Low Temperature Surface Formation of NH3 and HNCO: hydrogenation of nitrogen atoms in CO-rich interstellar ice analogues
固态天体化学反应途径有可能将NH3和HNCO等小的含氮物质和益生元分子（特别是氨基酸）的形成联系起来。到目前为止，这种小的含氮物质的化学起源仍然没有很好的理解，尽管氨是一个丰富的成分的星际冰对年轻的恒星物体和静止的分子云。这主要是因为缺乏专门的实验室研究。本工作的目的是实验研究NH3和HNCO的形成路线，通过非高能表面反应在星际冰类似物在完全受控的实验室条件下，在天体化学相关的温度。这项研究的重点是形成NH3和HNCO在CO丰富的（非极性）星际冰，模拟CO冻结阶段在黑暗的星际云区域，以及之前的热和能量处理开始变得相关。我们证明并讨论了固体HNCO的表面形成通过CO分子与NH自由基的相互作用-在形成固体NH 3的中间体之一后，顺序氢化的N原子。讨论了HNCO在天体生物学中的重要性。
2017-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Resonant infrared irradiation of CO and CH3OH interstellar ices
本文系统研究了CO和CH3OH星际冰在共振红外辐照下的行为，发现振动能量耗散依赖激发模式和化学环境，并量化了红外诱导光脱附效率，揭示了其对冰形态重构和星际光化学的重要影响。
2023-02-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Peptide Bonds in the Interstellar Medium: Facile Autocatalytic Formation from Nitriles on Water-Ice Grains
该研究通过计算模拟证实，星际介质中腈类与水可在含催化量水合氢离子的水冰团簇上经自催化反应生成酰胺，量子力学隧穿对反应速率有关键作用，为生命起源研究提供了新依据。
2022-09-22 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.chem-ph
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
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
Formation of interstellar methanol ice prior to the heavy CO freeze-out stage
在恒星形成周期中，甲醇（CH_3OH）在冰粒地幔上的形成主要与CO的冻出阶段有关。然而，有理由相信，CH 3OH也可以在星际冰演化的早期形成，在贫CO和富H2O的冰中。这项工作的重点是在一个富含H2O的星际冰环境中形成的OH-介导的H-抽象的反应，CH 4 + OH。系统地改变实验条件，以限制在天文学相关温度下的CH 3OH形成产率。CH 4、O 2和氢原子在10-20 K的真空室中共沉积。OH自由基由H + O2表面反应产生。程序升温脱附-四极杆质谱法（TPD-QMS）用于表征CH 3OH的形成，并与反射吸收红外光谱法（RAIRS）互补用于CH 3OH的表征和定量。在10-20 K温度范围内，CH_3OH的生成是通过CH_4 + OH -> CH_3 + H_2 O和CH_3 + OH -> CH_3OH的表面反应链进行的。正如最近的理论研究所指出的那样，隧道效应增强了这种反应（Lamberts等人，2017）。对于所研究的实验室设置，通过CH 4 + OH途径与CO + H途径的CH 3OH形成产率大约小20倍。天文学的相关性的新的形成渠道调查这里进行了讨论。
2018-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of c-C6H5CN ice using the SPACE TIGER experimental setup
苯甲腈（c-C6 H5 CN）最近在星际介质（ISM）的寒冷和密集区域被检测到，在那里它被用作可能导致多环芳烃（PAH）产生的富含芳香族有机化学的路标。这种苯甲腈的一个可能来源是涉及苯（c-C6 H6）和腈分子（含有-CN基团的有机分子）的星际冰化学。我们已经解决了这个c-C6 H5 CN形成途径的可扩展性，通过实验室实验，使用我们的新设置空间老虎。空间老虎实验装置的目的是探索星际冰地幔的物理和化学使用基于激光的冰处理和产品检测方法。我们已经发现，c-C6 H5 CN的形成后照射c-C6 H6 $：CH 3CN二元冰混合物与2 keV的电子和莱曼α光子在低温下（4-10 K）。当c-C6 H6和CH 3CN嵌入在CO冰基质中时，也观察到c-C6 H5 CN的形成，但其在H2O冰基质中被有效地淬灭。这项工作中提出的结果意味着，涉及苯和腈分子的星际冰化学可能有助于形成所观察到的苯甲腈，只有当这些物种存在于冰地幔顶部或嵌入富CO冰层中，而不是混合到富H2O冰层中。
2022-10-19 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Study of the photon-induced formation and subsequent desorption of CH3 OH and H2 CO in interstellar ice analogs
甲醇和甲醛是星际介质中普遍存在的两种简单有机分子。在固相和随后的非热解吸到气相的起源往往被调用来解释他们的丰度在一些环境中，他们被发现，在天体物理学相关条件下的实验模拟已经进行，以找到一个合适的机制，这一过程。我们探讨了这些物种的原位形成和随后的光子诱导解吸，研究纯乙醇冰的紫外光处理，和一个更现实的二元H2O：CH 4冰模拟。沉积在红外透明窗口上的冰样品在8 K下使用微波放电氢流灯进行紫外辐照。这两个物种的光化学生产和随后的UV-光子诱导解吸到气相中的证据进行了搜索通过傅立叶变换红外光谱仪和四极质谱仪，分别。在光处理的H2O：CH 4冰类似物的过程中，只观察到CH 3OH的形成，但没有检测到光子诱导的解吸。在这两个系列的实验中观察到H2 CO的光化学生产。甲醛的光化学吸附，即，光子诱导的冰表面上的形成和即时解吸，观察到的产率为4.4 × 10-4（分子/入射光子）时，H2O：CH 4冰类似物进行光处理。虽然某些含碳物种，特别是H2 CO，被发现解吸照射后，非热解吸的CH 3OH没有观察到。到目前为止，还没有实验证据表明UV光子诱导的任何有效的CH 3 OH解吸。
2016-03-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
First experimental confirmation of the CH3O + H2CO -> CH3OH + HCO reaction: expanding the CH3OH formation mechanism in interstellar ices
迄今为止，在固相中H原子与CO的连续加成一直被认为是在暗分子云中形成甲醇的主要途径。然而，最近的星际冰的蒙特卡罗模拟替代地提出了自由基-分子H原子提取反应CH 3 O + H2 CO-> CH 3OH + HCO，除了CH 3 O + H -> CH 3OH之外，作为在这些环境中形成CH 3OH的非常有希望的和可能占主导地位的（70 - 90%）最终步骤。在这里，我们通过实验研究H2 CO和D2CO冰上的氢化反应，比较了这两个步骤导致甲醇的贡献，这确保了两种情况之间的可比起点。实验是在真空度为10：1和30：1的H：H2 CO（或D2CO）流量比下进行的。在部分氘代的情况下，自由基-分子途径CHD_2O + D_2CO-> CHD_2OD + DCO，在D-提取过程中的同位素效应显著地阻碍，并且因此可以用作探测该步骤的效率的手段。我们观察到一个显着较小的产量D2CO + H产品相比，H2 CO + H，这意味着CH 3 O诱导的提取路线必须发挥重要作用，在星际冰中的甲醇的形成。反射-吸收光谱（RAIRS）和程序升温解吸-四极杆质谱（TPD-QMS）分析被用来量化冰中的物种。两种分析技术都表明，在10 - 16 K区间内，提取路线的贡献率约为80%，这与Monte Carlo结论一致。另外的H2 CO + D实验证实了这些结论。
2022-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interstellar carbonaceous dust erosion induced by X-ray irradiation of water ice in star-forming regions
本文首次系统研究恒星形成区中水冰的X射线辐照对星际碳质尘埃的侵蚀机制，通过超高真空实验和同位素标记动力学分析揭示CO₂和CO的生成路径及产率与碳层厚度的关系。
2023-10-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
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 the simplest amide in molecular clouds: formamide (NH$_{2}$CHO) and its derivatives in H$_2$O-rich and CO-rich interstellar ice analogs upon VUV irradiation
天文学家在不同的恒星形成区和彗星物质中探测到甲酰胺（NH $_2$ CHO），这意味着最简单的酰胺可能在低温下的暗分子云中有早期起源。实验室研究已经证明，在星际CO：NH $_3$冰类似物中，在高能处理时，NH $_2$ CHO的形成是有效的。然而，它仍然是有争议的，是否建议自由基-自由基重组反应形成复杂的有机分子仍然有效，在一个丰富的H $_2$ O环境。这项工作的目的是调查的形成NH $_2$ CHO在H $_2$ O-和CO-丰富的冰的条件下，占主导地位的分子云。因此，在10 K的超高真空室中，对由H $_2$ O：CO：NH $_3$（10：5：1）、CO：NH $_3$（4：1）和CO：NH $_3$（0.6：1）组成的不同冰混合物进行真空紫外光子辐照。傅里叶变换红外光谱被用来监测原位的初始和新形成的物种作为光子注量的函数。红外光谱鉴定是互补的程序升温解吸实验结合四极质谱仪。CO：NH $_3$冰混合物的高能加工主要导致NH $_2$ CHO及其化学衍生物如异氰酸（HNCO）和氰酸根离子（OCN $^-$）的形成。NH $_2$ CHO的形成动力学显示出对冰比率和组合物的明确依赖性;在富含H $_2$ O的冰中发现最高的产率。由此产生的反应网络的天文相关性进行了讨论。
2022-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interstellar Formation of Thioethanal (CH$_{3}$CHS). Gas-Phase and Ice-Surface Mechanisms involving Secondary Sulfur Products
Universidad de Concepción（康塞普西翁大学）；University of Rome Sapienza（罗马第一大学）；INAF, Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）
研究揭示了星际介质中硫代乙醛的形成机制，指出硫化学在低温度下通过气相和冰面路径生成，同时探讨了次级硫产物对产物产量的影响。
2026-02-19 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
Interstellar bromine abundance is consistent with cometary ices from Rosetta
彗星冰是在恒星和行星形成的过程中形成的，它们的分子和元素组成可以通过研究星际和原恒星物质与早期太阳系有关。最近，罗塞塔任务获得了第一个卤素元素溴（Br）的彗星丰度。然而，到目前为止，它的原恒星气体丰度是不受限制的。我们着手将第一个观测限制放在星际气相溴（Br）丰度上。我们进一步的目标是比较原恒星溴丰度与罗塞塔在彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko的冰测量。对Orion KL、Sgr B2（N）和NGC 6334 I的Herschel存档数据进行了HBr和HBr $^{+}$发射或吸收谱线的检查。一个化学网络建模HBr在原恒星分子气体编译，以帮助解释。针对我们的任何靶标均未检测到HBr和HBr $^{+}$。然而，在猎户座KL热核中，我们对HBr/H $_{2}$ O的上限比在彗星67 P中测得的比值低10倍。这一结果是一致的化学网络预测，HBr是不是一个占主导地位的气相溴载体。HBr彗星可能主要形成于冰质的颗粒地幔中，这些地幔几乎锁住了所有的元素Br。
2018-03-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ice origins of OCS and chemistry of CS2-bearing ice mantles
本研究通过高能处理同位素标记冰样品，评估了星际冰中OCS形成的两种途径，发现CS+O途径更有利且高温下贡献增加，还探索了含CS₂冰的化学性质，为理解星际硫化学及失踪硫提供了新依据。
2024-10-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Identification of solid N2O in interstellar ices using open JWST data
Research Laboratory for Astrochemistry, Ural Federal University（乌拉尔联邦大学天体化学研究实验室）
利用JWST数据首次在16个原恒星中识别出固态N2O，并发现其主要存在于冰壳非极性层中。
2026-01-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Observations of the Onset of Complex Organic Molecule Formation in Interstellar Ices
孤立的致密分子核被用来研究星际冰中复杂有机分子的形成。采样三个核心与正在形成的低质量恒星（B59，B335和L483）和一个无星核心（L 694 -2），我们采样的视线到九个背景恒星和五个年轻的恒星物体（YSO; A_K ~0.5 - 4.7）。美国宇航局红外望远镜设备（IRTF）从2-5 $μ$ m的光谱同时显示来自H $_2$ O（3.0 $μ$ m），CH $_3$ OH（C-H伸缩模式，3.53 $μ$ m）和CO（4.67 $μ$ m）冰核心的特征。CO冰被9颗恒星追踪，其中5颗显示出长波长的翅膀，这是由于CO与极地冰（CO $_r$）的混合物，可能是CH $_3$ OH。其中两条视线也显示CH $_3$ OH的独立检测。对于这些，我们发现来自L483和L 694 -2的CH $_3$ OH：CO $_r$的比率分别为0.55 $\pm$ 0.06和0.73 $\pm$ 0.07。CO和CH $_3$ OH的探测首次通过视线对背景恒星观测约束CO到CH $_3$ OH冰的转换。沿着视线，大部分CO存在于气相中，并且$\leq$ 15%的CO被冻结。然而，CH $_3$ OH冰相对于CO是丰富的（~50%），并且主要作为CH $_3$ OH-富CO冰层存在。只有一小部分的视线包含CH $_3$ OH冰，据推测是密度最高的。CO向CH $_3$ OH的高转化率可以解释在后期1…
2020-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hydrogenation reactions in interstellar CO ice analogues
CO在星际冰和星周冰中的氢化反应被认为是形成更复杂物种的重要起点。先前由两个小组对CO冰的氢化进行的实验室测量导致了关于甲醇形成速率的有争议的结果。我们的目标是解决这一争议的独立调查的反应计划的范围内的氢原子通量和不同的冰的温度和厚度。反应速率是通过使用一个国家的最先进的超高真空实验装置，轰击星际CO冰模拟与室温氢原子。通过傅里叶变换红外光谱仪以反射吸收模式监测CO + H转化为H2 CO和随后的CH 3OH的反应。此外，在每次完成测量后，进行温度程序解吸实验以识别产生的物质。不同的氢原子通量，形态和冰厚度进行了测试。证实了在低温（12-20 K）下通过CO加氢形成甲醛和甲醇。我们确认，如Hidaka等人所建议的，这两项日本研究之间的差异主要是由于所应用的氢原子通量的差异。随着温度的升高，甲醛的生成速率降低，穿透柱增大。为了充分理解实验室数据，使用蒙特卡罗模拟解释实验结果。这种技术考虑到了CO冰的层状结构。温度依赖的反应障碍和扩散速率推断使用该模型。该模型被扩展到星际条件下的观测H2 CO/CH 3OH数据进行比较。
2009-06-12 astro-ph.SR
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
Interstellar ices as witnesses of star formation: selective deuteration of water and organic molecules unveiled
对恒星形成环境的观测显示，某些氘代星际分子的丰度明显大于宇宙D/H比10-5。可能的原因是粮食表面化学。然而，有机分子和水，这两种冰的成分，并不享有相同的氘。例如，氘代甲醛在彗星和恒星形成区非常丰富，而氘代水很少。在这篇文章中，我们解释了这种选择性氘化以下冰的形成（使用速率方程方法）在半透明的云，以及他们的演变，云崩溃，形成一颗恒星。冰开始于气相CO和O在尘埃颗粒上的沉积。虽然氧与原子（H或D）或分子（H2）反应产生H2O（HDO），但CO仅与原子（H和D）反应形成H2 CO（HDCO，D2CO）。因此，甲醛的氘代反应对气体D/H比敏感，因为云经历引力坍缩，而水的氘代反应强烈地依赖于冰形成时的尘埃温度。这些结果很好地再现了在彗星和恒星形成区中观察到的甲醛的氘分馏，并且可以解释在这些环境中观察到的水的氘分馏的广泛存在。
2011-10-04 astro-ph.SR
An Approach to Estimate the Binding energy of Interstellar Species
星际物质与尘埃粒子的结合能是精确模拟星际化学的主要障碍之一。在分子云的密集区域，非常复杂的化学是活跃的，星际尘埃主要由H2O分子覆盖，因此必须了解气相物质与水冰的相互作用，以跟踪现实的物理和化学过程。为此，我们考虑水（团）冰计算的BE的几个原子，分子和自由基的天体化学的兴趣。已经进行了系统的研究，提出了一个相对更准确的水冰天体物理相关物种的BE。我们有条不紊地增加水簇的大小以捕捉现实情况。依次一个，三个，四个，五个和六个水分子被认为是代表水冰类似物的复杂性增加的顺序。我们注意到，对于这里考虑的大多数物种，随着我们增加簇的大小，我们计算的BE值开始向实验获得的值收敛。更具体地说，我们的计算结果与水的c-五聚体（从实验的平均偏差~ 15.8%）和c-六聚体（椅子）（从实验的平均偏差~ 16.7%）的配置被发现更接近实验获得的值比其他水团簇考虑。
2018-05-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the chemistry induced by energetic processing of the H2-bearing, CO-rich apolar ice layer
尘埃颗粒表面的星际冰幔被认为具有双层结构，富含H2O的极性层被富含CO的非极性层覆盖，该层可能含有H2和其他挥发物，如N2。在这项工作中，我们探讨了化学诱导的2千电子伏的电子和Ly-alpha光子在H2：CO：15 N2冰类似物的CO丰富的层时，暴露于类似的能量密度从宇宙射线诱导的次级电子和紫外光子在典型的密集云的寿命。在2keV电子辐照下，共鉴定出6种产物：CO2、C2 O（和其它碳链氧化物）、CH 4、H2 CO、H2 C2 O和H15 NCO。总产物丰度对应于暴露于电子辐照的初始CO分子的5-10%。Ly-alpha光子照射提供了1-2个数量级的低产量，具有相似的产物分支比，这可能是由于冰样品在该波长下的低UV-光子吸收截面。形成额外的含氮物种，即C215 N2和15 NH3，只观察到在没有H2和CO分子，分别，表明反应物来自H2和CO分子优先相互反应，而不是与15 N2及其解离产物。总之，冰化学引起的高能处理的CO丰富的非极性冰层提供了替代的形成途径，在星际介质中检测到的几个物种，包括一些有关的复杂的有机分子化学。进一步量化这些途径将有助于天体化学模型，以限制其相对贡献的星际预算，特别是，有机物种H2 CO和HNCO。
2020-09-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Ammonium hydrosulfide (NH4SH) as a potentially significant sulfur sink in interstellar ices
本研究通过实验室红外光谱和观测对比，证实NH4SH盐可能是星际冰中6.85微米吸收特征的载体，并可作为硫储库，解释致密区域中高达17-18%的硫亏损。
2024-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The efficient photodesorption of nitric oxide (NO) ices A laboratory astrophysics study
对冷冻分子的紫外光子诱导解吸的研究和量化，进一步加深了我们对冷星际区域化学演化的理解。一氧化氮（NO）是气相和固相化学网络中重要的中间产物。在这项工作中，我们提出了一个纯NO冰的光脱附定量测量.我们使用可调谐单色同步辐射光的SOLEIL设施的CONORS光束线照射NO冰在6 - 13.6 eV的范围和测量脱附四极质谱.我们发现，NO光脱附是非常有效的，对于与漫射和致密星际介质相关的UV场，其产率约为每个入射光子1 e-2个分子。我们讨论了我们的结果外推到天体物理背景下，我们比较光解吸NO以前研究的分子。
2017-10-03 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.chem-ph
Thermal desorption of interstellar ices. A review on the controlling parameters and their implications fromsnowlines to chemical complexity
恒星形成区的演化及其热平衡受到其化学成分的强烈影响，而化学成分又由控制气相和固态之间转变的物理化学过程决定，特别是冰尘颗粒（例如，颗粒吸附和解吸）。因此，气体-颗粒和颗粒-气体转变以及星际冰的形成和升华是理解寒冷环境的天体物理观测的基本要素（例如，前星核），在气相中观察到意想不到的大量各种化学物质。被吸附的原子和分子也会经历在气相中效率不高的化学反应。因此，与尘埃颗粒相互作用的原子和分子的物理性质的参数化显然是解释天文观测和建立现实的和预测的天体化学模型的一个关键方面。在这一共识评估中，我们专注于控制冰的热解吸的参数，以及这些参数如何确定分子复杂性的途径，并确定雪线的位置，最终影响行星形成过程。我们从理论和实验的角度来看，解吸参数的不同的关键方面。我们批判性地评估了天体化学界常用的天体物理相关物种的解吸参数，并提供了建议值的表格。此外，我们表明，一个非平凡的确定的指前因子nu使用过渡态理论可以影响结合能值。最后，我们通过讨论目前用于确定解吸性能的理论和实验方法的局限性来总结这项工作，并提出了未来改进的建议。
2022-01-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Understanding the Formation and Evolution of Interstellar Ices: A Bayesian Approach
了解暗分子云和恒星形成区域的物理条件是一个逆问题，受到复杂的化学反应的影响，这些化学反应随时间和物理环境呈非线性变化。在本文中，我们应用贝叶斯方法的基础上的马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法解决天体化学建模中遇到的非线性逆问题。我们使用观测冰和气体物种在黑暗的分子云和时间依赖性，气体颗粒化学模型来推断的物理和化学参数的值，表征静止区域的分子云。我们的证据表明，在高维问题中，MCMC算法提供了一个更有效和完整的解决方案比更经典的策略。我们的MCMC方法的结果，使我们能够获得统计估计和不确定性的物理参数的利益作为贝叶斯处理的结果。
2014-09-24 astro-ph.SR
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
SPHEREx Wide-Field Infrared Spectral Mapping of Interstellar Ices and Polycyclic Aromatic Hydrocarbons
Department of Physics and Astronomy, Seoul National University（首尔大学物理与天文系）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；IPAC, California Institute of Technology（加州理工学院红外科学应用中心）；Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI)（韩国天文学与空间科学研究院）
SPHEREx获取了首个宽场红外光谱图，揭示了银河系X区和北美星云中星际冰和多环芳烃的强特征，为星系结构、星际介质物理和恒星化学研究提供支持。
2026-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Binding energy distributions of alcohols, thiols, and their precursors on interstellar water ice surfaces
针对星际水冰表面单值结合能的局限，研究通过量子化学计算获得醇、硫醇及其前体的结合能分布，并证明其能显著改进天体化学丰度预测。
2025-08-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of S-bearing complex organic molecules in interstellar clouds via ice reactions with C2H2, HS, and atomic H
本研究针对星际硫丰度观测与预期不符的问题，通过10K下的实验室实验结合计算，证实SH自由基可启动含硫有机分子形成网络，明确了CH3CH2SH等产物及生成路径，为星际含硫分子研究提供依据。
2024-07-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hydrogen isotope exchanges between water and methanol in interstellar ices
热核中气相分子的氘分馏被认为反映了星际冰的组成。然而，甲醇的氘化是一个主要的难题，因为同位素比值[CH 2DOH]/[CH 3 OD]，这是预测为3的标准颗粒化学模型，是大得多（~20）在低质量的热corino和显着较低（~1）在高质量的热核。甲醇氘化在低质量和大质量原恒星之间的二分法目前还不清楚。在这项研究中，我们报告了一个简化的速率方程模型的氘化学发生在冰地幔的星际颗粒。我们分别以IRAS 16293-2422和Orion~KL致密岭为原型，将该模型应用于热Corino和热核的化学反应。化学是基于在低温下的统计初始氘化，随后是热氢/氘（H/D）交换水和甲醇之间发生的预热阶段。交换动力学被纳入使用实验室数据。发现[CH 2DOH]/[CH 3 OD]比与水的D/H比成反比，这是由于甲醇和水的羟基（-OH）官能团之间的H/D交换平衡。我们的模型能够重现观测到的[CH 2DOH]/[CH 3 OD]比值，前提是IRAS 16293-2422中水冰[HDO]/[H2O]的原始分馏约为2%，Orion~KL中约为0.6%。我们的结论是，在热的核心测量的分子D/H比可能不代表原来的地幔，因为可交换的氘原子的分子可以与水冰在升温阶段的平衡。
2015-11-03 astro-ph.SR
The First Glimpse of Water Ice Absorption Map in the Milky Way
Beijing Normal University（北京师范大学）；University of Vienna（维也纳大学）
利用ALLWISE和2MASS测光数据，通过校正红化和恒星固有颜色，首次构建了银河系尺度的水冰吸收图，并验证了WISE W1波段信号来源于3微米水冰特征。
2026-05-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
H2 formation on interstellar grains and the fate of reaction energy
分子氢是宇宙中最丰富的分子种类。虽然毫无疑问，它主要是在星际尘埃颗粒表面形成的，但这个过程的许多细节仍然知之甚少。在这项工作中，我们专注于命运的H $_2$形成的尘埃冰地幔释放的能量，它是如何分配之间的基板和新形成的H $_2$，一个过程，具有深远的影响的星际介质。我们进行了国家的最先进的\textit{ab-initio}分子动力学模拟H $_2$形成周期性结晶和非晶冰表面模型。我们的计算表明，在反应中释放的能量（$\sim$ 300 kJ/mol $\sim$ 3.1 eV）的三分之二被吸收的冰在不到1 ps。剩余能量（$\sim$ 140 kJ/mol $\sim$ 1.5 eV）由新生成的H $_2$保持。由于它比H $_2$在冰上的结合能大10倍，新的H $_2$分子最终将释放到气相中。在距离反应位点4 $\sim$的范围内的冰水分子获得了足够的能量，在3 - 14 kJ/mol（360- 1560 K）之间，有可能释放出其他冻结的H $_2$，也许还有冻结的CO分子。如果得到证实，后一个过程将解决长期存在的分子云中存在气态CO的难题。最后，新形成的H $_2$的振动态从高激发态（$ν= 6$）下降到低（$ν\leq 2$）振动能级的时间尺度为ps的顺序。
2021-05-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The hunt for formamide in interstellar ices: A toolkit of laboratory infrared spectra in astronomically relevant ice mixtures and comparisons to ISO, Spitzer, and JWST observations
本研究通过实验室模拟星际冰，测量纯甲酰胺及其混合物的中红外光谱，识别出三个示踪波段，并与ISO、Spitzer和JWST观测比较，为搜寻星际冰中甲酰胺提供了工具包和丰度上限。
2023-07-14 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
A New and Simple Approach to Determine the Abundance of Hydrogen Molecules on Interstellar Ice Mantles
水通常是冰幔的主要成分，冰幔覆盖着致密星际云寒冷部分的尘埃颗粒核心。当分子氢通过物理吸附作用被吸附到冰冷的地幔上时，气体-颗粒速率方程模型中的一个常见假设是使用分子氢在纯水基底上的吸附能。然而，在高密度和低温下，当H2被有效地吸附到地幔上时，如果仍然使用这个假设，它的表面丰度可能会被大大高估。不幸的是，更详细的微观Monte Carlo处理不能用于研究冰地幔中的H2丰度，如果一个完整的气体颗粒网络被利用。我们提出了一种适用于速率方程模型的数值方法，该方法考虑了H2分子在表面扩散时与另一个氢分子结合的可能性，该氢分子具有比H2-水键弱得多的键，这可以导致更有效的解吸。我们将随后的解吸称为“遭遇解吸”。该方法首先在一个简单的系统中实现，该系统仅由氢分子在气体和灰尘之间的稳态使用速率方程的方法和比较的结果与微观蒙特卡罗计算的结果。然后，我们讨论了使用的速率方程的方法遇到解吸嵌入在一个完整的气体颗粒化学网络。对于这两个系统，遇到解吸率方程模型再现的微观Monte Carlo模型计算的H2颗粒覆盖。该方法对于稠密和寒冷的环境，以及与时间相关的物理条件，例如发生在致密核心的坍缩和原行星盘的形成中，特别有用。它不会显著消耗CPU时间，因此可以用于复杂的3D化学流体动力学模拟。
2014-10-29 astro-ph.SR
Mapping of interstellar ices with JWST in protostellar envelopes: Spatial variations of $^{13}$CO$_2$, $^{12}$CO$_2$, CO, OCN$^-$ and H$_2$O ice
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）；University of Hawai’i at Manoa（夏威夷大学马诺阿分校）；University of Cambridge（剑桥大学）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛与史密森尼天体物理中心）；Max Planck Institute for Astronomy（马克斯·普朗克天文学研究所）；INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte（意大利国家天体物理研究所卡波迪蒙特天文台）；The University of Toledo（托莱多大学）
本研究利用JWST NIRSpec IFU观测绘制原恒星包层中多种冰的分布，发现冰分布与温度结构相关，并揭示L1527和IRAS 20126+4104中冰的分离、增强及升华等局部特征。
2026-10-07 astro-ph.SR
Experimental evidence of water formation on interstellar dust grains
水的合成是生命起源和发展的一个必要步骤。据信，原始水是在黑暗的星际云中的冰冷尘埃颗粒表面形成和生长的。到目前为止，还没有实验证据表明这种情况是否可行。我们在这里提出的第一个实验证据的水合成在星际条件下。D和O沉积在水冰基板（HO）保持在10 K后，我们观察生产的HDO和DO。水基质本身在水的形成中起着积极的作用，这似乎比以前认为的更复杂。无定形水冰层是合成复杂有机益生元物种的基质。这项实验开辟了一个小小的探索领域，可能发生在星际尘埃颗粒上的复杂化学，被认为是导致我们宇宙中观察到的分子多样性和复杂性的关键过程的所在地。
2009-11-11 astro-ph.IM astro-ph.SR
