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：

1. Bonds & potential (early type / latest type radiative association)
2. Difference between C chemistry & N chemistry
3. Long carbon chain in the dark cloud
4. Determine the time? COM? old dark cloud?
5. 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：

1. 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）

2. 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

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Recombination epoch: Matter & radiation decouple, TE no longer valid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

1. 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
2. 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