个核心表现出明显更陡峭的下降，并且由于两者似乎都是引力不稳定的，这种行为可能对坍缩模型有影响。我们发现$T_0$和峰值柱密度之间存在很强的负相关性，正如预期的那样，如果尘埃主要由星际辐射场加热。在我们估计的核心中心的温度下，含碳分子冻结为尘埃颗粒上的冰幔，这种行为在这里得到了我们估计的核心位置与先前公布的H $^{13}$ CO $^+$峰位置之间缺乏对应关系的支持。在此基础上，我们的观察建议升华区半径通常为$\sim 10^4$ AU。然而，与先前发表的8400 AU分辨率下的N-$_2$ H $^+$数据相比，没有证据表明在该分辨率下N-$_2$ H $^+$耗尽。
2014-01-30 astro-ph.GA
ATLASGAL-selected massive clumps in the inner Galaxy: I. CO depletion and isotopic ratios
在低质量的制度，它被发现，在冷无星核心的气相碳轴承分子丰度迅速减少，随着密度的增加，作为分子形成地幔尘埃颗粒。我们研究了从ATLASGAL 870微米调查中选择的102个大规模团块中的CO耗尽，并研究了其与演化阶段和源物理参数的相关性。此外，我们还研究了银河系内部[12 C]/[13 C]和[18 O]/[17 O]同位素比值的梯度，以及团簇的维里稳定性。我们使用CO同位素的低J发射线和尘埃连续发射来推断耗尽因子fD。RATRAN一维模型也被用来确定fD和调查的存在下，耗尽以上的密度阈值。同位素比值和光学厚度的推导与贝叶斯方法。我们发现了大量具有大fD的团块，高达~20。较大的值被发现为较冷的团块，从而为早期的进化阶段。对于大规模的团块在最早阶段的演变，我们估计该地区的半径CO耗尽是重要的是一个PC的十分之几。团被发现与总质量来自尘埃连续排放高达~20倍以上的维里质量，特别是在发展较少的来源。这些大的值可以部分地解释的存在的耗尽：如果CO排放主要来自低密度的外层，分子可能是亚热激发，导致高估的尘埃质量。高质量团块中的CO消耗似乎表现为在低质量制度，与较少进化的团块显示出更大的值比他们更发达的同行，并增加更密集的来源的消耗。的C和O同位素比值与以前的测定是一致的，并表现出很大的内在分散。
2014-07-08 astro-ph.GA
PDRs4All IX. Sulfur elemental abundance in the Orion Bar
本研究利用JWST观测猎户座条带的硫红外谱线，结合升级版Meudon PDR代码建模，发现电离气体中硫中等耗损约2倍，且仅在假设存在未耗损硫时才能解释解离前沿DF3处[S I] 25.249 μm谱线强度。
2024-06-04 astro-ph.GA
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 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
XRISM insights for interstellar Sulfur
利用XRISM高分辨率光谱首次在X射线双星中探测到星际SII K-beta吸收，结合气态和固态硫测量得到硫耗尽为40%±15%，并约束Fe-S化合物中铁的比例上限小于25%。
2025-07-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Deuterium Fractionation in the Ophiuchus Molecular Cloud
目标。我们测量氘分数，RD，和CO-消耗因子，FD，对一些无星和原恒星的核心在L1688地区的蛇夫座分子云复杂和搜索的变化基于环境的差异在L1688。本文还讨论了N_2H ~+和N_2D ~+（1-0）线示踪的稠密气体的运动学性质。方法.通过对L1688不同区域的33个致密核中N2 H+和N2 D+的J=1-0跃迁的观测，测量了RD。fd估计已完成使用C17 O（1-0）和850微米粉尘连续排放的SCUBA调查。所有的线路观测都是用IRAM 30米天线进行的。结果致密的核心显示出大的（2-40%）氘分数，在L1688的子区域之间具有显著的变化。一氧化碳消耗系数也因区域而异（1-7）。两种不同的相关性之间的氘分数和CO-耗尽因子：核心在A，B2和I显示增加RD与FD增加，类似于以前的研究氘分数在星前核心;核心在B1，B1 B2，C，E，F和H显示一个陡峭的RD-FD相关性，与大氘分数发生在相当安静的气体与相对较低的CO冻出因子。这些可能是最近形成的，集中的无星核心，还没有开始收缩阶段的原恒星形成。我们还发现，氘分数的影响的湍流量，尘埃温度和距离热源在所有区域的L1688，虽然没有发现明确的趋势。
2015-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
First Stars XIV. Sulfur abundances in extremely metal-poor (EMP) stars
硫是重要的：它的形成地点是不确定的，在非常低的金属量[S/Fe]对[Fe/H]的趋势是有争议的。低于[Fe/H]=-2.0时，[S/Fe]保持不变或随[Fe/H]降低，具体取决于作者和分析中使用的多重峰。此外，虽然硫在ISM中的尘埃颗粒中没有明显的结合，但它在DLAs和旧的贫金属恒星中的表现似乎不同。我们的目标是确定精确的S丰度的样品中的极端贫金属恒星考虑到NLTE和3D效应。用一种新的S原子模型计算了SI多重态1谱线的NLTE谱线。我们发现EMP星中的硫的行为与其他α元素相似，当[Fe/H]<-3时，[S/Fe]保持近似恒定。然而，[S/Mg]似乎作为[Mg/H]的函数略微降低。O、Na、Mg、Al、S和K的总体丰度模式与Heger和Woosley的SN模型产量最匹配。EMP星的[S/Zn]比是太阳的，在DLAs中也发现了。我们得到了超贫金属恒星CS 22949-037的硫丰度上限，[S/Fe] <+0.5。这与先前报道的锌的测量结果一起，反驳了这颗恒星的轻元素丰度模式的猜想，并以此类推，超贫金属恒星HE 0107-5240和HE 1327-2326是由于尘埃耗尽。
2011-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
A correlation between chemistry, polarization and dust properties in the Pipe Nebula starless core FeSt 1-457
分子云中的星前核提供了恒星形成的初始条件。我们使用IRAM 30米望远镜和PdBI研究烟斗星云中无星核心FeSt 1-457（核心109）的化学和物理性质。我们拟合了N_2H ~+（1-0）IRAM 30 m数据的超精细结构。这使我们能够高精度地测量速度场，线宽和不透明度，并推导出激发温度和柱密度的核心。我们使用一个修改后的Bonnor-Ebert球模型，增加了一个温度梯度的中心，以适应1.2毫米的连续发射和视觉消光图。使用这个模型，我们估计的丰度的N2 H+和其余的分子线检测到的30 GHz宽的线调查在3毫米与IRAM 30米使用ARTIST软件。核心呈现出丰富的化学物质，从早期（C3 H2，HCN，CS）和晚期分子（例如，N2 H+），氮、氧和硫化物分子具有明显的化学空间差异。对于大多数检测到的分子（HCN，HCO+，CH 3OH，CS，SO，13 CO和C18 O），丰度最好用三个值拟合，向核心中心呈现至少1或2个数量级的丰度明显降低。Bonnor-Ebert分析表明，地核的引力不稳定，磁场也不足以避免坍缩。分子在尘埃颗粒上的耗尽发生在核心的内部，在那里尘埃颗粒生长和尘埃去极化也发生了。这表明这些属性可能是相关的。另一方面，一些分子表现出不对称的综合发射图，这似乎是与以前报道的亚毫米偏振不对称。这些不对称性可能是由于核心西侧的星际辐射场更强。
2016-09-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Perseus ALMA Chemical Survey (PEACHES). III. Sulfur-bearing species tracing accretion and ejection processes in young protostars
该研究基于PEACHES巡天对50个原恒星的含硫分子观测，发现SO/34SO比值可示踪内部高密度包层，SO2丰度受外部紫外辐射影响，且不同演化阶段SO2发射机制各异，揭示了硫化物在吸积与喷流过程中的示踪作用。
2023-09-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemistry in disks. XI. Sulfur-bearing species as tracers of protoplanetary disk physics and chemistry: the DM Tau case
上下文在星际介质和彗星中观察到几种含硫分子，与迄今为止只检测到CS，H $_2$ CS和SO的原行星盘形成强烈对比。目的。我们结合观测和化学模型来限制DM Tau原行星盘中硫的丰度及其对物理和化学条件的敏感性。方法.我们在CS、SO、SO $_2$、OCS、CCS、H $_2$ CS和H $_2$ S系中获得了带4和带6中DM Tau的$0.5^{"}$ ALMA观察，实现了$\sim 5$ mJy灵敏度。使用非LTE的辐射传输程序RADEX和正演模拟工具ESTFIT，磁盘平均CS柱密度和上限的其他物种的推导。结果仅检测到CS，衍生柱密度为$\sim 2-6 \times 10^{12}$ cm $^{-2}$。我们报告了第一次尝试检测SO $_2$在DM Tau。对于其他含S物质，上限范围在$\sim 10^{11}$和$10^{14}$ cm $^{-2}$之间。与这些值匹配的最佳拟合化学模型要求在$r \sim 50-100$ au下气相C/O比> 1。与化学建模，我们表明，含硫物种可以是强大的示踪剂的气相C/O比，表面反应速率，晶粒尺寸和紫外强度。结论.在DM Tau中没有检测到CS以外的各种含硫分子，这意味着气相中缺乏活性硫，要么是通过有效的冻结，要么是因为大多数元素硫都存在于其他大物种中，如彗星中所发现的。推测出的高CS/SO和CS/SO $_2$比值要求非太阳能的C/…
2018-06-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Ammonium hydrosulfide (NH4SH) as a potentially significant sulfur sink in interstellar ices
本研究通过实验室红外光谱和观测对比，证实NH4SH盐可能是星际冰中6.85微米吸收特征的载体，并可作为硫储库，解释致密区域中高达17-18%的硫亏损。
2024-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
A study of the $c$-$\mathrm{C_{3}HD}$/$c$-$\mathrm{C_{3}H_{2}}$ ratio in low-mass star forming regions
我们使用$c$-$\mathrm{C_{3}H_{2}}$的氘化来探测无星和原恒星核的物理参数，与它们的演化状态相关，并将其与$\mathrm{N_{2}H^{+}}$-氘化进行比较，以研究含C和含N物质的氘化之间可能的差异。我们在金牛座和英仙座复合体的10个无星核和5个原恒星中观测到了主要的$c$-$\mathrm{C_{3}H_{2}}$、单氘和双氘的$c$-$\mathrm{C_{3}HD}$和$c$-$\mathrm{C_{3}D_{2}}$以及同位素体$c$-$\mathrm{{H^{13}CC_{2}H}}$。我们检查了$N$（$c$-$\mathrm{C_{3}HD}$）/$N$（$c$-$\mathrm{C_{3}H_{2}}$）比值与尘埃温度以及$\mathrm{H_2}$柱密度和CO消耗因子之间的相关性。所得$N$（$c$-$\mathrm{C_{3}HD}$）/$N$（$c$-$\mathrm{C_{3}H_{2}}$）比值在误差条内，与检测到$c$-$\mathrm{C_{3}HD}$的所有无星岩心中的$10\%$一致。这也解释了除了源HH 211之外的原恒星，在那里我们测量了高氘水平的$23\%$。$\mathrm{N_{2}H^{+}}$的氘化遵循相同的趋势，但在动态演化的核心L1544中要高得多。朝向原恒星核心，温度最低的天体在$c$-$\mathrm…
2018-07-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS) VI. A sulphur journey across star-forming regions: study of thioformaldehyde emission
在IRAM 30米大型项目GEMS的背景下，我们提出了一个研究的硫甲醛在几个无星核心位于金牛座，英仙座和猎户座的恒星形成的灯丝。我们调查的环境条件的影响，这些分子的丰度在核心，和时间演变的效果。我们用辐射转移程序RADEX模拟了H2 CS、HDCS和D2CS的观测谱线。我们还使用化学代码Nautilus来模拟这些物种的进化，这取决于无星核心的特征。我们推导出柱密度和丰度的所有核心。我们还推导出氘分馏比，Dfrac，以确定和比较每个恒星形成区的不同部分之间的演化阶段。我们的研究结果表明，金牛座的B213灯丝的北部地区比南部更进化，而英仙座的东北部地区比西南部地区的演化阶段更早。模型结果还表明，Dfrac的宇宙射线电离率下降，而密度和硫耗尽的程度增加。特别是，我们只再现的意见时，在无星核心的初始硫丰度至少比太阳元素硫丰度低一个数量级。HDCS/H2 CS和D2CS/H2 CS随时间的逐渐增加使得这些比率成为推导无星核的化学演化阶段的有力工具。然而，它们不能用于推导这些区域的温度，因为这两个比率在两个不同的温度范围（7-11 K和15-19 K）呈现类似的演变。在化学方面，（氘代）硫代甲醛主要通过气相反应（双置换和中性-中性置换反应）形成，而表面化学作为破坏机制发挥着重要作用。
2022-04-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
N2H+ depletion in the massive protostellar cluster AFGL 5142
我们的目标是以高角分辨率研究朝向高质量恒星形成区AFGL 5142的NH3/N2 H+比率，以研究该比率的行为是否与低质量情况相似，其中该比率从无星核心到与YSO相关的核心降低。CARMA用于观察3.2 mm连续谱和N2 H+（1-0）发射。我们使用文献中的NH3（1，1）和（2，2），HCO+（1-0）和H13 CO+（1-0）数据，并对该区域进行了随时间变化的化学建模。3.2毫米的连续辐射揭示了与大质量YSO相关的约23 Msun的尘埃凝结，深深嵌入最强的NH3核心（以下称为中央核心）。N2 H+的排放揭示了两个主要的核心，西部和东部的核心，位于西部和东部的毫米凝结，并包围着一个更广泛和复杂的结构约0.5 pc。向中央核心的N2 H+排放显着下降，表明在该地区的化学分化。我们发现NH3/N2 H+比值的低值约为50-100，朝向西部/东部核心，在中央核心的高值高达1000。化学模型表明，密度，特别是温度，是决定NH3/N2 H+比的关键参数。在中心核心达到的高密度和温度允许像CO这样的分子从颗粒地幔中蒸发。CO脱附导致N2 H+的显著破坏，有利于HCO+的形成。这一结果得到了我们的观测结果的支持，我们的观测结果表明，在中央核中，N2 H+和HCO+是相互关联的。我们的模型可以重现t~4.5-5.3x10^5 yr（中部）和t~10^4-3x10^6 yr（西部/东部）的中心核N…
2010-09-13 astro-ph.GA
An Interferometric View of H-MM1. I. Direct Observation of NH3 Depletion
氨的光谱线NH $_3$是探测稠密分子云核物理条件的有用探针。除了在光谱学上的优势外，氨还被认为是抗冻结在颗粒表面上的，这应该使其成为研究冷的致密核心内部的优越工具。在这里，我们提出了高分辨率的NH $_3$观测甚大阵列（VLA）和绿岸望远镜（GBT）对星前核心。这些观测结果显示了一个外部区域，其部分NH $_3$丰度为X（NH $_3$）=（1.975 $\pm$ 0.005）$\times 10^{-8}$（$\pm 10\%$系统性），但它也揭示了，毕竟，X（NH $_3$）在H $_2$柱密度为$\approx 2.6 \times 10^{22}$ cm $^{-2}$以上时开始减少。我们推导了一个密度模型，发现丰度分数的断点出现在密度n（H $_2$）$\sim 2\times10^5$ cm $^{-3}$处，超过这个点，丰度分数随密度的增加而减小，遵循幂律$n^{-1.1}$。这种幂律行为很好地再现了化学模型，其中吸附到颗粒上占主导地位的去除氨和相关物种的气体在高密度。我们认为，断点密度的变化从核心到核心取决于温度和颗粒的属性，但无论如何，耗尽功率法可能是接近$n^{-1}$由于吸积的主导地位，在中央部分的无星核心。
2022-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Deuterium Fractionation as an Evolutionary Probe in Massive Proto-stellar/cluster Cores
高红外消光云是大质量恒星/团簇形成的理想场所。近年来发现的大量云核，使人们能够研究早期云核之间可能的演化顺序。我们用亚毫米望远镜（SMT）对15个处于不同演化阶段的致密核进行了氘分馏的调查，从高质量的无星核到超致密的Hii区域，在高消光的大质量恒星形成云G34.43+0.24，IRAS 18151-1208和IRAS 18223-1243中。观察N2 H+（3 - 2）、N2 D+（3 - 2）和C18 O（2 - 1）的光谱，以导出N2 H+的氘分馏、Dfrac \equiv N（N2 D+）/N（N2 H+）以及每个选定的芯的CO消耗因子。我们的研究结果表明，Dfrac的气体温度和线宽的下降趋势。由于较冷和静止的气体可能与演化程度较低的核心有关，因此较大的Dfrac似乎与核心演化的早期阶段相关。这种下降趋势类似于低质量原恒星核中Dfrac的行为，并且与高质量原恒星核中的几项早期研究一致。我们还发现了一个温和的增加趋势的Dfrac与CO消耗因子，这表明升华的冰幔改变了化学反应中的竞争，降低Dfrac。我们的研究结果表明，在低质量和高质量的原恒星候选人在早期阶段的氘代物种的一般化学行为。此外，电离度的上限估计在2 \times 10^-7和5 \times 10^-6之间。四个静止的核心有边际场中性耦合，也许有利于湍流冷却流。
2011-10-07 astro-ph.GA
A sensitive 3 mm line survey of L483: a broad view of the chemical composition of a core around a Class 0 object
我们提出了一个IRAM 30米线测量的致密芯L483在3毫米波段。我们检测到71种分子（140种包括不同的同位素），其中大部分存在于寒冷和静止的环境云中。在检测到的分子中特别感兴趣的是HCOOH的顺式异构体，复杂的有机分子HCOOCH 3，CH 3 OCH 3和C2 H5 OH，各种碳链，氮氧化物如N2 O，和饱和分子如CH 3SH。一般来说，L483中的分数分子丰度系统地低于TMC-1（特别是碳链），倾向于高于L1544和B1-b，并且与L1527中的相似。除了TMC-1中碳链过剩之外，我们发现L483与TMC-1和L1544等无星/星前核没有明显的化学差异，尽管它确实与IRAS 16293-2422等0类热科里诺源有化学差异。这一事实表明，一些0级源的环境云的化学成分可能在很大程度上继承了暗云的无星/星前阶段。我们还推导出各种分子的同位素比，其中一些显示同位素异常，如极端耗尽13 C的两个同位素之一的c-C3 H2，急剧富集18 O的SO和HNCO（SO也主要富集在17 O），和不同的丰度的两个13 C取代的物种的C2 H和两个15 N取代的物种的N2 H+。我们报告的第一个检测空间中的一些次要的同位素，如C-C3 D。详尽的化学表征L483在这里，连同其他星前和原恒星源的类似研究，应该使我们能够确定的主要因素，调节的化学成分的核心沿低质量的原恒星的形成过程。
2019-05-30 astro-ph.GA
Initial conditions of star formation at $\lesssim$2000 au: physical structure and NH$_{3}$ depletion of three early-stage cores
本研究通过VLA和GBT的高角分辨率观测，结合Spitzer中红外消光数据，分析三个早期恒星形成核的物理结构与NH₃损耗规律，发现NH₃丰度随核中心密度升高而逐步下降。
2023-08-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The C$^{18}$O core mass function toward Orion A: Single-dish observations
我们用野边山射电天文台（NRO）45米望远镜对猎户座A巨分子云C $^{18}$ O（$J$ =1- 0）发射谱线进行了无偏密芯巡天。地图的有效角分辨率为26”，相当于$\sim$ 0.05 pc，距离为414 pc。通过使用Herschel-Planck H $_2$柱密度图，我们计算了C $^{18}$ O丰度分数，发现它在$\lesssim$ 5 $\times$ 10 $^{22}$ cm $^{-3}$的柱密度范围内大致恒定，尽管C $^{18}$ O耗尽的趋势被确定为朝向更高的柱密度。因此，C $^{18}$ O的强度可以很好地跟踪云的结构。猎户座A中的平均C $^{18}$ O丰度估计为5.7 $\times$ 10 $^{-7}$，约为基准值的3倍。我们用astrodendro鉴定了746个C $^{18}$ O核，并将709个核归类为无星核。我们计算的核心质量的赫歇尔-普朗克尘埃柱密度分解使用的相对比例的C $^{18}$ O积分强度的视线成分。应用该过程，我们试图去除背景发射的贡献，即，核心外的环境气体。然后，我们推导了无星核的质量函数，发现它类似于恒星的初始质量函数（IMF）。无星堆芯的CMF $dN/dM$符合$M^α$的幂律关系，在高质量斜率（$\gtrsim$ 0.44 $M_\odot$）处的幂指数为$α= -$ 2.25 $\pm$ 0.16。我们还…
2021-02-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS) I. The prototypical dark cloud TMC 1
GEMS是IRAM的一个30米大型计划，其目的是确定一组原型恒星形成区域的元素耗尽和电离分数。本文介绍了原型暗云TMC 1的第一个结果。用IRAM 30米望远镜进行了广泛的毫米波观测（3毫米和2毫米）和40米Yebes望远镜（1.3cm和7 mm）以确定在三个切口中CO、HCO+、HCN、CS、SO、HCS+和N2 H+的丰度分数，所述三个切口在众所周知的位置TMC 1-CP、TMC 1-NH 3和TMC 1-C处与致密细丝相交，消光范围从Av~3到~ 20等。可以区分具有不同化学性质的两个相：i）半透明的包层，分子氢密度为（1-5）x10 $^3$ cm $^{-3}$ ;和ii）致密相，位于Av> 10 mag，分子氢密度>10 $^4$ cm $^{-3}$。观测和模拟结果表明，气相中C和O的丰度沿C+/C/CO过渡区逐渐降低，其中C/H~ 8 × 10 $^{-5}$和C/O~0.8-1，直到在Av~10 mag.这是一致的颗粒温度低于CO蒸发温度在这个区域的开始的致密相。在硫的情况下，在半透明阶段之前，我们估计S/H~（0.4 - 2.2）x10 $^{-6}$，丰度比太阳值低约7-40倍。在厚的冰幔形成期间，必须存在第二次强烈的亏损，以达到在致密冷核中测量的S/H值（S/H~ 8 × 10 $^{-8}$）。基于我们的化学模拟，我们将半透明云中的$ζ_{\rm H_2}…
2019-03-07 astro-ph.GA
Evolution of Chemistry in the envelope of HOt corinoS (ECHOS). III. Sulphur chemistry in the Class 0 objects HH 212 and NGC 1333 IRAS 4A
Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心）；Departamento de Física de la Tierra y Astrofísica, Facultad de Ciencias Físicas, Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学物理科学学院地球与天体物理学系）；Observatorio Astronómico Nacional (OAN)（国家天文台）；European Space Agency (ESA), European Space Astronomy Centre (ESAC)（欧洲空间局欧洲航天天文中心）；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）
通过观测和化学模型，研究Class 0天体HH 212和NGC 1333 IRAS 4A中的硫化学，发现硫化物可作为从星前到原恒星阶段转变的演化示踪物，其中含氧硫化物在演化源中更丰富，但硫耗散程度与无星核相似。
2026-07-02 astro-ph.GA
EMPRESS. XIII. Chemical Enrichments of Young Galaxies Near and Far at z ~ 0 and 4-10: Fe/O, Ar/O, S/O, and N/O Measurements with Chemical Evolution Model Comparisons
研究结合本地EMPGs与JWST高红移星系丰度测量及化学演化模型，揭示CCSNe/HNe、Ia SNe、PISNe与Wolf-Rayet星风对早期星系化学增丰的不同作用。
2024-03-11 astro-ph.GA
