星間臭素の存在量は、Rosettaの彗星の氷と一致しています

恒星形成領域の臭素存在比とチュリュモフ・ゲラシメンコ彗星の臭素存在比は一致しているということは、彗星が太陽系の初期の情報を保存している可能性が高い。以下、機械翻訳。
星間臭素の存在量は、Rosettaの彗星の氷と一致しています

（2018年3月21日に提出）
彗星の氷は星や惑星の形成中に形成され、それらの分子と元素の構成は、惑星間物質と原始星物質の研究を通して初期の太陽系に関連する可能性がある。ハロゲン元素臭素（Br）の最初の彗星の豊富さは、最近、Rosettaミッションによって利用可能になった。しかしながら、原始星系ガス中のその存在量はこれまでのところ制約されていない。我々は、最初の観測上の制約を臭素（Br）の気中気相存在量に当てはめることにした。我々はさらに、彗星67P / チュリュモフ・ゲラシメンコの氷の中のRosettaによって測定された原始星系のBrの存在量を比較することを目指している。Orion KL、Sgr B2（N）およびNGC 6334IのアーカイブハーシェルデータをHBrおよびHBr存在について調べ、+排出ラインまたは吸収ライン。原始星状分子ガス中のHBrをモデリングするための化学ネットワークは、解釈を助けるためにまとめられている。HBrとHBrはいずれの標的に対しても検出されなかった。しかし、オリオンKLホットコアでは、HBr / Oの上限は、彗星67Pで測定された比の10倍の係数です。この結果は、HBrが支配的な気相Brキャリアではないという化学的ネットワーク予測と一致する。彗星HBrは、主に殆どすべての元素Brを閉じ込める氷粒砂岩で形成される可能性が高い。 +2
図１。 Ｊ ＝ 1x のポジションが VLSR ＝ ９キロのｓのためにオリオン座 KL に向かって５００ギガヘルツに H79Br と H81Br の０２つの移行を→します - １。


図２。 CH3OH と（Ｈ）臭素 / （H2）Ｏ比率が 67P / ＣＧ（紫のライン、 Dhooghe およびその他。描かれた（Ｈ）臭素 / 2017) そして protostar サンプルのための上のこれらの比率に対する制限（この仕事）。


図３。 HBr の比率が NGC 6334I Hot コアとオリオン座 KL 安定期（両方の情報源のための上限）と純粋なガスの段階の化学的なモデル（１、２、３；がテキストを見ます）で、そして彗星 67P / ＣＧで HC の豊富へです（Dhooghe およびその他。 ２０１７）. 我々は隕石（赤い円）と太陽（オレンジ列；太陽の豊富臭素は未知です）のために同じく要素のｃ’ / H2 と臭素 / Ｃの比率を見せます。 モデルが nH ＝ １０６センチのために示されます - ３と Tkin ＝ ログ（nH）と Tkin の±５０Ｋにおける±１の１５０のＫ.相違が、それぞれ、取るに足りないそして０.５の dex の変種を誘発します。 モデル１がすべてを基本的であるようにします
ｃ’とガスでの臭素；２つの唯一のｃ’で、そして３でｃ’と臭素両方が１００の要因によってガスから使い果たされます。