Toward Unraveling Cyanopolyyne Surface Chemistry: A Preview on Isolated Systems From HC_{3}N to Ethyl Cyanide and Propylamine
本研究通过量子化学方法揭示最小氰基多炔HC_{3}N的加氢反应网络，发现关键反应路径生成乙基氰和丙胺，为星际冰上碳链化学提供洞见。
2025-05-26 astro-ph.GA
Methylacetylene (CH3CCH) and propene (C3H6) formation in cold dense clouds: a case of dust grain chemistry
我们提出了一个广泛的审查气相反应产生甲基乙炔和丙烯，这些相对丰富的不饱和烃不能通过气相反应合成。我们解释了形成丙烯和甲基乙炔通过表面氢化C3耗尽星际冰，C3是一个非常丰富的物种在气相中。
2016-03-08 astro-ph.GA physics.chem-ph
H2 chemistry in interstellar ices: the case of CO ice hydrogenation in UV irradiated CO:H2 ice mixtures
上下文在密集的云层中，冰尘颗粒上的氢化反应是形成分子的关键，如甲醛，甲醇和复杂的有机分子（COM）。这些物质通过CO冰的连续氢化形成。虽然分子氢（H2）的丰度可以比稠密云层中的自由氢原子高四个数量级，但H2的表面化学在很大程度上被忽略了;一些实验室研究表明，H2并不积极参与非高能冰化学，因为需要高活化能。目的。对于CO冰氢化的例子，我们实验研究了当高能处理（即，UV光解）。我们测试是否额外的氢化途径成为可用的CO：H2冰混合物的UV照射后，这种反应机制是否也适用于其他化学系统。方法.在8~20 K的温度范围内进行了超高真空（UHV）实验。用UV光子照射预沉积的CO：H2固体混合物。反射吸收红外光谱（RAIRS）被用作原位诊断工具。通过比较CO：H2和CO：D2冰混合物的结果，研究了单个反应步骤和可能的同位素效应。结果紫外线照射后的CO：H2冰的混合物，两个光子诱导的产品，HCO和H2 CO，明确检测。所提出的反应机理涉及以下反应步骤中的电子激发的CO：CO + Hv->CO*，CO* + H2->HCO + H，其中新形成的H-原子然后可用于进一步的氢化反应。HCO形成产率具有很强的温度依赖性的调查制度，这是最有可能与H2粘附系数。最后，讨论了这一光致反应通道的天文相关性。
2018-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of Glycerol through Hydrogenation of CO ice under Prestellar Core Conditions
观测研究表明，复杂有机分子（COMs）可以在与不同恒星形成阶段相关的各种物体中找到。星前核中COMs的识别，即，在冷环境中，可以排除热诱导的化学反应，并且辐射分解受到宇宙射线和宇宙射线诱导的UV光子的限制，这一阶段特别重要，因为该阶段建立了最终演化恒星和行星的初始化学成分。最近的实验室研究结果表明，分子复杂的乙醇醛和乙二醇有效地形成在冰冷的尘埃颗粒之间的吸积H原子和CO分子，一个过程，占主导地位的表面化学过程中的“CO冻结阶段”在致密的核心之间的非高能原子加成反应。在本研究中，我们证明了一个类似的机制导致形成的生物相关分子甘油-HOCH 2CH（OH）CH 2 OH-一个三碳轴承糖醇必要的现代活细胞和细胞器的膜的形成。我们的实验结果是完全一致的建议的反应方案，其中甘油形成沿链的自由基和自由基分子之间的相互作用的各种反应性中间体产生的CO冰或其氢化产物的氢化。本文还讨论了化学上有关的单糖甘油醛HOCH_2CH（OH）CHO的初步鉴定。这些新的实验室发现表明，所提出的反应机制具有形成更复杂的糖醇和单糖的潜力。
2017-05-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Reactive Desorption of CO Hydrogenation Products under Cold Pre-stellar Core Conditions
在寒冷的前星核中，天文气相探测到的简单物质和小有机分子丰度高达$\sim$ $10^{-8}-10^{-9}$ n $_\text{H}$，这与普遍接受的观点相矛盾，即在$10$ K时，这些物质应该完全冻结在颗粒表面。一个物理或化学机制，导致从固态物质到气相的净转移提供了一个可能的解释。反应解吸，即，在物质的放热形成之后的解吸是已经提出的选择之一。在天文模型中，通过这个过程解吸的分子的分数被处理为一个自由参数，因为实验研究量化的解吸效率的影响在很大程度上缺乏。在这项工作中，我们提出了一个详细的实验室研究的目标，推导出的上限的反应解吸效率的物种参与的CO-H $_2$ CO-CH $_3$ OH固态氢化反应链。通过使用反射吸收红外光谱法和CO、H $_2$ CO和CH $_3$ OH的校准固态能带强度值精确研究固态元素碳预算，推导出总反应性脱附分数的限值。我们发现，在$10$到$14$ K范围内的温度下，CO转化为CH $_3$ OH时，总元素碳损失的上限为$0.24\pm 0.02$。这对应于每个氢化步骤的$\leq$ $0.07$的有效反应解吸分数，或每个H原子诱导的反应的$\leq$ $0.02$的有效反应解吸分数，假设H原子加成和夺取反应对沿着氢化顺序的总反应性解吸分数的贡献相等。这一发现的天文相关性进行了讨论。
2018-06-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Quantum mechanical modeling of the grain-surface formation of acetaldehyde on H$_2$O:CO dirty ice surfaces
本文用量子力学从头计算方法研究星际介质中乙醛在脏水/CO 冰表面经 CH$_3$ 与 CO 反应并加氢生成的新路径，发现初始反应存在难以克服的能垒，表明该路径在星际介质中不太可能发生。
2023-08-12 astro-ph.GA
Simultaneous Hydrogenation and UV-photolysis Experiments of NO in CO-rich Interstellar Ice Analogues; linking HNCO, OCN-, NH2CHO and NH2OH
这里介绍的实验室工作，模拟了在黑暗分子云中典型的“CO冻结阶段”的冰尘颗粒的化学。它不同于以往的研究，在固态氢化和真空紫外光处理同时应用于共沉积分子。同时，在充分表征的实验室条件下描述了在发挥作用的反应。重点是在13 K时，在富含CO-、H2 CO-和CH 3OH的冰中，从NO开始形成含有碳和氮原子的分子。实验得出了三个重要结论。1.如前所述，在没有UV处理的情况下，形成羟胺（NH 2 OH）。2.通过UV处理（高能），NH 2通过NH 2 OH的光解形成。这种自由基是形成具有N-C键的物质的关键。3.观察到三种含N-C物种HNCO、OCN-和NH_2CHO的形成。实验表明这些物质之间存在明确的化学联系; OCN-被发现是HNCO的直接衍生物，后者被证明具有与甲酰胺（NH 2CHO）相同的前体。此外，VUV竞争通道的加入使转化成NH 2 OH的NO分子的量降低了至少一个数量级。因此，NH 2 OH形成产率的这种降低直接影响可以转化为HNCO、OCN-和NH 2CHO的NO分子的量。
2017-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Thioacetaldehyde (CH3CHS) on interstellar ices: a key molecule to unravel two chemical dichotomies in the ISM
Instituto de Física Fundamental, CSIC（基础物理研究所，西班牙科学理事会）；Center for Astrochemical Studies, Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（星际化学研究中心，马克斯·普朗克地外物理研究所）；Observatorio Astronómico Nacional (OAN)（国家天文台）；Centro de Astrobiología, CSIC-INTA（天体生物学中心，西班牙科学理事会-国家航空航天技术研究所）
本研究通过探究硫代乙醛在星际冰上的氢化路径，解释了其与乙醛的丰度差异及在G+0.693-0.027中的缺失，揭示了冰表面化学在星际硫化学中的关键作用。
2026-09-18 astro-ph.GA
Hydrogenation of accreting C-atoms and CO molecules -- simulating ketene and acetaldehyde formation under dark and translucent cloud conditions
在恒星和行星形成的不同阶段观察到了简单和复杂的有机分子（COMs），并已在星前环境（如黑暗和半透明的云层）中成功识别。然而，在恒星形成的最早阶段，有机分子形成的图像并不完整，一个重要的原因是缺乏具体的实验室实验来模拟星际颗粒冰冷表面上的碳原子加成反应。在这里，我们提出的实验中，CO分子以及C-和H-原子共沉积与H $_2$ O分子在10 K的表面模仿正在进行的形成“H $_2$ O-丰富”的冰地幔。为了模拟影响碳原子和冰成分产生的表面反应的效果，使用了一个专门的碳原子束源，SURFRESIDE $^3$，超高真空低温装置上实施。通过反射吸收红外光谱法“原位”观察固态乙烯酮（CH $_2$ CO）的形成。进行C $^1$ $^8$ O和D同位素标记实验以进一步验证乙烯酮的形成。数据分析支持CH $_2$ CO是通过C原子加成到CO分子上形成的，然后通过连续氢化将所形成的：CCO转化为乙烯酮。乙烯酮的有效形成与文献报道的C+CO反应中不存在活化屏障一致。我们还讨论了CH $_2$ CO加氢的两个COM衍生物乙醛（CH $_3$ CHO）的形成和乙醇（CH $_3$ CH $_2$ OH）的可能形成，并提供了实验证据。基本的反应网络和衍生途径的天体化学影响进行了讨论。
2021-11-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Microscopic simulation of methanol and formaldehyde ice formation in cold dense cores
甲醇及其前体甲醛是星际介质中研究最多的有机分子之一，并且在气相和固相中都很丰富。我们最近开发了一个模型来模拟CO氢化通过H原子在星际冰表面，最重要的星际路线H2CO和CH3OH，在实验室条件下。我们扩展这个模型来模拟星际条件下两种有机物种的形成，包括从气体中冻结和表面氢化。我们的目的是比较计算的丰度比与观测值和先前模型的结果。在不同的条件下，包括密度和温度下的模拟已经进行。我们发现，H2CO和CH3OH的形式有效地在冷致密的核心或年轻恒星物体的冷外壳。研究发现，颗粒地幔具有层状结构，顶部为CH_3OH。发现CO和H2CO主要存在于冰幔的下层，在那里它们在后期不能用于氢化。
2009-11-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hydrogenation of HOCO and formation of interstellar CO$_2$: A not so straightforward relation
本文研究了星际HOCO自由基的H-抽取反应，发现其产物显著依赖于HOCO的异构体形式，揭示了星际CO$_2$的形成机制比传统认知更复杂，需重新评估其形成路径。
2025-03-03 astro-ph.GA
A three-phase approach to grain surface chemistry in protoplanetary disks: Gas, ice surfaces and ice mantles of dust grains
我们研究了颗粒表面反应对原行星盘化学的影响，其中气体，冰表面层和尘埃颗粒的冰地幔被认为是三个不同的阶段。气相和粮食表面化学被发现主要是由光反应和尘埃温度梯度驱动。冰盘内部有三个不同的化学区域：（i）具有低FUV通量和温暖尘埃的内部中平面（$\gtrsim 15$ K），导致形成复杂的有机分子，（ii）具有较高的FUV从ISM和冷尘埃，其中氢化反应占主导地位，（iii）在中平面上方但在水凝结前沿下方的分子层，其中冰的光解影响气相组成。一些常见的基团，例如，CN和C $_2$ H，表现出两层垂直结构，并在CO光解锋和水凝结锋附近丰富。对于许多气相分子，由于减少的解吸，三相近似通常导致比两相模型更低的垂直柱密度，例如，H $_2$ O、CO $_2$、HCN和HCOOH减少$\sim$两个数量级。最后，我们发现，许多观察到的气相物种起源于附近的水凝结锋;光过程确定其列密度不显着变化的关键磁盘属性，如质量和灰尘/气体比。
2019-10-02 astro-ph.GA
PDRs4All. V. Modelling the dust evolution across the illuminated edge of the Orion Bar
本研究利用JWST多波段观测数据，结合THEMIS尘埃模型与三维辐射转移模拟，约束了猎户座棒状结构PDR受照边缘的尘埃演化性质，发现纳米颗粒丰度显著降低且氢化程度存在空间变化。
2024-01-02 astro-ph.GA
Solid-state production of complex organic molecules: H-atom addition versus UV irradiation
在彗星、热核和星际介质的冷致密区都观测到了复杂有机分子。一般认为，这些COM通过高能UV光子或非高能H原子加成过程触发的自由基复合反应在冰尘颗粒上形成。在这项工作中，我们提出了第一次实验室研究，允许定量比较氢化和UV诱导的反应，以及它们的累积效应在天文学相关的CO：CH 3OH =4：1冰类似物。乙醇醛（GA）和乙二醇（EG）的形成在14 K的纯加氢实验中得到证实，除了甲酸甲酯（MF），这是只清楚地观察到在光解。MF：GA：EG的分数为0：（0.2-0.4）：（0.8-0.6）用于纯氢化，和0.2：0.3：0.5用于涉及UV的实验，并且可以提供诊断工具以推导这些物质的化学来源。实验室中的GA/EG比值（0.3-1.5）与对不同物体的观测结果相当。
2018-06-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
H-atom addition and abstraction reactions in mixed CO, H2CO and CH3OH ices: an extended view on complex organic molecule formation
复杂有机分子不仅存在于低质量和高质量原恒星周围的热核中，而且存在于冷的暗云中。因此，了解如何在不存在嵌入式能源的情况下形成这种物质是很有趣的。我们提出了新的实验室实验，研究了三种复杂分子的低温固态形成：甲酸甲酯（HC（O）OCH 3）、乙醇醛（HC（O）CH 2 OH）和乙二醇（H2 C（OH）CH 2 OH），通过自由基的重组形成。15 K下CO-H2 CO-CH 3OH加氢网络中不同阶段的H原子加成和夺取反应。实验扩展了以前的CO氢化研究，旨在模拟暗分子云中CO冻结阶段的典型物理和化学条件，此时H2 CO和CH 3OH通过在冰粒上的吸积CO分子和H原子的重组形成。我们证实，H2 CO，一旦通过CO加氢形成，不仅产生CH 3OH通过正在进行的H原子加成反应，但也受到H原子诱导的抽象反应，再次产生CO。以类似的方式，H2 CO也在涉及CH 3OH的提取反应中形成。预计主要的甲醇H-原子提取产物是CH 2 OH，而H-原子加成到H2 CO中应至少部分通过CH 3 O中间自由基进行。在冰幔中发生的氢原子提取反应导致比以前认为的更多的反应性中间体（HCO，CH 3 O和CH 2 OH），当假设连续的氢原子加成反应时。这提高了通过自由基-自由基复合形成COM的可能性，而不需要UV光解或宇宙射线作为外部触发。
2016-06-03 astro-ph.GA
Tunneling Rate Constants for H2CO+H on Amorphous Solid Water Surfaces
甲醛（H2 CO）是在覆盖星际颗粒的冰地幔中观测到的最丰富的分子之一。研究它的演化有助于我们理解复杂有机分子在各种星际环境中的形成。本文采用量子力学/分子力学（QM/MM）模型，研究了在非晶态固体水（ASW）表面上H2 CO加氢生成CH 3 O、CH 2 OH和抽氢生成H2+HCO的反应. H_2CO在ASW表面的结合能变化范围很大，从1000到9370 K。结合能与加氢反应活化能之间没有相关性。结合瞬子理论和QM/MM模型，我们计算了H+ H2 CO表面反应的三个产物通道的Langmuir Hinshelwood和Eley Rideal机制的速率常数，直到59 K。我们发现产生CH 2 OH的通道可以忽略，因为其高活化势垒导致比其他两个通道显著更低的速率。ASW表面影响反应活性，有利于形成CH 3 O（分支比80%），并阻碍H2 CO解离成H2+HCO。此外，动力学同位素效应在所有反应通道中都很强，并且在通道之间变化很大。最后，我们提供了适合的速率常数用于天体化学模型。
2020-09-09 astro-ph.GA
Effect of grain size distribution and size-dependent grain heating on molecular abundances in starless and pre-stellar cores
我们提出了一个新的气体-颗粒化学模型来限制颗粒尺寸分布对无星核和星前核中分子丰度的影响。我们同时引入宇宙射线（CR）诱导的解吸效率和晶粒平衡温度的晶粒尺寸的依赖性。我们对一组谷物种群的冰丰度进行了明确的跟踪。我们发现，依赖于大小的CR解吸效率影响冰丰度在一个高度非平凡的方式，取决于分子。起源于气相的物种遵循一个简单的模式，即最小颗粒上的冰丰度最高（分布中最丰富）。一些分子，如HCN，在整个时间演化过程中反而集中在大晶粒上，而其他分子（如$\rm N_2$）最初集中在大晶粒上，但由于解吸和氢化之间的晶粒尺寸依赖性竞争，在后期集中在小晶粒上。大多数水冰位于高密度和中等密度的小颗粒上（$n({\rm H_2}) \gtrsim 10^6 \, \rm cm^{-3}$），其中相对于总水冰储层，水冰分数可以低至大颗粒（> 0.1 $μ$ m）上的$\sim 10^{-3}$。允许晶粒的平衡温度随晶粒尺寸的变化引起强烈的变化，在相对冰丰度在低密度条件下，星际辐射场，特别是其紫外线分量不衰减。我们的研究不仅意味着在无星核阶段之前冰的初始形成，而且还意味着在进入原恒星阶段的颗粒群上的相对冰丰度。特别是，如果最小的颗粒可以失去他们的地幔，由于颗粒颗粒碰撞的核心是崩溃，冰的组成在开始的原恒星阶段可能是非常不同的，在崩溃前的阶段。
2020-06-17 astro-ph.GA
Mechanochemical synthesis of Aromatic Infrared Band carriers. The top-down chemistry of interstellar carbonaceous dust grain analogues
星际空间有纳米到微米大小的尘埃颗粒。这些谷物中富含碳的成分发出红外波段的光，几十年来一直被望远镜和卫星远程观测。它们是天体化学尘埃演化的关键成分。大多数这些条带的精确载体仍然是未知的，并且在实验室中不能很好地再现。在这项工作中，我们展示了无序芳香族和脂肪族类似物的高能机械化学合成提供了星际相关的尘埃颗粒。碳基固体在氢气氛下的机械化学研磨产生的粒子与芳香族红外波段（AIB）发射的天体物理观测的光谱匹配。最能再现这些天文红外观测的类似物的H/C比在5 $\pm$ 2%的范围内。这个值远低于弥漫星际氢化无定形碳，另一个银河尘埃颗粒组分中观察到的吸收，它最有可能提供了一个约束的氢化程度最芳香碳尘埃颗粒载体。在AIB中观察到的7.4-8.3 $μ$ m范围内的宽带与氢含量相关，因此与所产生的类似物的结构演变相关。机械化学过程可以被看作是一个实验反应器，以刺激局部高能化学反应。它引入了键无序和氢化学附着在所产生的缺陷上，其效果类似于星际空间与固体的非常局部化的化学反应。从天体物理学的角度来看，这些实验室星际尘埃类似物将用于预测模拟星际条件下的尘埃颗粒演化，包括恶劣的辐射环境。这样的星际类似物提供了一个机会，以获得对其他恒星形成系统中物质循环的全球观点。
2020-04-06 astro-ph.GA
Penetration of Non-energetic Hydrogen Atoms into Amorphous Solid Water and their Reaction with Embedded Benzene and Naphthalene
冰粒表面的化学过程对分子云的化学演化起着重要的作用。特别是，涉及非高能氢原子从气相中吸积的反应已被广泛研究。这些反应被认为只在冰粒的表面有效地进行;因此，嵌在冰幔中的分子不被认为与氢原子反应。最近，Tsuge等人（2020年）提出，即使在冰幔中，非高能氢原子也可以通过扩散氢化与CO分子反应。本研究将苯和萘分子嵌入非晶态固体水（ASW）中，发现这些分子中的一部分在天体物理环境中可以完全氢化。非能量氢原子进入多孔和无孔ASW的穿透深度分别用苯分子确定为>50和~10个单层（1个单层~ 0.3 nm）。
2022-05-30 astro-ph.GA
Cosmic-ray induced diffusion in interstellar ices
宇宙射线能够加热星际尘埃颗粒。这可能会增强聚集在暗云核心颗粒上的冰质地幔中的分子流动性。采用三相天体化学模型研究了星际冰中的分子运动。具体而言，扩散通过冰之间的地下地幔和外表面的孔隙，由全谷物加热的帮助下，被认为是。结果发现，孔可以作为一个有效的传输路径轻物种。化学自由基从地幔向外表面的扩散是最有效的。这些物质在地幔中的积累是由于宇宙射线诱导的光子的光解作用。氢在暖冰内的更快扩散增强了孔隙表面上的自由基的氢化。整个晶粒加热引起的径向扩散在冰的总体结果是较高丰度的冰物种，其合成涉及光自由基。以这种方式合成的稳定物质的例子包括复杂的有机分子、OCS、H2O2和氰基丙炔。
2014-09-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Investigating the impact of reactions of C and CH with molecular hydrogen on a glycine gas-grain network
通过敏感性分析，包括在气体-颗粒网络中的分子氢的C和CH的反应的影响进行评估。为此，我们改变了3个参数，即反应效率\ce{C + H2 -> CH2}，和宇宙射线电离率，第三个参数是最终密度的坍缩暗云。运行12个模型的网格以研究所有参数对化学网络的最终分子丰度的影响。我们发现，包括与分子氢的反应改变了网络的氢经济性;由于一些物种被分子氢氢化，原子氢被释放。氢化产生的简单分子如\ce{CH4}、\ce{CH3OH}和\ce{NH3}的丰度增加，同时，更复杂的物质如甘氨酸及其前体的最终丰度显著降低。我们发现甘氨酸的前体被优先氢化，因此甘氨酸本身的生产效率较低。
2023-01-11 astro-ph.GA physics.chem-ph
Survey Observation of CH$_3$NH$_2$ and Its Formation Process
我们使用ALMA呈现了甘氨酸前体甲胺（CH $_3$ NH $_2$）以及甲醇（CH $_3$ OH）和甲亚胺（CH $_2$ NH）对高质量恒星形成区NGC 6334 I、G10.47+0.03、G31.41+0.3和W51~e1/e2的观测结果。这些来源的分子丰度使用旋转图方法推导，并与我们的国家的最先进的化学模型进行比较。我们发现观察到的“CH $_3$ NH $_2$ /CH $_3$ OH”的比率在0.11和2.2之间。我们还发现，观察到的“CH $_3$ NH $_2$ /CH $_3$ OH”的比例符合我们的化学模型，通过考虑的CH $_3$ NH $_2$的颗粒表面上通过氢化过程形成HCN。该结果清楚地表明氢化过程形成CH $_3$ NH $_2$的重要性。NGC 63343 I MM 3（其中在本研究中未检测到CH $_3$ NH $_2$，并且显示“CH $_3$ NH $_2$ /CH $_3$ OH”比小于0.02）与其他核心明显不同。
2019-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Encounter Desorption of Hydrogen Atoms on Ice Mantle
在低温（10 K）下，氢原子可以在颗粒冰幔上快速扩散，并经常遇到氢分子，这些氢分子覆盖了颗粒表面的显著部分。氢原子在H_2衬底上的脱附能远小于在水冰衬底上的脱附能。采用H原子碰撞脱附机制研究了H原子在H2衬底上的增强脱附。使用一个小的反应网络，我们表明，稳态表面H丰度的速率方程模型，包括H原子遇到解吸预测同意合理以及从更严格的微观Monte Carlo方法的结果。对于全气粒模型，氢原子遭遇脱附会降低表面氢丰度。因此，如果模型采用H原子的相遇脱附，则甲醇等加氢产物更难形成，但C、O和N原子更容易在晶粒表面相互键合。
2020-08-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Where does the energy go during the interstellar NH$_3$ formation on water ice? A computational study
在星际介质最冷的区域（10- 20 K），星际颗粒的冰表面作为化学反应的固态载体。在它们的合理作用中，第三体被提倡，其中表面反应的反应能分散在整个晶粒中，使产物稳定。这种能量耗散过程在原子尺度上了解得很少，尽管它对天体化学有很大的影响。在这里，我们研究，通过量子力学模拟，形成NH3通过连续的H-添加到原子N在水冰表面，特别注意第三体的作用。我们首先表征氢化反应和可能的竞争过程（即，H-抽象），其中H-加法比H-抽象更有利。随后，我们通过从头算分子动力学模拟研究了加氢反应能的命运。结果表明，约58--90%的能量被冰面迅速吸收，引起冰温暂时升高。不同的能量耗散机制进行了区分。一种更普遍的机制是基于新形成的物种的高度激发的振动模式和冰水分子的振动模式的耦合。第二种机制，在NH $_3$形成期间是唯一的，是基于瞬态H $_3$ O $^+$ /NH $_2^-$离子对的形成，其显著加速了能量向表面的转移。最后，我们的研究结果相对于星际合成NH $_3$和它的化学解吸到气体中的天体物理意义进行了讨论。
2022-12-29 astro-ph.GA physics.chem-ph
Dust in the diffuse interstellar medium: Extinction, emission, linear and circular polarisation
我们提出了一个模型的弥漫星际尘埃，解释了所观察到的波长依赖性的消光，发射，线性和圆偏振的光。该模型是用少量参数建立的。它由无定形碳和硅酸盐颗粒的混合物组成，其尺寸从0.5到约500 nm的分子域。半径大于6nm的尘埃颗粒是球状体。球形尘埃颗粒在远红外线中的吸收截面比相同体积的球形颗粒大1.5 - 3倍。从亚毫米波观测中得出的质量估计，忽略了这一影响，也被高估了同样的数量。在存在磁场的情况下，球状体可以部分地对准并且使光偏振。我们发现，偏振光谱有助于确定否则，而不受约束的尘埃粒径分布的颗粒半径上限。包括随机加热的小颗粒石墨、硅酸盐和多环芳烃（PAH）。我们列出了各种环境中PAH发射带的参数。它们显示出与辐射场的硬度的趋势，这可以通过分子的电离状态或氢化覆盖来解释。对于每一个尘埃成分，其相对重量是指定的，因此绝对元素丰度不是直接输入参数。该模型面临着银河系的平均属性，这似乎代表了太阳附近的尘埃。然后将其应用于四个特定的视线，包括反射星云NGC2023。对于这些视线，我们提出了线性和圆形光谱偏振观测与FORS/VLT。使用扁长而不是扁圆的晶粒给出了一个更好的拟合所观察到的光谱，球状体的轴比通常是两个和对齐的硅酸盐是主要的贡献者的偏振。
2013-08-22 astro-ph.GA
The ALMA-PILS survey: First detection of the unsaturated 3-carbon molecules Propenal (C$_2$H$_3$CHO) and Propylene (C$_3$H$_6$) towards IRAS 16293$-$2422 B
含有三个碳原子的复杂有机分子在恒星形成的最早阶段被发现。特别地，丙烯醛（C $_2$ H $_3$ CHO）是感兴趣的物种，因为其在更复杂的物种甚至生物分子的形成中的含义。本研究旨在寻找低质量原恒星双星IRAS 16293- 2422的热科里诺区是否存在C $_2$ H $_3$ CHO和丙烯（C $_3$ H $_6$）等三碳物种，以了解它们的形成途径。我们利用ALMA在波段6和波段7的观测资料，在原恒星IRAS 16293- 2422 B（IRAS 16293 B）中寻找C $_3$ H $_6$和C $_2$ H $_3$ CHO的存在。我们报告了对IRAS 16293 B的C $_3$ H $_6$和C $_2$ H $_3$ CHO的检测，然而，未发现对二元系统的另一个组分IRAS 16293 A的未混合线。我们推导出C-$_3$ H $_8$、HCCCHO、n-C-$_3$ H $_7$ OH、i-C-$_3$ H $_7$ OH、C-$_3$ O和顺式-HC（O）CHO对IRAS 16293 B的柱密度上限。然后，我们使用一个三相化学模型来模拟这些物种的形成在一个典型的星前环境，然后其流体力学崩溃，直到中央原恒星的诞生。不同的形成路径，如连续氢化和自由基，自由基添加在晶粒表面，进行了测试和比较的观测结果。模拟再现了与针对IRAS 16293 B观察到的丰度在一个数量级…
2020-07-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of ethanol, acetone, and propanal in TMC-1: New O-bearing complex organics in cold sources
本研究在冷无恒星核TMC-1中首次探测到三种含氧复杂有机物，结合观测与化学模型揭示了其形成机制，拓展了对恒星形成前冷致密核化学多样性的认知。
2023-03-28 astro-ph.GA
Atom Addition Formation of Thionylimide (HNSO) on Interstellar Dust Grains: Chemical routes requiring oxygen and nitrogen atom surface diffusion
University of Stuttgart（斯图加特大学）；RIKEN Cluster for Pioneering Research（理化学研究所先导研究集群）
研究通过量子化学计算揭示HNSO在星际尘埃颗粒上的形成机制，表明氧和氮原子表面扩散在硫化学中起关键作用。
2026-02-04 astro-ph.GA physics.chem-ph
Chemical models of interstellar glycine and adenine precursor aminoacetonitrile (NH2CH2CN)
本研究利用NAUTILUS三相化学模型并加入300多个反应，模拟热核中氨基乙腈及其异构体的化学演化，预测其丰度与观测一致，并揭示其形成与破坏路径及生成腺嘌呤的可能性。
2024-08-21 astro-ph.GA
Production of complex organic molecules: H-atom addition versus UV irradiation
复杂有机分子（COMs）在恒星形成区的不同环境中被发现.实验室研究表明，COM在固态下形成，在冰冷的颗粒上，通常在非高能（原子添加）或高能（紫外光子吸收）触发之后。到目前为止，这种研究主要是针对单一过程进行的。在这里，我们提出了第一项定量研究（非）能量处理的相对重要性和累积效应的工作。我们专注于天文学相关的CO：CH 3OH = 4：1的冰类似物暴露的剂量相关的致密云的崩溃阶段。在14 K下，氢化实验结果表明，甲酸甲酯（MF HC（O）OCH 3）、乙醇醛（GA HC（O）CH 2 OH）和乙二醇（EG H2 C（OH）CH 2 OH）的生成量均大于10%.的绝对丰度和丰度分数被发现是依赖于H-原子/CO-CH 3OH分子的比例和总的沉积速率。在冰只暴露于UV光子的情况下，发现了几种不同的COM。典型地，丰度分数为MF 0.2，GA 0.3和EG 0.5，与在没有UV的纯氢化实验中发现的值相反，其中MF基本上不存在：分别为0.0，0.2-0.6和0.8-0.4。在实验中，两者都适用，整体COM丰度下降到约一半的纯紫外线照射实验中发现的，但组成部分是非常相似的。这意味着COM比率可以用作诊断工具，以获得冰的处理历史。固态分支比来自这里的GA和EG比较与观察，而MF的情况下，不能解释固态条件下，这里调查。
2017-05-22 astro-ph.GA
Chemical modeling of aminoketene, ethanolamine, and glycine production in interstellar ices
本研究通过天体化学动力学模型模拟星际冰中原子碳与氨反应生成氨基乙烯酮，进而氢化生成乙醇胺和甘氨酸，发现激波区域更利于这些复杂有机分子的存活与探测。
2025-10-23 astro-ph.GA
Sensitivity of gas-grain chemical models to surface reaction barriers: Effect from a key carbon-insertion reaction, C + H$_2$ $\rightarrow$ CH$_2$
当代气体颗粒天体化学模型的可行性取决于准确的动力学数据，特别是表面过程的可用性。我们研究的敏感性的气体颗粒化学模型的能量障碍Ea的一些最丰富的物种之间的重要的表面反应：C和H2（表面C +表面H2 =表面CH 2）。我们使用气体颗粒程序ALCHEMIC模拟了密度（nH：10^{3} - 10^{12}cm^{-3}）和温度（T：10 - 300 K）的二维网格上随时间变化的化学演化，假设紫外光暗（Av = 20 mag）和部分紫外光照射（Av = 3 mag）条件是致密星际介质的典型条件。我们考虑了表面反应的能垒的两个值，Ea = 2500 K（如最初在网络中实现的）和Ea = 0 K（如在实验室中测量并通过量子化学模拟计算的）。我们发现，如果C + H2 = CH 2表面反应是无屏障的，则表面碳原子会更快地转化为甲烷冰。在< 10-15 K的低温下，CHn烃冰的过量产生影响了更复杂的烃、氰化物和腈以及含CS物种的表面形成。CO的表面氢化以及因此复杂（有机）分子的合成也受到影响。因此，重要的物种，其丰度可能会改变超过一个因素，在1百万年，包括原子碳，小的单碳（C1）和二碳（C2）烃，CO2，CN，HCN，HNC，HNCO，CS，H2 CO，H2 CS，CH 2CO和CH 3OH（在气体和/或冰）。CO、H2O和N2以及O、HCO+、N2 H+、NH3、NO和大多数含硫分子的丰度几乎…
2020-03-31 astro-ph.GA astro-ph.IM
Formation of the glycine isomer glycolamide (NH$_2$C(O)CH$_2$OH) on the surfaces of interstellar ice grains: Insights from atomistic simulations
该研究通过原子模拟揭示了乙醇酰胺在星际冰粒表面的形成机制，包括甲醛与甲酰胺自由基的偶联及后续氢化步骤，预测anti-乙醇酰胺为最有利产物，为甘氨酸前生物合成提供见解。
2025-04-24 astro-ph.GA
Rotational spectroscopy, tentative interstellar detection, and chemical modelling of N-methylformamide
N-甲基甲酰胺，CH 3 NHCHO，可能是星际前生物化学的重要分子，因为它含有一个肽键。CH_3NHCHO最稳定的反式构象的转动光谱由于甲基扭转的低能垒而被强的扭转-转动相互作用所复杂化。我们用哈尔科夫和里尔的两台吸收光谱仪测量了45- 630 GHz的转动光谱。采用Rho轴法和RAM 36程序进行了分析。我们用ALMA进行的谱线测量寻找N-甲基甲酰胺朝向热分子核Sgr B2（N2）。天文结果被放入一个更广泛的天体化学背景下的气体颗粒化学动力学模型的帮助下。CH_3 NHCHO反式构象的实验室数据集由J ≤ 62的9469个线频率组成，包括第一和第二激发扭转态的转动光谱的第一次分配。所有这些线都在实验精度范围内拟合。我们报告了对Sgr B2（N2）的CH 3 NHCHO的初步检测。我们发现CH 3 NHCHO的丰度比NH 2CHO低一个数量级以上，比CH 3 NCO低两倍，但仅比CH 3CONH 2略低。的化学模型表明，通过NH + CO对谷物的HNCO的有效形成是实现所观察到的气相丰度的CH 3 NCO的必要步骤。CH 3 NHCHO的产生可以通过直接添加官能团自由基或通过CH 3 NCO的氢化在颗粒上进行。如果确认检测到CH 3 NHCHO，则与其更稳定的结构异构体乙酰胺相比，该分子的丰度仅略微不足，并且模型丰度对化学动力学参数的敏感性表明，这两种分子的形成受动力学而不是热平…
2017-01-17 astro-ph.GA
Interaction of H$_2$S with H atoms on grain surfaces under molecular cloud conditions
本研究在 10–16 K 超高真空实验中结合 RAIRS 与 QMS，量化 H 原子轰击 H$_2$S 冰时的化学脱附和 H$_2$S$_2$ 形成，揭示升温会增强 HS 自由基诱导的固态硫化学。
2023-08-15 astro-ph.GA
Influence of surface coverage on the chemical desorption process
在寒冷的天体物理环境中，一些分子在气相中被观察到，而它们应该已经耗尽，冻结在尘埃颗粒上。为了解决这个问题，天体化学家提出，在尘埃颗粒表面合成的一小部分分子可以在形成后立即解吸。最近的化学解吸过程已被实验证明，但在发挥作用的关键参数尚未完全理解。本文提出了一种新的方法来分析氧化石墨吸附氧原子后合成的氧气和臭氧的比例。我们证明了两种反应路径（O+O和O+O $_2$）的化学解吸效率相差一个数量级。我们显示的表面覆盖的重要性：对于O+O反应，化学解吸效率接近80 $\%$在零覆盖，并趋于零，在一个单层覆盖。O+O化学脱附的覆盖依赖性通过改变基底上的预吸附N $_2$的量从0到1.5 ML来证明。最后，我们讨论了不同的物理参数，可以发挥作用的化学解吸过程中的相关性：结合能，焓的形成，和能量转移从新的分子的表面或其他吸附物。
2014-06-21 astro-ph.GA physics.chem-ph
Formation of Complex Molecules in Prestellar Cores: a Multilayer Approach
我们提出的复杂的有机分子（COM）的化学建模的结果在典型的条件下的星前核。我们利用先进的气体颗粒天体化学模型，更新了气相化学，采用多层方法来研究冰表面化学，并根据Minissale等人最近的实验对反应解吸进行了最新处理。与化学模型，径向配置文件的分子，包括COM计算的情况下，典型的星前核L1544在时间尺度时，CO的建模耗尽因子变得等于所观察到的。我们发现在L1544中可以有效地形成COMs，直到10（-10）wrt的分数丰度。总氢原子核。许多COM的丰度，如CH 3 OCH 3，HCOOCH 3，和其他峰值在类似的径向距离约2000-4000 AU。COMs的气相丰度取决于反应脱附的效率，而反应脱附的效率又取决于冰地幔外层单层的组成。在星前核中，地幔的外层单层可能包括大部分CO及其氢化产物，这可能会增加反应解吸的效率，根据Minissale等人（2016），并使COMs的形成在星前核的典型条件下有效，尽管这一假设尚未得到实验证实。羟基自由基（OH）在COMs的气相化学中起着重要的作用，值得进一步深入研究。
2017-05-12 astro-ph.GA
Prestellar grain-surface origins of deuterated methanol in comet 67P/Churyumov-Gerasimenko
氘代甲醇是天体化学家对形成含氘分子的单个化学反应及其所在区域的物理化学历史最强大的窗口之一。首次探测到单氘和双氘甲醇在彗星彗发67 P/丘留莫夫-格拉西缅科使用Rosetta-ROSINA数据。D-甲醇（CH3OD和CH2DOH合并）和D2-甲醇（CH2DOD和CHD2OH合并）相对于正常甲醇的丰度分别为5.5 +/-0.46%和0.00069 +/-0.00014%。数据跨度甲醇氘代分数（D/H比）在0.71 - 6.6%的范围内，占D在分子中的位置的统计校正，包括统计误差传播的ROSINA测量。认为彗星状CH_2DOH是由CO加氢生成CH_3OH和随后的CH_3-R中的H-D取代反应形成的。CHD2OH可能是由氘代甲醛产生的。在氘代水冰存在下，在OH-R中，通过H-D交换反应生成CH_3OD和CH_2DOD。甲醇的形成和氘化被认为发生在与HDO形成D2O相同的时期，在此之前形成单氘代水、硫化氢和氨。彗星的D-甲醇/甲醇的比例被证明同意最密切的星前核心和低质量的原恒星区域。结果表明，彗星的甲醇来源于诞生我们的太阳系的先天冷（10 - 20 K）星前核心。彗星挥发物个别地反映了恒星形成的演化阶段，从云到核心到原恒星。
2020-10-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Molecular Composition of Shadowed Protosolar Disk Midplanes beyond the Water Snowline
磁盘中板温度可能会受到灰尘陷阱/环的影响。在水雪线之外的灰尘耗尽将投下阴影。在这项研究中，我们采用了一个详细的气体颗粒化学反应网络，并调查径向气体和冰的丰度分布的主要碳，氧，氮轴承分子在磁盘的阴影结构超出水雪线周围的原太阳系恒星。在阴影盘中，预计$3-8$ au附近的尘埃颗粒具有大约$5-10$倍的有机分子冰，如H $_{2}$ CO，CH $_{3}$ OH和NH $_{2}$ CHO，饱和烃冰如CH $_{4}$和C $_{2}$ H $_{6}$，除了H $_{2}$ O，CO，CO $_{2}$，NH $_{3}$，N $_{2}$和HCN冰，与非阴影磁盘中的那些相比。在阴影区，我们发现氢化（特别是CO冰）是复杂有机分子的主要形成机制。气相N/O比的空间变化比气相C/O比大得多，因此，N/O比是一个有用的示踪剂的阴影区。N $_{2}$ H $^{+}$谱线发射是阴影区的潜在示踪剂。我们的结论是，阴影区允许的关键挥发物到尘埃颗粒的再冷凝，提供了一个区域的化学富集的冰，这是更接近恒星比在一个非阴影磁盘，并可能在一定程度上解释O $_{2}$冰的尘埃颗粒，形成彗星67 P/丘留莫夫-格拉西缅科的陷阱。我们讨论的是，如果形成在一个阴影盘，木星不需要有迁移的距离很远。
2022-08-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Hydroxylated Mg-rich amorphous silicates as catalysts for molecular hydrogen formation in the interstellar medium
本研究通过实验和量子化学计算，揭示富镁非晶硅酸盐可催化星际介质中分子氢形成，还将彗星探测结果与星际尘埃演化关联。
2025-06-13 astro-ph.GA
The Reaction between Atomic Carbon and Molecular Nitrogen as a Source of Cyanamide and Carbodiimide on Interstellar Ices
Univ. Bordeaux, CNRS, Bordeaux INP, ISM, UMR 5255（波尔多大学）
研究原子碳与分子氮在星际冰表面的反应，揭示其在形成氰胺和碳二亚胺中的关键作用，改进了现有星化学模型。
2026-04-17 astro-ph.GA
An experimental study of the surface formation of methane in interstellar molecular clouds
甲烷是最简单的稳定分子之一，在空间中既丰富又广泛分布。它被认为部分起源于星际分子云，这些分子云接近恒星形成周期的开始。对低质量和高质量年轻恒星天体的CH $_4$冰的观测调查表明，CH $_4$的大部分预计是由尘埃颗粒上的C氢化形成的，CH $_4$冰与固体H $_2$ O密切相关。然而，这还没有在受控的实验室条件下进行研究，因为星际冰类似物的碳原子化学还没有在实验中实现。在这项研究中，我们成功地证明了在两个单独的共沉积实验中，在真空装置中实施的C原子束形成CH $_4$冰：C + H在10 K表面上模拟CH $_4$的形成，正好在H $_2$ O冰在尘埃颗粒上形成之前，和C + H + H $_2$ O在10 K表面上的反应，以模拟与H $_2$ O冰同时形成的CH $_4$。我们证实，CH $_4$可以通过原子C和H的反应形成，并且当CH $_4$在富含H $_2$ O的冰中形成时，CH $_4$的形成速率是2倍。这与星际CH $_4$和H $_2$ O在极地冰相中一起形成的观测发现一致，即，当碳原子和氢原子同时与尘埃颗粒上的氧原子共生时。第一次，导致星际CH $_4$（和CD $_4$）冰形成的条件被报道，并可以纳入天体化学模型，以进一步限制CH $_4$化学在星际介质和CH $_4$继承的其他地区。
2020-04-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Detection of Interstellar H$_2$CCCHC$_3$N
连接分子云中常见的小有机分子与长期以来被怀疑是无处不在的不明红外发射带的载体的大型、复杂、多环物种的化学途径仍然不清楚。为了研究在冷核中观察到的单环和多环分子的形成是否可以通过无处不在的碳链物种与原子氢的自下而上的反应形成，在作为GOTHAM（TMC-1狩猎芳香分子的GBT观测）项目的一部分的数据中搜索可能的中间体。运行马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）源模型以获得柱密度和激发温度。运行天体化学模型以检查可能的形成途径，包括涉及C $_6$ N和HC $_6$ N氢化的新的颗粒表面途径，以及C $_3$ N和丙炔之间的纯气相反应（CH $_3$ CCH）和丙二烯（CH $_2$ CCH $_2$），以及通过反应CN + H $_2$ CCCHCCH。本文报道了利用Robert C.伯德100米绿岸望远镜（GBT）。氰基乙炔丙二烯可能代表不饱和碳链之间的中间体，例如氰基多炔，其是冷核的特征，以及最近发现的环状物质，如氰基环戊二烯。从我们的模型的结果表明，气相丙二烯为基础的形成路线，特别是产生丰富的H $_2$ CCCHC $_3$ N匹配的柱密度$2\times10^{11}$ cm $^{-2}$从MCMC源模型，和粮食表面路线产生大量的冰，可能是重要的环状分子的前体。
2021-05-07 astro-ph.GA physics.chem-ph
Chemical modelling of complex organic molecules with peptide-like bonds in star-forming regions
肽键（N-C=O）在代谢过程中起着关键作用，因为它们将氨基酸连接成肽链或蛋白质。最近，在星际介质（ISM）的多种环境中检测到了几种含有肽样键的分子，这就需要充分了解它们的化学性质及其在形成更大的前生物分子中的作用。我们提出了一个全面的研究化学的三个分子含有肽类键：HNCO，NH $_2$ CHO和CH $_3$ NCO。我们还将其他CHNO异构体（HCNO、HOCN）和C $_2$ H $_3$ NO异构体（CH $_3$ OCN、CH $_3$ CNO）纳入研究。我们已经使用了\uclchem气体颗粒化学代码，并包括在我们的化学网络的所有可能的形成/破坏途径，这些肽样分子最近无论是通过理论计算或在实验室实验研究。我们的预测相比，对原恒星IRAS 16293 $-$ 2422和L1544前恒星核心获得的意见。我们的研究结果表明，涉及CHNO和C $_2$ H $_3$ NO异构体的一些关键反应需要修改，以匹配的观察。与最近的实验室研究结果一致，氢化不太可能在晶粒表面上产生NH $_2$ CHO，而自由基-自由基表面反应和气相反应的组合是更好的选择。此外，当考虑气相反应$\rm NH_2 + H_2CO \rightarrow NH_2CHO + H$的活化能略高（25 $\,$ K）时，NH $_2$ CHO获得了更好的结果。最后，我们的模型表明，在恒星形成区观察到的NH $_2$…
2017-11-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Confirmation of interstellar phosphine towards asymptotic giant branch star IRC+10216
利用ALMA首次确认探测到AGB星IRC+10216中的磷化氢，通过LTE建模测定其柱密度和丰度，并推测其可能由尘埃表面PH2氢化形成。
2024-09-19 astro-ph.GA physics.chem-ph
Methane formation in cold regions from carbon atoms and molecular hydrogen
甲烷通常被认为是通过碳原子的连续原子氢化在冷的星际冰粒地幔表面以固态形成的。在目前的工作中，我们研究了分子氢在CH $_4$反应网络中的潜在作用。我们利用超高真空低温装置结合原子碳原子束和原子和/或分子束的氢和氘的H $_2$ O冰。这些实验导致甲烷同位素的形成，通过反射吸收红外光谱原位检测。最值得注意的是，CH $_4$在将C原子与H $_2$在非晶态固体水中结合的实验中形成，尽管比存在H原子的实验中慢。此外，在C原子与H $_2$ O上的H $_2$和D $_2$的实验中检测到CH $_2$ D $_2$。然而，CD $_4$仅在实验中存在D原子时形成。这些发现已经通过计算化学的见解得到了合理化。由此得出以下结论：a）反应C + H $_2$ -> CH $_2$可以发生，尽管在水存在下不是无势垒的，b）反应CH + H $_2$ -> CH $_3$是无势垒的，但尚未包括在天体化学模型中，c）反应CH $_2$ + H $_2$ -> CH $_3$ + H和CH $_3$ + H $_2$ -> CH $_4$ + H只能通过隧道机制发生，以及d）分子氢可能在甲烷的固态形成中起着比迄今所假设的更重要的作用。
2021-10-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the relevance of the H2 + O reaction pathway for the surface formation of interstellar water - A combined experimental and modeling study
星际水的形成通常被认为发生在低温（10-20 K）下黑暗分子云中的冰尘埃颗粒表面，涉及氧同素异形体的氢化反应。由于这些区域中分子氢和原子氧的丰度很高，因此H2 + O反应也被认为对水的形成有显着贡献。然而，气相实验和计算，以及固相实验工作与这一假设相矛盾。在这里，我们使用精确执行的程序升温脱附（TPD）实验在超高真空设置结合动力学蒙特卡罗模拟，以建立从H2和O开始的水生产的上限。这些反应物在不同温度和不同同位素组成的一系列（对照）实验中聚集在CO2基质中。用四极质谱仪在TPD时检测到的水量主要来自腔室本身的污染。然而，如果水是通过H2 + O在表面上少量产生的，这只能用经典和隧道反应机制相结合来解释。一个绝对保守的上限为反应速率推导出与微观动力学蒙特卡罗模型，将上限转换为一个最大可能的反应速率。将这一速率转化为天体化学相关参数的模拟运行，表明在致密的星际云中，H2 + O在OH中反应的贡献上限为11%，从而形成水。然而，我们的实验和理论结果表明，这种贡献可能要低得多。
2014-09-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Formation of complex molecules in translucent clouds: Acetaldehyde, vinyl alcohol, ketene, and ethanol via nonenergetic processing of C2H2 ice
复杂的有机分子（COMs）已经被确定为高质量和低质量的原恒星以及分子云，这表明这些星际物种起源于恒星形成的早期阶段。化学式C $_2$ H $_\text{n}$ O所描述的导致COM的反应途径仍在争论中。在这项工作中，我们研究了实验室可能的固态反应，涉及简单的碳氢化合物和OH-自由基以及H $_2$ O冰在半透明的云条件下（1 $\leq$ A $_V$ $\leq$ 5和\textit{n} $_\text{H}$ $\sim$ 10 $^3$ cm $^{-3}$）。重点研究了10 K时C-$_2$-H-$_2$与H-原子和OH-自由基的相互作用。超高真空（UHV）实验进行以研究在C $_2$ H $_2$ + O $_2$ + H共沉积期间观察到的表面化学，其中O $_2$用于原位产生OH-自由基。反射吸收红外光谱（RAIRS）应用于原位监测初始和新形成的物种。在此之后，程序升温解吸实验结合四极杆质谱仪（TPD-QMS）作为补充分析工具。所研究的具有H原子和OH自由基的C $_2$ H $_2$的10 K表面化学不仅导致半饱和和完全饱和的烃，例如乙烯（C $_2$ H $_4$）和乙烷（C $_2$ H $_6$），而且还导致COM的形成，例如乙烯醇、乙醛、乙烯酮、乙醇和可能的乙酸。可以得出结论，OH-自由基加成反应到C $_2$ H $_2$，作为分子骨架，然后异构化（即…
2020-02-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Organic molecules in the protoplanetary disk of DG Tau revealed by ALMA
行星在原行星盘中形成，并继承了它们的化学成分。因此，绘制原行星盘中简单有机物（如甲醛和甲醇）的分布图和研究其形成至关重要。我们分析了在o-H $_2$ CO $3_{1,2}-2_{1,1}$和CH $_3$ OH $3_{-2,2}-4_{-1,4}$ E，$5_{0,5}-4_{0,4}$ A跃迁中，以前所未有的$\sim0.15"$分辨率对金牛座T星DG Tau附近盘喷流系统的ALMA观测，即，$\sim18$ au距离121 pc。H $_2$ CO发射源自从$\sim40$ au延伸的旋转环，其峰值在$\sim62$ au处，即，在1.3毫米尘埃连续体的边缘。CH PDMATHAMO OH发射未检测到低至r.m.s.在0.162 km/s的通道中，假设邻位与对位的比率为1.8-2.8，则环和盘高度平均的H $_2$ CO柱密度为$\sim0.3-4\times10^{14}$ cm $^{-2}$，而CH $_3$ OH的柱密度为$<0.04-0.7\times10^{14}$ cm $^{-2}$。在内部$40$ au中，没有检测到o-H $_2$ CO发射，其束平均柱密度的上限为$\sim0.5-6\times10^{13}$ cm $^{-2}$。DG Tau盘中的H $_2$ CO环位于CO冰线之外（R $_{\rm CO}\sim30$ au）。这表明，H $_…
2019-02-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
