La emisión de SO2, SiS y SO2 está integrada en la velocidad. Paneles superiores: emisión integrada por velocidad, de izquierda a derecha, SO N = 3 − 2, N = 2 − 1(2), N = 2 − 1(3) y N = 4 − 4 (consulte la Tabla 1 para las emisiones espectrales). parámetros). El rango de velocidad de integración está entre 85,7 y 105,8 km en todas las imágenes para coincidir con el intervalo de velocidad donde se detecta la emisión de PN. El contorno negro comienza desde el nivel 3σ rms de los mapas integrados, que es de izquierda a derecha: 4,8 × 10−2 Jy Beam−1 km s−1 ; 2,5 × 10−2 rayo Jy−1 km s−1 ; 3,6 × 10−2 rayo Jy−1 km s−1 ; 2,7 × 10−2 Jy Haz−1 km s−1 y el paso es 10σ rms. El contorno blanco corresponde a la emisión de PN integrada, y las regiones numeradas “1” y “2” son las marcadas en la Figura 1. El haz compuesto se muestra en la esquina inferior izquierda. A la derecha de los números cuánticos, denotamos Eup para la transición. Paneles inferiores: Igual que los paneles superiores para SiS J = 5 − 4 y J = 6 − 5, SO2 JKa,Kb = 31,3 − 20,2 y JKa,Kb = 101,9 − 100,10 líneas. El nivel de 3σ rms es: 2,9 × 10−2 Jy haz−1 km s−1 para SiS J = 5 − 4; 2,3 × 10−2 Jy Haz−1 km s−1 para SiS J = 6 − 5; 2,95 × 10−3 Jy Haz−1 km s−1 para SO2 JKa,Kb = 31,3 – 30,2; 1 × 10−2 Jy Haz−1 km s−1 para SO2 JKa,Kb = 101,9 – 100,10. – Ph.GA Astronómica
La astroquímica del importante elemento biogénico fósforo (P) aún no se comprende bien, pero la evidencia observacional sugiere que las moléculas que contienen P probablemente estén asociadas con impactos.
Estudiamos moléculas portadoras de P, así como algunos trazadores de impacto, hacia una de las partículas calientes químicamente más ricas, G31.41 + 0.31, en el marco del proyecto “G31.41 + 0.31 Unbiased ALMA’s Spectral Observational Survey” (GUAPOS) , observado utilizando Atacama Large Millimeter Array (ALMA). Observamos las moléculas PN, PO, SO, SO2, SiO y SiS, a través de sus líneas de espín en el rango espectral 84,05-115,91 GHz, que está cubierto por el proyecto GUAPOS. La PN se detectó claramente mientras que inicialmente se detectó PO.
La emisión de PN se origina en dos regiones al suroeste del pico del núcleo caliente, ‘1’ y ‘2’, y no se detectó ni se detectó inicialmente hacia el pico del núcleo caliente. Las líneas PN y SiO son muy similares en perfil de emisión espacial y forma espectral. La región 1 se superpone parcialmente al núcleo caliente y es más cálida que la región 2, que está bien separada del núcleo caliente y se encuentra a lo largo de flujos de salida identificados en estudios anteriores.
La relación de densidad de la columna SiO/PN permanece constante en las regiones «1» y «2», mientras que SO/PN, SiS/PN y SO2/PN disminuyen aproximadamente en un orden de magnitud de la región «1» a la región «2», lo que indica que SiO y PN tienen origen común incluso en áreas con diferentes condiciones físicas. Nuestro estudio confirma firmemente la evidencia observacional previa de que la emisión de PN está estrechamente relacionada con el SiO y probablemente sea un producto de la química de choque, ya que la falta de una detección clara de PN hacia el núcleo caliente permite descartar vías de formación relevantes en el gas caliente. Proponemos la región de emisión de PN «2» como un nuevo laboratorio astrofísico para estudios de química de choque
F. Fontane (1,2,3), C. Mignini (4), M. T. Beltrán (1), V. M. Revilla (5), L. Colzi (5), I. Jiménez Serra (5), A. López Galeva (5), A. Sánchez Monge (6,7), S. Viti (8) ((1) INAF-Osservatorio Astrofisico di Arcetri, (2) Instituto Max Planck de Física Extraterrestre (MPE), (3) LERMA, Observatorio de París, (4) INAF-Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali, (5 ) ) Centro de Astrobiología (INTA-CSIC), (6) Instituto de Ciencias del Espacio (ICE, CSIC), (7) Instituto de Estudios Espaciales de Cataluña (IEEC), (8) Observatorio de Leiden)
Comentarios: 15 páginas, 11 figuras, aceptado para publicación en A&A
Temas: Astrofísica de Galaxias (astro-ph.GA); Astrofísica solar y estelar (astro-ph.SR)
Citar como: arXiv:2311.13367 [astro-ph.GA] (O arXiv:2311.13367v1 [astro-ph.GA] para esta versión)
Día de entrega
Por: Francesco Fontani
[v1] Miércoles 22 de noviembre de 2023, 13:06:47 UTC (1370 KB)
https://arxiv.org/abs/2311.13367
Astrobiología, Astroquímica
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