Ice Mineralogy Across and Into the Surfaces of Pluto, Triton, and Eris
我们提出了三个近红外光谱的冥王星采取的IRTF和SpeX，一个光谱的海卫一采取的MMT和红色通道摄谱仪，和以前公布的光谱的冥王星，海卫一，和厄里斯。我们将这些观测结果与两相Hapke模型相结合，并深入了解冥王星，海卫一和厄里斯的冰矿物学。具体来说，我们测量了这些冰冷矮行星表面的甲烷-氮混合比。此外，我们提出了一个实验室实验，证明它是必不可少的模型甲烷波段的光谱中的冰矮行星有两个甲烷阶段-一个高度稀释的氮和其他丰富的甲烷。对于冥王星，我们发现体积，半球平均，甲烷丰度为9.1 \pm 0.5%，7.1 \pm 0.4%，8.2 \pm 0.3%，地下甲烷丰度为10 \degree，125 \degree，257 \degree。将Wilcoxon秩和检验应用于我们的测量发现这些小差异具有统计学显著性。对于海卫一，我们发现体积，半球平均，甲烷丰度为5.0 \pm 0.1%和5.3 \pm 0.4%的138 \degree和314 \degree的地下甲烷。将Wilcoxon秩和检验应用于我们的测量发现差异不具有统计学显著性。对于厄里斯，我们发现一个大的，半球平均，甲烷丰度为10 \pm 2%。冥王星，海卫一和厄里斯不表现出甲烷-氮混合比的趋势，深入到他们的表面在几厘米的范围内探测这些意见。这一结果与预期相反（Grundy & Stansberry 2000），因为可见光穿透到富氮表面的深…
2012-03-30 astro-ph.EP
Pressure and temperature dependence of solubility and surface adsorption of nitrogen in the liquid hydrocarbon bodies on Titan
我们已经研究了压力和温度的依赖性的溶解度的氮在甲烷和乙烷使用气液平衡模拟的二元混合物中的氮在甲烷和乙烷的压力范围在1.5大气压和3.5大气压之间和温度在90 K和110 K之间，热力学条件，可能存在于土星的卫星，土卫六。结果表明，在90 K时，氮气在甲烷中的溶解度随压力线性增加，而氮气在乙烷中的溶解度随压力呈指数增加。氮气在甲烷和乙烷中的溶解度在3个大气压下随温度呈指数下降。在本文研究的压力和温度范围内，氮气在甲烷中的溶解度远大于在乙烷中的溶解度。我们的结果是在定量协议与现有的实验测量氮在甲烷和乙烷中的溶解度。此外，我们发现，在温度90 K时，氮的表面吸附随着压力的增加而增加，而吸附自由能随着压力的增加而增加。此外，我们发现，表面张力的氮气-甲烷和氮气-乙烷系统的压力线性下降。氮气-乙烷体系的表面张力随压力下降的速率比氮气-甲烷体系大得多。最后，我们发现氮分子从界面吸收到液相中是扩散的，不涉及任何明显的能垒。我们的研究结果表明，均匀成核的气泡是不太可能的泰坦和泰坦上的湖泊中的气泡形成必须产生从异质成核的气泡。
2020-02-17 astro-ph.EP cond-mat.soft physics.chem-ph
Methane, ammonia, and their irradiation products at the surface of an intermediate-size KBO? A portrait of Plutino (90482) Orcus
奥库斯是一个中等大小的1000公里尺度的柯伊伯带天体，与海王星有3：2的平均运动共振，轨道与冥王星非常相似。我们目前的可见光和近红外测光和光谱获得的凯克10米望远镜和双子座8米望远镜。我们确认了在2.2 μ m区域的结晶水冰以及吸收的明确检测。在可见光和近红外线下，奥库斯的光谱特性在可用的分辨率下随着时间的推移（可能还有旋转）似乎是均匀的。从哈普克辐射转移模型涉及密切的各种冰的混合物，我们发现第一次，铵（NH +4）和乙烷（C2 H6）的痕迹，这是最有可能的氨和甲烷的太阳辐射产物，甲烷和氨的混合物（稀释或不）是最好的候选人，以改善描述的数据相对于一个简单的水冰混合物（妊神星型表面）。2.2 μ m波段可能的更精细结构应该在未来进行彻底的研究，以更好地了解甲烷和氨的化学作用。我们研究了奥库斯的热历史与一个新的三维热演化模型。在4.5 × 109年的模拟中，输入10%的孔隙度，23%的无定形水冰和77%的尘埃的整体成分，以及冷吸积表明，即使只有长寿命的放射性元素的作用，奥库斯应该有一个熔化的核心，并且很可能在其历史上经历了一次冰火山事件，将大量的结晶冰带到了表面。内部氨的存在会加强熔化过程。最近的实验室实验表明，尽管有辐射效应，但数十亿年后，可能由过去的冰火山事件带到地表的结晶水冰仍然可以检测到。
2010-06-25 astro-ph.EP
Vacuum ultraviolet photoabsorption spectroscopy of space-related ices: 1 keV electron irradiation of nitrogen- and oxygen-rich ices
在太阳系中已经探测到氧、氮和臭氧分子。它们也被认为存在于恒星形成区域的冰粒地幔中。模拟冰的高能处理（离子，光子和电子）的实验室实验对于解释和指导未来的天文观测至关重要。我们提供的真空紫外光吸收光谱数据的大力处理的氮和氧丰富的冰，这将有助于确定吸收带和/或光谱斜率上观察到的冰冷的物体在太阳系和冰粒地幔的星际介质。我们目前的真空紫外光吸收光谱冻结O2和N2，两者的1：1的混合物，和一个新的系统的一套纯和混合氮氧化合物冰。光谱在22 K之前和之后得到1 keV的电子轰击的冰样品。然后将冰退火到更高的温度以研究它们的热演化。此外，傅里叶变换红外光谱被用作分子合成的二级探针，以更好地识别起作用的物理和化学过程。我们的真空紫外数据表明，臭氧和叠氮自由基（N3）在我们的实验中观察到电子辐照后的纯O2和N2冰，分别。对O2：N2 = 1：1的冰混合物进行高能处理导致臭氧以及一系列氮氧化合物的形成。固体氮氧化合物的电子辐照，纯的和混合物，诱导新的物种，如O2，N2，和其他氮氧化合物不存在于初始冰的形成。在这里讨论的结果，其相关性的各种天体物理环境。最后，我们表明，固体NO2和水的真空紫外光谱可以再现观测的真空紫外线的土卫二，土卫四，土卫五的冷表面的轮廓，强烈建议存在的氮氧化合物的表面上的冰冷的土星卫星。
2020-08-04 astro-ph.EP
Pluto's global surface composition through pixel-by-pixel Hapke modeling of New Horizons Ralph/LEISA data
2015年7月14日，美国宇航局的新视野号任务为我们提供了冥王星系统前所未有的详细视图。新视野号上的拉尔夫/莱萨红外光谱仪揭示了冥王星遭遇半球的复杂成分多样性。我们目前的冥王星成分图定义的空间分布的丰度和纹理特性的挥发性甲烷和氮冰和非挥发性水冰和托林。这些结果是通过将逐像素Hapke辐射转移模型应用于LEISA扫描而获得的。我们的分析主要集中在大尺度的纬度变化的甲烷和氮冰，并旨在设置观测的挥发性运输模式的限制。具体来说，我们发现了三个纬度带：第一个富含甲烷，从极点延伸到北纬55度，第二个主要由氮组成，继续向南延伸到北纬35度，第三个主要由甲烷组成，到达北纬20度。我们表明，这些表面单元的挥发物的分布可以解释在过去几十年的日照差异。纬度模式被Sputnik Planitia打破，Sputnik Planitia是一个大型的挥发物储存库，其中氮起着最重要的作用。甲烷和氮在这一地区的物理性质是暗示存在一个冷阱或可能的挥发性分层。此外，我们的模拟结果指出，从斯普特尼克平原的西北边缘向南可能的氮升华运输。
2016-11-30 astro-ph.EP
The surface composition of large Kuiper belt object 2007 OR10
我们提出的光度学和光谱的大型柯伊伯带对象2007 OR 10。这些数据显示了由于水冰而产生的显著的近红外吸收特征。虽然柯伊伯带中大多数吸收水冰的天体都具有水冰的光学中性颜色，但2007 OR 10是已知的最红的柯伊伯带天体之一。另一个大型柯伊伯带天体-夸欧尔-有类似的红色和水冰吸收，它的红色被假设是由于照射的少量甲烷能够保留在夸欧尔。2007 OR 10虽然比夸欧尔更温暖，但也有类似的挥发性保留，因为它足够大，其更强的重力仍然可以保留甲烷。因此，我们认为2007 OR 10上的红色也是由少量甲烷的保留引起的。阳性检测将需要2007年甲烷的光谱，或10将需要具有更高信噪比的光谱。柯伊伯带天体上的挥发物保留模型似乎继续在再现所有可用的观测结果方面做得很好。
2011-08-05 astro-ph.EP
Structure and Dynamics of Cold Water Super-Earths: The Case of Occluded CH4 and its Outgassing
我们研究了甲烷在富含水的超级地球周围的外部水包层中的传输，并估计了其释放到大气中的气体。我们研究了甲烷对水地幔热力学和力学的影响。我们发现，包括甲烷在水基质中引入了一个新的阶段（填充冰），导致更热的行星内部。这种效应使得超离子和网状相可以被相对较低质量的行星所接近，缺乏H/He大气。我们模拟了行星地壳的热和结构剖面，并讨论了五种可能的地壳制度。甲烷笼形物在地下的形成显示出抑制地下海洋的形成。这种效应导致岩石圈上的应力增加，使冰板块构造模式成为可能。分析了构造板块的动力学。我们推导出翻转和重铺时间尺度，以及下面的扩展中心的熔体分数。冰幔动力学被认为是重要的评估大气的组成。建立了甲烷释放通量与构造模式动力学之间的关系。我们给出了数值估计的全球释气率的甲烷进入大气。
2014-07-29 astro-ph.EP
Distribution and Energy Balance of Pluto's Nitrogen Ice, as seen by New Horizons in 2015
冥王星的表面地质复杂，因为易挥发的冰在季节性和较长的时间尺度上移动。在这里，我们分析了新视野号LEISA光谱数据，以全球范围内绘制氮冰，包括稀释在其中的甲烷。我们的目标是了解影响冰再分布的季节性过程，计算全球平均能量平衡，并对冥王星的N2库存设定下限。我们提出的平均纬度分布的氮和调查其分布和地形之间的关系，冥王星上使用的地图，包括移动带的甲烷固溶体与氮更完整地映射氮冰的分布。我们发现，全球平均测热辐射的温度是0.83 +\- 0.11，类似于推断的海卫一，冥王星的N2的一个显着的部分存储在斯普特尼克平原。假设冥王星以氮为主的11.5微巴大气与氮冰处于蒸汽压平衡状态，则冰的温度为36.93 +/- 0.10 K，由新视野号测量。结合我们的全球能量平衡计算，这意味着冥王星氮冰的平均辐射热发射率可能在0.47 - 0.72之间。这与旅行者号对海卫一的低发射率估计是一致的，并可能对冥王星的大气季节变化产生影响，如下所述。全球模式的挥发性运输的时候，遇到的是从北到南，和斯普特尼克平原内的冷凝和升华之间的过渡与来自光谱图的粒度和甲烷浓度的变化。冥王星N2冰的低发射率表明，即使冥王星在其轨道上远离太阳，冥王星的大气层也可能经历长时间的恒定压力。
2019-12-05 astro-ph.EP
Aerosols and Methane in the Ice Giant Atmospheres Inferred from Spatially Resolved, Near-Infrared Spectra: I. Uranus, 2001-2007
我们提出了一个辐射转移分析的纬度分辨H（1.487 - 1.783微米）和K（2.028 - 2.364微米）波段光谱的天王星，从中我们推断气溶胶和甲烷在行星的大气中的分布。数据是在2001年、2002年、2004年、2005年和2007年使用200英寸（5.1米）海尔望远镜和帕洛玛高角分辨率观测器（PHARO）近红外自适应光学（AO）相机系统（Hayward，2001年）获得的。观测采样范围为天王星盘上南纬80度至北纬60度之间的纬度。在每个纬度，气溶胶的垂直分布反演使用自定义的非线性约束算法。需要两层气溶胶才能与观测结果相匹配：一层薄薄的上层在100毫巴的对流层顶下方达到峰值，一层下层云在1.9巴左右。气溶胶的垂直变化被解释在概念环流模型的背景下，而时间的变化表明潜在的季节性影响。我们推断2001年至2007年期间南半球气溶胶散射光学厚度显着减少，与使用不同数据和检索算法（例如，Irwin等人，2009，2010，2012; Sromovsky等人，2009年）。数据的最佳拟合与提出的甲烷极地耗竭模型一致（例如，Karkoschka和Tomasko，2011年）。最后，从2007年的离散云分析的背景下，简单的包裹理论，识别可能的形成机制的目标。离散高云的低散射光学厚度是一致的形成与涡和浅升力，而不是深对流。
2017-10-26 astro-ph.EP
Volatile Transport inside Super-Earths by Entrapment in the Water Ice Matrix
挥发性物质是否可以被包裹在构成行星包层的背景基质中，并通过对流被拖到表面，这是理解大气通量、循环和组成的关键问题。在本文中，我们认为超级地球与广泛的水地幔（即水行星），并在其广泛的水冰信封的可能性，甲烷的诱捕。我们采用由van der Waals & Platteeuw（1959）开发的用于模拟固溶体的理论，该理论通常用于模拟笼形水合物，并对其进行修改以估计一种新相的热力学稳定性场，该新相被称为甲烷填充冰Ih。我们发现，在比较水冰VII的填充冰Ih结构可能是稳定的，不仅在高压，而且在高温下预期在水行星的核-水地幔过渡边界。
2013-04-15 astro-ph.EP
Laboratory experiments on the sublimation of methane through ice dust layers and applications to cometary activity
本研究通过实验室模拟彗星环境，考察CH4在无定形固态水及茚覆盖层下的升华行为，揭示水冰结构转变对挥发物解吸的控制作用。
2023-07-12 astro-ph.EP astro-ph.IM
The Spectrum of Pluto, 0.40 - 0.93 $μ$m I. Secular and longitudinal distribution of ices and complex organics
上下文在过去30年中，通过连续的近红外光谱观测，对冥王星的表面进行了表征，并对其变化进行了监测。但在可见光范围内，只有很少的数据可用。目的。这项工作的目的是确定冥王星在可见光范围内的相对反射率，以表征其表面的不同组成部分，并提供地面观测以支持新视野号任务。方法.我们在2014年5月至7月的六个晚上观察了冥王星，使用威廉赫歇尔望远镜（西班牙拉帕尔马）的成像仪/光谱仪ACAM。所获得的六个光谱覆盖了冥王星的整个旋转（Prot = 6.4天）。对于所有的光谱，我们计算的光谱斜率和甲烷冰的吸收带的深度在0.62和0.90 $μ$ m之间。为了寻找甲烷谱带中心的位移，与CH 4在N2中的稀释有关，我们将谱带与纯甲烷冰的反射率进行了比较。结果所有新的光谱显示甲烷冰吸收带在0.62和0.90 $μ$ m之间。在冥王星的新光谱中，在0.62 $μ$ m处的带的深度的计算，以及在Makemake和厄里斯的光谱从文献中，使我们能够估计在这个波长的朗伯系数，在30 K和40 K的温度下，以前从未测量过。所有检测到的谱带都发生了蓝移，其中最小的位移对应于甲烷丰度较高的区域。这可能表明CH 4：N2在CH 4中的稀释更加饱和。在光谱中测量的参数的纵向和长期变化是根据先前在文献中报道的结果，并与黑暗和明亮的材料，显示冥王星的冥王星的新视野地图的分布。
2015-09-01 astro-ph.EP
Warm Ice Giant GJ 3470b. I. A Flat Transmission Spectrum Indicates a Hazy, Low-methane, and/or Metal-rich Atmosphere
我们报告了我们对凌日冰巨星GJ 3470 b大气传输的光谱研究，以及新的凯克/MOSFIRE光谱仪对太阳系外行星观测的第一个结果。我们在2.09-2.36微米的带通和这个波长范围内的六个较窄的波段中测量了RP/Rs = 0.0789 +/- 0.0020的行星/恒星半径比。当与现有的宽带测光相结合时，这些测量排除了化学平衡中的无云大气，假设太阳丰度（5.4 sigma置信度）或中等水平的金属富集（50倍太阳丰度，3.8 sigma），证实了以前的结果，即这些模型不代表冷，低质量，外部照射的太阳系外行星。目前的测量结果与平坦的透射光谱相一致，这表明大气层是由高海拔的云和薄雾，不平衡的化学，意想不到的丰度模式，或大气层是非常丰富的金属（> 200倍太阳）。由于GJ 3470 b的低体积密度设定了行星大气富集度的上限<300倍太阳能，因此大气平均分子量必须<9。因此，如果大气层是无云的，其光谱特征应该是可检测的未来观测。较短波长的凌日观测将为区分各种可能的情况提供最佳机会。我们获得了光谱与GMOS摄谱仪，但这些观测表现出很大的系统不确定性，由于薄，持久的卷云条件。最后，我们还提供了第一个详细的步骤，必要的校准MOSFIRE观测，并提供建议，为未来的观测与该仪器。
2013-08-29 astro-ph.EP
Hazy blue worlds: A holistic aerosol model for Uranus and Neptune, including Dark Spots
我们提出了一个再分析（使用Minnaert临暗近似）的可见光/近红外（0.3 - 2.5微米）观测天王星和海王星的几个仪器。我们发现了一个与观测到的两颗行星反射率谱相一致的气溶胶垂直分布的共同模式，它包括：1）一个底压> 5-7 bar的深层气溶胶层，假定由H_2S冰和光化学霾的混合物组成; 2）光化学雾/冰层，与在1-2巴甲烷冷凝水平下的高静态稳定性层一致;和3）光化学烟雾的延伸层，可能大部分与1-2巴层具有相同的组成，从该水平向上延伸到平流层，在平流层中，光化学烟雾颗粒被认为是产生的。对于海王星，我们发现我们还需要在~0.2 bar下添加一层微米大小的甲烷冰粒，以解释在较长甲烷吸收波长下的反射增强。我们认为，甲烷冷凝到1-2巴气溶胶层底部的霾颗粒上形成冰/霾颗粒，这些颗粒非常迅速地生长到大尺寸，并立即“雪化”（如Carlson等人1988年预测的那样），在更深的水平上再蒸发，释放出它们的核心霾颗粒，作为H2S冰形成的冷凝核。此外，我们发现“暗点”的光谱特征，如旅行者2号/国际空间站大暗点和HST/WFC 3 NDS-2018，仅通过变暗或可能清除深层气溶胶层进行了很好的建模。
2022-04-28 astro-ph.EP
Exploring the spatial, temporal, and vertical distribution of methane in Pluto's atmosphere
分析了VLT/CRIRES仪器在2008年（2个光谱）和2012年（5个光谱）记录的冥王星1.66 μ m区域的高分辨率光谱，以限制冥王星大气中甲烷的空间和垂直分布，并寻找中期（4年）的变化。模型假设（温度结构，表面压力，冥王星的半径）的敏感性研究。结果表明：（i）甲烷大气含量（柱密度或混合比）随冥王星旋转相位的变化不超过20%;（ii）甲烷柱密度在2008年至2012年之间显示出最大的边际变化，最好的猜测估计是在这段时间内减少约20%。由于恒星掩星表明，冥王星的表面压力在此期间继续增加，这意味着伴随着甲烷混合比的减少（iii）数据没有显示出高度变化的甲烷分布的证据;特别是，它们意味着至少在大气层的前22-27公里，并且可以排除地表附近的高浓度低温甲烷。我们的结果也与相对较大（> 1180 km）的冥王星半径最一致。与最近开发的全球气候模式GCM预测的比较表明，这些功能是最好的解释，如果甲烷的来源发生在区域尺度的甲烷冰存款，包括低纬度和高纬度的北半球，证据是目前的近红外功能的旋转和长期演变，由于甲烷冰。我们对2015年新视野号遭遇的“最佳猜测”预测是：半径1184公里，表面压力17 ubar，CH 4混合比为0.44%，纵向变化可以忽略不计。
2014-03-13 astro-ph.EP
Photon-induced desorption of larger species in UV-irradiated methane (CH4) ice
在致密云内部和星周区域的低温下，除了H $_2$ O和少量的CO、CO $_2$或CH $_3$ OH等物质外，还在冰质尘埃颗粒上观测到CH $_4$的红外特征。紫外光子在冰幔中引起不同的过程，影响在气相中检测到的分子丰度。这项工作的目的是了解发生在一个纯CH $_4$冰地幔提交紫外线照射的过程。我们研究了紫外光照射下冰中产生的不同光致产物的光子诱导过程。实验是在ISAC中进行的，ISAC是一个超高真空室，配备有低温恒温器和F型紫外灯，再现了宇宙射线在稠密云中引起的次级紫外场。红外光谱和四极质谱分别用于监测冰的形成、辐照和升温过程中的固相和气相。未观察到纯CH $_4$的直接光解吸。UV光子形成CH $_x\cdot$和H $\cdot$自由基，产生光产物如H $_2$、C $_2$ H $_2$、C $_2$ H $_6$和C $_3$ H $_8$。发现了C $_2$ H $_2$的光脱附和C $_2$ H $_6$和C $_3$ H $_8$的光化学吸附的证据，后者是迄今为止发现的最大的光化学吸附分子。还进行了$^{13}$ CH $_4$实验以确认这些结果的可靠性。
2020-02-01 astro-ph.EP astro-ph.IM
Stratification Dynamics of Titan's Lakes via Methane Evaporation
土星的卫星泰坦是已知的唯一拥有稳定湖泊和水文循环的地外天体。泰坦的湖泊主要含有液态甲烷、乙烷和氮，甲烷蒸发驱动着它的水文循环。这三个物种之间的分子相互作用导致了非理想的行为，导致泰坦的湖泊与地球湖泊的行为不同。在这里，我们数值研究甲烷蒸发和非理想的相互作用如何影响土卫六上浅湖的物理性质，结构，动力学和演化。我们发现，在一定的温度制度下，甲烷丰富的混合物比相对乙烷丰富的混合物更致密。这使得甲烷蒸发将泰坦的湖泊分层为富含乙烷的上层和富含甲烷的下层，并通过强烈的成分梯度分开。在86K以上的温度下，湖泊保持良好的混合和不分层。在84到86 K之间，湖泊可以间歇性地分层。低于84K，湖泊永久分层，并发展非常甲烷耗尽epilimnia。尽管与典型的地面温度有很小的季节性和昼夜偏差（<5 K），泰坦充满雨水的短暂湖泊和“幻影湖”仍然可能经历明显更大的温度波动，导致多组分甚至部分组分分层，这可能引发乙烷冰沉淀。
2020-06-18 astro-ph.EP
Convection in a volatile nitrogen-ice-rich layer drives Pluto's geological vigor
这个巨大的、深的、充满挥发性冰的盆地被非正式地命名为斯普特尼克平原，它是冥王星地质活动的中心[1，2]。由分子氮，甲烷和一氧化碳冰[3]组成，但以N2-冰为主，该冰层被组织成细胞或多边形，通常约10-40 km宽，类似于固态对流的表面表现[1，2]。在这里，我们报告，根据现有的流变测量[4]，大约大于1公里厚的N2冰的固体层应该对流，以估计冥王星现今的热流条件。更重要的是，我们数值计算表明，对流翻转在几公里厚的固体氮层可以解释大的横向宽度的细胞。N2-冰粘度的温度依赖性意味着SP冰层在所谓的缓慢盖状态下对流[5]，这是迄今为止在太阳系中未明确观察到的独特对流模式。几厘米/年的平均地表水平速度意味着地表迁移或更新时间约为50万年，远低于斯普特尼克平原1000万年的陨石坑保留年龄上限[2]。类似的对流表面更新也可能发生在柯伊伯带的其他矮行星上，这可能有助于解释其中一些矮行星的高反射率。
2019-03-13 astro-ph.EP
Chemical reactions in the nitrogen-acetone ice induced by cosmic ray analogs: relevance for the Solar System
研究了40 MeV的$^{58}$ Ni $^{11+}$离子对11 K下凝聚的氮-丙酮混合物的辐解。这些结果是关于暴露于宇宙射线的太阳系物体的研究的代表。在柯伊伯带，海王星外天体（TNOs）区域，探测到丙酮，分子氮和其他小分子，可能存在于冰冷的表面。宇宙射线的轰击引发化学反应，导致更大分子的合成。在这项工作中，破坏截面的丙酮和氮气在固相中确定从一系列的红外光谱在增加离子束注量。对实验结果进行了分析，并与以往纯丙酮实验结果进行了比较。据观察，分子氮柱密度下降非常快，这表明氮迅速离开照射下的多孔样品。丙酮在混合物中的行为证实了由蒸气混合物沉积形成的冰比纯丙酮冰更多孔。在照射过程中由混合物形成的最丰富的分子种类是：C $_3$ H $_6$、C $_2$ H $_6$、N $_3$、CO、CH $_4$和CO $_2$。也形成了一些含氮物种，但产量较低。与纯丙酮的结果相比，丙酮在氮气中的溶解影响了新物种的形成截面：CH $_4$、CO $_2$和H $_2$ CO的形成截面小于辐照纯丙酮的相应值，而CO和C $_2$ H $_6$物种的形成截面则较高。这一事实可以解释存在的C $_2$ H $_6$，即使在冥王星上的地区，CH $_4$是不纯的，但稀释在N $_2$矩阵与不太丰富的物种。这些结果还表明形成了更复杂的分子，如HNCO、乙酸和可能的甘氨酸。
2017-11-23 astro-ph.EP
Infrared spectra of methane-containing ice mixtures for JWST data analyses
Research Laboratory for Astrochemistry, Ural Federal University（乌拉尔联邦大学天体化学研究实验室）
研究通过实验室数据获取甲烷与水、二氧化碳等混合物在10K和6.7K下的红外光谱，发现混合物强度比纯甲烷高20%，并验证了其在JWST数据解释中的应用潜力。
2026-02-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Uranus and Neptune as methane planets: producing icy giants from refractory planetesimals
本研究针对天王星、海王星富冰组成与外太阳系贫冰难熔星子的矛盾，提出难熔星子与原行星大气氢反应生成甲烷冰的机制，模型可匹配冰巨星的大小、质量与转动惯量，预测其氢氦比低于太阳值。
2024-07-10 astro-ph.EP
A primordial origin for the atmospheric methane of Saturn's moon Titan
土卫六大气中甲烷的来源是了解土星卫星系统起源的关键问题。有人提出土卫六内部的蛇纹石化反应可能导致观察到的甲烷的形成。与此同时，另一种可能性表明，甲烷在泰坦形成之前就已被纳入其微行星中。在这里，我们指出，在土卫六内部的蛇纹化反应是无法复制氘氢（D/H）的比例，目前在其大气中的甲烷中观察到，并将需要在土卫六的水冰的最大D/H比30%低于可能获得的卫星在其形成期间的值，根据卡西尼号在土卫二的观测。另外，可以设想在泰坦内部通过与水的辐射分解反应产生甲烷，但相关的生产率仍然不确定。另一方面，有一种机制可以很容易地解释土卫六中存在大量的甲烷，这种机制与土卫六测量到的大气D/H比一致，那就是土卫六在太阳星云中形成时直接被卫星的微行星捕获。在这种情况下，被困在泰坦内部的甲烷质量可能是目前大气甲烷质量的1,300倍。
2009-08-04 astro-ph.EP
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
Rotationally resolved spectroscopy of dwarf planet (136472) Makemake
上下文冰质矮行星是研究外太阳系冰的化学和物理状态的关键。长期和旋转变化的研究给了我们线索的过程，有助于其表面的演变。目的。本工作的目的是寻找矮行星（136472）Makemake方法表面成分的旋转变化。2008年4月，我们在西班牙拉帕尔马的威廉·赫歇尔望远镜上用中分辨率光谱仪ISIS观测了鸟神星，并获得了一组0.28 - 0.52 μm和0.70 - 0.95 μm范围内的光谱，覆盖了其82%的旋转周期。对于旋转分析，我们将光谱组织在四个不同的集合中，对应于不同的旋转相位，在丢弃一个低信噪比的集合后，我们分析了其中三个集合，覆盖了71%的表面。对于这些光谱，我们计算了光谱斜率，并将甲烷冰的光谱带与纯甲烷冰的反射率进行了比较，以寻找与CH 4 /N2固溶体的存在相关的带中心的偏移。结果所有的光谱都是红色的，光谱斜率在20%/1000 nm和32%/1000 nm之间，与以前报道的值一致。检测到光谱斜率的一些变化，指出固体有机化合物的表面含量或粒度变化的可能性。甲烷冰的吸收带向较短的波长移动，表明甲烷（至少部分）与氮气固溶。有没有变化的误差范围内的位移与波长或与深度的频带，所以没有证据表明，在CH 4 /N 2的混合比与旋转的变化。通过与现有文献资料的比较，没有发现2005 - 2008年的长期成分变化。
2015-04-09 astro-ph.EP
Depletion of heavy nitrogen in the cold gas of star-forming regions
我们使用气冰天体化学模拟研究了分子云形成和演化过程中的氮同位素分馏。我们发现，大量的气体可以成为贫化重氮（15 N），由于15 N富集冰的形成。在从氮原子到N2的化学转变附近，N15 N被选择性地光解，这导致15 N在氮原子中富集。当富含15 N的原子氮通过颗粒表面反应转化为氨冰时，大量气体中的15 N被耗尽。在散装气体中的15 N耗尽的水平可以高达两个元素的氮同位素比相比，取决于光解吸产率的氨冰的一个因素。一旦氮同位素在分子云中的气体和固体之间有差异地分配，它应该留在恒星形成的后期阶段（例如，星前核），只要氨冰的升华是无效的。我们的模型表明，在恒星形成区的冷气中，所有含氮分子都可以耗尽15 N，这至少在定性上与星前核L1544的观测结果一致。在我们的模型中，冰冷的物种显示15N和氘分馏。氘和15 N在冰幔内的分馏模式不同，反映了它们的分馏机制：氘的浓度从冰幔下层到上层几乎单调递增，而15 N的浓度在一定深度处达到最大值，并向表层递减。
2018-03-19 astro-ph.EP astro-ph.GA
A New Two-Molecule Combination Band as Diagnostic of Carbon Monoxide Diluted in Nitrogen Ice On Triton
由于光子激发两个或更多个振动模式（例如{ \it}）的机制而产生的组合带。弯曲和拉伸）在实验室和天文光谱学中是常见的。在这里，我们提出了一个不太常见的组合带$-$一个光子同时激发两个相邻的分子在冰的证据。特别是，我们提出了近红外光谱的实验室CO/N $_2$冰样品，我们确定在4467.5厘米$^{-1}$（2.239 $μ$米），结果从单光子激发相邻对CO和N $_2$分子的带。我们还提出了一个近红外光谱的海王星的最大的卫星海卫一采取双子南8.1米望远镜和浸没光栅红外光谱仪（IGRINS），显示这4467.5厘米$^{-1}$（2.239 $μ$米）的CO-N $_2$组合带。海卫一的光谱中存在的频带表明，CO和N $_2$分子是密切混合在冰中，而不是作为单独的区域存在的纯CO和纯N $_2$存款。我们的发现是重要的，因为CO和N $_2$是海卫一上最不稳定的物种，因此主导了其表面的季节性挥发性运输。我们的结果将限制海卫一表面和大气之间的相互作用。1
2019-05-30 astro-ph.EP
Different degrees of nitrogen and carbon depletion in the warm molecular layers of protoplanetary disks
观测表明，某些原行星盘温暖分子层中的碳和氧元素丰度与星际介质相比减少了约10-100倍。与此同时，人们对氮知之甚少。为了研究磁盘中氮，碳，氧元素丰度的时间演化，我们开发了一个一维模型，其中包括尘埃沉降，尘埃和冰的湍流扩散，以及气体-冰化学，包括恒星UV/X射线和银河系宇宙射线驱动的化学。我们发现，在温暖的分子层中的气态CO被转化为CO2冰，并通过湍流混合（即，垂直冷指效应）和恒星紫外光子驱动的冰化学。另一方面，气态N2，温暖分子层中的主要氮储存器，较少被冰化学处理，并且以其原样存在。然后，仅通过N2的垂直冷指效应发生氮耗尽。由于N2的结合能低于CO和CO2的结合能，因此氮的贫化程度小于碳和氧的贫化程度，导致氮的元素丰度高于碳和氧的元素丰度。当扩散系数的$α$参数约为0.001时，这种演变发生在100万年内，并进一步进行。因此，N2 H +/CO柱密度比随着时间的推移而增加。简要讨论了垂直输运对中冰面冰组成的影响。
2022-09-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Role of Formation Location in Shaping Sulfur-, Nitrogen-, and Carbon-Bearing Species in Super-Earth and Sub-Neptune Atmospheres
Institute for Particle Physics and Astrophysics, ETH Zurich（苏黎世联邦理工学院粒子物理与天体物理研究所）；Department of Earth, Planetary, and Space Sciences, University of California, Los Angeles（加州大学洛杉矶分校地球、行星与空间科学系）；Observatoire de la Côte d’Azur, Université Cote d’Azur, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸天文台，尼斯大学，拉格朗日实验室）；Department of Space Research and Technology, Technical University of Denmark（丹麦技术大学太空研究与技术系）
本研究通过耦合行星形成模型与化学平衡框架，发现岩浆海平衡会系统改变吸积挥发性物质的元素比和分子丰度，其中大气C/O比、SiH4和H2O可作为形成位置的潜在指示，而氮消耗是岩浆海平衡的普遍结果。
2026-05-27 astro-ph.EP
The dual origin of the nitrogen deficiency in comets: selective volatile trapping in the nebula and postaccretion radiogenic heating
我们提出了一个方案，解释了彗星中明显的氮缺乏的方式一致的事实，即冥王星和海卫一的表面是由富含氮的冰为主。我们使用的统计热力学模型来调查连续的多个客人包合物，可能已经形成的冷却过程中的原始星云从最丰富的挥发物存在于气相中的组合物。这些包合物与其他冰（纯冷凝物或化学计量的水合物）聚集在一起，形成了彗星的组成部分。我们报告说，分子氮是一个穷人的笼形物前，当我们考虑一个合理的气相组成的原始星云。这意味着它被捕获到彗星粒中需要较低的盘温度（$\sim$ 20 K），以便形成其纯冷凝物。我们发现，这是可能的解释缺乏分子氮的彗星作为其形成后的内部加热所产生的短寿命的放射性核素的衰变的结果。这种情况被发现与冥王星和海卫一上富氮冰层的存在相一致。我们的模型预测，彗星的氙水比和氪水比应该分别接近太阳的氙氧比和氪氧比。相比之下，氩-水比预计将被耗尽的$\sim$ 300倍，在彗星相比，太阳氩-氧，作为一个贫穷的捕获效率和辐射加热的结果。
2012-08-01 astro-ph.EP
Modeling glacial flow on and onto Pluto's Sputnik Planitia
新视野号宇宙飞船对冥王星表面的观测表明，在被称为斯普特尼克平原的盆地及其周围存在着当今的氮冰冰川。出于这些观察，我们已经开发了一个进化的冰川流动模型的固体氮冰考虑到其公布的热物理和流变性能。该模型假设冰川冰层层流，并有低的纵横比，允许一个垂直集成的数学公式。我们评估层流氮冰运动的有效性的条件，通过重新审视的固态浮力对流氮冰的各种底部热边界条件的发病问题。受氮冰流变学的不确定性影响，据估计，厚度小于400-1000米的氮冰层呈层流流动。由此产生的质量通量制剂时，氮冰流动作为一个层状干冰川的特征在于由Arabius-Glen功能的形式。在这里使用的流动模型定性地回答了一些问题的动机所观察到的冰川流动特征发现的人造卫星平面。我们发现，沿着斯普特尼克平原北部海岸线发现的波浪形横向黑暗的功能可能是一个短暂的印记浅地形下的冰面，这表明一个主要的向岸流事件发生的可能性相对最近在过去的几百年。模型结果还支持这样的解释，即沿斯普特尼克平原盆地的东部海岸线观察到的类似于流瓣的突出变暗的特征可能是从汤博区东部坑坑洼洼的高地流入盆地的湿氮冰川冰的结果。
2018-07-26 astro-ph.EP physics.geo-ph
The nitrogen cycles on Pluto over seasonal and astronomical timescales
冥王星的地貌是由覆盖在其表面的挥发性冰的循环形成的。特别是，斯普特尼克平原（SP）冰盖显示了大量的地形多样性，明亮和黑暗的平原，坑，地形凹陷和最近和过去的冰川流动的证据。在SP之外，新视野号还在汤博地区和中北纬地区发现了许多N2冰沉积物。这些观察表明，一个复杂的历史，涉及挥发性和冰川过程在不同的时间尺度。我们提出了数值模拟的挥发性运输冥王星上进行的模型，能够模拟N2循环超过数百万年（百万年），考虑到冥王星所经历的变化的轨道参数。结果表明，在一个水汽循环周期内，25°S-30°N之间的SP纬度以N2凝结为主，30-50°N之间的SP纬度以N2升华为主。我们发现，净量1公里的冰已经升华在SP的北部边缘在过去的2 Myrs。通过将这些结果与SP的观测地质相比较，我们可以将坑的形成和冰的亮度与发生在年时间尺度上的冰通量联系起来，而其东部边缘的冰川流动和冰盖周围的水冰山的侵蚀与天文时间尺度有关。我们还进行了模拟与冰川流计划，这表明SP目前在其最小程度。我们还探讨了SP外N2冰的稳定性。结果表明，它是不稳定的两极，而是在赤道地区，特别是在凹陷，厚存款可能会持续超过几十年前，被困在SP。最后，另一个关键的结果是，在模拟的百万年以上获得的最小和最大表面压力保持在毫米帕和Pa的范围内，分别。
2018-04-06 astro-ph.EP
Atmospheric Modelling for Neptune's Methane D/H Ratio - Preliminary Results
太阳系天体的氘氢比（D/H比）是揭示其形成历史的重要线索。本文将海王星大气模型与双子座近红外光谱仪（GNIRS）高光谱分辨率观测数据进行拟合，确定了甲烷在红外H波段（$\sim$ 1.6 μm）吸收的D/H比。该模型是使用我们的辐射转移软件VSTAR（Versatile Software for the Transfer of Atmospheric Radiation）和大气拟合软件ATMOF（Atmospheric Fitting）导出的。这项工作所使用的甲烷线清单是在过去几年中才得到的，因此可以对以前的估计进行改进。我们确定了行星盘上的一个明亮区域，并发现它对应于一个光学厚的低云。我们初步确定CH $_{\rm 3}$ D/CH $_{\rm 4}$为3.0 $\times10^{-4}$，这与Irwin等人（2014）最近使用相同模型参数和线列表但不同观测数据确定的3.0 $^{+1.0}_{-0.9}\sim\times10^{-4}$一致。这支持了海王星的原太阳冰D/H比远小于彗星的证据，并表明海王星在其目前的轨道内形成。
2015-03-23 astro-ph.EP
Methane depletion in both polar regions of Uranus inferred from HST/STIS and Keck/NIRC2 observations
根据2012年天王星的STIS观测，我们发现甲烷体积混合比从低纬度的约4%下降到北纬60度及以上的约2%。这与2002年在南极地区发现的情况相似，尽管这两个地区的对流活动似乎截然不同。凯克和HST成像观测接近春分意味着消耗同时存在于2007年，这表明他们是持久的功能。亏损似乎主要限于对流层上部，深度从北纬30度左右向极地增加，在北纬45度达到~4巴，在北纬70度可能更深。损耗程度和深度的纬向变化是纬向环流模式的重要制约因素。我们的观测结果与先前提出的环流圈在质量上是一致的，在低纬度地区上升的富甲烷气体由于甲烷冰粒的凝结和沉积而变干，因为气体上升到甲烷凝结水平以上的高度，然后被输送到高纬度地区，在那里它下降并带来甲烷耗尽的气体。由于这个单元似乎会抑制在云实际上是从光谱模型推断的区域中形成凝结云，这表明稀疏的局部对流事件可能对云的形成很重要。我们发现在55度N和82度N之间的有效甲烷混合比的小尺度纬度变化与HST观测前后拍摄的近红外凯克图像中云反射率的纬向平均纬度变化具有显着的负相关性。如果CH 4/H2吸收比的变化被解释为当地的变化，而不是甲烷混合比，我们发现下降流与云反射率降低。
2015-02-23 astro-ph.EP
Triton Haze Analogues: the Role of Carbon Monoxide in Haze Formation
海卫一是海王星系统中最大的卫星，拥有稀薄的氮气大气层，含有微量的一氧化碳和甲烷，使其与矮行星冥王星的成分相似。像冥王星和土星的卫星泰坦一样，海卫一也有一层薄雾，被认为是由光化学形成的有机物组成的。在这里，我们在90 K和1毫巴下进行0.5%一氧化碳和0.2%甲烷在分子氮中的大气室实验，以产生Triton霾类似物。然后，我们描述这些粒子的物理和化学性质。我们测量它们的生产率，燃烧分析它们的整体组成，非常高分辨率的质谱分析它们的分子组成，以及傅里叶变换红外（FTIR）光谱从光学到近红外（0.4至5微米）的透射率和反射率。我们将这些特性与海卫一稀薄大气及其表面的现有测量结果进行比较，并将这些结果与我们太阳系中所有小而朦胧的富氮世界相结合。我们发现，一氧化碳在大气中的混合比大于甲烷，可以导致显着的富氧和富氮的雾霾材料。这些海卫一霾类似物在其近红外光谱中具有清晰的可观察特征，这可能有助于我们区分不同太阳系天体霾形成过程背后的机制。
2021-12-22 astro-ph.EP astro-ph.IM
Improved Carbon and Nitrogen Isotopic Ratios for CH$_3$CN in Titan's Atmosphere Using ALMA
本文利用ALMA高信噪比观测和NEMESIS反演方法，测量了土卫六平流层乙腈的碳氮同位素比值，证实其$^{15}$N丰度显著增强，为行星大气含氮有机物合成及土卫六氮起源提供了约束。
2025-03-12 astro-ph.EP
An atmospheric general circulation model for Pluto with predictions for New Horizons temperature profiles
结果是从一个3-D冥王星大气环流模型（GCM），其中包括传导加热和冷却，非局部热力学平衡（非LTE）加热甲烷在2.3和3.3微米，非LTE冷却冷却甲烷在7.6微米，LTE CO旋转线冷却。大气环流模式还包括对次表层温度和地表-大气质量交换的处理。最初的1米厚的表面氮霜层被假定为，它是足够大的作为一个大的散热器（与太阳能加热项相比），但足够小的水冰地下属性也是显着的。在三维风场的所有三个方向上都发现了结构（水平方向上的最大量级为10 m/s，垂直方向上的最大量级为10 $^-5$ microbar/s）。在几个高度上发现了顺行喷流。人们发现两极上空的气流方向与海拔高度非常一致。为新视野号上的Alice和REX仪器提供了垂直温度分布预测，同时为地面恒星掩星观测提供了光变曲线预测。利用该模型，0.2%和1.0%的甲烷浓度以及8和24微巴的表面压力是可区分的。对于地基恒星掩星，不同甲烷浓度的光变曲线之间存在可检测到的差异，但不是不同的初始全球平均表面压力。
2016-03-05 astro-ph.EP
The Origin of Nitrogen on Jupiter and Saturn from the $^{15}$N/$^{14}$N Ratio
2013年2月，安装在美国宇航局红外望远镜设施（IRTF）上的德克萨斯Echelon cross Echelle Spectrograph（TEXES）被用来绘制木星和土星的中红外氨吸收特征。氨是氮在巨行星上的主要储存库，同位素体的比率（$^{15}$ N/ $^{14}$ N）可以揭示对分子载体的见解（例如，作为N $_2$或NH $_3$）的氮到形成的原行星，因此这些世界的吸积源水库。我们的目标是两个光谱间隔（900和960厘米$^{-1}$）是相对明确的陆地大气污染，并包含密切的功能$^{14}$ NH $_3$和$^{15}$ NH $_3$，使我们能够从一个单一的光谱，而不模糊的辐射校准（在这项研究中的主要来源的不确定性）的比率。我们提出了第一个基于地面的确定木星的$^{15}$ N/ $^{14}$ N比（范围从$1.4\times10^{-3}$到$2.5\times10^{-3}$），这是与以前的空间为基础的研究和原始值的原太阳星云。在土星上，我们提出了900 cm $^{-1}$通道的$^{15}$ N/ $^{14}$ N比值不大于$2.0\times10^{-3}$的第一个上限，以及960 cm $^{-1}$通道的比值不大于$2.8\times10^{-3}$的不太严格的要求（$1σ$置信度）。具体来说，这些数据排除了强烈的$^{15}$ N富集，例如在土卫…
2014-05-15 astro-ph.EP
Near-Infrared Spectral Monitoring of Triton with IRTF/SpeX II: Spatial Distribution and Evolution of Ices
这份报告来自一个正在进行的项目，该项目使用IRTF/SpeX在0.8至2.4微米范围内对海王星最大的卫星海卫一进行光谱监测。我们的目标是寻找海卫一的表面上的变化所见证的变化，其表面冰N2，CH 4，H2O，CO和CO2的红外吸收带。我们记录了海卫一在2000年至2009年的10次显灵中的53个夜晚的红外光谱。这些数据基本上证实了我们先前报道的冰吸收带的昼夜光谱变化（Grundy & Young 2004）。氮冰显示出很大的振幅变化，海卫一面向海王星的半球具有更强的吸收。我们提出了海卫一的N2冰的季节性演变的证据：2.15微米的吸收带似乎正在减少，特别是在海王星面临的半球。虽然海卫一的CH 4冰大部分溶解在N2冰中，但它显示出与N2冰非常不同的纵向变化，挑战了两种冰如何表现的假设。与Triton的CH 4冰不同，CO冰的纵向变化与N2冰非常相似，这意味着CO和N2凝结和升华在一起，保持一致的混合比例。水和CO2冰的吸收表现出可以忽略不计的变化，海卫一旋转，这意味着非常均匀和/或高纬度的空间分布，这两个非挥发性的冰。
2009-08-18 astro-ph.EP
A major asymmetric ice trap in a planet-forming disk IV. Nitric oxide gas and a lack of CN tracing sublimating ices and a C/O ratio $< 1$
本研究首次探测原行星盘Oph-IRS 48中的一氧化氮，结合ALMA观测与DALI模型分析尘埃阱化学结构，发现CN缺失约束C/O比低于1，且NO发射与含氮冰升华相关。
2023-03-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hunt for complex cyanides in protostellar ices with JWST: Tentative detection of CH$_3$CN and C$_2$H$_5$CN
本研究利用JWST-NIRSpec在三个原恒星系统的星际冰中首次初步探测到CH$_3$CN、C$_2$H$_5$CN和N$_2$O，发现含氮分子与甲醇的冰相柱密度比高于气相，并指出未来需结合NIRSpec和MIRI巡天及实验室测量以确认其形成历史。
2024-01-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Escape and evolution of Titan's N$_2$ atmosphere constrained by $^{14}$N/$^{15}$N isotope ratios
我们应用一维高层大气模型来研究泰坦历史上氮的热逃逸。显著的热逃逸应该很早就发生了，因为太阳EUV通量比今天高100到400倍，逃逸率分别高达$\approx 1.5\times 10^{28}$ s $^{-1}$和$\approx 4.5\times 10^{29}$ s $^{-1}$，而今天是$\approx 7.5\times 10^{17}$ s $^{-1}$。根据太阳起源于一个缓慢、中等或快速的旋转体，热逃逸是太阳系形成后的第一个100到1000万年的主要逃逸过程。如果土卫六的大气层起源那么早，它可能已经失去了$\approx 0.5 - 16$倍于它现在的大气质量，这取决于太阳的旋转演化。我们还研究了质量平衡参数空间的土卫六的氮通过分解NH $_3$ -冰在其内部深处的放气。我们的研究表明，如果土卫六的大气层起源于一开始，它只能存活到今天，如果太阳是一个缓慢的旋转。在其他情况下，脱气氮的逃逸太强，以至于无法存活到今天，这意味着后来的脱气或额外的氮源。土卫六的氮部分通过NH $_3$ -冰的内生起源与其最初的$^{14}$ N/ $^{15}$ N $\approx$ 166 - 172分馏相一致，或者如果光化学去除的相关时间长于最后的$\approx$ 1，000 Myr，则更低。由于这个比例略高于彗星氨的比例，泰坦的一些氮可能来自难降解的有机物。
2020-10-23 astro-ph.EP
Broadband spectroscopy of astrophysical ice analogues: IV. Optical constants of N$_2$ ice in the terahertz and mid-infrared ranges
Leiden University（莱顿大学）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Aix Marseille Univ, CNRS, CNES, LAM（艾克斯-马赛大学）；Prokhorov General Physics Institute of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院普罗霍洛夫普通物理研究所）；Federal Institute of Education, Science and Technology of Rio de Janeiro (IFRJ)（里约热内卢联邦教育、科学与技术学院）；University of Stuttgart（斯图加特大学）；University of Perugia（佩鲁贾大学）
本文通过太赫兹脉冲光谱和傅里叶变换红外光谱技术测量N₂冰的光学性质，并结合DFT计算，提供了太赫兹-中红外范围的完整光学常数数据，对行星盘演化和行星形成研究有重要意义。
2026-01-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
An Enriched Methane D/H Ratio in the Interstellar Object 3I/ATLAS
NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；American University（美利坚大学）；Catholic University of America（天主教大学）；LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université（巴黎天文台LIRA实验室，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎西岱大学，塞吉-蓬图瓦兹大学）；Auburn University（奥本大学）
研究发现星际物体3I/ATLAS中甲烷D/H比异常高，表明其形成环境与太阳系不同，为外星系行星形成提供了新证据。
2026-10-27 astro-ph.EP astro-ph.GA
The reflectance spectrum of Titan's surface at the Huygens landing site determined by the Descent Imager/Spectral Radiometer
惠更斯号探测器上的下降成像仪/光谱辐射计成功地获得了土卫六表面的图像和光谱。为了对抗烟雾和大气甲烷吸收的影响，它携带了一个表面科学灯，在着陆前照亮表面。我们重建的反射光谱的着陆点在500-1500 nm范围内从向下看的视觉和红外光谱仪的数据，显示灯光的证据。我们的重建是Tomasko等人（2005）分析的后续，他们将结果缩放为着陆前测量的上下流量的比率。相反，我们使用来自校准实验的灯通量，并且发现显著更高的总体反射率。我们把这归因于相位角的依赖性，可能代表了太阳系天体上常见的反对派浪涌。在可见光波长范围内的重建大大改善。在这里，反射光谱具有红色斜率，与有机材料的存在一致。我们确认了近红外的蓝色斜率，除了在1500 nm处的单个浅吸收特征之外没有特征。我们同意Tomasko等人的观点，即水冰的证据是不确定的。通过模拟吸收带，我们发现甲烷混合比为4.5% +/- 0.5%，就在表面上方。没有证据表明存在液态甲烷，但数据不排除几厘米深的潮湿土壤。
2017-02-02 astro-ph.EP
Quantifying the temperature-dependent yields of N$_2$ and N$_2$H$_4$ formation in vacuum-ultraviolet-irradiated NH$_3$ ice
Leiden University（莱顿大学）；Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台）；Aarhus University（奥胡斯大学）
本研究实验量化了不同温度下真空紫外辐照NH$_3$冰生成N$_2$和N$_2$H$_4$的产率，发现15 K时N$_2$产率比25和70 K高约一个数量级，为冷外行星环境N$_2$冰形成提供了新途径。
2026-09-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
The first interferometric measurements of NH$_2$D/NH$_3$ ratio in hot corinos
氮在恒星和行星形成过程中的化学演化仍然没有完全了解。氨（NH $_3$）是理解恒星形成云分子演化和氮同位素分馏的关键物质。本文利用Karl G. Jansky甚大阵列（VLA）我们在空间上解决了二进制（以下4A 1和4A 2），并检测到紧凑的发射NH $_3$过渡与高激发能（$\gtrsim$ 100 K）从附近的原恒星，表明NH $_3$冰升华在内部热区域。NH $_3$柱密度估计为$\sim 10^{17}-10^{18}$ cm $^{-2}$。我们还检测到两个NH $_2$ D转换，使我们能够限制氨的氘分馏。4A 1和4A 2中的NH $_2$ D/NH $_3$比率与$\sim 0.3-1$一样高。与文献中的天体化学模型比较，NH $_2$ D/NH $_3$的高比值表明NH $_3$冰的形成主要开始于体冰形成完成后的星前阶段，恒星形成云中的初始氮库可能是原子氮（或N原子），而不是含氮物质如N $_2$和NH $_3$ . IRAS 4A核的物理性质的影响进行了讨论。
2022-10-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Refining Saturn's deuterium-hydrogen ratio via IRTF/TEXES spectroscopy
巨大行星大气层中氘的丰度限制了这些世界在形成和演化过程中形成的冰库。由于木星和土星上测得的氘氢比（D/H）存在差异，我们提出了一种新的测量土星甲烷中D/H比的地面测量方法。我们分析了一个光谱立方体（覆盖1151-1160厘米$^{-1}$从2013年2月6日）从得克萨斯州的梯形交叉阶梯光谱仪（TEXES）在美国宇航局的红外望远镜设施（IRTF），其中甲烷和氘甲烷的发射谱线很好地解决。我们估计的D/H比在平流层甲烷，$1.65_{-0.21}^{+0.27} \times 10^{-5}$与卡西尼CIRS和ISO/SWS观测的结果一致，证实了意外低CH $_{3}$ D丰度。假设$1.34 \pm 0.19$的分馏因子，我们推导出$1.23_{-0.23}^{+0.27} \times 10^{-5}$的氢D/H。这一数值仍然低于先前对（i）土星$2.10 (\pm 0.13) \times 10^{-5}$、（ii）木星$2.6 (\pm 0.7) \times 10^{-5}$和（iii）原太阳系$2.1 (\pm 0.5) \times 10^{-5}$的氢D/H的测量值，表明分馏系数可能不适用于平流层甲烷，或者土星平流层的D/H比不能代表行星的大部分。
2021-08-23 astro-ph.EP physics.space-ph
Methanol formation via oxygen insertion chemistry in ice
我们目前的实验限制插入氧原子到甲烷中形成甲醇的天体物理冰类似物。在气相和理论研究中，这一过程先前已被证明具有非常低或不存在的能垒，但能量学和机制尚未在固态中表征。我们使用的氘紫外灯过滤的蓝宝石窗口选择性解离O2内的O2：CH 4的混合物，并观察通过O（1D）插入CH 3OH的有效生产。CH 3OH的生长曲线符合动力学模型，我们观察到没有温度依赖性的反应速率常数在温度低于25 K的氧解吸温度。通过对副产物的分析，我们确定了冰相氧插入到CH 4中的分支比：~65%的插入导致CH 3OH，其余的导致H2 CO的形成。没有CH 3或OH自由基形成的证据，表明碎片化不是一个重要的通道，插入通常会导致化学复杂性增加。CH 3OH形成从O2和CH 4稀释在CO占主导地位的冰类似地显示没有温度依赖性，与预期一致的插入进行一个小的或不存在的障碍。因此，冰中的氧插入化学在低温ISM类条件下应该是有效的，并且可以提供一个重要的通道，在寒冷的星际区域，如云核和原行星盘中平面的颗粒表面上形成复杂的有机分子。
2017-06-29 astro-ph.EP astro-ph.GA
Laboratory Measurement of Volatile Ice Vapor Pressures with a Quartz Crystal Microbalance
本文提出用石英晶体微天平在自由分子流状态下测量氮、一氧化碳和甲烷冰的升华通量，并据此推导蒸气压和升华潜热，发现一氧化碳蒸气压比文献值低近一个数量级，对远外太阳系天体活动研究具有重要影响。
2023-09-21 astro-ph.EP astro-ph.IM
Vacuum-UV spectroscopy of interstellar ice analogs. II. Absorption cross-sections of nonpolar ice molecules
在10-20 K温度下，冷的星周区域和暗云内部的尘埃颗粒被冰幔覆盖。一个非热脱附机制被调用来解释在这些环境中的气相分子的存在下，如光致脱附引起的辐射的冰由于二次紫外光子。为了量化冰光处理的影响，需要估计冰幔中的光子吸收。在最近的工作中，我们报道了非极性分子在固相中的真空紫外（VUV）吸收截面。其目的是估计的VUV吸收截面的非极性分子冰成分，包括甲烷，二氧化碳，氮气和氧气。用透射红外光谱法原位测量了8 K下沉积的冰样品的柱密度。冰样品的真空紫外光谱收集在120-160 nm（10.33-7.74 eV）的范围内使用商业微波放电氢流灯。我们发现，正如预期的那样，固体N2具有最低的VUV吸收截面，这比其他物种，如O2，这也是homogeneous低约三个数量级。甲烷（CH 4）冰在Ly-alpha（121.6 nm）附近呈现高吸收，并且在148 nm以下不吸收。冰吸收截面的估计是必不可少的冰photoprocessing模型，并允许估计冰的光解吸率的光解吸分子的数量，每个吸收的光子在冰。
2014-05-30 astro-ph.EP astro-ph.SR cond-mat.mtrl-sci
Radiation-induced D/H Exchange Rate Constants in Aliphatics Embedded in Water Ice
低温星际云和核心中的气相和固态化学导致星际冰的D/H增强，这最终被彗星，陨石甚至行星卫星继承。因此，D/ H比值被广泛用作地外化学起源的示踪剂。然而，D/H比也会受到宇宙射线的影响，宇宙射线无处不在，甚至可以穿透密集的星际分子核心。这种高能辐射对氘分馏的影响还没有定量研究。在这项研究中，我们提出的速率常数辐射诱导的D-到-H交换的完全氘代小（1-2 C）烃嵌入水冰在20 K和H-到-D交换的质子化形式的这些分子在D2 O冰在20 K。我们观察到在D2 O冰中H-D交换的速率常数比在H2O冰中D-H交换的速率常数大，这归因于C-D比C-H的键强度大。我们发现质子化甲烷的H-到-D交换速率常数比乙烷小，与文献中的键能一致。我们无法得到不饱和烃和活性烃乙烯和乙炔的速率常数。速率常数的解释表明，D/H交换产物形成丰富的辐解产物。我们讨论了如何我们的定量和定性数据可以用来解释整个空间观察到的脂肪族化合物的D/ H比。
2022-04-27 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
