Tracking the ice mantle history in the Solar-type Protostars of NGC 1333 IRAS 4
为了了解在系外行星系统中观察到的多样性的起源，描述其形成的早期阶段至关重要，以太阳型原恒星为代表。这些天体的气体化学成分很可能直接取决于坍缩前形成的尘埃颗粒地幔的成分。直接反演冰幔的组成是具有挑战性的，但它可以通过观察主要成分，如厘米波长的NH3和CH3OH，一旦它们在温暖的原恒星阶段释放到气相中，间接完成。我们用24 - 26 GHz的VLA干涉仪在高角分辨率（1 ";~300 au）下观测到NGC1333中三颗0类原恒星（IRAS 4A1，IRAS 4A2和IRAS 4B）的CH_3OH和NH_3谱线。使用非LTE LVG分析，我们在三颗原恒星中得出了类似的NH3/CH3OH丰度比（IRAS 4A1，4A2和4B分别为<0.5，0.015 - 0.5和0.003 - 0.3）。因此，我们推断它们是由具有相似物理条件的塌缩前物质产生的。将观测到的丰度比与天体化学模型预测进行比较，我们将地幔形成时的尘埃温度限制在~17 K，这与南部NGC 1333扩散云的平均温度一致。我们认为，一个残酷的事件开始崩溃，最终形成IRAS 4A1，4A2和4B，因此，没有经历通常的星前核心阶段。这一事件可能是一个泡沫与NGC 1333南部的冲突，这在以前的文献中已经被唤起。
2022-07-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Cosmic-Ray Induced Sputtering Process On Icy Grains
在分子云核中，宇宙线离子与冰粒碰撞产生的宇宙线溅射是冰分子从尘埃周围地幔中解吸的过程之一。这一过程的效率取决于入射CR离子的性质以及冰幔的物理化学性质。我们的主要目标是检查的溅射效率的H $_2$ O和CO冰发现的分子云的核心。在计算程序中，我们考虑了一个多维参数空间，包括30 CR离子类型，5种不同的CR离子能量通量分布，两个独立的冰地幔成分（纯H $_2$ O和CO），三个冰形成状态，和两个溅射制度（线性和二次）。我们发现H $_2$ O和CO冰的溅射行为主要由二次区域而不是线性区域控制，特别是对于CO溅射。H $_2$ O和CO冰的溅射速率系数显示出明显的变化，相对于所采用的CR离子的能量通量以及晶粒尺寸依赖的地幔深度。圆柱形潜区的最大半径对有效电子阻止本领相当敏感。CO冰的径迹半径远大于H $_2$ O冰的径迹半径。与H $_2$ O地幔相反，根据${\rm S_{\rm e,eff}}$，即使相对较轻的CR离子（$Z \geq 4$）也可能导致CO地幔内的径迹形成。我们建议，潜在的轨道形成阈值可以被假定为一个分离器之间的线性和二次制度的溅射。
2022-11-15 astro-ph.EP astro-ph.HE
Chemistry on Rotating Grain Surface: Ro-Thermal Desorption of Molecules from Ice Mantles
本研究提出冰质尘埃颗粒的旋转-热脱附机制，证明辐射扭矩诱导的超热旋转可降低分子势垒并显著增强高结合能分子脱附。
2019-09-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Laboratory Evidence that Methanol-Rich Ice Mantles Lower Methyl Formate Binding Energies
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；The Hague University of Applied Sciences（海牙应用科学大学）
本研究通过实验室脱附实验证明，甲酸甲酯在甲醇冰上的结合能低于水冰，解释了其在低温下提前释放，支持两步热脱附机制。
2026-09-24 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Probing the regoliths of the classical Uranian satellites: Are their surfaces mantled by a layer of tiny H2O ice grains?
我们研究了天王星经典卫星的表面是否是成分分层的，主要是微小的H2O冰粒（直径<= 2微米）的薄层覆盖着由较大的H2O冰粒，黑暗物质和CO2冰（直径约10 - 50微米）组成的下层。近红外观测（~1 - 2.5微米）已经确定，这些卫星富含H2O冰的表面被浓缩的CO2冰沉积物覆盖，几乎只在其尾部半球发现。然而，较长波长数据集（~3 - 5微米）的最佳拟合光谱模型表明，CO2冰的光谱特征基本上不存在，相反，这些卫星的暴露表面主要由微小的H2O冰粒组成。为了研究这些卫星可能的成分分层，我们使用斯皮策太空望远镜（~3 - 5微米）上的红外阵列相机（IRAC）收集了新的数据。这些新数据的光谱模型与先前的分析一致，表明天王星卫星的暴露表面主要由微小的H2O冰粒组成。此外，对这些新数据的分析表明，在3至5微米的波长范围内，这些卫星的尾半球比它们的前半球更亮，除了米兰达，它的IRAC半球没有显示半球不对称性。我们的分析还显示，Ariel的表面显示出五个不同的区域尺度的冰带，可能与该卫星上二氧化碳冰的空间分布一致。我们讨论了可能的过程，可以增强观察到的领先/落后的不对称性所表现出的这些卫星，以及过程，可能会推动其近表面的明显成分分层。
2019-10-28 astro-ph.EP
The Effect of Luminosity Outbursts on the Abundance of Pebbles and Their Ice Mantles in Protoplanetary Disks
本研究利用FEOSAD二维流体动力学模拟，揭示原行星盘光度爆发如何改变各挥发分雪线，并因水冰流失使卵石丰度减半且恢复需数千年。
2025-05-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evidence for ultra-water-rich ammonia hydrates stabilized in icy exoplanetary mantles
该研究发现氨半水合物与冰VII在高压高温下反应可生成超富水氨水合物（如NH3·6H2O），并证明富水氨水合物在1-2倍地球质量系外行星冰幔中普遍稳定存在，其与冰VII的浮力差异可能导致化学分层并影响行星热演化。
2025-08-16 astro-ph.EP cond-mat.mtrl-sci physics.geo-ph
The Interior Dynamics of Water Planets
探测到的超级地球的目录不断扩大，需要在大量水层的情况下对其属性进行理论研究。这项工作考虑这样的水行星的质量和水团的质量分数（2至5 M_地球，0.02%至50% H2 O）的范围。首先，我们模拟的热量和动力学结构的近表面的冰和海洋表面，找到单独的制度，预计地球将保持一个地下液体海洋，并在那里预计将展示冰构造。根据对地面温度、热通量和重力的估计，新发现的系外行星可能属于这些区域之一。其次，我们构建了一个参数化的对流模型的底层冰地幔的更高的冰相，发现从硅酸盐铁核心释放的物质应该穿越冰地幔的时间尺度为0.1至100兆年。给出了冰幔翻转时间和行星半径对总质量和水团质量分数的依赖关系。最后，我们讨论了这些内部过程对大气观测的影响。
2010-01-17 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
Discrepancy in Grain Size Estimation of H${}_{2}$O Ice in the Outer Solar System and the Interstellar Medium
在过去的几十年里，在太阳系外天体和星际介质中广泛探测到无定形和结晶水（H ${}_{2}$ O）冰已被证实。辐射转移模型（RTMs）被用来估计的颗粒大小的H ${}_{2}$ O冰从近红外（NIR）波长。据报道，由于使用了不同的散射模型，对土星卫星上H ${}_{2}$ O冰颗粒大小的估计存在很大差异（Hansen，2009年），对柯伊伯带天体上氮（N ${}_{2}$）和甲烷（CH ${}_{4}$）冰的估计也存在很大差异（Emran和Chevrier，2022年）。我们评估的差异H ${}_{2}$ O冰在15，40，60和80 K（无定形）和20，40，60和80 K（结晶）的温度下的粒度估计-相关的外部太阳系及以后。我们使用Mie理论（Mie，1908）和Hapke近似模型（Hapke，1993）从近红外波长（1 - 5 $μ$ m）的光学常数比较了H ${}_{2}$ O冰相的单次散射散射。这项研究表明，Hapke近似模型- Hapke板和内散射模型（ISM）-预测晶粒尺寸的结晶相，总体上，更好地相比，在15 - 80 K的温度下的非晶相。然而，Hapke板模型估计更近似的晶粒尺寸，在一般情况下，Mie模型的预测，而ISM表现出更高的不确定性。我们建议使用米氏模型的未知光谱外太阳系机构和超越估计H ${}_{2}$ O冰粒度。在选择使用RTM的近似模型时，我们建议使用Ha…
2022-04-08 astro-ph.EP astro-ph.GA
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
The thermal reactivity of HCN and NH3 in interstellar ice analogues
HCN是星际化学的核心分子，因为它是含有碳-氮键的最简单分子，并且其固态化学丰富。本工作的目的是研究星际冰类似物中NH_3 + HCN -> NH_4 +CN-热反应。利用傅里叶变换红外光谱和质谱对NH 4 +CN-反应产物及其生成动力学进行了研究。这种反应是纯粹的热反应，可以在星际冰的低温下发生，而不需要光子、电子或宇宙射线的非热处理。当NH_3含量远大于HCN含量时，反应速率常数与温度的关系为k（T）= 0.016+0.010- 0.006s-1.exp（（-2.7+-0.4kJmol-1）/（RT））.当两种反应物都在冰水中稀释时，反应速度减慢。在20 K和140 K下，CN ~-离子的能带强度为A_CN ~- = 1.8 ± 1.5 × 10 ~（-17）cm molec ~（-1）. NH_4 +CN ~-的脱附速率为kdes（T）= 10^28molecules cm ~（-2）s ~（-1）·exp（（-38.0+-1.4kJmol ~（-1）/（RT））。NH3 + HCN -> NH 4 +CN-热反应是最重要的，因为（i）它减少了可用于氢化成CH 2NH的HCN的量，（ii）NH 4+和CN-离子与诸如H2 CO或CH 2NH的物质反应以形成复合物分子，和（iii）NH 4 +CN-是NH3和HCN的储库，其可用于高温化学。
2012-10-26 astro-ph.EP astro-ph.GA
A Physical Model for the Ice Coma of the Interstellar, Hyperactive Comet 3I/ATLAS
Harvard University（哈佛大学）
本文基于哈瑟模型研究了3I/ATLAS冰晕在不同太阳距离下的演化，探讨了冰晶升华对散射截面峰值的影响，并解释了观测到的反太阳尾迹与表面亮度变化。
2026-05-06 astro-ph.EP astro-ph.GA
Surviving the Heat: multi-wavelength analysis of V883 Ori reveals that dust aggregates survive the sublimation of their ice mantles
通过对 V883 Ori 的多波段 ALMA 观测与尘埃演化模拟，发现厘米级尘埃聚集体能在水冰升华中存活，表明尘埃聚集体对剧烈加热具有适应性，可能影响雪线内侧干燥星子的形成路径。
2023-12-04 astro-ph.EP
UV photoprocessing of NH3 ice: photon-induced desorption mechanisms
在朝向星际介质最冷区域的尘埃颗粒表面上探测到的冰幔，可以通过存在于致密云内部的二次紫外（UV）场进行光处理。在这项工作中，我们提出了在天体物理学相关条件下的纯NH3冰样品在超高真空室中，固体样品沉积到基板上在8 K的紫外线照射实验。随后用微波放电氢流灯对冰类似物进行光处理。感应辐射和光化学导致H2、N2和N2 H4的产生。此外，由于四极质谱仪（QMS），观察到的原始冰组分，NH3，和两个检测到的三个光产物，H2和N2的气相的光解吸。通过校准QMS，可以对光脱附产率进行定量，得出Ypd（NH3）=2.1+2.1-1.0 x 10^-3分子/入射光子，在整个实验过程中保持不变，而H2和N2的光脱附随能量密度的增加而增加，这表明这些物质存在一种间接的光脱附机制，涉及能量转移。在能量密度相当于太空中冰幔所经历的能量密度后，N2分子的光解吸率与NH3分子的光解吸率相似（Ypd（N2）= 1.7+1.7-0.9 x 10^-3分子入射光子）。
2017-10-17 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Photochemistry of interstellar ice forming Complex Organic Molecules
Centro de Astrobiología, CSIC-INTA（天体生物学中心，西班牙国家航空航天技术研究所/西班牙高等科学研究理事会）
本文综述了星际冰的光化学和热处理过程，探讨了其如何形成复杂有机分子，并讨论了这些分子在地球生命起源中的潜在作用。
2025-12-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Vacuum-UV spectroscopy of interstellar ice analogs. I. Absorption cross-sections of polar-ice molecules
除H_2O、NH_3和CO_2外，星际冰幔中大多数分子固体的真空紫外吸收截面还没有报道。冰的光处理模型依赖于冰的真空紫外吸收截面来估计穿透深度和辐射剂量，并且在过去，气相截面值被用作近似值。我们的目标是估算分子冰组分的真空紫外吸收截面。在8 K下沉积由CO、H2O、CH 3OH、NH3或H2S组成的纯冰。采用透射红外光谱法对冰样的柱密度进行了原位测量。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。我们提供了所报道的分子冰的真空紫外吸收截面。我们的结果与以前报道的H2O和NH3冰。首次报道了CH_3OH、CO和H_2S在固相中的吸收截面。H2S在120-160 nm范围内呈现最高吸收。我们的方法允许快速和容易获得的真空紫外光谱的冰，而不需要使用同步加速器光束线。我们发现，冰的吸收截面可以是非常不同的气相值，因此，我们的数据将显着改善模型，模拟真空紫外光处理和光解吸的冰地幔。纯冰的光解吸速率，表示为每个吸收光子的分子，可以从我们的数据中导出。
2014-05-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
$^{13}$CO and $^{13}$CO$_2$ ice mixtures with N$_2$ in photon energy transfer studies
在星际介质的稠密云中，尘埃颗粒被冰幔覆盖，主要成分是H $_2$ O。CO和CO $_2$是在红外光谱中观察到的常见冰组分，而红外惰性N $_2$预计存在于冰中。冰中的分子可以通过暴露于二次紫外光子而解离、反应或解吸。因此，不同的物理情景导致不同的冰幔成分。这项工作的目的是了解行为的$^{13}$ CO：N $_2$和$^{13}$ CO $_2$：N $_2$冰混合物提交紫外线辐射在实验室中。光化学过程和光解吸进行了研究的各种比例的冰组分。实验在12K超高真空条件下进行。用连续发射紫外灯模拟稠密星际云中的二次紫外线照射冰。在照射期间，傅里叶变换红外光谱用于监测冰的变化，四极质谱用于气相分子。在辐照的$^{13}$ CO $_2$：N $_2$冰混合物中，在红外光谱中检测到$^{13}$ CO、$^{13}$ CO $_2$、$^{13}$ CO $_3$、O $_2$和O $_3$光产物。N $_2$分子也参与光化学反应，并且还检测到含氮分子：NO、NO $_2$、N $_2$ O和N $_2$ O $_4$。光解吸率和它们的依赖性的存在下的N $_2$进行了研究。如先前报道的，$^{13}$ CO和$^{13}$ CO $_2$分子可以将光子能量转移到N个$_2$分子。结果，$^{13}$ CO和$^{13}$ CO $_2$的光脱附速率随着N $_2$的分数增加而降低，而N …
2019-03-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Water enhances the formation of refractory sulfur in interstellar ices
Centro de Astrobiología (CAB), INTA-CSIC（西班牙国家航空航天技术研究所-西班牙国家科学研究委员会天体生物学中心）；Departamento de Física de la Tierra y Astrofísica, Facultad de Ciencias Físicas, Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学物理科学学院地球与天体物理学系）；Instituto de Química Física Blas Cabrera (CSIC)（西班牙国家科学研究委员会布拉斯·卡布雷拉物理化学研究所）；Department of Physics, National Central University（中原大学物理系）
本研究通过实验发现，水能显著增强星际冰中难熔硫（如S6-S8）的形成，为稠密云中硫缺失提供了固相储库机制，并可作为水冰环境的示踪剂。
2026-10-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Electron Irradiation and Thermal Chemistry Studies of Interstellar and Planetary Ice Analogues at the ICA Astrochemistry Facility
与天体化学有关的分子激发和离解过程的建模需要通过与实验室实验产生的数据进行比较来验证理论。新委托的天体物理学-天体化学冰室（ICA）允许研究天体物理学冰类似物及其在高能处理时的演变，从而模拟星际冰粒地幔和太阳系外冰冷天体所经历的过程和变化。ICA是一种超高真空兼容室，包含一系列IR透明基底，冰类似物可以在低至20 K的温度下沉积在该基底上。冰的处理可以以三种方式中的一种进行：（i）用由2 MV Tandetron型加速器递送的射弹进行离子撞击，（ii）来自直接安装到腔室的枪的电子辐照，以及（iii）在20-300 K的温度范围内的热处理。的物理化学演变的冰原位研究，使用FTIR吸收光谱和四极质谱。在本文中，我们提出了一个概述的ICA设施，重点是表征用于电子碰撞研究的电子束，以及报告的初步结果，在电子辐照和热处理选定的冰。
2021-09-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Formation of NH2CHO and CH3CHO upon UV photoprocessing of interstellar ice analogs
复杂的有机分子（COMs）可以通过在尘埃颗粒顶部堆积的星际冰幔的高能加工而产生。两个COM与建议的高能冰形成途径是甲酰胺和乙醛。两者都在太阳系彗星中被发现，并在不同的星周和星际环境中被发现。在这项工作中，我们研究了NH_2CHO和CH_3CHO在CO：NH_3和CO：CH_4冰样品的UV光处理过程中的生成。在探索的实验条件下，从NH2自由基到NH2CHO的转化率比从CH3自由基到CH3CHO的转化率高2 - 16倍，这可能是因为后者的形成与较大烃的形成竞争。此外，在10 K时，NH2转化为NH2CHO的转化率随着冰中NH3丰度的增加而增加，并且在CO主导的CO：NH3冰中也随着温度的增加而增加。这是一致的存在下，一个小的NH2和HCO的重新取向障碍的形成NH2CHO，这是克服了在冰温度的增加。测得的NH2CHO和CH3CHO的形成效率和速率与在可比条件下对相同冰样品进行电子辐照时发现的那些相似，这表明紫外光子和宇宙射线对这些物质在太空中的固态形成具有相似的贡献。最后，测得的转化率（高达一个数量级以上的NH2CHO）表明，在拱星环境中，观察到的NH2CHO/CH3CHO丰度比为0.1，有可能额外的冰和/或气相形成途径CH3CHO。
2020-04-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Vacuum-UV absorption spectroscopy of interstellar ice analogues. III. Isotopic effects
本文报道了第一次测量的固相真空紫外（VUV）吸收截面的重同位素存在于冰尘埃颗粒地幔致密的星际云和寒冷的星周环境。由D2 O、CD 3 OD、13 CO2和15 N15 N组成的纯冰在8 K时沉积，该值与太空中最冷的尘埃温度相似。采用透射红外光谱法对冰样的柱密度进行了原位测量。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作为真空紫外光源。在这项工作之前，我们最近提交了一份关于轻同位素的类似研究（Cruz-Diaz，Muñoz Caro和Chen）。将VUV光谱与固相轻同位素的光谱以及相同分子的气相光谱进行比较。我们的研究预计将非常显着地改善模型，估计真空紫外吸收的冰地幔在空间中，这往往使用现有的气相数据作为近似的吸收截面的分子冰组件。我们将表明，这项工作也有重要的影响，估计的光解吸率每吸收光子在冰。
2014-05-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
UV-photoprocessing of acetic acid (CH3COOH)-bearing interstellar ice analogs
本文通过超高真空实验模拟含乙酸星际冰的热退火与紫外辐照，揭示其单体向二聚体、聚合物转变及光解过程，并结合JWST观测为探测冰幔中乙酸丰度提供依据。
2023-12-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Searching for water ice in the coma of interstellar object 2I/Borisov
穿越太阳系的星际天体（ISO）为我们提供了一个难得的机会来探索太阳系外固体和行星形成的物理和化学过程。我们研究的主要目的是在第二个星际物体2 I/2019 Q4（鲍里索夫）的近红外（NIR）光谱中寻找水冰的诊断吸收特征，并将其冰特征与太阳系冰状物体的冰特征进行比较。我们在三个不同的场合在NIR中观察到2 I。第一次观测是在2019年9月19日UT使用3米IRTF的SpeX摄谱仪进行的，并于9月24日UT再次使用8米GEMINI望远镜的GNIRS摄谱仪进行，最后一次观测是在10月09日UT使用IRTF进行的。从所有三个夜晚获得的光谱似乎没有特征。没有检测到与水冰相关的吸收特征。光谱模型表明，水颗粒，如果存在，包括不超过10%的彗发截面。这颗彗星一直呈现出红色的D型光谱，光谱斜率约为6%/100 nm，与1 I/'Oumuamua相似，与太阳系彗星相当。
2019-12-11 astro-ph.EP
Ice inheritance in dynamical disk models
行星形成盘的组成是由从星际介质继承的物质和在盘形成和演化过程中再加工的物质的组合决定的。事实上，彗星和原始陨石表现出类似星际的同位素比例和/或挥发性成分，支持一些原始物质完整地融入太阳星云的冰冷微行星。到目前为止，挥发性星际物质在盘阶段的生存还没有使用现实的盘物理学建模。在这里，我们提出了一个建模框架，以跟踪在磁盘内进行运输过程的尘埃颗粒星际冰的破坏，特别侧重于解释的原始材料纳入冰冷的星子。我们发现很难通过彗星的局部聚集来解释遗传，因为冰的破坏对于内部几十个Au的小颗粒（<10 μ m）是迅速的。相反，一个合理的遗传途径是在更大的圆盘半径形成鹅卵石，然后向内漂移到彗星形成区，其中的冰大部分被保存下来。超过~100金的小颗粒可以经历百分之几十水平的冰光解，然而实际上很少有冰从颗粒中损失，这可能使其成为原位冰化学的一个强大的网站。我们的模型还表明，许多复杂的有机物种应生存通过磁盘完好无损。这就提出了一种可能性，即在星际介质中合成的有机物可以通过冰体撞击传递到类地行星，从而有可能参与生命化学的起源。
2021-07-07 astro-ph.EP
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
Anatomy of rocky planets formed by rapid pebble accretion I. How icy pebbles determine the core fraction and FeO contents
我们提出了一系列的论文，致力于建模的吸积和分化的岩石行星，形成卵石吸积的生命周期内的原行星盘。在这第一篇论文中，我们专注于如何积冰决定铁的分布之间的地幔（氧化的FeO和FeO $_{1.5}$）和核心（金属铁和FeS）。我们发现，最初的原始组成的冰丰富的材料导致，加热后的衰变的$^{26}$铝，广泛的水流和粘土矿物的形成内星子。金属铁溶解在液态水并以氧化磁铁矿Fe $_3$ O $_4$的形式沉淀。通过$^{26}$ Al进一步加热使粘土在约900 K的温度下不稳定。释放的超临界水蒸发了星子中的全部水含量。当达到1,700 K的硅酸盐熔化温度时，星子进一步分化成核心（主要由硫化铁FeS组成）和具有高比例氧化铁的地幔。我们建议，小行星灶神星的显着的FeO部分在地幔是其原始冰含量的证据。我们认为灶神星是火星、地球和金星通过卵石吸积而形成的原行星种群中幸存的一员。我们表明，核心的质量分数的增加和减少FeO的含量与行星质量的增加（在序列灶神星-火星-地球）是自然的解释增长的类地行星以外的水冰线通过吸积的鹅卵石含铁，主要是在金属形式与内在的低氧化度。
2023-01-26 astro-ph.EP
Can Formamide Be Formed on Interstellar Ice? An Atomistic Perspective
星际甲酰胺（NH 2CHO）最近引起了极大的关注，由于其潜在的作用，作为一个分子构建块的前体生物分子的形成有关的生命起源。它的形成，无论是在星际颗粒的表面还是在气相中，目前仍有争议。本文提出了新的理论量子化学计算的可能NH 2CHO形成路线，在富含水的无定形冰，模拟33-H2O-分子簇。我们考虑了三种可能的路线。第一个是目前几个天体化学模型中使用的一种情况，即NH 2和HCO之间的自由基-自由基缔合反应。我们的计算表明，甲酰胺确实可以形成，但在竞争形成的NH3和CO通过直接H转移过程。NH 2 + HCO反应性的最终结果取决于两个自由基在冰表面上的相对取向。然后，我们分析了另外两种可能性，这是第一次提出：HCN或CN与冰幔中的水分子反应。已发现与HCN的反应的特征在于大的能垒，因此在星际冰条件下不会发生。相反，可以发生与CN自由基的反应，可能导致通过多个步骤形成NH 2CHO。对于该反应，冰的水分子充当催化活性位点，因为它们有助于该过程中涉及的H转移，从而降低能量势垒（与气相类似反应相比）。此外，当考虑33-H2O分子簇作为相对于周围环境的孤立部分时，我们应用统计模型来估计反应速率系数，即，剩下的冰。
2018-10-06 astro-ph.EP physics.chem-ph
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
Effects of $150-1000$ eV Electron Impacts on Pure Carbon Monoxide Ices using the Interstellar Energetic-Process System (IEPS)
利用星际能量过程系统（IEPS）对纯CO冰进行了能量在$150-1000$ ~eV范围内的电子辐照。辐照的主要产物是碳链C $_n$（$n=3$，5，6，8，9，10，11，12）、低氧化物、C $_n$ O（$n=2$，3，4，5，6，7）和C $_n$ O $_2$（$n=1$，3，4，5，7）物种。\ce{CO2}是迄今为止所有实验中最丰富的反应产物。CO的破坏截面在约250 eV处达到峰值，随着电子的能量而减小，并且比气相CO电离高一个数量级以上。二氧化碳的产生截面也已被导出，其特征在于化学和解吸之间的竞争。在辐解过程中的CO和新物种的解吸遵循的电子分布在冰。具有短穿透深度的低能电子引起显著的解吸。最后，随着冰厚度接近电子穿透深度，产物的丰度开始饱和。还讨论了冷行星表面CO冰的大气光化学的影响。
2019-12-26 astro-ph.EP astro-ph.IM
Pressure-induced desalting of NaCl-bearing ice VII: A compositional filter in water-rich planets
École Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL)（洛桑联邦理工学院）；Sorbonne Université（索邦大学）；Paul Scherrer Institute (PSI)（保罗谢尔研究所）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；Nantes Université（南特大学）
研究发现含NaCl冰VII可在特定热力学路径下形成，并在5.1 GPa减压时排出盐分，其密度特性影响富水行星的化学交换，揭示路径依赖的盐捕获机制。
2026-10-06 astro-ph.EP cond-mat.mtrl-sci
Pore evolution in interstellar ice analogues: simulating the effects of temperature increase
上下文星际冰的孔隙度水平--主要由非晶态固体水（ASW）组成--包含了其他挥发性物质捕获能力的线索，并决定了固态反应发生所需的表面可及性。目标。我们的目标是模拟在低温下（10 K）的无定形水冰的生长和表征的孔隙度（和比表面积）作为温度的函数（从10到120 K）的演变。方法.动力学蒙特卡罗模拟被用来模拟孔隙的形成和非晶水冰的热演化。我们遵循的气相水分子的吸积，以及他们的迁移表面上具有不同的网格大小，无论是在顶部生长层和散装。结果我们表明，水冰的孔隙度特性的变化很大，随着温度的升高。孔的总表面积强烈下降，而总体积仅略有下降，为更高的温度。这将降低整体反应效率，但同时，小孔连接并合并，允许捕获的分子在孔网络内相遇并反应，提供了提高反应效率的途径。我们介绍了孔聚结作为一种新的固态过程，可能会促进新分子在空间中的固态形成，到目前为止还没有被考虑。
2014-10-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Study of the chemical evolution and spectral signatures of some interstellar precursor molecules of adenine, glycine alanine
我们进行了量子化学计算，得到了几个复杂的星际介质分子的红外和电子吸收光谱。这些分子是腺嘌呤、甘氨酸和丙氨酸的前体。它们可以在气相和冰相中产生。我们进行了水化学模拟，以预测这些物种在气体中的丰度，以及在冰相。气体和谷物被假定为通过从气相到谷物表面的各种物质的吸积和从谷物表面到气相的解吸（热蒸发和光蒸发）而相互作用。根据云的物理性质，计算出的丰度各不相同。冰对不同的前生物分子的振动频率的影响，得到使用可极化连续统模型（PCM）模型与积分方程形式主义的变体（IEFPCM）作为默认SCRF方法与介电常数为78.5。利用含时密度泛函理论（TDDFT）研究了具有重要生物学意义的复杂分子如甲酰胺和腺嘌呤、丙氨酸、甘氨酸的前体分子的电子吸收光谱。我们注意到气体和冰相（水冰）的光谱之间的显着差异。冰可以混合而不是简单的水冰。我们改变了冰的成分，以找出溶剂对光谱的影响。我们希望我们的研究能为星际空间中某些生物分子的前驱体的观测提供指导。
2012-12-13 astro-ph.CO astro-ph.EP physics.chem-ph
Porosity measurements of interstellar ice mixtures using optical laser interference and extended effective medium approximations
目标。这篇文章旨在提供一种替代方法，从多相复合冰的折射率测量其孔隙率，并表征预混污染物（例如，CO2）影响全方位沉积过程中富水冰混合物的孔隙度。方法.我们结合光学激光干涉和扩展的有效介质近似（EMAs）来测量三个天体物理相关的冰混合物的孔隙度：H2O：CO2=10：1，4：1和2：1。红外光谱被用作这种新的基于实验室的方法的基准测试。结果通过独立监测不同的富水冰混合物的O-H悬挂模式，我们证实了扩展的EMA预测的孔隙度。我们还表明，在气相中与水预混的CO2不会显着影响全方位沉积过程中的冰形态，只要没有达到有利于分离的物理条件。我们提出了一种机制，在该机制中，CO2分子扩散的表面上的生长冰样品之前，被纳入散装，然后部分或完全填充孔隙，这取决于相对丰度和生长温度。
2013-12-09 astro-ph.EP astro-ph.IM cond-mat.mtrl-sci
