We present high angular resolution 1.1 mm continuum and spectroscopic Atacama Large Millimeter/submillimeter Array observations of the well-known massive protocluster Mon R2 IRS 3. The continuum image at 1.1 mm shows two components, IRS 3 A and IRS 3 B, that are separated by ∼0.65 arcsec. We estimate that IRS 3 A is responsible of ∼80 per cent of the continuum flux, being the most massive component. We explore the chemistry of IRS 3 A based on the spectroscopic observations. In particular, we have detected intense lines of S-bearing species such as SO, SO2, H2CS, and OCS, and of the complex organic molecules (COMs) methyl formate (CH3OCHO) and dimethyl ether (CH3OCH3). The integrated intensity maps of most species show a compact clump centred on IRS 3 A, except the emission of the COMs that is more intense towards the near-IR nebula located to the south of IRS 3 A, and HC3N whose emission peak is located ∼0.5 arcsec NE from IRS 3 A. The kinematical study suggests that the molecular emission is mainly coming from a rotating ring and/or an unresolved disc. Additional components are traced by the ro-vibrational HCN ν2 = 1 3→2 line which is probing the inner disc/jet region, and the weak lines of CH3OCHO, more likely arising from the walls of the cavity excavated by the molecular outflow. Based on SO2 we derive a gas kinetic temperature of T$_k\, \sim$ 170 K towards the IRS 3 A. The most abundant S-bearing species is SO2 with an abundance of ∼ 1.3 × 10−7, and χ(SO/SO2) ∼ 0.29. Assuming the solar abundance, SO2 accounts for ∼1 per cent of the sulphur budget.

中文翻译：

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使用 ALMA 观测探测热核心 Mon R2 IRS 3 的运动学和化学性质

我们展示了著名的大质量原星团 Mon R2 IRS 3 的高角分辨率 1.1 毫米连续谱和光谱阿塔卡马大毫米/亚毫米阵列观测。1.1 毫米的连续谱图像显示了两个分量，IRS 3 A 和 IRS 3 B，它们是分开的约 0.65 弧秒。我们估计 IRS 3 A 占连续通量的 80%，是最大的组成部分。我们根据光谱观察探索 IRS 3 A 的化学性质。特别是，我们已经检测到 SO、SO2、H2CS 和 OCS 等含硫物质的强谱系，以及复杂有机分子 (COMs) 甲酸甲酯 (CH3OCHO) 和二甲醚 (CH3OCH3) 的强谱系。大多数物种的综合强度图显示以 IRS 3 A 为中心的紧凑团块，除了向 IRS 3 A 以南的近红外星云更强烈的 COM 发射，以及发射峰位于 IRS 3 A 约 0.5 arcsec NE 处的 HC3N。运动学研究表明分子发射是主要来自旋转环和/或未解析的圆盘。其他成分由探测内盘/射流区域的 ro-vibrational HCN ν2 = 1 3→2 线和 CH3OCHO 的弱线追踪，更可能是由分子流出物挖掘的空腔壁产生的。基于 SO2，我们推导出气体动力学温度 T$_k\，\sim$ 170 K，朝向 IRS 3 A。最丰富的含 S 物质是 SO2，丰度约为 1.3 × 10−7，χ(SO /SO2) ～ 0.29。假设太阳丰度，SO2 占硫预算的 1%。和HC3N，其发射峰位于IRS 3 A~0.5 arcsec NE。运动学研究表明分子发射主要来自旋转环和/或未分辨的圆盘。其他成分由探测内盘/射流区域的 ro-vibrational HCN ν2 = 1 3→2 线和 CH3OCHO 的弱线追踪，更可能是由分子流出物挖掘的空腔壁产生的。基于 SO2，我们推导出气体动力学温度 T$_k\，\sim$ 170 K，朝向 IRS 3 A。最丰富的含 S 物质是 SO2，丰度约为 1.3 × 10−7，χ(SO /SO2) ～ 0.29。假设太阳丰度，SO2 占硫预算的 1%。和HC3N，其发射峰位于IRS 3 A~0.5 arcsec NE。运动学研究表明分子发射主要来自旋转环和/或未分辨的圆盘。其他成分由探测内盘/射流区域的 ro-vibrational HCN ν2 = 1 3→2 线和 CH3OCHO 的弱线追踪，更可能是由分子流出物挖掘的空腔壁产生的。基于 SO2，我们推导出气体动力学温度 T$_k\，\sim$ 170 K，朝向 IRS 3 A。最丰富的含 S 物质是 SO2，丰度约为 1.3 × 10−7，χ(SO /SO2) ～ 0.29。假设太阳丰度，SO2 占硫预算的 1%。运动学研究表明，分子发射主要来自旋转环和/或未分解的圆盘。其他成分由探测内盘/射流区域的 ro-vibrational HCN ν2 = 1 3→2 线和 CH3OCHO 的弱线追踪，更可能是由分子流出物挖掘的空腔壁产生的。基于 SO2，我们推导出气体动力学温度 T$_k\，\sim$ 170 K，朝向 IRS 3 A。最丰富的含 S 物质是 SO2，丰度约为 1.3 × 10−7，χ(SO /SO2) ～ 0.29。假设太阳丰度，SO2 占硫预算的 1%。运动学研究表明，分子发射主要来自旋转环和/或未分解的圆盘。其他成分由探测内盘/射流区域的 ro-vibrational HCN ν2 = 1 3→2 线和 CH3OCHO 的弱线追踪，更可能是由分子流出物挖掘的空腔壁产生的。基于 SO2，我们推导出气体动力学温度 T$_k\，\sim$ 170 K，朝向 IRS 3 A。最丰富的含 S 物质是 SO2，丰度约为 1.3 × 10−7，χ(SO /SO2) ～ 0.29。假设太阳丰度，SO2 占硫预算的 1%。更有可能是由分子外流挖掘出的空腔壁引起的。基于 SO2，我们推导出气体动力学温度 T$_k\，\sim$ 170 K，朝向 IRS 3 A。最丰富的含 S 物质是 SO2，丰度约为 1.3 × 10−7，χ(SO /SO2) ～ 0.29。假设太阳丰度，SO2 占硫预算的 1%。更有可能是由分子外流挖掘出的空腔壁引起的。基于 SO2，我们推导出气体动力学温度 T$_k\，\sim$ 170 K，朝向 IRS 3 A。最丰富的含 S 物质是 SO2，丰度约为 1.3 × 10−7，χ(SO /SO2) ～ 0.29。假设太阳丰度，SO2 占硫预算的 1%。