原始研究的文章

前面。阿斯特朗。空间科学。,02February 2022
秒。天体化学
卷8 - 2021 | https://doi.org/10.3389/fspas.2021.793922

天体化学调查恒星的轨道天文卫星系统

詹妮弗·b·伯格纳 ^{1*<年代up>__,杨斯·l·雪莉<年代up>2,Jes k Jørgensen
^{3,布雷特McGuire
^{4、5,Susanne阿尔托<年代up>6,凯莉·m·安德森
^{7,戈登的下巴
^{7,Maryvonne Gerin<年代up>8,保罗Hartogh<年代up>9,Daewook金<年代up>2、10,大卫Leisawitz
^{7,琼《<年代up>11,Kamber r·施瓦兹
^{12,亚历山大·g·g·m·Tielens
^{13、14,克里斯托弗·k·沃克<年代up>2,大卫·j·威尔纳<年代up>15和爱德华j . Wollack
⁷}}}}}}}}

¹芝加哥大学地球物理学院,芝加哥,美国
²天文学和管家天文台,图森市亚利桑那大学阿兹,美国
³尼尔斯·玻尔研究所,哥本哈根大学,哥本哈根,丹麦
⁴麻省理工学院化学系,剑桥,妈,美国
⁵国家射电天文台,夏洛茨维尔,弗吉尼亚州,美国
⁶部门的空间、地球和环境梅迪奇纳空间天文台,查尔姆斯理工大学的,Goteborg,瑞典
⁷美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心,绿地,马里兰州,美国
⁸巴黎天文台LERMA, PSL研究型大学,法国,巴黎索邦大学,巴黎,法国
⁹马克斯普朗克太阳系研究,德国哥廷根
¹⁰Wyant光学科学学院、亚利桑那大学图森,亚利桑那州,美国
¹¹美国亚利桑那州图森市NSF的NOIRLab
¹²Max-Planck-Institut毛皮Astronomie,德国海德堡
¹³天文学部门,马里兰大学学院公园,医学博士,美国
¹⁴莱顿天文台,莱顿、荷兰莱顿大学
¹⁵中心,哈佛史密森学会,剑桥,妈,美国

化学在恒星和行星形成序列调节生命起源以前的建筑如何blocks-carriers元素CHNOPS-are纳入新生星子和行星。谱线观测整个电磁波谱需要充分描述星际CHNOPS化学,然而,到目前为止只有有限的天体化学的约束在太赫兹频段。在这里,我们强调进步研究CHNOPS天体化学将可能与调查恒星的轨道天文卫星系统(绿洲)。绿洲是一个NASA任务概念的太空天文台将利用一个充气14米反射器和外差式接收机系统观察在太赫兹频段以前所未有的敏感性和角分辨率。作为调查的一部分,H<年代ub>2O和HD向∼100原恒星和行星盘系统,绿洲也会获得统计约束复杂有机物的排放从原恒星热corinos信封以及光包括NH氢化物<年代ub>3和H<年代ub>2对原生行星盘。线调查大质量热核心,原恒星流出的冲击,和prestellar核心也将利用绿洲的独特功能探针high-excitation有机物和小氢化物,是需要完全理解这些对象的化学。

1介绍

元素碳、氢、氮、氧、磷和硫(CHNOPS)被认为是主要的生物元素在地球上,它们普遍存在于所有生命形式。研究这些元素的化学在恒星和行星形成序列提供了关键的见解如何纳入新生星子和行星(参见评审奥伯格的祈祷,2021)。除了规范CHNOPS批量库存形成行星的气体和固体,星际化学还可以简单CHNOPS运营商转换成更复杂的有机分子。如果这个化学复合材料是小行星和彗星等纳入冰冷的尸体,那么它可能会交付给行星表面通过影响和可能发挥作用在启动生命起源的化学物质(例如,鲁宾et al ., 2019)。的确,冰冷的身体内太阳系的组成部分的材料似乎继承了从恒星形成的早期阶段(例如,亚历山大et al ., 2017;Altwegg et al ., 2017;鲁宾et al ., 2020),也涉及挥发物的地球表面(例如,亚历山大et al ., 2012;马蒂et al ., 2017)。因此,理解简单和复杂的形成和继承CHNOPS运营商在恒星的天体化学的序列是一个主要的目标。

调查恒星的轨道天文卫星系统(绿洲)天文台是NASA介质Explorer (MIDEX)太空任务概念旨在“跟水足迹”从星系到海洋,通过覆盖关键旋转的H<年代ub>2O和高清在亚毫米波段以前所未有的敏感性和角分辨率(艾伦伯格et al ., 2021)。宽的频率范围和可调谐性之间的455和4745 GHz,绿洲也会从CHNOPS涵盖众多的谱线运营商。我们目前的天体化学的复杂性的理解是基于观察毫米波长(McGuire, 2018),将打开一个新窗口绿洲为研究恒星和行星形成的挥发性化学序列。特别是,绿洲将改变我们的理解天体化学氢化物(例如,NH<年代ub>x,CH<年代ub>x,哦<年代ub>x)和high-excitation行有机分子。

在这个工作中,我们的目标是强调知识空白,绿洲将独特的填写我们理解有机/生命起源以前的天体化学。高清的讨论和H<年代ub>2O科学应用,我们读者参考沃克et al。(2021)。第二节介绍了光学和技术能力的简要概述绿洲,如何比较和其他先进的观测设施,银河系恒星形成区域观察。在第三节中,我们描述了绿洲的独特观察能力将进步研究CHNOPS天体化学在恒星和行星形成序列,从prestellar核原生行星盘。第四部分提出了总结和结论。

2绿洲概述

绿洲任务概念详细沃克et al。(2021)。在这里,我们提出一个简短的概述的任务特征最突出的天体化学科学的用例。

2.1技术规范

绿洲是一个太空天文台,在Sun-Earth L1光环轨道。在目前的设计中,利用绿洲一个充气14米反射器,其次是畸变校正光学实现光学衍射极限性能,耦合到一个先进的太赫兹(太赫兹)外差式接收机系统(高岛et al ., 2021)。这使得高灵敏度和高光谱分辨率( $>106$ )观察455至4745 GHz(660年和63年μ米波长)。表1总结了绿洲接收器的关键性能特征。如果选中,绿洲将不迟于2028年12月发射的任务总成本上限为3亿美元,不包括发射成本。

表1

表1。绿洲接收机概述。

2.2互补性和其他设施

图1显示了一个比较的敏感性,光谱分辨率,和角分辨率将达到绿洲,相比其他的之前,现有的和未来的观测设施。绿洲的谱线灵敏度与阿尔玛和詹姆斯韦伯太空望远镜的最先进的设施 $\geq10<米o>
\times$ 比赫歇尔或索菲亚。绿洲的谱分辨能力,特别是高分辨率的线性调频变换光谱仪(CTS)乐队1,模式与索菲亚,阿尔玛赫歇尔。值得注意的是,绿洲将提供两到三个数量级的谱分辨能力高于JWST NIRSPEC米里工具,允许详细的运动学研究。最后,绿洲将提供近一个数量级提高空间分辨率相比以前和现有的远红外线望远镜(“冷”斯皮策,索非亚赫歇尔)。还要注意,虽然阿尔玛能够覆盖频率高达950 GHz,这样的观察需要特殊观测条件和不实用扩展调查。作为太空设施,绿洲将容易地访问这些波长。

图1

图1。的比较<年代trong>(一)谱线的敏感性,<年代trong>(B)光谱分辨率<年代trong>(C)与其他先进的望远镜角分辨率的绿洲。

绿洲也有光谱覆盖重叠起源太空望远镜,一个潜在的未来facility-class使命。提出,起源是一个5.9米的低温望远镜和三个科学仪器操作在波长范围2.8 -588μ米(Leisawitz et al ., 2021)。起源调查光谱仪(OSS)将远红外光谱测量最大光谱分辨率R∼3×10<年代up>5(布拉德福德et al ., 2021)。第四个乐器,外差接收机的起源(英雄),也是研究来提供更高的光谱分辨能力比OSS∼10<年代up>6-10年<年代up>7;(Wiedner et al ., 2021)。然而,英雄是不包括在基线任务概念因为外差检测,接收器量子噪声限制,不需要很冷(4.5 K)望远镜等的起源。绿洲将完成科学起源/英雄便宜得多的任务。

总之,绿洲将超越其他远红外设施(赫歇尔附近,索非亚)和补充/中红外(JWST)和(子)毫米(ALMA)设施以及未来中期/远红外起源太空望远镜。这些功能将使绿洲一个强大的仪器恒星和行星形成天体化学的研究区域。在第三节中,我们提供更详细的讨论绿洲性能相对于其他天文台在特定的背景下科学的用例。

2.3观测星系的恒星形成区域

的目标是“遵循水痕迹,“绿洲将观察到的星系,附近的恒星形成区域,太阳系的身体。在这里,我们专注于科学应用在星系的恒星形成区域。绿洲将观察各种类的对象在恒星的序列:prestellar核心,低收入和大质量原恒星,行星磁盘。特别是,绿洲的磁盘系统将重点任务,测量目标的H<年代ub>2O和HD-derived磁盘内容质量的方向 $>$ 100来源横跨年轻嵌入式磁盘(类0 / I)通过进化原生行星盘(二类)。此后,我们称这个100 -对象样本为绿洲磁盘调查。

测量高清的 $H_{218}$ O线在绿洲乐队3和4需要集成(12 h)。考虑到大型同步带宽和独立的可调谐性四个绿洲乐队(表1),在乐队广泛的光谱区域1和2可以扫描在同一时间。事实上,绿洲乐队1 (455 - 575 GHz)可以完全覆盖在12个1小时调优所示的敏感性图1一个。带2 (1100 - 2200 GHz), 84 GHz 1.1太赫兹波段可以覆盖着类似的1小时调优。这种广泛的光谱覆盖范围将包含众多行简单和复杂CHNOPS运营商。

3 CHNOPS天体化学与绿洲

在这里,我们强调有效的天体化学的贡献和绿洲将带1和乐队2观察各种密集的恒星形成区域。我们开始与目标对象的绿洲磁盘调查:二类磁盘(3.1节)和类0 /我原恒星(3.2节)。我们接下来考虑额外的恒星形成区域线调查与绿洲将提供新颖的化学和物理限制:原恒星流出(3.3节),大质量热芯(3.4节),和prestellar核心(3.5节)。

3.1原行星盘(二类)

考虑到成熟的小角尺度和低温(二类)磁盘,复杂的分子的检测 $>$ 6原子是挑战即使在较低的频率(例如,奥伯格et al ., 2015;沃尔什et al ., 2016)。较小的分子,因此,物理和化学的重要探测在磁盘和扩展与行星形成相关的物理和化学。虽然分子可观察到的在磁盘的毫米波长都进行了广泛的研究,几乎没有限制光的库存氢化物在磁盘,其中许多是可以观察到的只有在亚毫米波/冷杉波长。这些线的报道与绿洲(图2)将提供一个新颖的和高度互补的途径探索中的挥发性化学磁盘。在这里,我们强调光氢化物科学我们预计最有效的化学研究的磁盘。

图2

图2。总结的频率和能量的高能态选择N, C, S和P氢化物与转换可观测的绿洲乐队1和2。只有线与爱因斯坦系数 $>10-4{年代}^{-1}$ 和的高能态的能量 $<$ 200 K。

3.1.1 NH<年代ub>3及其Isotopologues

的光氢化物被绿洲乐队1和2 (图2),也许是最令人兴奋的科学将启用NH的观察<年代ub>3。事实上,N预算在磁盘不受限,占主导地位的N载体,N<年代ub>2,不能观察到的。冰对低质量原恒星光谱,磁盘的进化祖细胞,表明北半球<年代ub>3在冰N是一个重要的载体,相对丰富的∼5%对H<年代ub>2阿比 $<$ 1%腈、或XCN (奥伯格et al ., 2011 a)。然而,尽管腈通常发现向磁盘(如。Dutrey et al ., 1997;奥伯格et al ., 2015;古兹曼et al ., 2017;伯格纳et al ., 2019 b;范Terwisga et al ., 2019NH),日期<年代ub>3已经检测到对两个磁盘。NH<年代ub>3向附近的TW Hya磁盘首先发现通过572 GHz o-NH过渡<年代ub>3观察到赫歇尔(萨利纳斯et al ., 2016)。最近,NH<年代ub>3检测到嵌入式(一级)磁盘问τN不仅在中波长,跟踪热发射从内在∼盟(《et al ., 2021)。

1和2的绿洲乐队将涵盖多个强大的转换跟踪NH降温<年代ub>3(上层状态能量从27到170 K),而572 GHz的NH<年代ub>3行向TW Hya检测低信噪比赫歇尔,同样的流量超过一个数量级以上OASIS 5σ检测阈值。为了进一步评估检测NH的前景<年代ub>3绿洲,我们创建了一个基于TW Hya玩具盘模型。我们采用基于模型的物理结构二et al。(2015),Zhang et al。(2017),黄et al。(2018)。限制o-NH通知<年代ub>3从萨利纳斯et al。(2016),我们假设一个幂律丰富资料X(r)= 8×10<年代up>-11年(r/ 100 au)。我们假设定额出局温度65 K(例如,Kruczkiewicz et al ., 2021),低于我们减毒北半球<年代ub>3丰富了两个数量级。我们使用RADMC-3D (Dullemond et al ., 2012)来模拟三个o-NH通量<年代ub>3行可观测的绿洲和恢复通量572 GHz过渡相比赫歇尔TW Hya的观察。我们强调,这是一个玩具模型,再现了合理的物理和化学结构的观测,但NH其他发行版<年代ub>3在TW Hya当然是可能的。

图3显示了预测o-NH<年代ub>3通量三源目标的距离代表绿洲磁盘调查。相对较近的来源( $<$ 200个人电脑),我们希望检测三个o-NH<年代ub>3在高信噪比。在远处∼200个人电脑,我们仍然应该检测带2转换在温和的信噪比。虽然一些来源可能本质上比我们的玩具模型由于低通量,例如,降低气相NH<年代ub>3丰度或不同的温度和密度结构,它是合理的样本∼100多个NH期望<年代ub>3线将在绿洲的调查发现对许多磁盘。

图3

图3。模拟o-NH<年代ub>3行通量TW Hya-like磁盘在60岁时,120年和200年的电脑。双杠是OASIS 5σ检测阈值为每一行。572 GHz o-NH<年代ub>3通量观测到萨利纳斯et al。(2016)显示“+”。

激动人心的是,检测与绿洲将允许多行第一激发NH的分析<年代ub>3在外部磁盘。此外,所提供的高光谱分辨率绿洲将使北半球的运动分析<年代ub>3行资料来源具有高信噪比,提供约束空间发射的起源。磁盘上的辅助约束结构,提供的绿洲的观察isotopologues和HD和H<年代ub>2NH O,将允许强劲<年代ub>3丰富的检索。北半球<年代ub>3/小时<年代ub>2O相对丰度是特别感兴趣的,因为它可以直接与比率以彗星提供深入了解N是继承了太阳系的身体。

当我们在o-NH集中我们的玩具模型<年代ub>3为简单起见,绿洲也会覆盖六p-NH的转换<年代ub>3与建模o-NH可比线强度<年代ub>3转换。而统计NH<年代ub>3ortho-to-para比(超载比)是1,值 $<$ 1, $>$ 1各种星际环境中被发现,被认为与气相的形成和晶粒表面,分别(例如,Umemoto et al ., 1999;佩尔松et al ., 2012;福尔et al ., 2013)。即使对于高超载比(∼2),我们预计检测多个p-NH<年代ub>3行向附近的磁盘。因此,绿洲将在NH测量超载比<年代ub>3星际相比,另一个量可以直接测量来洞察NH的形成和继承<年代ub>3在来自于磁盘。绿洲也会涉及一些较小的氮氢化物(NH和NH的转换<年代ub>2;图2),如果发现将提供进一步约束N预算在磁盘上。此外,探索这些小N氢化物激进分子将阐明气相自由基化学扮演的角色将N纳入更大的物种。

许多转换NH<年代ub>3isotopologues(例如,<年代up>15NH<年代ub>3和NH<年代ub>2D)也可观测的绿洲,提高测量同位素分馏水平NH的可能性<年代ub>3。的情况下<年代up>15NH<年代ub>3是特别有趣,因为,到目前为止,<年代up>14N /<年代up>15N比磁盘才测量通过腈(即。、CN和HCN;古兹曼et al ., 2017;Hily-Blant et al ., 2017),它通过NH相比截然不同的化学形式<年代ub>3(例如,维瑟et al ., 2018)。<年代up>15NH<年代ub>3转换频率,能量的高能态,类似的NH和内在力量<年代ub>3转换(图2)。检测这些线可能会挑战:根据我们的预测o-NH<年代ub>3行通量和考虑到<年代up>14N /<年代up>15N比率以磁盘腈≳100,<年代up>15NH<年代ub>3不会对TW Hya检测。不过,鉴于大量磁盘在绿洲的调查中,发现<年代up>15NH<年代ub>3是合理的,高的影响。

3.1.2其他光氢化物科学

另一个前景看好的磁盘科学大道与绿洲是S氢化物。硫通常非常贫天然气的密集的恒星形成区域,尽管几个运营商(c, H<年代ub>2年代,和H<年代ub>2CS)现在已经检测到磁盘(Dutrey et al ., 1997;Guilloteau et al ., 2013;Phuong et al ., 2018;勒加et al ., 2019)。H<年代ub>2只是最近在二类磁盘检测:首先向GGτ(Phuong et al ., 2018),其次是UY本身(Riviere-Marichalar et al ., 2021)。对其他著名的磁盘,深度搜索H<年代ub>2只有产生上限(Dutrey et al ., 2011)。到目前为止,只有1<年代ub>1,01<年代ub>0 1线(168.73 GHz)目标,很容易通过使用地面望远镜观测相比,本质上还相当弱频率越高行绿洲。H<年代ub>2线为1865.6和1281 .7 GHz显得特别适合用来检测磁盘的绿洲,特别是如果排放源自有点温暖的环境。例如,假设一个可比source-average列密度(1.3×10<年代up>12厘米<年代up>−2)和发射区(∼3<年代up>”半径)GGτ,我们预计检测这些线转动温度≳35 K。近,随着气温的升高,/大来源,或更高的H<年代ub>2年代列密度,七个额外的H<年代ub>2在绿洲乐队1和2 (E<年代ub>u79 - 168 K)也将成为好候选人检测,支持多行激励分析。

重要的是要强调H<年代ub>2S是占主导地位的彗星comae硫载体(Calmonte et al ., 2016)。缺乏约束的H<年代ub>2丰度和分布在原生行星盘说明这些测量的难度彗星硫的化学。通过提供约束或强烈的上限在H<年代ub>2库存在身体不同样本∼100磁盘,绿洲将大大促进我们理解中的挥发性硫储层形成行星的磁盘和我们的太阳系。

CH<年代up>+以前检测到对一个磁盘赫歇尔和被发现探针温暖排放从磁盘表面和内心的rim (Thi et al ., 2011)。前景检测其他光碳氢化物(CH和CH<年代ub>2)在磁盘尚不清楚,因为没有先例的文学。同样,不饱和氮和硫氢化物(在北半球,北半球<年代ub>2和SH)对磁盘先前没有被观察到。绿洲将涵盖众多强大行这些分子(图2),所以它仍然是一个可能的发现科学的大道。如果发现,这些线会提供进一步限制挥发性C / N / S化学磁盘。我们注意到磷尚未发现任何形式的磁盘,所以检测磷氢化物前景更不确定。

3.2低质量原恒星(类0 /我)

3.2.1热Corino发射

低质量的一个子集原恒星附近的展品丰富的有机化学气相原恒星核心和被称为“热corinos”类比3.4节中描述的大质量热芯(Cazaux et al ., 2003;Bottinelli et al ., 2004)。因为这种化学物质丰富源于冰的升华分子,有机分子在气应该反映库存,至少部分的组成父冰(例如,Garrod Widicus韦弗,2013)。

原恒星内部的环境,一个热门corino占据了一个类似的空间规模作为新生行星盘(例如,Maury et al ., 2014;Maret et al ., 2020)。限制有机热corinos库存,因此,提供一个视图的复杂的有机物质,存在于磁盘的冰的形成,并最终星球/星子形成。的确,相似的有机成分的热corinos彗星冰相比,支持了这样的观点,即从冰冷的彗星形成至少部分材料前/原恒星的起源(Drozdovskaya et al ., 2019)。此外,探索同位素分馏的水平在这些有机物提供了强大的限制它们的形成条件(例如,Coutens et al ., 2016;Jørgensen et al ., 2018)。这就是沿着确定的关键构成序列建立有机的复杂性。

典型的热corino源IRAS 16293 - 2422(以下IRAS 16293)是观察到的一部分赫歇尔关键项目国际象棋(切et al ., 2010)。在555 - 636 GHz范围,与绿洲乐队1,无数的小的有机物(如HCN, H<年代ub>2有限公司和CH<年代ub>3哦)被发现。然而,无论是少isotopologues CH<年代ub>3哦也大于CH的有机物<年代ub>3发现了哦。一束大小35左右<年代up>”在这些频率和热corino排放大小为0.5<年代up>”,这些观察梁稀释因子的近5000人。因此,以前的亚毫米波和太赫兹的观察热corinos提供几乎没有限制的有机分子发射。

梁越小绿洲(∼10的大小<年代up>”在乐队1)在这方面将提供一个巨大的进步。在图4一,我们将展示预测光谱向IRAS 16293四个常见的含氧有机物,使用受到的物理和化学模型生成ALMA-PILS调查(Jørgensen et al ., 2016)。虽然绿洲梁仍将大于源大小,成千上万的有机分子转换将发现在高信噪比。覆盖众多行详细分析每个分子将允许他们的激发条件。此外,几十种原恒星的目标,绿洲任务将人口限制在热corinos复杂的有机库存。

图4

图4。模拟光谱共同O-bearing有机物在绿洲乐队的1。物理模型是基于热corino<年代trong>(一)和原恒星信封<年代trong>(B)。在这两种板,5σ检测阈值为1小时的集成绿洲乐队1显示为灰色阴影区域,假设1公里<年代up>−1线宽。

3.2.2有机物在原恒星信封

并不是所有的类0 /我原恒星主机热corino发射,然而由于非热能的解吸机制,原恒星信封还举办丰富的气相检测发射从有机分子(例如,奥伯格et al ., 2011 b;伯格纳et al ., 2017)。图4 b显示模拟光谱假设相同的化学模型作为热corino IRAS 16293但是采用丰度按比例缩小两个数量级和酷(30 K)气体温度。对于这个仿真,我们假设发射充满绿洲梁,作为原恒星是合适的信封。众多转换被绿洲,更高的信噪比相比,热corinos由于更大的发射区。干涉仪不适合探测这个扩散信封发射,因为他们排放在较小的空间尺度上主要是敏感和解决排放在更大的尺度上。绿洲,因此,提供了一个独特的优势为研究排放非热能的分子眠冷淡(∼30 K)原恒星信封类0 /我的来源。这些约束将提供小说深入了解有机复杂性演化在寒冷的信封崩溃的时代,当尘埃和气体向中央恒星,可以帮助基准化学这样的进化模型(例如,Garrod Herbst, 2006)。这个大道也是高度互补即将JWST冰观测:冰地图由绝种背景恒星的观测调查类似的空间尺度上,这使得人们可以直接对比信封的冰和气体成分(例如,佩洛et al ., 2020,2021年)。

3.2.3氘分馏

在热corino和non-hot corino来源,绿洲应该有足够的灵敏度检测氘isotopologues常见的复杂的有机物。图5显示单独的模拟光谱和双重氘二甲醚(CH<年代ub>3哟<年代ub>3)和单独氘乙醇(C<年代ub>2H<年代ub>5哦),假设热corino和包络条件一样图4。为了清晰起见,不同isotopomers结合起来形成一个为每个替代分子光谱。尽管氘乙醇行只是略高于热corino模拟检测阈值,单独和双重氘二甲醚应该容易探测。信封的情况甚至更有前途,与所有三个分子表现出无数行远高于检测阈值。

图5

图5。模拟光谱氘O-bearing有机物在绿洲乐队1。物理模型是基于热corino<年代trong>(一)和原恒星信封<年代trong>(B)。在这两种板,5σ检测阈值为1小时的集成绿洲乐队1显示为灰色阴影区域。

3.2.4相比,阿尔玛

重要的是要考虑如何绿洲的性能会比较阿尔玛,当前最先进的设施为研究复杂的化学热corinos。鉴于其sub-arcsecond空间分辨率,阿尔玛比绿洲和更好的热corinos beam-matched能够检测低丰度的物种,如更大的分子(如乙醇醛;Jørgensen et al ., 2016)和罕见isotopologues (Coutens et al ., 2016;Jørgensen et al ., 2018)。不过,绿洲有几个独特的优势。1)带宽:为了获得足够的信噪比在乐队3高清线,绿洲将观察许多来源∼12 h。因为乐队1和2是独立可调,同时光谱扫描可以掩盖200 GHz带宽假设1 h /扫描。这个光谱覆盖范围远远超出了几乎是可实现的阿尔玛和将提供一个详细的和公正的图片的库存和激发条件适度丰富复杂的有机物。2)统计数据来源:绿洲任务将观察许多类0 /我原恒星的基线的使命。有机化学的调查在低质量的原恒星开始承担与阿尔玛和NOEMA(例如,伯格纳et al ., 2019 a;Belloche et al ., 2020;杨et al ., 2021),我们对化学的理解这些对象的人口仍然处于起步阶段。鉴于阿尔玛也严重超额认购,绿洲将提供急需的统计约束的复杂化学课堂上0 /我原恒星。3)规模最大可解析:如前所述,由于其较大的梁尺寸,绿洲能够探测有机分子发射源自原恒星的漫射信封,阿尔玛观察不敏感。这将提供新的限制化学演化在原恒星陨落。4)远红外光谱覆盖范围:阿尔玛与乐队可以访问远红外波长8 - 10时,这些观察需要特殊天气条件。相比之下,没有障碍在这些波长使用太空望远镜观察。更高的频率观测通常覆盖线的高能态的能量较高,因此非常适合研究热发射原始接近原恒星。此外,一些分子的光谱强度将在远红外热corino条件下达到顶峰。我们强调E-C-cyanomethanamine, HCN二聚体与生命起源以前的化学计划:在温度100 K,最强的谱线发生约900 - 1000 GHz (Melosso et al ., 2018)。因此,覆盖在太赫兹频段可能唯一适合检测某些有机物相比,低频观察。

3.3原恒星流出

(类0和类I)早期阶段的低质量原恒星演化往往伴随着流出的推出,促进吸积在原恒星带走角动量。遇到流出和环境之间的信封材料产生冲击,可显著改变当地通过加热和谷物化学溅射。在一些“化学富”外流,气相分子的丰度通常与冰阶段(H<年代ub>2有限公司,CH<年代ub>3哦,CH<年代ub>3OCHO)数量级的增强是由于触觉冰溅射(例如,浏览完et al ., 1998;Codella Bachiller, 1999;Requena-Torres et al ., 2007;阿尔塞et al ., 2008)。因此,至于热芯和热corinos,化学丰富流出提供一个有价值的窗口探头星际冰的有机成分。此外,流出冲击物理和化学的研究告诉我们的理解相同的过程,发生在小,disk-forming尺度在原恒星的核心。

L1157-B1,丰富的典型化学流出冲击是观察到的一部分赫歇尔国际象棋调查(切et al ., 2010)。555 - 636 GHz频段包含发射谱线从high-excitation颗粒示踪剂如NH的转换<年代ub>3H<年代ub>2有限公司和CH<年代ub>3哦(Codella et al ., 2010)。激励分析这些线条透露,他们发出的温度≥200 K,介于冷发射更长的波长转换和观察到的热气体追踪由H<年代ub>2发射。因此,观察高激发有机物对流出的冲击可以帮助将这些不同的排放机制和解决如何冲击化学和物理学的发展。这些见解反过来可以用来调整冲击天体化学模型,观察气相含量,连接到所需的底层谷物成分(例如,Burkhardt et al ., 2019)。

赫歇尔观察的一部分希望程序还提供了详细的约束在物理和化学上对众多的恒星形成区域包括原恒星流出(范Dishoeck et al ., 2011)。虽然H<年代ub>2O化学不是我们的重点,值得强调的是,希望获得广泛的约束边界和来源(例如,冰溅射和化学气相)的H<年代ub>2O在流出(范Dishoeck et al ., 2021)。此外,氢化光线路测量通过希望计划提供强大的紫外线和x射线字段限制年轻的原恒星周围的物理冲击传播(奔驰et al ., 2016)。

绿洲将提供几个改进的观察流出相比赫歇尔(图1)。改进的绿洲灵敏度提高探测的可能性更复杂的对化学物种丰富的冲击和详细描述他们的激励。高角分辨率,绿洲梁将包含一个较小的范围内的物理环境中流出,导致更少的光谱混合不同的冲击组件。最后,绿洲乐队的高分辨率模式1的光谱分辨率高于赫歇尔,允许不同速度组件内流出明显区分。因此,我们期望显著改善休克化学和物理,可以探测与绿洲相比赫歇尔。虽然阿尔玛同样提供了改善敏感性和光谱/空间分辨率相比赫歇尔,更高的频率由绿洲更适合访问温暖post-shocked材料相比,阿尔玛。

同样值得注意的是,化学丰富流出的冲击,到目前为止,唯一的低质量恒星形成区域运营商已发现磷(山口et al ., 2011;伯格纳et al ., 2019 c)。在冲击化学模型,PH值<年代ub>3和小P氢化物预计至少一样丰富检测P运营商PN和PO (Jimenez-Serra et al ., 2018)。然而,PH值<年代ub>3只有一个强大的过渡可见低于500 GHz,尚未发现的恒星形成区域。绿洲将涵盖多个强P氢化物(线图2),打开门来获得一个更完整的库存波动较大的磷在恒星形成区域运营商。

3.4大质量热芯

热分子线的区域发射巨大的恒星形成区域内称为热芯。这些地区通常表现为高温(数以百计的K)和密度(∼10<年代up>7厘米<年代up>−2)(van der达克et al ., 2000)。最初基于热NH的检测识别<年代ub>3向Orion-KL (莫里斯et al ., 1980),热芯随后被发现主机一个非常丰富的有机化学气相(布莱克et al ., 1987)。冰身上的主要网站天体化学的复杂有机分子的形成,这些冰升华负责化学复杂性的财富中发现热芯(例如,Garrod Herbst, 2006;Herbst和van Dishoeck, 2009年)。分子线发射热芯提供了强大的限制这些地区的物理和化学条件(见,例如,Garrod Widicus韦弗,2013)。丰富的有机化学、高温和大型发射区域,大质量热核心代表利用绿洲的独特功能的理想目标。

亚毫米波研究的开创性工作核心是由大质量热赫歇尔观察的优秀来源(HEXOS) guaranteed-time程序。HEXOS目标猎户座KL和Sgr B2 (N + M) $>$ 1太赫兹的带宽∼480 - 1900 GHz,光谱分辨率约1 MHz (伯金et al ., 2010)。HEXOS程序说明了宽带的力量,公正的光谱扫描在太赫兹波段探测的物理和化学相关的大质量恒星的形成。分析小说生成的亚毫米波发射和吸收的物理结构和运动学约束猎户座KL和Sgr B2,包括进水口和恒星反馈Sgr B2 (M) (Rolffs et al ., 2010),泄出材料的运动学和能量在猎户座KL (菲利普斯et al ., 2010),热结构和加热源在猎户座KL (王et al ., 2011),气体密度和光度源在猎户座KL核心(Crockett et al ., 2014 a)。

HEXOS提供类似的丰富的洞察在大质量恒星形成简单的化学分子,包括限制H<年代ub>2O含重氢含量(伯金et al ., 2010),H<年代ub>2O丰富和ortho-to-para比(梅尔尼克et al ., 2010),有限公司<年代ub>2丰富HOCO追踪的<年代up>+(尼尔et al ., 2014)。此外,许多在HEXOS扫描发现数千行对应于复杂的有机分子。覆盖广泛的线的高能态能量允许前所未有的限制列密度和很多有机分子的激发条件对猎户座KL和Sgr B2 (Crockett et al ., 2010,2014 b;尼尔et al ., 2014)。有趣的是,HEXOS揭示化学分化之间的复杂的有机库存猎户座KL和Sgr B2 (N),这可能源于进化差异大质量热芯(尼尔et al ., 2014)。这突显出潜在的调查调查人口的大质量恒星的形成。

而赫歇尔大大扩展了我们对大质量的理解热核心,有一个足够的空间需要改进的绿洲。值得注意的是,绿洲梁将几乎四倍小于赫歇尔梁在给定频率,减轻损失灵敏度将梁稀释。例如,在绿洲乐队1和2,OASIS梁将10.3和3.2<年代up>”而40.4和12.8<年代up>”在相应的赫歇尔分别乐队。根据发射源的大小,这可以转化为16倍高灵敏度与绿洲相比赫歇尔。

绿洲的改善在太赫兹波段灵敏度将打开一个新窗口为研究复杂有机分子在炎热的核心。图6,改编自McGuire et al。(2018),清楚地说明了一个巨大的恒星形成区域会出现line-poor当观察到赫歇尔但港数以百计的谱线时观察到的高灵敏度和高分辨率观测,在这种情况下,阿尔玛带10。绿洲,我们同样期待更高的线密度的有机分子赫歇尔。而敏感性的增加将会更加温和的绿洲与阿尔玛相比,我们注意到带9和10的观察与阿尔玛需要特殊天气条件和也不扩展频率高于950 GHz,而绿洲将提供weather-independent 3.6太赫兹波长。

图6

图6。光谱的大质量恒星形成区域NGC 6334我所观察到的相比阿尔玛(红色)赫歇尔(黑色,倒)。插图显示了赫歇尔、阿尔玛和绿洲乐队1和乐队2梁尺寸覆盖源结构,甲酸甲酯所追踪的排放。图改编自McGuire et al。(2018)。

虽然许多复杂的有机物可通过测线在较低的频率,有几个优势获取观测远红外波长。首先,行通常由绿洲探针的高能态的能量高于毫米级波长的线,它可以提供一个强大的杠杆臂约束激励条件。这是大质量尤其重要热核心,有机物在几百公里的激发温度(例如,Crockett et al ., 2014 b;尼尔et al ., 2014)。好限制有机分子激发温度需要解释的物理条件发射区域以及化学分子的不同的类之间的关系。同时,正如第3.2.4节中提到的,观察在更高的频率可以使有机分子的检测与远红外强度峰值。

3.5 Prestellar核心

Prestellar核心是恒星形成的引力相立即前原恒星的形成(伯金和Tafalla, 2007;安德烈et al ., 2014)。绿洲将提供一个独特的机会来探测转换困难或不可能从地面观察prestellar核中。在这个阶段,初始条件设置磁盘的化学和随后的行星形成。直接从prestellar阶段化学继承原恒星磁盘已经建立,例如反映在D / H比值从阿尔玛的观察氘水(詹森et al ., 2021)。

prestellar中部地区的核心是一个寒冷的(T_K< 10 K)、密度(n> 10<年代up>5厘米<年代up>−3)环境保护从周围的星际辐射场(一个<年代ub>V> 10杂志)。许多分子,如有限公司消耗到尘埃颗粒在这些密度和温度(Willacy et al ., 1998;Bacmann et al ., 2002消除他们这些区域的探测。通过反应与H氘分子分离<年代ub>2D<年代up>+成为重要的(米勒et al ., 1989;罗伯茨et al ., 2003)。para-H的基态转动转换<年代ub>2D<年代up>+(1.370太赫兹)和ortho-D<年代ub>2H<年代up>+(1.477太赫兹)内绿洲乐队2;然而,这些行是极难检测对prestellar核由于大转动能级之间的能量差(即,E_u/k= 65.7 K的上能级1.370太赫兹1<年代ub>0 10<年代ub>0,0过渡para-H<年代ub>2D<年代up>+)。NH<年代ub>2D是一个很好的示踪剂的冷,prestellar核密度最大的地区,氘分馏增强(NH)<年代ub>2D) / (NH<年代ub>3)以上四个数量级以上ISM D / H比值(齿et al ., 2000;切et al ., 2014;Harju et al ., 2017)。绿洲将观察高临界密度(n_{暴击> 10<年代up>7厘米<年代up>−3)转换NH<年代ub>2D探针的中心核,一个磁盘将最终形成。在乐队1中,1<年代ub>1,00<年代ub>0,0基态rotation-inversion的邻位和对位spin-species NH的转换<年代ub>2D分别可观测的470和494 GHz (图2)。这些转换可以使用结合86年和110年GHz过渡,从地面观测,来约束的物理条件的地区。86/470行ortho-NH的比例<年代ub>2D是对温度非常敏感中心的核心n(H<年代ub>2)> 10<年代up>6厘米<年代up>−3(图7)。观察470 GHz的过渡是困难的从地面因为大气传输小于25% 1毫米的水蒸气在高空的网站,和subthermal能级人口因此导致低激发温度和弱线。从太空中这些线的检测能力证明赫歇尔观察prestellar芯IRAS16293E和L1544 (Bacmann et al ., 2012)。OASIS梁将更好的两源排放的高临界密度线prestellar芯比赫歇尔梁的允许调查密集prestellar在附近的分子云核。}

图7

图7。RADEX (van der达克et al ., 2007)模型的线比85.9和470.3 GHz的o-NH过渡<年代ub>2d .绘制线比率变化的不同的值从1.5到10.5 H<年代ub>2密度和气体动力学温度。的o-NH<年代ub>2D列密度为10<年代up>14厘米<年代up>−3。

水的观察prestellar核心与绿洲也将扮演一个重要的角色在限制温度剖面外核的一部分。大部分的水prestellar核心是发现在固态冰表面的尘埃颗粒(的祈祷和斯奈尔,2002年)。然而,photodesorption紫外光子可以解放一些水分子进入气相在通常的丰度 $<1<米年代up>0-9$ 对H<年代ub>2(范Dishoeck et al ., 2021)。主要有两个来源的紫外光子prestellar核中。周围的星际尘埃颗粒的辐射场是占主导地位的加热组件的核心(埃文斯et al ., 2001)。还有一个低强度紫外线辐射场激发的H<年代ub>2由于来自宇宙射线与电子碰撞电离的H<年代ub>2和他(普拉萨德Tarafdar, 1983)。1<年代ub>1,01<年代ub>0 1557 GHz基态转动ortho-H过渡<年代ub>2O可观测到的连续吸收prestellar核心(范Dishoeck et al ., 2021)。线也可以看到在发射如果中央prestellar核心密度 $>1<米年代up>07{c米}^{-3}$ ,尽管只有少数prestellar核心知道有这种极端中央密度(Caselli et al ., 2012)。气相水外核心在低的一部分<年代ub>V有photodesorption率取决于星际辐射场的强度(G<年代ub>0)。限制G<年代ub>0需要确定尘埃温度和气体温度资料外的一部分prestellar核心(年轻的et al ., 2004)。准确的温度资料的辐射传输模型的关键分子发射和吸收观察prestellar核心。

绿洲观察光的氢化物分子也将发挥重要作用的运动学约束prestellar内核。动态运动到和prestellar核心内难以约束与当前观测技术。静水的密度轮廓核心的密度轮廓非常类似于一个崩溃的核心直到很晚在崩溃的历史(迈尔斯,2005)。光学厚的发射谱线,如HCN 1 - 0,可以通过蓝色自私的不对称发射探测器内部运动学概要文件。这条线的创建概要文件需要非常特定的运动和分子沿着视线励磁条件往往难以实现。调查寻找蓝色的不对称线配置文件通常发现只有一小部分prestellar核心与这个签名(孙et al ., 2007;坎贝尔et al ., 2016;Seo et al ., 2019)。另外一个策略是观察红移从分子吸收线跟踪的外层部分核心和比较速度探头的发射谱线内区域的核心。这将有可能与绿洲观察光的氢化物分子及其氘isotopologues以及观察H<年代ub>2o .示踪剂有广泛的临界密度探测不同深度的运动学核心。这种技术被证明的一个例子赫歇尔观察的基态转动转换ND(排放)和NH(吸收)向prestellar核心IRAS 16293 e (Bacmann et al ., 2016)。

4总结和结论

绿洲天文台是一个NASA MIDEX太空任务的概念设计的观察在太赫兹频段以前所未有的敏感性和角分辨率。相对于其他先进的望远镜,绿洲将超越其他远红外天文台(赫歇尔不仅和索菲亚附近)和补充/中(JWST)和(子)毫米(ALMA)设施。以其独特的能力探测光氢化物和high-excitation有机线,绿洲将打开一个新窗口为研究有机/生命起源以前的天体化学在恒星和行星形成序列。关键科学用例包括:

1绿洲将涵盖多个强烈的NH过渡<年代ub>3和H<年代ub>2年代,预计这两个重要的挥发物在检测到磁盘,但迄今为止只有两个来源。∼100在绿洲源目标磁盘的调查中,绿洲将提供统计约束在北半球<年代ub>3和H<年代ub>2磁盘的内容。第一次,它还将使分析的激励条件下,ortho-to-para比率,同位素分馏的这些分子水平磁盘。

2。与广泛的光谱扫描,将提供一个详细的和公正的绿洲的有机热corinos库存和激发条件,不冷不热的原恒星信封,原恒星流出,热芯。阿尔玛相比,绿洲提供了重要的优势在其覆盖广泛的光谱带宽能力,获得可靠的数据来源,样品扩散大规模排放,high-excitation行远红外的访问。

3所示。绿洲报道的光氢化物将提供新颖的物理条件约束prestellar密集的内部区域的核心,因此探索原恒星的初始条件和磁盘物理和化学。

重要的是,这些努力直接解决高优先级科学2020年十年间的调查带来的问题(国家科学学院,E。,2021年和医学),包括:潜在的宜居环境形成(E-Q3a) ?生成什么观察化学分子气体的复杂性(F-Q2c) ?

辅助实验室工作在太赫兹光谱绿洲的科学产出最大化的关键。事实上,∼10%的线路赫歇尔光谱Sgr B2 (N)和Orion-KL不明(Crockett et al ., 2014 b;尼尔et al ., 2014)。很多星际分子谱线的特性不是嗯∼300 GHz以上特征,和一些类的分子(如isotopologues、振动激发状态,和不稳定的分子)尤其超,尽管有预示着堵住这些漏洞(Widicus韦弗,2019)。随着实验室努力,天体化学的建模将极大地丰富绿洲观察的解释。我们预计绿洲特别强大的用于测试各种液相有机分子生产机制(例如,Garrod & Herbst, 2006;Shingledecker et al ., 2018;2020年,金&·加罗德表明;西蒙斯et al ., 2020;梳刷et al ., 2021)考虑到详细的库存限制有机分子,丰度和激发条件,获得了低收入和大质量原恒星和流出的冲击。

总之,光化学氢化物和high-excitation有机物是关键球员在不同阶段在整个恒星和行星形成序列。我们目前的理解是有限的,由于这些化学政权观察在太赫兹频段的挑战。绿洲的使命将天体化学提供了一个无与伦比的视图,因此促进我们理解如何以及在何种形式prebiotically重要材料纳入新生行星和星子。

软件:Matplotlib (猎人2007),NumPy (范德沃特et al ., 2011),RADEX (van der达克et al ., 2007)和RADMC-3D (Dullemond et al ., 2012)。

数据可用性声明

原始数据支持了本文的结论将由作者提供,没有过度的预订。

作者的贡献

JB领导分析研究和写作。y的提供部分手稿。JK和BM数据和数据。所有作者手稿编辑和修改。

的利益冲突

作者声明,这项研究是在没有进行任何商业或财务关系可能被视为一个潜在的利益冲突。

出版商的注意

本文表达的所有索赔仅代表作者,不一定代表的附属组织,或那些出版商编辑和评论员。任何产品,可以评估在这篇文章中,或声称,可能是由其制造商,不保证或认可的出版商。

确认

我们感谢评审人员有用的反馈在这个手稿。J.B.B.承认支持从美国国家航空航天局NASA的哈勃奖学金授予# HST-HF2-51 429.001——太空望远镜科学研究所获得的,这是由大学天文研究协会,注册在美国宇航局合同NAS5-26 555。S.A.欣然承认资金从欧洲研究委员会(ERC)在欧盟的地平线2020研究和创新计划(资助协议没有:789 410)。

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关键词:天体化学,星际分子,恒星形成区域,远红外天文学、空间望远镜

引用:伯格纳JB,雪莉YL、Jørgensen JK McGuire B,阿尔托,安德森厘米,下巴G, Gerin M, Hartogh P,金正日D, Leisawitz D,《J,施瓦兹KR, Tielens AGGM,沃克CK、威尔纳DJ和Wollack EJ(2022)天体化学调查恒星的轨道天文卫星系统。前面。阿斯特朗。空间科学。8:793922。doi: 10.3389 / fspas.2021.793922

收到:2021年10月12日;<年代pan>接受:09年12月2021;
发表:2022年2月02。

编辑:
瑞安c Fortenberry美国密西西比大学

审核:
卢卡Fossati奥地利科学院,奥地利
奈杰尔·约翰·梅森英国肯特大学

版权©2022伯格纳,雪莉,Jørgensen McGuire,阿尔托,安德森,下巴,Gerin, Hartogh, Kim Leisawitz,《,施瓦兹,Tielens,沃克,威尔纳和Wollack。这是一个开放分布式根据文章知识共享归属许可(CC)。使用、分发或复制在其他论坛是允许的,提供了原始作者(年代)和著作权人(s)认为,最初发表在这个期刊引用,按照公认的学术实践。没有使用、分发或复制是不符合这些条件的允许。

*通信:詹妮弗·b·伯格纳jbergner@uchicago.edu

^__美国国家航空航天局萨根的家伙

本文是研究课题的一部分

RNA世界假说和生命的起源:天体化学视角

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原始研究的文章

天体化学调查恒星的轨道天文卫星系统

1介绍

2绿洲概述

2.1技术规范

2.2互补性和其他设施

2.3观测星系的恒星形成区域

3 CHNOPS天体化学与绿洲

3.1原行星盘(二类)

3.1.1 NH<年代ub>3及其Isotopologues

3.1.2其他光氢化物科学

3.2低质量原恒星(类0 /我)

3.2.1热Corino发射

3.2.2有机物在原恒星信封

3.2.3氘分馏

3.2.4相比,阿尔玛

3.3原恒星流出

3.4大质量热芯

3.5 Prestellar核心

4总结和结论

数据可用性声明

作者的贡献

的利益冲突

出版商的注意

确认

引用

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