A cloned library of large, random embryonic human DNA fragments was constructed and screened for beta-globin sequences using the cloned human beta-globin cDNA plasmid pJW102 (Wilson et al., 1978) as a hybridization probe. Two independent clones were obtained and then characterized by restriction endonuclease cleavage analysis, hybridization experiments and partial DNA sequencing. Each of the clones carries both the adult delta- and beta-globin genes. The two genes are separated by approximately 5.4 kilobases (kb) of DNA and their orientation with respect to the direction of transcription is 5'-delta--beta-3'. Both the delta- and beta-globin genes contain a large noncoding intervening sequence (950 and 900 bp, respectively) located between the codons for amino acids 104 (arginine) and 105 (leucine). Although the location of the large intervening sequence within the coding regions of the two genes is identical, the two noncoding sequences bear little sequence homology. A second, smaller intervening sequence similar to that found in other mammalian beta-globin genes was detected near the 5' end of the human beta-globin gene. The two independently isolated beta-globin clones differ from each other by the presence of a Pst I restriction enzyme cleavage site within the large intervening sequence of the delta-globin gene of one of the clones. This suggests that the human DNA carried in the two clones was derived from two homologous chromosomes which were heterozygous for the Pst I restriction enzyme recognition sequence.

view Abstract Citations (928) References (112) Co-Reads Similar Papers Volume Content Graphics Metrics Export Citation NASA/ADS Molecular Abundances in OMC-1: The Chemical Composition of Interstellar Molecular Clouds and the Influence of Massive Star Formation Blake, Geoffrey A. ; Sutton, E. C. ; Masson, C. R. ; Phillips, T. G. Abstract The chemical composition of the various regions in the core of OMC-1 is investigated based on millimeter-wave spectral line survey results. The cool and extended quiescent ridge gas is characterized by fairly simple carbon-rich species whose abundances are similar to those found in other well-studied objects like TMC-1 and Sgr B2. Its chemical composition is reasonably well predicted by purely gas phase ion-molecule reaction networks. Abundances in the high-velocity plateau are dominated by outflow from IRc 2. The hot core is interpreted as a particularly large and dense clump or clumps of gas left over from the formation of IRc 2. The production of complex oxygen-rich species such as CH3OH in the compact ridge is accomplished by radiation association reactions between smaller molecular ions in the quiescent cloud material and highly abundant neutral species such as HCN and H2O supplied by the outflow from IRc 2. Publication: The Astrophysical Journal Pub Date: April 1987 DOI: 10.1086/165165 Bibcode: 1987ApJ...315..621B Keywords: Abundance; Chemical Composition; Molecular Clouds; Orion Nebula; Star Formation; Stellar Mass; Emission Spectra; Interstellar Matter; Line Spectra; Temperature Distribution; Thermodynamic Equilibrium; Astrophysics; INTERSTELLAR: ABUNDANCES; INTERSTELLAR: MOLECULES; MOLECULAR PROCESSES; STARS: FORMATION full text sources ADS | data products SIMBAD (3)

Fully rotationally resolved spectra of three isotopic species of 1:1 clusters of benzene with water (H 2 O, D 2 O, and HDO) were fit to yield moments of inertia that demonstrate unambiguously that water is positioned above the benzene plane in nearly free internal rotation with both hydrogen atoms pointing toward the π cloud. Ab initio calculations (MP2 level of electron correlation and 6-31 G ** basis set with basis set superposition error corrections) predict a binding energy D e ≳ 1.78 kilocalories per mole. In both the experimental and theoretical structures, water is situated nearly 1 angstrom within the van der Waals contacts of the monomers, a clear manifestation of hydrogen bond formation in this simple model of aqueous-π electron interactions.

Ices regulate much of the chemistry during star formation and account for up to 80% of the available oxygen and carbon. In this paper, we use the Spitzer c2d ice survey, complimented with data sets on ices in cloud cores and high-mass protostars, to determine standard ice abundances and to present a coherent picture of the evolution of ices during low- and high-mass star formation. The median ice composition H2O:CO:CO2:CH3OH:NH3:CH4:XCN is 100:29:29:3:5:5:0.3 and 100:13:13:4:5:2:0.6 toward low- and high-mass protostars, respectively, and 100:31:38:4:-:-:- in cloud cores. In the low-mass sample, the ice abundances with respect to H2O of CH4, NH3, and the component of CO2 mixed with H2O typically vary by <25%, indicative of co-formation with H2O. In contrast, some CO and CO2 ice components, XCN and CH3OH vary by factors 2-10 between the lower and upper quartile. The XCN band correlates with CO, consistent with its OCN- identification. The origin(s) of the different levels of ice abundance variations are constrained by comparing ice inventories toward different types of protostars and background stars, through ice mapping, analysis of cloud-to-cloud variations, and ice (anti-)correlations. Based on the analysis, the first ice formation phase is driven by hydrogenation of atoms, which results in a H2O-dominated ice. At later prestellar times, CO freezes out and variations in CO freeze-out levels and the subsequent CO-based chemistry can explain most of the observed ice abundance variations. The last important ice evolution stage is thermal and UV processing around protostars, resulting in CO desorption, ice segregation and formation of complex organic molecules. The distribution of cometary ice abundances are consistent with with the idea that most cometary ices have a protostellar origin.

Water and simple organic molecular ices dominate the mass of solid materials available for planetesimal and planet formation beyond the water snow line. Here we analyze ALMA long baseline 2.9, 1.3 and 0.87 mm continuum images of the young star HL Tau, and suggest that the emission dips observed are due to rapid pebble growth around the condensation fronts of abundant volatile species. Specifically, we show that the prominent innermost dip at 13 AU is spatially resolved in the 0.87 mm image, and its center radius is coincident with the expected mid-plane condensation front of water ice. In addition, two other prominent dips, at distances of 32 and 63 AU, cover the mid-plane condensation fronts of pure ammonia or ammonia hydrates and clathrate hydrates (especially with CO and N2) formed from amorphous water ice. The spectral index map of HL Tau between 1.3 and 0.87 mm shows that the flux ratios inside the dips are statistically larger than those of nearby regions in the disk. This variation can be explained by a model with two dust populations, where most of the solid mass resides in a component that has grown to decimeter size scales inside the dips. Such growth is in accord with recent numerical simulations of volatile condensation, dust coagulation, and settling.

In combination with existing observations and detailed circumstellar models, the detection of hydrogen deuteride emission from the star TW Hydrae implies a circumstellar disk mass of more than 0.05 solar masses, which is enough to form a planetary system like our own. The mass of a protoplanetary disk is a key influence on its likely fate, and a new way of estimating that mass, requiring fewer assumptions than other methods, should aid these studies. For planets to have formed, our Solar System at birth required a minimum disk mass of about 0.01 solar masses within around 100 astronomical units of its centre. This study reports the detection of the fundamental rotational transition of hydrogen deuteride (HD) in the circumstellar disk of the star TW Hydrae. Distribution of this gas mirrors that of molecular hydrogen, and its spectral emission is thought to trace the total mass. Its presence, together with modelling data, implies a disk mass of more than 0.05 solar masses, sufficient to form a planetary system like our own. At 3–10 million years old, TW Hydrae is considered old for a protoplanetary disk, yet it is still young enough to develop into a planetary system. From the masses of the planets orbiting the Sun, and the abundance of elements relative to hydrogen, it is estimated that when the Solar System formed, the circumstellar disk must have had a minimum mass of around 0.01 solar masses within about 100 astronomical units of the star1,2,3,4. (One astronomical unit is the Earth–Sun distance.) The main constituent of the disk, gaseous molecular hydrogen, does not efficiently emit radiation from the disk mass reservoir5, and so the most common measure of the disk mass is dust thermal emission and lines of gaseous carbon monoxide6. Carbon monoxide emission generally indicates properties of the disk surface, and the conversion from dust emission to gas mass requires knowledge of the grain properties and the gas-to-dust mass ratio, which probably differ from their interstellar values7,8. As a result, mass estimates vary by orders of magnitude, as exemplified by the relatively old (3–10 million years) star TW Hydrae9,10, for which the range is 0.0005–0.06 solar masses11,12,13,14. Here we report the detection of the fundamental rotational transition of hydrogen deuteride from the direction of TW Hydrae. Hydrogen deuteride is a good tracer of disk gas because it follows the distribution of molecular hydrogen and its emission is sensitive to the total mass. The detection of hydrogen deuteride, combined with existing observations and detailed models, implies a disk mass of more than 0.05 solar masses, which is enough to form a planetary system like our own.

Planets form in the disks around young stars. Their formation efficiency and composition are intimately linked to the protoplanetary disk locations of "snow lines" of abundant volatiles. We present chemical imaging of the CO snow line in the disk around TW Hya, an analog of the solar nebula, using high spatial and spectral resolution Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) observations of N2H+, a reactive ion present in large abundance only where CO is frozen out. The N2H+ emission is distributed in a large ring, with an inner radius that matches CO snow line model predictions. The extracted CO snow line radius of ~ 30 AU helps to assess models of the formation dynamics of the Solar System, when combined with measurements of the bulk composition of planets and comets.

Chiral molecule discovered in space A chiral molecule is one that has two forms that are mirror images of each other: enantiomers. Biological systems overwhelmingly use one enantiomer over another, and some meteorites show an excess of one type. The two forms are almost identical chemically, so how this excess first arose is unknown. McGuire et al. used radio astronomy to detect the first known chiral molecule in space: propylene oxide. The work raises the prospect of measuring the enantiomer excess in various astronomical objects, including regions where planets are being formed, to discover how and why the excess first appeared. Science , this issue p. 1449

`Water In Star-forming regions with Herschel' (WISH) is a key program on the Herschel Space Observatory designed to probe the physical and chemical structure of young stellar objects using water and related molecules and to follow the water abundance from collapsing clouds to planet-forming disks. About 80 sources are targeted covering a wide range of luminosities and evolutionary stages, from cold pre-stellar cores to warm protostellar envelopes and outflows to disks around young stars. Both the HIFI and PACS instruments are used to observe a variety of lines of H2O, H218O and chemically related species. An overview of the scientific motivation and observational strategy of the program is given together with the modeling approach and analysis tools that have been developed. Initial science results are presented. These include a lack of water in cold gas at abundances that are lower than most predictions, strong water emission from shocks in protostellar environments, the importance of UV radiation in heating the gas along outflow walls across the full range of luminosities, and surprisingly widespread detection of the chemically related hydrides OH+ and H2O+ in outflows and foreground gas. Quantitative estimates of the energy budget indicate that H2O is generally not the dominant coolant in the warm dense gas associated with protostars. Very deep limits on the cold gaseous water reservoir in the outer regions of protoplanetary disks are obtained which have profound implications for our understanding of grain growth and mixing in disks.