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本期选取自2023.8.1-2023.8.27新发布的文章预印本，共三篇：
一、2308.00343
该文章利用罗塞塔号探测器在2015年掠过67P彗星时收集的质谱数据分析得到结果，可见非常繁多的分子物种碎片，揭示了其化学多样性。
我对该文章感兴趣是因为最近在证认恒星形成区分子热核（HMCs）的分子发射线，其中有不少不在数据库里的未知发射线。彗星被认为是太阳形成后的星云残料凝结成的物体，具有太阳系形成之初的化学信息。它含有的化学成分定性上很可能与HMCs类似，为我以及同行们今后的化学证认工作带来启示。
67P彗星尘埃彗发中的含氧有机分子：丰富杂环的第一个证据该文章利用“罗塞塔号”搭载的ROSINA的高分辨率双聚焦质谱仪（DFMS；Balsiger等人(2007)），检测彗星挥发物，包括彗星的整体物质和喷射的粒子。在仪器的中性气体模式下，中性物种进入电离室，通过能量为45电子伏特的电子撞击电离。电子撞击电离（EII）过程通常产生单带电的母体分子离子（M）。并且在EII过程中母体物种可以分解成片段物种。
67P/Churyumov-Gerasimenko
图1. 2015年8月3日收集的DFMS质谱图，围绕整数质量105（黑色方形标记）。峰值-在此处与由虚线蓝线指示的确切位置相关的C7H5O和C8H9-使用双高斯函数进行拟合（虚线红线和绿线）。拟合峰位置的标准偏差约为6×10-4
图2. 基于奥卡姆剃刀原理的CnHmO物种相关信号子集的反卷积，这些信号是由DFMS在2015年8月3日检测到的。测量信号（ms）以任意单位（a. u.）给出，带有30%的误差。
图3. (同上)基于奥卡姆剃刀原理的CnHmO2物种相关信号子集，带有50%的误差范围。
图4. 与Biver和Bockelée-Morvan（2019）回顾的从远处观测到的彗星中的氧化有机分子进行比较。Biver和Bockelée-Morvan（2019）的彗星丰度数据已经从水归一化到甲醇。除了木星家族彗星（JFCs）和奥尔特云彗星（OCCs）的范围之外，还包括了长周期OCC C/2014 Q2（Lovejoy）的值，因为在该彗星中首次检测到了乙醛（Biver等人，2015）。CO2的OCC和JFC范围取自Harrington Pinto等人（2022），并使用Dello Russo等人（2016）的甲醇的相应平均值进行归一化。动力学上新的彗星没有被考虑。左指向箭头表示由于未检测到相应物种而导出的上限值。结论：彗星67P的含氧复杂有机物揭示了从羧酸和羧酸酯到醇、醛、酮和醚等的多种化学成分。
与Biver＆Bockelée-Morvan（2019）回顾的其他彗星相比，彗星67P中的CnHmOx物种相对甲醇更丰富。然而，这可能是数据选择（非常多尘的时间段）和由于靠近DFMS离子化室附近的尘埃升华引起的局部增强的结果。然而，也存在一些相似之处：例如，我们发现非邻二醇比相应的单醇更丰富，这与其他彗星的地面观测一致，其中乙二醇始终比乙醇丰富（Biver＆Bockelée-Morvan 2019）。
氢化的杂环比脱氢的杂环更丰富，这与Miksch等人（2021）对杂环的理论研究一致。杂环（本研究）与碳环（Hänni等人2022）的分子具有类似的相对丰度。
研究了直链和支链烷基物种的丰度：与对Murchison SOM的分析（Jungclaus等人1976）相反，我们明确地鉴定出了主要醇正丙醇，很可能与其次要对应物异丙醇一起存在。
二、2308.05494
该文章是今年分子天体化学研讨会上刘铁（上海天文台 研究员）报告中提到的ALMASOP项目。该项目选取了猎户座恒星形成区的一些小质量原恒星目标，研究它们形成过程的特征以及其所显现出形态的形成机制。
猎户座普朗克星系冷团块（ALMASOP）的ALMA调查：热corino(小质量恒星形成时的云核)的暖包层起源
图1. 对以下YSO模型参数与总光度（Ltot）的加权平均值和标准差进行了绘制。t⋆是原恒星系统的演化年龄。θcav是腔体的开口角度。Mdisk是盘的总质量。M˙disk是盘的质量吸积率。M˙env是包层的内部速率。面板（f）是半径为r = 50 au和极角θ = 45◦处的包层数密度。红色圆圈表示具有热-星云特征的源（Hsu等人，2020年，2022年）。蓝色和黑色十字表示未检测到热星云特征的0类和I类原恒星，分别。灰色点表示R06网格中的所有YSO模型。
图2. “CMU”包层模型的数密度剖面。每个色带代表我们样本中一个具体的源，在建模的总光度Ltot > 5 L⊙下。
图3. 从九个最佳拟合模型的物理参数推断出的温暖包层质量。红色和海军蓝色的点分别代表具有和没有热-星云特征的源。
图4. 对于三个检测到热星云的源，显示了分子氢数密度（a），气体温度（b）和甲醇数密度（c）的图像。每个面板左上角的文字显示了由SED Fitter导出的最佳拟合模型的总光度。顶部面板（a）中的虚线轮廓显示了气体温度达到100K的位置。中间面板（b）中的虚线轮廓说明了喷流腔体的边缘。底部面板中的阴影区域是（a）和（b）中虚线轮廓之间的区域，而颜色标尺表示甲醇的数密度。底部面板（c）中的品红色虚线表示盘的主导边界，设置为盘尺度高度的三倍。在盘的外半径（R outer disk）处，盘的主导边界在垂直高度上分别为2.4、4.2和2.1 au。
图5. 顶部（a）和底部（c）面板是“包层+盘”情况和“盘”情况的SPARX模拟结果。中间（b）面板是ALMASOP的观测数据，中心坐标标在右下角。x轴和y轴分别表示相对赤经（∆ α）和相对赤纬（∆ δ）。青色椭圆表示2D高斯拟合的FWHM，每个面板顶部显示FWHM的几何平均值。有关2D高斯拟合结果的更多详细信息，请参见表2。青绿色虚线表示腔体轴（Dutta等人，2020年；Hsu等人，2022年）。底部行的最右两个面板没有2D高斯拟合结果，因为它们的综合强度太弱。
结论：
1.我们对ALMASOP项目先前观测到的0/I类原恒星进行了SED拟合分析，并报告了建模的YSO物理参数的分布。具有热-科里诺特征的光源具有高亮度、包络密度，因此具有高的暖包络质量。
2.我们进一步对甲醇矩-0积分强度图像进行了模拟，并将其与ALMASOP观测结果进行了比较。这个“包络+圆盘”模型产生的合成CH3OH图像与ALMASOP观测结果相匹配，明显优于“圆盘”模型。
3.我们的研究支持这样一种假设，即探测到的热-科里诺特征的起源通常是原恒星外壳内的温暖区域。在这种情况下，热corino的可探测性取决于暖包层质量，由暖区大小和包层密度分布确定。前者受源光度的控制，还受整个原恒星结构的影响，如盘和腔。后者与YSO的进化阶段有关。
4.气态COM在温暖的内包层中的存在可以在嵌入的YSO中最自然地普遍存在。在具有热-科里诺特征的来源的温暖内包层中看到的气态COM可能反映了谷壳中的“新鲜”冰成分。
三、2308.10211
一些选定的复杂有机分子在低质量恒星形成区的化学演化
该文章分析了ASAI大型项目的五个源的数据，以了解类似太阳的恒星形成区的化学和物理演化。在选取的一些源中鉴定了甲醇（CH3OH）、乙醛（CH3CHO）、甲酸甲酯（CH3OCHO）、乙醇（C2H5OH）、丙炔醛（HCCCHO）、甲醚（CH3OCH3）和甲腈（CH3CN）。在这四个源中观测到这些复杂有机分子给我们提供了演化的清晰视角。
图1。显示了低质量恒星形成区域不同阶段丰度的演化。左图显示了通过旋转图方法获得的丰度（虚线部分是上限），右图显示了通过MCMC拟合获得的丰度。黑色垂直线表示误差条。对于L1544和B1b中的CH3OCH3，这些线具有相同的上州能量，因此不能执行旋转图，并且使用简单的LTE拟合来计算列密度。对于SVS13A中的CH3OCH3，使用Bianchi等人的值计算柱密度。（2019）将其缩放为30′′光束。包括一个新的0类源IRAS1293-2422（22L⊙），其中观察到CH3OH、CH3CHO、CH3OCHO、CH3 OCH3和CH3CN
图2. (左)分别显示了通过旋转图法得到的甲醇（黑色）和乙醛（红色）的激发温度。垂直线表示相应的误差。从表4中使用CH3CN跃迁计算得到的IRAS4A和SVS13A中高温（实线蓝色）和低温（虚线蓝色）组分的动力学温度。
图3. (右)显示了甲醇96.755501 GHz跃迁的FWHM（红线）和积分强度（黑色虚线）。垂直线表示误差棒。
图4. 显示了CH3OH、CH3CHO、CH3O-CHO、C2H5OH、HCCCHO、CH3OCH3和CH3CN的丰度随源辐射度的变化。红色圆圈表示通过旋转图法获得的值，蓝色圆圈表示通过MCMC获得的值。实心黑色方块表示使用上限计算得到的值。加号（品红色）表示从Cazaux等人（2003年）获得的IRAS4A 16293-2422（22个太阳光度）的丰度。
图5. 显示了CH3CHO、CH3OCHO、C2H5OH、HCCCHO、CH3OCH3和CH3CN相对于甲醇（CH3OH）的丰度比随源辐射度的变化。红色圆圈表示通过旋转图法获得的值，蓝色圆圈表示通过上限获得的值。加号（品红色）表示从Cazaux等人（2003年）获得的IRAS4A 16293-2422（22个太阳光度）的丰度。
图6. 通过干涉观测得到的CH3OH、CH3CHO、CH3OCH3和CH3OCHO的丰度变化。结论：
• 对ASAI大型项目样本的广泛研究鉴定了许多具有不同跃迁的物种。我们采用各种LTE方法来测量物种的激发温度和柱密度。在B1-b中，我们首次鉴定了一些乙醇（C2H5OH）的跃迁，柱密度上限为1.0 × 1013 cm−2。
• 我们注意到，与前星核相比，这些物种在第一静压核阶段的柱密度相对增强。此外，0类（IRAS4A）和I类（SVS13A）之间没有显著差异。两个0类对象IRAS4A和IRAS16293-2422显示出显著差异（可能是因为辐射强度明显不同）。COMs的丰度从L1544到IRAS16293-2422逐渐增加，然后在SVS13A处减少（图1），除了HCCCHO（上限）。通过考虑波束稀释效应（图E1）和来自文献的干涉测量数据（图6），得到了类似的趋势。
• 我们发现了甲醇的特定跃迁的获得FWHM的趋势。它似乎从L1544（前星核）到SVS13A（I相）稳步增加。它还表明FWHM随源的辐射强度稳步增加。
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