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本期選取自2023.8.1-2023.8.27新發(fā)布的文章預(yù)印本，共三篇：
一、2308.00343
該文章利用羅塞塔號(hào)探測(cè)器在2015年掠過67P彗星時(shí)收集的質(zhì)譜數(shù)據(jù)分析得到結(jié)果，可見非常繁多的分子物種碎片，揭示了其化學(xué)多樣性。
我對(duì)該文章感興趣是因?yàn)樽罱谧C認(rèn)恒星形成區(qū)分子熱核（HMCs）的分子發(fā)射線，其中有不少不在數(shù)據(jù)庫(kù)里的未知發(fā)射線。彗星被認(rèn)為是太陽(yáng)形成后的星云殘料凝結(jié)成的物體，具有太陽(yáng)系形成之初的化學(xué)信息。它含有的化學(xué)成分定性上很可能與HMCs類似，為我以及同行們今后的化學(xué)證認(rèn)工作帶來啟示。
67P彗星塵埃彗發(fā)中的含氧有機(jī)分子：豐富雜環(huán)的第一個(gè)證據(jù)該文章利用“羅塞塔號(hào)”搭載的ROSINA的高分辨率雙聚焦質(zhì)譜儀（DFMS；Balsiger等人(2007)），檢測(cè)彗星揮發(fā)物，包括彗星的整體物質(zhì)和噴射的粒子。在儀器的中性氣體模式下，中性物種進(jìn)入電離室，通過能量為45電子伏特的電子撞擊電離。電子撞擊電離（EII）過程通常產(chǎn)生單帶電的母體分子離子（M）。并且在EII過程中母體物種可以分解成片段物種。
67P/Churyumov-Gerasimenko
圖1. 2015年8月3日收集的DFMS質(zhì)譜圖，圍繞整數(shù)質(zhì)量105（黑色方形標(biāo)記）。峰值-在此處與由虛線藍(lán)線指示的確切位置相關(guān)的C7H5O和C8H9-使用雙高斯函數(shù)進(jìn)行擬合（虛線紅線和綠線）。擬合峰位置的標(biāo)準(zhǔn)偏差約為6×10-4
圖2. 基于奧卡姆剃刀原理的CnHmO物種相關(guān)信號(hào)子集的反卷積，這些信號(hào)是由DFMS在2015年8月3日檢測(cè)到的。測(cè)量信號(hào)（ms）以任意單位（a. u.）給出，帶有30%的誤差。
圖3. (同上)基于奧卡姆剃刀原理的CnHmO2物種相關(guān)信號(hào)子集，帶有50%的誤差范圍。
圖4. 與Biver和Bockelée-Morvan（2019）回顧的從遠(yuǎn)處觀測(cè)到的彗星中的氧化有機(jī)分子進(jìn)行比較。Biver和Bockelée-Morvan（2019）的彗星豐度數(shù)據(jù)已經(jīng)從水歸一化到甲醇。除了木星家族彗星（JFCs）和奧爾特云彗星（OCCs）的范圍之外，還包括了長(zhǎng)周期OCC C/2014 Q2（Lovejoy）的值，因?yàn)樵谠撳缧侵惺状螜z測(cè)到了乙醛（Biver等人，2015）。CO2的OCC和JFC范圍取自Harrington Pinto等人（2022），并使用Dello Russo等人（2016）的甲醇的相應(yīng)平均值進(jìn)行歸一化。動(dòng)力學(xué)上新的彗星沒有被考慮。左指向箭頭表示由于未檢測(cè)到相應(yīng)物種而導(dǎo)出的上限值。結(jié)論：彗星67P的含氧復(fù)雜有機(jī)物揭示了從羧酸和羧酸酯到醇、醛、酮和醚等的多種化學(xué)成分。
與Biver＆Bockelée-Morvan（2019）回顧的其他彗星相比，彗星67P中的CnHmOx物種相對(duì)甲醇更豐富。然而，這可能是數(shù)據(jù)選擇（非常多塵的時(shí)間段）和由于靠近DFMS離子化室附近的塵埃升華引起的局部增強(qiáng)的結(jié)果。然而，也存在一些相似之處：例如，我們發(fā)現(xiàn)非鄰二醇比相應(yīng)的單醇更豐富，這與其他彗星的地面觀測(cè)一致，其中乙二醇始終比乙醇豐富（Biver＆Bockelée-Morvan 2019）。
氫化的雜環(huán)比脫氫的雜環(huán)更豐富，這與Miksch等人（2021）對(duì)雜環(huán)的理論研究一致。雜環(huán)（本研究）與碳環(huán)（H?nni等人2022）的分子具有類似的相對(duì)豐度。
研究了直鏈和支鏈烷基物種的豐度：與對(duì)Murchison SOM的分析（Jungclaus等人1976）相反，我們明確地鑒定出了主要醇正丙醇，很可能與其次要對(duì)應(yīng)物異丙醇一起存在。
二、2308.05494
該文章是今年分子天體化學(xué)研討會(huì)上劉鐵（上海天文臺(tái) 研究員）報(bào)告中提到的ALMASOP項(xiàng)目。該項(xiàng)目選取了獵戶座恒星形成區(qū)的一些小質(zhì)量原恒星目標(biāo)，研究它們形成過程的特征以及其所顯現(xiàn)出形態(tài)的形成機(jī)制。
獵戶座普朗克星系冷團(tuán)塊（ALMASOP）的ALMA調(diào)查：熱corino(小質(zhì)量恒星形成時(shí)的云核)的暖包層起源
圖1. 對(duì)以下YSO模型參數(shù)與總光度（Ltot）的加權(quán)平均值和標(biāo)準(zhǔn)差進(jìn)行了繪制。t?是原恒星系統(tǒng)的演化年齡。θcav是腔體的開口角度。Mdisk是盤的總質(zhì)量。M˙disk是盤的質(zhì)量吸積率。M˙env是包層的內(nèi)部速率。面板（f）是半徑為r = 50 au和極角θ = 45?處的包層數(shù)密度。紅色圓圈表示具有熱-星云特征的源（Hsu等人，2020年，2022年）。藍(lán)色和黑色十字表示未檢測(cè)到熱星云特征的0類和I類原恒星，分別。灰色點(diǎn)表示R06網(wǎng)格中的所有YSO模型。
圖2. “CMU”包層模型的數(shù)密度剖面。每個(gè)色帶代表我們樣本中一個(gè)具體的源，在建模的總光度Ltot > 5 L⊙下。
圖3. 從九個(gè)最佳擬合模型的物理參數(shù)推斷出的溫暖包層質(zhì)量。紅色和海軍藍(lán)色的點(diǎn)分別代表具有和沒有熱-星云特征的源。
圖4. 對(duì)于三個(gè)檢測(cè)到熱星云的源，顯示了分子氫數(shù)密度（a），氣體溫度（b）和甲醇數(shù)密度（c）的圖像。每個(gè)面板左上角的文字顯示了由SED Fitter導(dǎo)出的最佳擬合模型的總光度。頂部面板（a）中的虛線輪廓顯示了氣體溫度達(dá)到100K的位置。中間面板（b）中的虛線輪廓說明了噴流腔體的邊緣。底部面板中的陰影區(qū)域是（a）和（b）中虛線輪廓之間的區(qū)域，而顏色標(biāo)尺表示甲醇的數(shù)密度。底部面板（c）中的品紅色虛線表示盤的主導(dǎo)邊界，設(shè)置為盤尺度高度的三倍。在盤的外半徑（R outer disk）處，盤的主導(dǎo)邊界在垂直高度上分別為2.4、4.2和2.1 au。
圖5. 頂部（a）和底部（c）面板是“包層+盤”情況和“盤”情況的SPARX模擬結(jié)果。中間（b）面板是ALMASOP的觀測(cè)數(shù)據(jù)，中心坐標(biāo)標(biāo)在右下角。x軸和y軸分別表示相對(duì)赤經(jīng)（? α）和相對(duì)赤緯（? δ）。青色橢圓表示2D高斯擬合的FWHM，每個(gè)面板頂部顯示FWHM的幾何平均值。有關(guān)2D高斯擬合結(jié)果的更多詳細(xì)信息，請(qǐng)參見表2。青綠色虛線表示腔體軸（Dutta等人，2020年；Hsu等人，2022年）。底部行的最右兩個(gè)面板沒有2D高斯擬合結(jié)果，因?yàn)樗鼈兊木C合強(qiáng)度太弱。
結(jié)論：
1.我們對(duì)ALMASOP項(xiàng)目先前觀測(cè)到的0/I類原恒星進(jìn)行了SED擬合分析，并報(bào)告了建模的YSO物理參數(shù)的分布。具有熱-科里諾特征的光源具有高亮度、包絡(luò)密度，因此具有高的暖包絡(luò)質(zhì)量。
2.我們進(jìn)一步對(duì)甲醇矩-0積分強(qiáng)度圖像進(jìn)行了模擬，并將其與ALMASOP觀測(cè)結(jié)果進(jìn)行了比較。這個(gè)“包絡(luò)+圓盤”模型產(chǎn)生的合成CH3OH圖像與ALMASOP觀測(cè)結(jié)果相匹配，明顯優(yōu)于“圓盤”模型。
3.我們的研究支持這樣一種假設(shè)，即探測(cè)到的熱-科里諾特征的起源通常是原恒星外殼內(nèi)的溫暖區(qū)域。在這種情況下，熱corino的可探測(cè)性取決于暖包層質(zhì)量，由暖區(qū)大小和包層密度分布確定。前者受源光度的控制，還受整個(gè)原恒星結(jié)構(gòu)的影響，如盤和腔。后者與YSO的進(jìn)化階段有關(guān)。
4.氣態(tài)COM在溫暖的內(nèi)包層中的存在可以在嵌入的YSO中最自然地普遍存在。在具有熱-科里諾特征的來源的溫暖內(nèi)包層中看到的氣態(tài)COM可能反映了谷殼中的“新鮮”冰成分。
三、2308.10211
一些選定的復(fù)雜有機(jī)分子在低質(zhì)量恒星形成區(qū)的化學(xué)演化
該文章分析了ASAI大型項(xiàng)目的五個(gè)源的數(shù)據(jù)，以了解類似太陽(yáng)的恒星形成區(qū)的化學(xué)和物理演化。在選取的一些源中鑒定了甲醇（CH3OH）、乙醛（CH3CHO）、甲酸甲酯（CH3OCHO）、乙醇（C2H5OH）、丙炔醛（HCCCHO）、甲醚（CH3OCH3）和甲腈（CH3CN）。在這四個(gè)源中觀測(cè)到這些復(fù)雜有機(jī)分子給我們提供了演化的清晰視角。
圖1。顯示了低質(zhì)量恒星形成區(qū)域不同階段豐度的演化。左圖顯示了通過旋轉(zhuǎn)圖方法獲得的豐度（虛線部分是上限），右圖顯示了通過MCMC擬合獲得的豐度。黑色垂直線表示誤差條。對(duì)于L1544和B1b中的CH3OCH3，這些線具有相同的上州能量，因此不能執(zhí)行旋轉(zhuǎn)圖，并且使用簡(jiǎn)單的LTE擬合來計(jì)算列密度。對(duì)于SVS13A中的CH3OCH3，使用Bianchi等人的值計(jì)算柱密度。（2019）將其縮放為30′′光束。包括一個(gè)新的0類源IRAS1293-2422（22L⊙），其中觀察到CH3OH、CH3CHO、CH3OCHO、CH3 OCH3和CH3CN
圖2. (左)分別顯示了通過旋轉(zhuǎn)圖法得到的甲醇（黑色）和乙醛（紅色）的激發(fā)溫度。垂直線表示相應(yīng)的誤差。從表4中使用CH3CN躍遷計(jì)算得到的IRAS4A和SVS13A中高溫（實(shí)線藍(lán)色）和低溫（虛線藍(lán)色）組分的動(dòng)力學(xué)溫度。
圖3. (右)顯示了甲醇96.755501 GHz躍遷的FWHM（紅線）和積分強(qiáng)度（黑色虛線）。垂直線表示誤差棒。
圖4. 顯示了CH3OH、CH3CHO、CH3O-CHO、C2H5OH、HCCCHO、CH3OCH3和CH3CN的豐度隨源輻射度的變化。紅色圓圈表示通過旋轉(zhuǎn)圖法獲得的值，藍(lán)色圓圈表示通過MCMC獲得的值。實(shí)心黑色方塊表示使用上限計(jì)算得到的值。加號(hào)（品紅色）表示從Cazaux等人（2003年）獲得的IRAS4A 16293-2422（22個(gè)太陽(yáng)光度）的豐度。
圖5. 顯示了CH3CHO、CH3OCHO、C2H5OH、HCCCHO、CH3OCH3和CH3CN相對(duì)于甲醇（CH3OH）的豐度比隨源輻射度的變化。紅色圓圈表示通過旋轉(zhuǎn)圖法獲得的值，藍(lán)色圓圈表示通過上限獲得的值。加號(hào)（品紅色）表示從Cazaux等人（2003年）獲得的IRAS4A 16293-2422（22個(gè)太陽(yáng)光度）的豐度。
圖6. 通過干涉觀測(cè)得到的CH3OH、CH3CHO、CH3OCH3和CH3OCHO的豐度變化。結(jié)論：
? 對(duì)ASAI大型項(xiàng)目樣本的廣泛研究鑒定了許多具有不同躍遷的物種。我們采用各種LTE方法來測(cè)量物種的激發(fā)溫度和柱密度。在B1-b中，我們首次鑒定了一些乙醇（C2H5OH）的躍遷，柱密度上限為1.0 × 1013 cm?2。
? 我們注意到，與前星核相比，這些物種在第一靜壓核階段的柱密度相對(duì)增強(qiáng)。此外，0類（IRAS4A）和I類（SVS13A）之間沒有顯著差異。兩個(gè)0類對(duì)象IRAS4A和IRAS16293-2422顯示出顯著差異（可能是因?yàn)檩椛鋸?qiáng)度明顯不同）。COMs的豐度從L1544到IRAS16293-2422逐漸增加，然后在SVS13A處減少（圖1），除了HCCCHO（上限）。通過考慮波束稀釋效應(yīng)（圖E1）和來自文獻(xiàn)的干涉測(cè)量數(shù)據(jù)（圖6），得到了類似的趨勢(shì)。
? 我們發(fā)現(xiàn)了甲醇的特定躍遷的獲得FWHM的趨勢(shì)。它似乎從L1544（前星核）到SVS13A（I相）穩(wěn)步增加。它還表明FWHM隨源的輻射強(qiáng)度穩(wěn)步增加。
標(biāo)簽：
