Se detectaron líneas de absorción hacia NRAO 150. El panel izquierdo muestra detecciones anteriores, incluida la línea o-H2CO (11,0 – 11,1) a 4,8 GHz y la línea oc-C3H2 (11,0 – 10,1) a 18 GHz. En VLA (Liszt & Lucas 1995; Liszt et al. 2012) y CS (2-1) (98 GHz), oc-C3H2 (21,2 – 10,1)(85,3 GHz), CCH(1, líneas 3/ 2, 2 – 0, 1/2, 1) (87,3 GHz) y HCO+ (1 – 0) (89,2 GHz) (Lucas & Liszt 1994; Liszt & Lucas 1995; Lucas & Liszt 1996b, 2000, 2002) Es observado con PdBI. El panel derecho muestra nuevas observaciones que incluyen las líneas CS o-H2CO(21,1 − 10,2), o-H213CO(21,1 − 10,2) y p-H2CO(20,2 − 10,1). (3-2), C34S (3-2) y las transiciones c-C3H2 enumeradas en la Tabla 2. Todos los espectros mostrados han sido normalizados por la fuerza continua. Se han utilizado compensaciones verticales para mayor claridad. – Ph.GA Astronómica
Para limitar los procesos químicos responsables de las columnas de especies orgánicas observadas, utilizamos NOEMA para observar la línea de visión hacia NRAO150 en la ventana espectral de 2 mm.
Nos dirigimos a líneas de baja excitación para oH2CO2(2)1,1(-1)1,0) y pH2CO2(2)0,2(-1)0,1) así como las transiciones cercanas a CS(3-2) y cC3h2. Combinamos estos datos con observaciones previas para determinar las condiciones de excitación, la densidad del penacho y la abundancia de H.2 En diferentes componentes de velocidad.
Hemos realizado cálculos de transferencia radiativa no LTE, incluidas secciones transversales de colisión con orto y para H2 y con electrones. Se calcularon nuevas secciones transversales de colisión con electrones para orto y paraformaldehído. sisi3h2 Los perfiles de línea son muy similares a los del HCO.+ y CCH, mientras que las características de absorción de CS son más estrechas y se concentran principalmente en dos componentes principales de velocidad en V = -17 y -10 km/s. h2Las líneas de absorción de CO2 presentan un patrón intermedio con absorción en todos los componentes de la velocidad pero mayor opacidad en los dos componentes principales de la velocidad.
Relaciones orto-para de H2CO y C3h2 corresponde al valor estadístico 3. Mientras que la temperatura de excitación para todos los cC3h2 Los componentes de velocidad son consistentes con el CMB, y los dos componentes fuertes detectados en el CS muestran un claro exceso sobre el CMB, lo que indica que el CS está presente en una densidad más alta que otras especies a lo largo de esta línea de visión, n (H).2) ~ 2500cm-3 Mientras que n(h2) < 500cm-3 para otros componentes de velocidad. Detectamos una débil absorción de oH213kuo y j34S nos permite derivar proporciones isotópicas: oH2CO/OH213CO = 61 y C32CAROLINA DEL SUR34x = 24.
La excitación de la línea de formaldehído de 4,8 GHz es sensible a la fracción de electrones y se espera que la temperatura de excitación esté por debajo del CMB en fracciones de electrones bajas y medias, x(e)< 6E-5y el aumento por encima del CMB en fracciones altas de electrones, > 1e-4.
Marivone Guérin, Harvey Liszt, Jérôme Petit, Alexandre Faure
Comentarios: 13 páginas, breve resumen.
Temas: Astrofísica de Galaxias (astro-ph.GA)
Citar como: arXiv:2403.07075 [astro-ph.GA] (O arXiv:2403.07075v1 [astro-ph.GA] para esta versión)
https://doi.org/10.48550/arXiv.2403.07075
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Día de entrega
Quién: Marivonne Gerin
[v1] Lunes 11 de marzo de 2024, 18:09:08 UTC (1284 KB)
https://arxiv.org/abs/2403.07075
Astrobiología, Astroquímica,
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