硕士以来第一门补考，口试的时候老师基本就考后两章，然而那块没细看，迷迷糊糊啥都答不上来很尴尬，直接跟Ewine说放弃成绩了(虽然通过)。感觉好亏，因为一门只有3学分的课把唯一一次补考机会给用掉了😅

利用好这次机会做一下复习回顾吧。

先是回顾下之前考试内容：

Bonds & potential (early type / latest type radiative association)
Difference between C chemistry & N chemistry
Long carbon chain in the dark cloud
Determine the time? COM? old dark cloud?
Hot core signature

三个复习用资料：
Tielens的ISM (2013)
老师自己的Water Chemistry (vD2013)
以及vD Faraday discussion review (2014)

天文环境中分子的形成、毁灭和激发以及其对天体结构、动力学和演化的影响
---天体化学
分子作为物理诊断
---天体物理
分析系外行星大气
---天体生物

Diffuse cloud: T_kin \approx 100K, n \approx 100 cm^-3
Dense cloud: T_kin \approx 10-100K, n \approx 10^4-107 cm^-3
Shock: T_kin \approx 200-2000K, n \approx 10^4-105 cm^-3
Hot cores: T_kin \approx 100-1000K, n \approx 10^6-108 cm^-3
Disk midplane: T_kin \approx 10-1000K, n \approx 10^8-1013 cm^-3

电子跃迁：UV/VIS
振动跃迁：IR ---（需要有背景源）
转动跃迁：(sub)mm ---(需有电偶极矩）

化学反应类型：

化学键的形成：
Radiative association：通过辐射光子从而形成化学键（碰撞时标短，辐射时标长）
Associative detachment：结合形成化学键并释放电子（在部分电离区域/早期宇宙很重要但在冷云中作用不大）
Grain surface：尘埃表面的催化（扩散机制（主）+直接机制）
化学键的破坏：
Photo-dissociation：光子造成的化学键破坏（直接光致解离、预解离、瞬时辐射解离）
Dissociative recombination：高能量电子造成的原子分离
Collisional dissociation：与原子的撞击造成分子的分解
化学键的重构：
Ion-molecule reaction：离子分子间的重构
Charge-transfer reaction：类似Ion-molecule，但是离子的电荷转换给了分子
Neutral-neutral reaction：中性分子和原子间化学键的重构

早期宇宙化学----简单：H,D,He,Li, no dust

Recombination epoch: Matter & radiation decouple, TE no longer valid

He:
因为He2+捕获电子比氢离子早，含He的分子最先形成：1.He2+，2.HeH+ （radiative association）

H:
缺少dust导致反应不同于如今H化学----slow gas-phase reactions
H2无电偶极矩--反应极慢----H+ & H- route （催化剂）
H+: H + H+ -> H2+ + hv H2+ + H -> H2 + H+
高温>4000K存在光解&dissociative recombination
H-: H + e -> H- + hv H- + H -> H2 + e
稍高温>1000K存在photodetachment（ H- + hv -> H + e ）

D:
HD: H+ + D -> H + D+ D+ + H2 -> HD + H+

Li:
LiH+ & LiH

globally, 宇宙通过膨胀冷却
高温时莱曼alpha降温
低温时分子凭借其转动谱线可以有效的降低温度

金斯质量定义了分子云的塌缩（自引力），密度高于10^9cm-3时，三体反应加快H2的形成：H + H + H -> H2 + H

连续谱因不同距离处的莱曼吸收线--->莱曼森林

静态云化学

弥散&半透明云
弥散：VIS+UV吸收线
半透明：吸收线&(sub)mm发射/吸收线

诊断：
H2转动激发：
低J：碰撞主导--对温度和密度敏感
高J：与星际辐射场成正比

C2：对辐射场温度密度均敏感
CO：温度密度（小电偶极矩->易激发）
C,C+,O：温度密度

半透明云：辐射场无约束，密度比弥散云高一个数量级

碳化学：碳<13.6eV，多以C+存在
起始反应：C+ + H2 -> CH2+ +hv （低温）------CH2+离子分子反应开始
*无法形成CH+ + H，因为其为吸热反应

氧化学：氧>13.6eV，多以中性氧存在
电离由宇宙射线提供：H2/H + CR -> H2+/H+ + CR + e H2+ + H2 -> H3+ + H (fast)
H+/H3+可与氧反应：H+ + O <-> H + O+, O+ + H2 -> OH+ + H
H3+ + O -> OH+ + H2 ------OH+离子分子反应开始
OH丰度与宇宙线有关，可凭此计算宇宙线电离率

氮化学：氮>13.6eV，中性氮， not well understand
起始反应：N + H3+ -> NH2+ + H (不确定能否进行) / N+ + H2 -> NH+ + H （small energy barrier）
与碳化学相联系：CN，HCN，HNC
与碳化学、氧化学的不同：CH&C2与N可发生fast Neutral-neutral reaction生成CN （基本步骤包含了碳（氧）化学）

氘化学：与H2不同，HD生成于快速的气态反应
H+ + D <-> H + D+ D+ + H2 -> HD + H+ （这步很快）
由于丰度小缺少自我保护，比H2更加快速的被光解

自我保护（self-shielding）---sharp transition of the cloud

CO：H2外最丰富的分子且其转动跃迁容易观测--H2示踪分子
云的边缘：C+，随着深度的增加，C+ -> C -> CO （极度稳定，只能通过预光解）
由于丰度比H2低，transition比H2来的深，且尘埃可以减弱UV辐射

PDR(Photon-dominated regions)
弥散&半透明云是PDR的例子，但PDR通常指的是OB星周围的致密分子云
PDR存在强烈的原子精细结构谱线&submm分子谱线&强H2中近红外辐射

激波

压力驱使的超音速湍流音速：C^2=dP/d\rho
thickness of shock transition < mean free path << thickness of radiative zone

J-shocks & C-shocks
signal speeds: Neutral sound speed & Alfven speed (associated with magnetic field)----Magnetosonic speed(平方和) 离子的Alfven speed比中性高也比shock速度高，因此可以提前传递信息
J-shocks: v_s >=50km/s----jump shock
abrupt, neutarls and ions tied into single fluid, T high, radiation: UV, emission delta
C-shocks: v_s<=50km/s----continuous shock
ions ahead of neutrals and their temperature decoupled < T_J, radiation: IR, emission continuous

化学影响：吸热反应，含energy barriers的放热反应，碰撞分解（高温高密度），高能离子将尘埃上的冰甚至尘埃核的Si溅射出来变为气态，产生强烈的莱曼alpa

快速的J波可以破坏分子
v>50，破坏的分子变为原子
v>70，变成电离的原子
v>80，波前的分子也被UV辐射摧毁了

波的结构：冷却速率被化学成分决定
冷却：激发态的原子离子分子，颗粒和气体的碰撞，H2的分解，H的电离
加热：动能->内能，辐射，放热反应

T~10^5K：分子被碰撞分解（H2->H, CO->CH->C）
T<10^4K：H2重新形成（H+/-路线）仍然gas phase
T<=3000K：H2快速形成，化学开始（O->OH, OH->H2O, C+ & OH -> CO）更有效的冷却（更大的电偶极矩）

莱曼alpha：
OH，H2O：可被摧毁
H2，CO，CN：无法被摧毁
H2：可以跃迁（振动态）发射IR和UV谱线
CO：可被He的连续谱分解

破坏性激波：
颗粒破坏：高速J：热溅射增强了气态Si Fe 低速C：非热溅射，离子中性粒子速度不同，颗粒带点因此跟着离子走，速度大于25时，core：增强Si，大于10，mantles：增强H2O，CH3OH等
结果：沿着波方向，波前SiO，两侧H2O等

非分解性的激波：分子幸存，典型温度1000-3000K O->OH, OH->H2O, C+->CH+

暗云化学

暗云：～10K，10^4-105 cm-3----mm lines(low J) 大部分重元素在冰里面，大量冰形成于恒星形成之前

模型：

纯气态模型：类似弥散云，但是C+，C2H2+和C反应形成更复杂的碳分子(不断的插入C)
伪含时模型：达到化学平衡时标很长，视n，T为常数，给定初始条件。
*长碳链只在早期（10^5，仍存在碳原子）丰富（C+->C->CO）
Beyond：动态模型：n, T随时间变化，含深度模型：PDR，动态混合：dense-diffuse-dense
气体-颗粒模型：n>10^4
消极吸积：单纯凝聚于颗粒
积极吸积：发生表面反应，但不返回气体
气体-颗粒化学：凝聚，反应，返回
低密度：多氢->氢化高密度：多氧->氧化
挥发机制：热蒸发（当温度>20K，取决于表面种类，非极性分子更易蒸发），宇宙射线加热，光挥发（CO, H2O），剧烈挥发（储存基放热反应+宇宙线引入+颗粒间碰撞），湍流边界颗粒碰撞（激波），化学反应加热（小颗粒）
观测：碳链-早期示踪分子，NH3、N2H+-晚期示踪分子=>C2S/NH3或者C2S/N2H+作为云演化的指标

预星核的物理/化学结构：CO在中心降低：凝固引起，含氮&氘化分子在中心增加：由于作为N2H+毁灭者的CO降低，N2H+增多（比较不会被冻结），氘化分子-冻结的示踪分子，原因：放热反应（低温加速，起源：零点振动能的不同）：H3+ + HD <-> H2D+ + H2 H2D+ + X <-> XD+ + H2，CO同时也是H3+和H2D+的毁灭者

恒星形成化学

恒星形成改变物理参数（e.g. n, T)会带来化学上的变化
寻找塌缩、外流、热核的诊断分子

谱线所给信息：
线强度：丰度
线比率：温度、密度
线轮廓：动力学

无星核（starless cores）
温度10-20K 密度 10⁴cm-3
静态离子分子化学，基&碳链，开始结冰

预星核（pre-stellar cores）&塌缩
温度10K 密度 10⁵-10⁸cm-3
分子在颗粒上严重结冰，颗粒表面反应生成新分子
缺少H2O和O2：Gas-grain chem & differential evaporation O->H2O->固定

嵌入幼星体阶段
温度10-300K 密度10⁵-10⁹cm-3
吸积光度加热气体和尘埃，UV+X ，产生更多有机物，颗粒中的冰升华为气体&热核化学

两极外流
温度200-2000K 密度10⁵-10⁷
外流和envelope反应=>激波
高温化学：H2O，升华，颗粒核的破坏

不同冰相：
极性：富水，氢键
非极性：富CO，范德华力
分离：富CO2，富CH3OH
来源：不同凝聚，气体富含成分的不同，温度不同
CO2：irreversible segregation->温度历史诊断

YSO不同冰相（近到远）：水，冰分离，极性，非极性分子（气温高->低）
冰升华：IR直接观测，submm间接观测（丰度）
heavy depletion相的化学丰度限制其持续10^5yr

热核温度100-200K 密度10^7 大小<0.1pc
高丰度复杂饱和有机分子
原因：分子升华成温暖气体引发快速气态反应

二代复杂有机分子：热>100气相反应而得（一代稍高温20-40冰化学，初代暗云冷10冰化学），可做化学时钟，不同丰度：不同初始条件/时间

盘诊断：
IR热辐射：近
PAH散射光：中
mm辐射：中远
CO雪线：tracer：N2H+
越成熟的盘越少COM
盘平均丰度因中心冻结以及表面光解而耗尽

彗星化学：原初化学成分
光学：女儿分子
IR/submm：家长分子（冰的原始组成）
原理：彗星接近太阳，冰被加热蒸发从而光解分子

冷原星核：N2H+，H2D+,ices
暖内envelope：CH3OH (冰的升华)
Hot core：COM
激波：SiO,SO,SO2

天体化学补考复习2020-08-31