An Upper Bound to the Space Density of Interstellar Comets
两颗被充分研究的白矮星都有氦占主导地位的大气层（DB），每颗白矮星的氢含量都比一颗平均质量的彗星少。很可能，这些恒星的风速足够低，以至于大多数吸积的氢都留在了恒星中。如果是这样的话，并假设它们的名义有效温度，那么这些DBs在其5000万年的冷却年龄期间受到星际彗星的影响最小;半径在10 m和2 km之间的星际冰球含有不到1%的星际氧气。这一分析表明，大多数恒星不会以奥尔特云形成的“乐观”情景所预测的速度产生彗星。
2011-02-21 astro-ph.GA
Hydrogen abstraction reactions in formic and thioformic acid isomers by hydrogen and deuterium atoms. Insights on isomerism and deuteration
分子在星际介质中的异构现象及其机理是空间有机分子化学的基本问题。特别是，对于简单的甲酸和硫代甲酸，在分子云中发现的低温表明，在气相中的顺反异构化必须受到阻碍。发生在星际尘埃颗粒顶部的反应可以解释低温下异构体的相互转化。我们研究了星际尘埃颗粒表面易发生的由吸氢反应引发的甲酸和硫代甲酸异构化过程。类似地，酸的氘富集可以通过相同的机制发生。我们的目标是阐明这两个主题，以增加我们对空间有机分子关键前体的理解。
2022-04-06 astro-ph.GA
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
Hydrogenation of small aromatic heterocycles at low temperatures
最近一波星际芳香分子的探测引发了人们对芳香分子在天体物理条件下的化学行为的兴趣。在大多数情况下，这些检测是通过化学相关的分子（称为代理）进行的，这些分子隐含地表明母体分子的存在。在这项研究中，我们提出了不同的芳香族分子（苯，吡啶，吡咯，呋喃，噻吩，silabenzene，和磷）的加氢反应的理论评价的结果。这些反应的可行性使我们能够评估这些分子对星际介质中最重要的还原剂氢原子（H）的弹性。所有重要的反应都是放热的，其中大多数都存在激活势垒，在某些情况下，量子隧穿可以克服这些激活势垒。瞬时反应速率常数在50 K和500 K之间提供。对于最有效地形成的自由基，已经研究了第二氢化步骤。我们建议，氢化衍生物的呋喃，吡咯，特别是2，3-二氢吡咯，2，5-二氢吡咯，2，3-二氢呋喃，2，5-二氢呋喃是有前途的候选人，为未来的星际探测。
2021-05-24 astro-ph.GA
Interstellar Hydrides
星际间氢--即含有一个重元素原子和一个或多个氢原子的分子--是在太阳系外发现的第一批分子之一。它们是星际化学的根源，是最初在原子气体中形成的第一种物质，以及分子氢及其相关离子。由于导致星际尘埃形成的化学途径相对简单，对观测到的丰度的分析相对简单，并提供了有关尘埃存在环境的关键信息。近年来，我们对星际尘埃的理解取得了快速进展，这主要归功于赫歇尔空间天文台进行的远红外和亚毫米观测。在这篇评论中，我们将讨论星际彗星的观测，以及用于解释它们的先进建模方法，以及由此获得的独特信息。
2016-01-12 astro-ph.GA
Analysis of the Absorption Line Profile at 21 cm for the Hydrogen Atom in Interstellar Medium
本文分析了星际介质中氢原子在21厘米处的吸收线轮廓。将氢原子看作一个三能级系统，在强光源的照射下，在基态的超精细分裂和Ly $_α$跃迁附近的共振态下，氢原子被看作一个三能级系统.作用于共振的场引起物理过程，这可以解释为不同跃迁之间的干扰路径。本文认为，当21厘米线轮廓大幅修改的Ly $_α$过渡的特殊情况下。作为理论的结果，引入了对光学深度的校正。结果表明，在确定星际介质中氢原子柱密度时，这种修正是相当可观的，应予以考虑。本文还讨论了非多普勒展宽和频移的影响。
2018-08-21 astro-ph.GA physics.atom-ph
Anionic hydrogen clusters as a source of diffuse interstellar bands (DIBs)
许多关键的弥漫星际带（DIB）背后的来源仍然难以捉摸，因此，这里提出的证据表明，一个家庭的七个阴离子氢原子团簇（H（-）2n+1，n = 1至7）是相关的贡献者。组态相互作用计算表明，这些电荷诱导偶极团簇在星际介质的温度特征下是稳定的，并且来自宇宙中最丰富的元素。团簇的光谱产生25条吸收光学线，这些吸收光学线与观测到的DIB对齐，并在计算不确定性范围内。吸收带是由于从团簇的基态到亚稳态的激发。
2019-12-25 astro-ph.GA physics.chem-ph
On the rotational energy distributions of reactive, non-polar species in the interstellar medium
本文描述了星际介质中反应性同极双原子分子和离子非平衡转动能分布形成的基本模型。建立了动力学模型，计算了C2+在弥漫星际介质中所经历的条件下的转动布居。由于非极性离子与分子氢反应，但不与原子氢反应，当H2密度开始显著时，热新生旋转布居的热化将被化学反应阻止。强烈偏离当地热力学平衡的人口预测C2+在环境中，它可能是可检测的。讨论了这一结果，并计算了一个新的光谱。
2013-02-03 astro-ph.GA
Hydrogen chloride in diffuse interstellar clouds along the line of sight to W31C (G10.6-0.4)
我们报告的氯化氢，HCl，在弥漫的分子云的视线对恒星形成区W31 C（G10.6-0.4）的检测。利用Herschel空间天文台远红外外差仪（HIFI）的1b接收器，观测到了两种稳定的HCl同位素H_（35）Cl和H_（37）Cl的J = 1-0线。HCl线被检测到的吸收，在很宽的速度范围内与扩散云沿视线到W31 C。对吸收强度的分析得出，总HCl柱密度为10^13 cm^-2，这意味着HCl占气相总氯的约0.6%，比理论模型预测值高出约6倍。这一结果与化学相关物质H2 Cl+和HCl+的结果相当，在同一视线上也报告了这些物质的大柱密度。模型和观测之间的差异的来源仍然是未知的，但是，这些含氯分子的检测，提供了扩散气体中的氯化学的关键约束。
2013-02-26 astro-ph.GA
Changes in the morphology of interstellar ice analogues after hydrogen atom exposure
水冰在星际介质中的形态仍然是一个悬而未决的问题。虽然气态水的吸积可能不是所观察到的覆盖在冷分子云中的尘埃颗粒上的冰幔的唯一可能来源，但众所周知，在保持在10 K的表面上从气相吸积的水形成了具有非常高孔隙率的冰膜。我们还知道，在乌云中，H2的形成发生在尘埃颗粒的冰冷表面上，当吸附的原子反应形成H2时释放的部分能量（4.48 eV）沉积在冰中。在目前的工作中所描述的实验研究的重点是如何从原子氢暴露和随后的重组冰形态的相关变化的结果。使用程序升温脱附（TPD）技术和TPD谱反演分析的方法，我们表明，有一个指数下降的孔隙度的无定形水冰样品后D-原子照射。这种减少与冰的厚度成反比，其值为Phi_0 = 2 x 10^16 D原子/cm ^2/H2O层。我们还使用了一个模型，该模型证实了多孔冰上的结合位点被破坏，而不管它们的能量深度如何，并且孔隙率的减少实际上对应于有效面积的减少。这种减少似乎是兼容的D2形成能量转移到多孔冰网络的分数。在星际条件下，这种效应可能是有效的，并且与其他压实过程一起，提供了一个很好的论据来相信星际冰是无定形和无孔的。
2011-03-21 astro-ph.GA
Molecular hydrogen and its proxies HCO$^+$ and CO in the diffuse interstellar medium
有一个强大的多原子化学扩散，部分分子星际气体，很容易在无线电/毫米/亚毫米波长的吸收。由于内部激发较弱，可以推导出准确的柱密度，因此相对于彼此的相对分子丰度是众所周知的，但相对于H2的相对分子丰度则不然。在这里，我们考虑使用代理的氢柱密度N（H2）和N（H）= N（HI）+2N（H2）的基础上测量的HCO+吸收和CO的排放和吸收，我们比较这些与其他人获得的结果时，观察HI，H2和CO对恒星和活动星系核。我们考虑使用HCO+作为H2的替代物，并表明相对丰度N（H2）= N（HCO+）/3x 10 ^{-9}的假设给出了在朝向恒星的紫外吸收中看到的原子-分子氢跃迁的相同观点。另一方面，CO显示出无线电和光学区域之间的差异，因为当N（\hcop）> 6 × 10 ^{11} \pcc或N（H2）> 2 × 10 ^20 \pcc时，总是检测到发射。积分CO {J=1-0}亮度W_CO和N（CO）/N（H2）的大范围变化意味着CO-H2转换因子的等效变化，即使系综平均值接近通常的银河值。在恒星的吸收中发现的气体/红化比率，N（H）/E（B-V）= 6.2 × 10^21 H \pcc/等，或者在E（B-V）<= 0.08等且缺乏H2的视线中，N（H）/E（B-V）= 6.8 × 10^21 H \pcc/等，远低于在低红化和高银河纬度测量的银河系平均值8.3 × 10^21 H \pcc …
2023-01-21 astro-ph.GA
Strong absorption by interstellar hydrogen fluoride: Herschel/HIFI observations of the sight-line to G10.6-0.4 (W31C)
本文报道了在亚毫米波连续谱源G10.6-0.4（W31 C）的视线上探测到星际氟化氢的强吸收。我们用Herschel的HIFI仪器，在双波束切换模式下，观测了5a波段接收机上边带1232.4763GHz J=1-0 HF跃迁。所得光谱显示G10.6-0.4在LSR速度为-10至-3 km/s范围内的弱HF发射，伴随着在LSR速度为15至50 km/s范围内的前景物质的强吸收。该光谱与对位水的1113.3430 GHz 1（11）-0（00）跃迁的光谱相似，尽管在某些频率下HF（氟化氢）光学深度明显超过对位水的光学深度。我们观察到的光学厚度的HF吸收将沿着G10.6-0.4的视线的HF柱密度的保守下限设置为1.6E+14 cm-2。我们对HF丰度的下限，6 E-9相对于氢核，意味着氟化氢占气相中氟核的~ 30%和100%之间。这一观察证实了理论预测，因为氟的独特热化学允许F原子与分子氢的放热反应，HF将在广泛的条件下成为星际氟的主要储存库。
2010-05-17 astro-ph.GA
The Role of the Critical Ionization Velocity Effect in Interstellar Space and the Derived Abundance of Helium
高斯分析新的，高角分辨率的星际21厘米中性氢的发射轮廓结构更清楚地揭示了存在以前报道的签名的临界电离速度（{ \it CIV}）的氦（34公里秒$^{-1}$）。目前的分析包括1496个组成部分的线宽为178中性氢配置文件在两个地区的天空在银河纬度周围的$-$ 50 $^\circ$，远离银道面。这里考虑的新数据允许计算氦的星际丰度，并且导出的0.095 $\pm$ 0.020的值与基于太阳数据的宇宙丰度的0.085的值非常好地比较。虽然在星际空间中引起{ \it CIV}效应的确切机制还不清楚，但我们的研究结果可能为进一步理论研究该机制如何运作提供额外的动力。
2020-04-10 astro-ph.GA
On the Deuterium-to-Hydrogen Ratio of the Interstellar Medium
观测结果表明，局域星际介质（ISM）中的氘氢比（D/H）约为大爆炸核合成预言的原始比的90%。高（D/H）$_{ISM}$意味着只有一小部分星际气体经过恒星的处理，这破坏了它们出生时的任何氘。使用分析参数的一个区域的化学演化模型，包括吸积和外流，我表明，氘丰度是紧密耦合的核心坍缩超新星（CCSN）元素，如氧的丰度。这些模型预测（D/H）$_{ISM}$与原始丰度的比率为$\approx 1/(1+r Z_O/m_O)$，其中r是再循环分数，$Z_O$是ISM氧质量分数，并且$m_O$是氧的群体平均CCSN产率。使用适合Kroupa（2001）初始质量函数的$r=0.4$和$m_O=0.015$值和最近的CCSN产额计算，太阳氧丰度对应的ISM（D/H）为原始值的87%，与观测结果一致。这种近似值对于大范围的参数值是准确的，物理参数表明，它应该对更复杂的化学演化模型保持准确，使得氘丰度几乎可以对任何再现所观察到的ISM金属丰度的模型进行稳健的预测。与观测到的（D/H）$_{ISM}$值上限的良好一致性支持了长期以来的建议，即氘的视线到视线变化是尘埃耗尽的结果，而不是由原始成分气体的局部吸积增强的低全球（D/H）$_{ISM}$。这一协议限制了偏离常规产量和回收值，这意味着银河系流出物喷射ISM氢的效率与喷射CCSN金属一样高。
2018-05-12 astro-ph.GA
High level ab initio binding energy distribution of molecules on interstellar ices: Hydrogen fluoride
分子在天体物理学相关的冰上的结合能的知识可以帮助获得解吸速率的估计，即分子在表面上的停留时间。这代表了天体化学模型的一个重要参数，对于确定在尘埃颗粒上形成并在星际介质的致密区域观察到的复杂有机分子的化学命运至关重要。在这项工作中，我们提出了一个新的鲁棒程序来研究原子和分子与星际冰的相互作用，基于\textit{ab initio}分子动力学和密度泛函理论，在CCSD（T）/CBS水平的高水平\textit{ab initio}方法验证。我们已将此程序应用于氟化氢（HF），一个有前途的示踪剂的分子含量的星系。我们总共发现了13种独特的HF与最多4个分子的小水团簇结合的平衡结构，结合能范围从1208到7162 K。采用\textit{ab initio}分子动力学模拟计算了非晶态固体水（ASW）表面的22分子模型，并对HF的结合位点进行了系统的分析，包括结合模式和结合能.对于10种不同的水分子团簇，我们发现了一个平均值为$5313\pm74$ K的结合能分布和一个$921\pm115$ K的分散度。最后，采用对称性微扰理论，研究了22个水分子的静电场对结合能的影响，以衡量水环境的影响。结果表明，HF与ASW的静电相互作用的程度强烈依赖于结合位点的性质。我们希望这项工作将提供一个坚实的基础，系统的发展的结合能分布数据库的分子在星际表面。
2020-10-18 astro-ph.GA
Monte Carlo simulation to investigate the formation of molecular hydrogen and its deuterated forms
$H_2$是最丰富的星际物种。其氘代形式（$HD$和$D_2$）也非常丰富。这些分子的巨大丰度可以通过考虑星际尘埃上发生的化学反应来解释。速率方程法因其简单易行而被广泛用于研究颗粒表面物种的形成。然而，由于任何表面物种形成的复合效率严重依赖于各种物理和化学参数，Monte Carlo方法将是最适合于处理过程的随机性的方法。我们用蒙特卡罗模拟研究星际冰上$H_2$、$HD$和$D_2$的形成。表面物种的吸附能是星际尘埃上任何物种形成的关键输入，但氘代物种的结合能尚未确定。在模拟星际尘埃的化学性质时，氢化和氘代物质之间存在零点能校正。根据一些早期的研究，我们考虑了不同的吸附能来研究这些物种在不同的物理环境中的形成。正如预期的那样，这两种方法（速率方程法和蒙特卡罗方法）的显着差异，观察到这些简单的分子在星际冰的生产。我们引入两个因子，即$S_f$和$β$来解释这些差异：$S_f$是一个比例因子，它可以用来关联率方程和蒙特卡罗方法之间的差异。$β$因子表示各种情况下的形成效率。较高的$β$值表示较低的生产效率。我们发现，$β$增加，从气相到晶粒相的吸积率的降低。
2015-04-24 astro-ph.GA
Chemical pathways of SO2 with hydrogen atoms on interstellar ice analogues
本研究通过实验和计算分析低温下固态SO2与H原子在非晶固态水表面的反应，发现SO2大量消耗但产物检测有限，表明部分产物发生化学脱附，揭示了星际冰中SO2的氢化路径与化学脱附机制。
2024-11-14 astro-ph.GA
Effect of surface H$_2$ on molecular hydrogen formation on interstellar grains
我们研究了在扩散和半透明云中，氢分子在颗粒表面的存在如何影响H $_2$的形成效率。氢分子能够降低模型中H原子在晶粒表面的脱附能。详细的微观蒙特卡罗方法被用来进行模型模拟。我们发现H $_2$的存在对H $_2$形成效率的影响强烈地依赖于H $_2$在晶粒表面的扩散势垒。不考虑表面H $_2$的扩散云模型预测，在10 K和14 K的晶粒温度（T）范围内，H原子复合效率高于0.5。在考虑表面H $_2$的扩散云模式中，所采用的H $_2$扩散势垒是80 $\%$ H $_2$解吸能，使得H $_2$可以被捕获在更强的结合位点。根据模型参数，这些扩散云模型预测，在10 K $\leq$ T $\leq$ 14 K时，复合效率在0和0.5之间。结果表明，如果采用较低的H $_2$在晶粒表面的平均扩散势垒（194 K），使H $_2$能在晶粒表面快速扩散，则H $_2$的形成效率不受表面H $_2$的影响.然而，复合效率可以下降到低于0.002，在T $\geq$ 10 K，如果更高的平均H $_2$扩散势垒使用（255 K）在半透明云模型。
2022-03-08 astro-ph.GA
Variations between Dust and Gas in the Diffuse Interstellar Medium. 2. Search for Cold Gas
星际云的内容，特别是弥漫分子气体的存量，仍然不确定。我们确定了一个孤立的云样本，大小约为100个太阳质量，并使用尘埃含量来估计气体的总量。在论文1中，总的推断气体含量被发现显着大于原子氢的21厘米发射测量中看到的。在本文中，我们测试的假设，即明显过剩的“暗”气体是冷原子氢，这将是明显的吸收，但不是在发射线饱和。结果表明，没有足够的21厘米吸收到云来解释“暗”气体的总量。
2017-07-24 astro-ph.GA
The interface between the outer heliosphere and the inner lism: Morphology of the local interstellar cloud, its hydrogen hole, stromgren shells, and $^{60}$Fe accretion
我们描述了外日球层和太阳周围的局部星际介质（LISM）之间的界面。内层LISM的成分是与外层日光层接触的四种部分电离云[本地星际云（LIC）、G云、蓝色云和Aql云]，以及主要来自$ε$ ~CMa的EUV辐射产生的电离气体。我们根据沿62条视线的星际线吸收构造了LIC的三维形状，并表明在$ε$ ~CMa，$β$ ~CMa和Sirius~B方向上，LIC中心的中性氢柱密度最小。我们称这个区域为“氢洞”。在这个方向上，蓝云吸收的存在和LIC吸收的缺乏可以简单地解释为蓝云位于日光层之外。我们认为，蓝云的外缘是一个斯特伦格伦壳，它被H~II区的高压推向日光层。我们发现，中性和电离氦流经日光层的矢量与LIC流矢量不一致，附近的云间气体与$ε$ ~CMa和其他恒星源的电离一致，而不需要额外的电离源或百万度等离子体。在逆风方向，日光层正穿过几个LISM云的环境，这可能解释了最近在南极洲雪中测量到的超新星喷出物中含有$^{60}$ Fe的星际颗粒的涌入。
2019-10-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Direct Measurement of Interstellar Extinction Toward Young Stars Using Atomic Hydrogen Lyman-$α$ Absorption
星际红化修正是重建吸积原恒星系统内禀谱能量分布的必要条件。恒星SED决定了星周盘中可能发生的加热和化学过程。测量年轻恒星中中性氢的吸收与宽Lyman- $α$发射剖面的关系，可以得到沿视线方向的总氢柱密度（N（H I））。我们测量N（H I）与新的和档案紫外观测从哈勃太空望远镜（$HST$）的31个经典的金牛座T和赫比格Ae/Be星。H I柱密度范围为log $_{10}$（N（H I））$\approx 19.6 - 21.1$，具有相应的$_{V}$ $= 0.02 - 0.72$ mag的目视检查，假设R $_{V}$为3.1。我们发现，大部分的H I吸收沿视线可能来自星际，而不是拱星材料。消光来自新的$HST$蓝光谱分析，以前的红外和光学测量，和新的X射线柱密度平均高估了星际消光对年轻恒星相比，N（H I）值由$\sim 0.6$马格。我们讨论了可能的解释这种差异的背景下，一个原行星盘几何形状。
2013-12-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Subsurface chemistry of mantles of interstellar dust grains in dark molecular cores
上下文星际分子云中许多观测到的化合物的丰度仍然缺乏解释，尽管广泛的研究包括气体和固体（尘埃颗粒表面）相反应。目标。我们的目标是定性地证明这样一个想法，即星际颗粒上的氢贫乏的地下化学至少是这些化学“异常”的一部分。当地幔中的光分解反应释放出游离氢时，这种化学反应在冰冷的地幔中发展，游离氢通过扩散逃离地幔。这导致地幔的化学成分发生严重变化，因为地幔中的孔隙为新的贫氢环境中的反应提供了表面。方法.我们提出了一个简单的动力学模型，使用现有的天体化学反应数据库。气相，表面和地下孔隙反应包括在内，是分子的物理转化。结果我们的模型产生显着更高的丰度比大多数其他模型的各种氧化物种。对于某些具有足够反应网络的物种，我们也得到了很好的结果。因此，我们认为贫氢地幔化学可能确实在分子云的化学演化中起作用。结论.氢向外扩散的重要性还有待进一步研究证实。许多氧化物种之间的大量固相反应对于获得良好的定量建模结果以与观测结果进行比较至关重要。我们推测，各种无法观测到的贫氢硫含氧酸衍生物可能是负责的“消失”的硫在暗云核心。
2012-07-11 astro-ph.GA hep-lat
Absorption of Gravitons and Photon Luminosities of Interstellar/Intergalactic Hydrogen Atoms
Institute of Nuclear and Particle Physics, NCSR ”Demokritos”（德谟克利特国家科学研究中心核与粒子物理研究所）；School of Physics and Astronomy, Sun Yat-Sen University（中山大学物理学院）；School of Science, Quantum Optoelectronics Lab, Westlake University（西湖大学理学院）
基于Weinberg、Gould、Dyson等人的结果，计算氢原子对引力子的吸收和发射率，提出通过测量星际和星系际氢原子光子光度比的过剩来间接探测引力子。
2026-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA gr-qc
Mapping the Magnetic Interstellar Medium in Three Dimensions Over the Full Sky with Neutral Hydrogen
最近的分析21厘米中性氢（HI）的排放表明，HI气体被组织成线性的非线性结构，优先与当地的磁场，这些结构的相干性在速度空间跟踪视线磁场纠缠。在此基础上，我们介绍了一个范例建模的磁化，尘埃区域的星际介质的属性，使用HI结构在不同的速度来映射“磁相干”的空间区域的方向。我们使用HI 4PI全天光谱HI数据构建了三维（位置-位置-速度）Stokes参数图。我们比较这些地图，集成的速度维度，普朗克地图的偏振尘埃发射在353 GHz。没有任何自由参数之间的HI强度和尘埃发射的关系，我们发现，我们的$Q$和$U$地图是高度相关的（$r > 0.75$）与353 GHz的$Q$和$U$地图观测到的普朗克偏振尘埃发射和再现其许多大尺度的功能。尘埃发射图的$E/B$比率与HI导出的大角度尺度图（$\ell \lesssim 120$）吻合得很好，支持这种不对称性是由线性密度结构与银河磁场的耦合引起的解释。我们证明，我们的三维斯托克斯参数地图约束的银河系星际介质的三维结构和星际磁场的方向。
2019-09-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Tunneling Reaction Kinetics for the Hydrogen Abstraction Reaction H + H$_2$S -> H$_2$ + HS in the Interstellar Medium
在星际表面化学的框架下，研究了H和H $_2$ S之间的夺氢反应，生成HS和H $_2$作为产物。高温速率常数高达2000 K的气相中计算，并与以前报道的值一致。随后，首次提出了天体化学感兴趣的低至55 K的低温速率常数，即，涵盖双分子和单分子反应机理。为此，使用所谓的隐式表面模型。严格地说，这是一个结构气相模型，其中考虑了在固态下的旋转的限制。计算的动力学同位素效应解释的激活和离域的差异。所有速率常数均在UCCSD（T）-F12/cc-VTZ-F12理论水平下计算。最后，我们表明，反应的能量只在很小程度上受到影响的存在下的H $_2$ O或H $_2$ S分子团簇，模拟冰表面，计算在MPWB 1 K/def 2-TZVP理论水平。
2017-12-06 astro-ph.GA physics.chem-ph
On the Apparent Associations between Interstellar Neutral Hydrogen Structure and (WMAP) High Frequency Continuum Emission
在太阳几百秒差距内的银河中性氢（HI）包含的结构具有类似于威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）观测到的小尺度结构的角分布。现在，使用以2公里/秒的间隔绘制的HI数据，共编目了108对相关的HI和WMAP特征，这些特征对显示出0.8度的典型偏移。一个大规模的统计测试进行了直接的关联，投下了额外的光，这些小的偏移是否只是巧合或携带信息。为了进一步追求这个问题，在前景HI与WMAP结构最密切相关的几个功能的性质进行了详细研究，它示出了良好匹配的结构对的互相关系数是为了统一。它表明，自由自由发射的电子在星际空间中未解决的密度增强理论上可以产生高频无线电连续辐射的水平观察到的WMAP和这种发射将出现几乎平坦的WMAP频率范围。在星际介质中这种结构的证据已经存在于文献中。在对高频连续发射结构以及明显相关的HI结构进行更高角分辨率的观测之前，可能很难排除通常归因于宇宙微波背景的一些（如果不是全部的话）小尺度结构可能具有星系起源的可能性。
2010-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA
Interstellar Solid Hydrogen
我们考虑了星际空间中存在固态分子氢的可能性。如果是这样的话，宇宙射线和高能光子会导致固体中的电离，从而形成H6+。这种离子不是由气相反应产生的，因此它的辐射跃迁在天体物理学背景下提供了固体H2的特征。H6+的振动跃迁尚未在实验室中观察到，但我们已经在分子的量子理论处理中表征了它们;我们的计算包括非谐校正，这是很大的。在这里，我们报告这些计算，并将我们的结果与天文数据进行比较。除了H6+同位素异构体，我们专注于氘代物种（HD）3+，预计占主导地位，在低电离率的结果，同位素缩合反应。我们可以可靠地预测五种振动模式的基频。对于（HD）3+，所有这些都被发现接近一些最强的普遍的中红外天文发射带，使得很难从观测的角度排除氢沉淀。同样，这些结果表明，（HD）3+可能是所观察到的带的载体。我们认为这种可能性在更广泛的图片ISM的光过程，我们得出结论，固体氢可能确实是丰富的天体物理环境。
2011-05-10 astro-ph.CO astro-ph.GA cond-mat.other
Carbon Nitride Monolayer Nanosheets: Astrochemical Insights into the Fate of Interstellar Hydrogen
研究通过DFT计算探讨了碳氮单层纳米片对星际氢吸附的影响，揭示其在星际介质中氢物理化学过程中的潜在作用。
2026-03-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Hydrogen transfer reactions of interstellar Complex Organic Molecules
在恒星形成的早期阶段，自由基重组被认为是导致富含CO的冰中形成复杂有机分子（COMs）的原因。然后，这些COM可以经历氢加成和提取反应，导致更高或更低的饱和度。在这里，我们已经研究了14个分子乙二醛，乙醇醛，乙二醇，甲酸甲酯和另外三个反应，其中涉及\ce{CH_nO}片段的氢转移反应。只有当在低温下的描述中调用隧道效应时，越势垒反应才是可能的。因此，所研究的反应的速率常数计算使用瞬子理论，考虑到量子效应固有的。反应的特点是在气相中，但这是由于CO分子的反应景观的最小改变预计将产生有意义的结果，CO丰富的冰。我们发现，速率常数不应该外推的基础上的高度的障碍，因为障碍的形状起着越来越大的作用，在降低温度。仅仅考虑反应类型是不可能预测速率常数的，特定的反应物和官能团起着至关重要的作用。然而，在单个分子中，从醛基上夺取氢似乎总是比氢加到同一个碳原子上更快。涉及重原子隧穿的反应，例如，断裂或形成C-C或C-O键的速率常数比涉及H转移的速率常数低得多。
2018-06-06 astro-ph.GA physics.chem-ph
The abundances of hydrocarbon functional groups in the interstellar medium inferred from laboratory spectra of hydrogenated and methylated polycyclic aromatic hydrocarbons
分别测定了含甲基（-CH_3）、亚甲基（> CH_2）和类金刚石 *CH基团的多环芳烃（PAHs）的红外吸收光谱，以及气相缩合法制备的甲基化和氢化多环芳烃混合物的红外吸收光谱。此外，PAH共混物进行了深入的分子结构分析，通过高效液相色谱法，核磁共振光谱，和基质辅助激光解吸/电离飞行时间质谱。在密度泛函理论水平计算的支持下，实验室的结果被应用于详细分析的脂肪族吸收复合物的扩散星际介质在3.4 μ m，并确定碳氢化合物官能团的丰度。假设多环芳烃主要锁定在颗粒中，脂肪族CHx基团（x = 1，2，3）对3.4 μ m特征的贡献大约相等（N_{CHx} / N_{H}约为10^{-5} - 2 * 10^{-5}）。然而，如果对3.4 μ m特征的主要贡献来自气相中的分子，则丰度可能低2至4倍。在某些方向上，芳香族=CH基团似乎几乎不存在，但在其他方向上几乎与每种脂肪族组分一样丰富（N_{=CH} / N_{H} < 2 * 10^{-5};谷物的上限值）。由于相对较低的结合能，天文红外发射源不会显示出如此重的过量氢化。在最好的情况下，特别是在原行星状星云中，> CH 2基团与芳香分子结合，即，只有分子外围的多余氢才能在附近恒星的存在下存活下来。
2013-10-01 astro-ph.GA physics.chem-ph
Dust evolution, a global view: II. Top-down branching, nano-particle fragmentation and the mystery of the diffuse interstellar band carriers
星际弥散带的起源是星际介质中最古老的谜团之一，在IaS（THEMIS）的非均匀尘埃演化模型框架内进行了探索。扩散星际带载流子的可能性质和它们的演变在这里探讨的结构和子结构的框架内固有的掺杂氢化非晶碳颗粒在星际介质。基于天然富含芳香族的部分（ashphaltenes）从煤和石油中回收的星际类似物的可能结构的扩散带问题的范围内进行了研究。在此提出星际碳质颗粒，特别是a-C（：H）纳米颗粒的自上而下的演化是扩散星际带载流子及其与小分子和自由基如C2、C3、CH和CN的缔合的形成和演化的核心。最有可能的是，扩散星际带由脱氢的、电离的、杂环的、富含芳族的部分携带，所述部分形成杂原子掺杂的氢化无定形碳纳米颗粒及其子片段化产物的连续结构的组成部分。
2021-11-08 astro-ph.GA physics.space-ph
Interstellar Neutral Hydrogen in the Heliosphere: New Horizons Observations in the Context of Models
本文利用新视野号SWAP仪器在22–52天文单位处的拾起离子观测，推导星际中性氢密度剖面，发现其与稳态日球层模型预测不一致，并提出在40天文单位处设立新基准点。
2024-06-14 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.space-ph
Formation of interstellar propanal and 1-propanol ice: a pathway involving solid-state CO hydrogenation
1-丙醇（CH 3CH 2CH 2 OH）是一种含三个碳原子的直链伯醇，可能起源于星际空间中寒冷的黑暗核心。为了测试这一点，我们在实验室中研究了1-丙醇冰是否可以沿着可能与星前核相相关的路径形成。我们的目的是显示在一个两步法，1-丙醇可以形成通过反应步骤，预计发生在重CO冻结出阶段通过添加C2 H2到CO + H加氢网络通过形成丙醛（CH 3CH 2CHO）作为中间体和其随后的氢化。程序升温脱附-四极杆质谱（TPD-QMS）用于鉴定新形成的丙醛和1-丙醇。反射吸收红外光谱（RAIRS）被用作补充诊断工具。在重质CO冻出阶段，可以有助于形成固态丙醛和1-丙醇以及其他有机化合物的机制受到实验室实验和理论计算的限制。在这里，它表明，重组的HCO自由基，形成后CO氢化，与自由基形成后C2 H2处理-H2 CCH和H3CCH 2-提供了可能的反应途径，固态丙醛和1-丙醇的形成。这扩展了CO氢化链在形成更大的COM（复杂有机分子）中已经很重要的作用。结果被用来与ALMA观测值进行比较。所得的1-丙醇：丙醛比率得出< 0：35-0：55的上限，除了实验结果之外，还通过计算得出的活化屏障进行了补充。
2019-05-22 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.chem-ph
Assessing the Formation of Solid Hydrogen Objects in Starless Molecular Cloud Cores
第一个被发现的星际天体（ISO）1 I/2017（'Oumuamua）的性质与太阳系小行星和彗星不同，这让人怀疑它是否来自于原行星盘。在这项研究中，我们调查了它在巨大分子云的无星核心中由大量H2冰成分形成的可能性。虽然星际固体氢尚未被探测到，但这种成分可以解释ISO的一些性质。我们认为，相关的过程中需要建立十米大小的固体氢机构和评估的可扩展性的增长在各种大小的制度。通过能量平衡的论证，我们发现形成氢冰最严重的障碍是分子氢冰的可结晶性所需的极低温度。然而，如果发生沉积，我们发现无星核心内的湍流有利于在足够短的时间尺度上生长成更大尺寸的天体。然后，我们分析了质量损失的星际介质，并确定必要的大小为氢对象生存的旅程太阳系作为ISO年龄的函数。最后，我们讨论的影响，如果H2的解释是正确的，我们评估ISO科学的未来前景。如果氢冰ISO确实存在，我们假设的形成途径将需要一小部分多孔的100微米尘埃在无星的核心区域，通过周围气体的绝热膨胀和对电磁辐射和宇宙射线的良好屏蔽，已经冷却到2.8 K。
2021-03-09 astro-ph.EP astro-ph.GA
Destruction of molecular hydrogen ice and Implications for 1I/2017 U1 (`Oumuamua)
在我们的太阳系中观察到的第一个星际物体，1 I/2017 U1（'Oumuamua），表现出一些特殊的性质，包括极端的伸长和加速过度。最近，\cite{Seligman:2020vb}提出该物体是由分子氢（H $_{2}$）冰制成的。问题是H $_2$天体是否能在从诞生地到太阳系的旅行中幸存下来。在这里，我们研究了冰的H $_2$对象的破坏过程，通过他们的旅程从巨大的分子云（GMC）的星际介质（ISM）和太阳系，由于星际辐射，气体和尘埃，和宇宙射线。我们发现，由于星光加热引起的热升华可以在不到1000万年的时间内摧毁Oumuamua大小的物体。GMC中碰撞加热的热升华可以在Oumuamua大小的H $_2$天体逃逸到ISM之前将其摧毁。最重要的是，富含H $_2$的冰粒的形成不太可能发生在致密环境中，因为碰撞加热提高了冰粒的温度，因此热升华在颗粒生长之前迅速破坏了H $_2$地幔。
2020-08-12 astro-ph.EP astro-ph.GA
Tracing interstellar magnetic field using velocity gradient technique: Application to Atomic Hydrogen data
我们对MHD湍流理解的进步为开发探测磁场的新技术开辟了道路。在MHD湍流中，速度梯度被期望垂直于磁场，Gonsalvez-Casanova和Lazarian利用这一事实引入了一种利用速度质心梯度跟踪磁场的新技术。后者可以从光谱观测中获得。我们将该技术应用于GALFA HI测量数据，并将用我们的技术获得的磁场方向与用普朗克极化获得的磁场方向进行比较。我们发现这两种方式的磁场跟踪，这是显而易见的，通过视觉比较，并通过测量统计的磁场波动与极化数据和我们的技术。这表明，速度质心梯度可以提供一种可靠的方法来测量前景磁场波动，从而提供一种新的方法来分离前景和CMB极化信号。
2017-01-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Interstellar Dust-Catalyzed Molecular Hydrogen Formation Enabled by Nuclear Quantum Effects
School of Materials Science and Engineering, Peking University（北京大学材料科学与工程学院）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学卡尔·萨根天体物理研究所）；Department of Astronomy, School of Physics, Peking University（北京大学物理学院天文学系）；Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文学系）
通过多尺度模拟，发现核量子效应在低温下克服经典玻尔兹曼抑制，使化学吸附氢原子高效形成H₂，为星际H₂形成提供第一性原理量子基础。
2026-06-11 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Apparent Faster-Than-Light Pulse Propagation in Interstellar Space: A new probe of the Interstellar Medium
射电望远镜发射出有规律的射电辐射，通过星际介质（ISM），即恒星之间的稀薄气体和等离子体传播。ISM的先前已知的色散特性导致低频脉冲相对于高频脉冲在时间上延迟。这种效应可以用介质中存在的自由电子来解释。ISM还含有中性氢，其在1420.4MHz处具有众所周知的共振。电磁理论预测，在这样的共振下，诱导的色散效应将与自由电子的色散效应截然不同。穿过中性氢云的脉冲应该经历“反常色散”，这导致介质的群速度大于真空中的光速。这种超光速的群速度使得包含接近共振频率的脉冲相对于其他脉冲在时间上更早到达。因此，这些脉冲似乎比光传播得更快。这种现象是由脉冲中存在的时标和介质中存在的时标之间的相互作用引起的。虽然这是违反直觉的，但它并不违反狭义相对论的定律。在这里，我们提出了射电脉冲星PSR B1937+21的阿雷西博观测，显示出异常色散的明确证据。虽然这种效应在实验室物理学中是已知的，但这是第一次在天体物理学背景下直接观察到它，它有可能成为研究银河系中性氢性质的有用工具。
2010-01-15 astro-ph.GA astro-ph.IM
The flow direction of interstellar neutral H from SOHO/SWAN
提出一种基于日辉光度天图和纯几何关系、无需模型或绝对定标的新方法，利用 SOHO/SWAN 数据测得星际中性氢平均流动经度为 253.1°±2.8°。
2023-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Backscattered solar Lyman-alpha emission as a tool for the heliospheric boundary exploration
这篇综述总结了我们目前的理解外日光层和本地星际介质（LISM）推断的观测和模拟行星际莱曼-$α$发射。该辐射是由太阳莱曼α光子（121.567 nm）被星际H原子从LISM流入日光层后向散射产生的。对莱曼α辐射的研究确定了距离太阳几个天文单位内的星际氢的参数。与氦原子相比，星际氢原子似乎被减速、加热和移动。探测到的减速和加热证明了在日球顶附近存在次级氢原子。这一发现支持了在日光层之外发现氢壁的发现，该氢壁由在HST/GHRS莱曼α吸收光谱中观察到的加热的氢组成。星际氢体速度的变化是全球日光层不对称性的第一个观测证据，后来由旅行者号原位测量证实。SOHO/SWAN全天空后向散射莱曼α强度图确定了太阳风质量通量随日纬度和时间的变化。特别是，在太阳活动最大期间发现了中纬度的两个极大值，由于其特定的轨迹而错过了。最后，旅行者/紫外线光谱仪和新视野/爱丽丝紫外线光谱仪发现了太阳层外的莱曼α辐射。我们回顾了这些科学突破，概述了开放的科学问题，并讨论了未来潜在的日光层莱曼α实验。
2022-06-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
