Statistical study of uncertainties in the diffusion rate of species on interstellar ice and its impact on chemical model predictions
背景：尘埃表面物质的扩散是确定星际冰化学成分的关键过程。在尘埃表面，吸附的物种从一个势阱扩散到另一个势阱，并与其他吸附的反应物反应，形成简单和复杂的分子。目的：通过考虑吸附态扩散能的不确定性，我们研究了化学程序对模拟物种丰度的影响。我们的目标是通过识别表面物种，因为它们的扩散能的不确定性，导致一个更大的误差，以限制化学代码计算的丰度的不确定性。方法：我们运行各种情况下，在每种情况下，2000至10000模拟和不同的扩散能量的一些或所有表面物种随机。我们计算了皮尔逊相关系数之间的丰度和吸附物种的结合能的扩散比。我们确定了在冰和气相丰度中引入最大不确定性的物种。对于这些物种，我们运行了三组，每组2000次模拟，以量化它们引入的不确定性。结果如下：我们目前的各种分子在气相中的丰度，也在模拟过程中的不同时间间隔的灰尘表面。我们表明，哪些物种产生了很大的不确定性的丰度。我们根据物种在化学网络中传播不确定性的重要性将其分为不同的组。结论：我们发现，CO，H $_2$，O，N和CH $_3$是关键物种的丰度的不确定性，而CH $_2$，HCO，S和O $_2$来其次，其次是NO，HS和CH。我们还表明，通过限制这些物种的结合能的扩散比的不确定性，我们可以消除几乎所有的物种的气相丰度的不确定性。
2018-11-08 astro-ph.EP astro-ph.GA
Water in Low-Mass Star-Forming Regions with Herschel: The Link Between Water Gas and Ice in Protostellar Envelopes
目的：我们的目标是确定水化学的关键参数和水对氧预算的贡献，通过观察和模拟11个低质量原恒星的样本，这两种形式的水已经观察到的水的气体和冰。研究方法：一个简化的化学网络，这是对更复杂的化学网络的基准，开发，包括必要的成分，以确定水蒸气和冰的丰度分布在寒冷的，外部信封中的温度增加对原恒星。将这个化学网络的结果与水排放线和先前公布的水冰柱密度的观测结果进行比较，使我们能够探测各种因素的影响（例如，FUV场、初始丰度、时间尺度和运动学）。结果如下：在我们的样品中，观测到的水冰氢核丰度为30- 80 ppm，因此仅含有320 ppm挥发性氧预算的10-30%。重现这一结果的关键是在坍缩前阶段后初始水冰丰度较低，以及原子氧不能在T（尘埃）>15 K的区域冻结并形成水冰。这需要星前核心的寿命短于约0.1Myr。通过FUV光解吸、光解离和冻结的相互作用，形成水蒸气分布。水蒸气线轮廓是FUV光子通量和包络运动学的宝贵示踪剂。结论：只有一小部分的氧收支被锁在水冰中，这一发现可以解释为，在n（H）~ 1 e4 cm-3的密度下，坍塌前的时间短于100万年，或者是其他一些过程重新设定了坍塌后阶段的初始水冰丰度。理解水冰丰度的一个关键是冰上原子氧的结合能。
2014-09-23 astro-ph.GA 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
Reconstructing the history of water ice formation from HDO/H2O and D2O/HDO ratios in protostellar cores
最近的干涉仪观测发现，在低质量原恒星NGC 1333-IRAS 2A附近，水冰已经升华，D2 O/HDO丰度比HDO/H2O高出约一个数量级。以往的实验室和理论研究表明，如果HDO和D2 O冰与H2O冰同时形成，则D2 O/HDO冰比应低于HDO/H2O冰比。在这项工作中，我们提出观察到的特征，D2 O/HDO > HDO/H2O，是低质量恒星形成早期冷阶段化学演化的自然结果：1）大部分氧气被锁在水冰和分子云中的其他分子中，其中水氘代是无效的，以及2）水冰形成在冷的星前/原恒星核心中继续以大大降低的效率，氘过程是高度增强的，由于下降的ortho-para比的H2，较弱的紫外辐射场等。使用一个简单的分析模型和气体-冰天体化学模拟跟踪从形成的分子云到原恒星核的演变，我们表明，所提出的方案可以定量地解释所观察到的HDO/H2O和D2 O/HDO的比例。我们还发现，大多数HDO和D2 O冰可能形成于冷的星前/原恒星核中，而不是形成于分子云中，而大部分H2 O冰都是在分子云中形成的。这项工作展示了权力的组合的HDO/H2O和D2 O/HDO的比率作为一种工具，以揭示过去的历史，水冰形成的早期冷阶段的恒星形成时，氘富集在大部分的水发生。需要进一步的观测来探索D2 O/HDO > HDO/H2O的关系是否在低质量的原恒星源中普遍存在。
2015-12-14 astro-ph.GA
Dust/ice mixing in cold regions and solid-state water in the diffuse interstellar medium
在寒冷的宇宙环境中，冰是从硅酸盐尘埃中物理分离出来的，还是与单独的硅酸盐部分混合在一起，这一点还不得而知。然而，不同的晶粒模型给出了非常不同的晶粒组成和温度。本研究的目的是比较实验室硅酸盐颗粒/水冰混合物的中红外光谱与天文观测，以评估星际和星周环境中存在的尘埃/冰混合物。实验室的数据可以解释观测假设合理的质量平均温度的原恒星信封和原行星盘表明，相当大一部分的水冰可能与硅酸盐颗粒混合。基于实验室数据和红外观测的结合，我们提供了在弥漫的星际介质中存在固态水的证据。我们的研究结果对未来试图调查宇宙尘埃颗粒类似物的实验室研究以及未来试图确定不同天体物理环境中颗粒的结构，成分和温度的观测具有影响。
2020-08-25 astro-ph.GA
The D/H Ratio of Water Ice at Low Temperatures
采用与恒星和行星形成过程相关的物理条件，我们给出了水冰、H2和H3+的主要氘同位素分馏的模拟结果。我们计算了一系列气体温度（T_gas ~ 10 - 30 K）、分子氢密度（n（H2）~ 10^4 - 10^7）和基于状态-状态反应速率的H2的邻位/对位比（opr）的氘化学，并探索了由此产生的分馏，包括水冰地幔覆盖颗粒表面的形成。我们发现，氘分馏表现出预期的温度依赖性的大富集在低气体温度。更重要的是，水冰的形成导致了水冰中较大的D/H比（在10 K时>= 10^-2），但也改变了整个氘的化学性质。对于T < 20 K，氘注入冰中降低了HD的总体丰度，这降低了高密度下氘分馏的效率。与先前的研究一致，在这些条件下，HD可能不是冷的致密星际介质中的主要氘库，H3+将是前星核和原行星盘中平面的致密中心的主要电荷载流子。
2014-11-16 astro-ph.GA
Water deuteration and ortho-to-para nuclear spin ratio of H2 in molecular clouds formed via the accumulation of HI gas
我们研究了水氘比和H2的邻-对核自旋比（OPR（H2））在分子云的形成和早期演化过程中，以下的方案，吸积流扫描和积累HI气体形成分子云。我们遵循的物理演化后的冲击材料使用一维冲击模型，后处理气冰化学模拟。这种方法使我们能够研究的OPR（H2）和水氘化率的演变，而没有一个任意的假设有关的初始分子丰度，包括初始OPR（H2）。当氢到H2的转化几乎完成时，由于气相中的自旋转化，OPR（H2）已经远小于统计值3。随着气体积累，OPR（H2）以非平衡方式降低。我们发现，水冰可以是氘贫在其主要形成阶段结束时，在云，水蒸气相比，在低质量的原恒星附近的水冰可能升华。如果是这样的话，水中氘的富集应该主要发生在恒星形成的稍后演化阶段，即，寒冷的星前/原恒星核。抑制云中水冰氘化的主要机制是水冰的光解和再形成循环，它有效地从水冰化学中去除氘。除冰效率取决于水冰的主要形成途径。在水冰的主要形成阶段，OPR（H2）对水冰氘代反应的影响较小。
2015-11-23 astro-ph.GA
A framework for incorporating binding energy distribution in gas-ice astrochemical models
本文扩展传统速率方程方法，提出以准稳态概率密度函数加权热解吸与跳跃速率，从而在不增加常微分方程数量的情况下将表面结合能分布纳入大型气体-冰天体化学模型。
2024-08-06 astro-ph.EP astro-ph.GA
A common column density threshold for scattering at 3.6 mum and water-ice in molecular clouds
内容：对1-5 $μ$ m范围内的散射光的观测揭示了分子核心中的尘埃颗粒，其尺寸比通常推断的弥漫星际介质要大。目前还不清楚这些颗粒是在分子核心内生长的，还是星际介质中无处不在的成分。目的：我们调查是否在1-5妈妈的有效散射所需的大颗粒与丰富的水冰分子云和核心内。研究方法：我们结合水冰丰度测量视线通过狼疮IV分子云复杂的散射光在3.6妈妈的测量相同的视线。结果如下：我们发现，在3.6 μ m的散射光中，核的发射阈值（τ_9.7 = 0.15pm ~（0.05），A_K= 0.4pm ~（0.2））与水冰（τ_9.7 = 0.11pm ~（0.01），A_K= 0.19pm ~（0.04））相似，散射效率随着水冰相对丰度的增加而增加。冰层增加了平均粒度，这再次强烈地增加了平均粒度。结论：较高的散射效率部分是由于尘埃颗粒上的冰层。尽管该层可以相对薄，但它可以显著增强散射。
2014-07-22 astro-ph.GA
Scattering polarization of 3-$μ$m water-ice feature by large icy grains
水冰在大约$3~μ$ m的波长处具有很强的光谱特征，这在我们对冰冷宇宙的理解中起着至关重要的作用。在这项研究中，我们调查了这种水冰功能的散射偏振。由$μ$ m-大小的冰粒散射的光的线性偏振度已知在冰带处增强;然而，这种偏振增强对各种颗粒性质的依赖性尚不清楚。我们发现，在冰带的增强极化是敏感的$μ$ m大小的颗粒的存在，以及它们的冰丰度。我们证明，这种增强是由高吸收的水冰功能，衰减内部散射，使表面反射占主导地位的内部散射。此外，我们将我们的模型与低质量原恒星L1551 IRS 5的偏振观测进行了比较。我们的研究结果表明，散射的最大颗粒半径为几微米，低水冰丰度是一致的观测。因此，散射极化的水冰功能是一个有用的工具，在各种天文环境中的冰的特性。
2021-01-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Heavy ion irradiation of crystalline water ice
在宇宙辐射作用下，星际水冰幔向致密的无定形状态演化。结晶冰的非晶化以前主要是在千电子伏至数百千电子伏的离子能量监测。我们实验研究重离子辐照结晶冰的非晶化，在高能量接近真正的宇宙射线，并探讨水冰溅射产率。我们用GANIL加速器产生的MeV到GeV的快离子束照射薄的结晶冰膜。冰红外光谱演变作为一个功能的通量监测与原位红外光谱（诱导非晶化的初始结晶状态成一个紧凑的非晶相）。在不同温度下，在高电子截止功率范围内测量了结晶冰的非晶化截面。在大通量，冰溅射测量的红外光谱，和拟合的退火产率的依赖性，结合以前的测量，是二次超过三十年的电子阻止功率。通过红外光谱监测，多孔无定形和结晶冰的宇宙射线照射的最终状态是相同的，但在横截面上有很大的差异，因此在天体物理学背景下的时间尺度上也有很大的差异。宇宙射线水冰溅射率与文献中报道的紫外光解吸产率竞争。直接宇宙射线溅射超过宇宙射线诱导光子光解吸的普遍性可能对于与冰幔表面牢固结合的冰特别真实，例如氢键冰结构或更一般的所谓极地冰。
2015-03-09 astro-ph.EP astro-ph.GA
Photodesorption of water ice from dust grains and thermal desorption of cometary ices studied by the INSIDE experiment
一个新的实验装置星际冰尘实验（INSIDE）是为了研究以冰包裹的碳和硅酸盐基尘埃颗粒为代表的宇宙颗粒类似物而设计的。在新仪器中，我们可以模拟星际和星周环境中普遍存在的物理和化学条件。该装置将超真空和低温条件与红外光谱法和质谱法相结合。利用INSIDE，我们计划研究灰尘/冰样品表面的物理和化学过程，如吸附，解吸和分子的形成。第一个实验上的光解吸水冰分子从表面的硅酸盐和碳颗粒的UV光子揭示了强烈的影响，特别是在单层政权的表面性质上的解吸产率。在第二个实验中，首次研究了由六种分子组分组成的彗星冰类似物的热脱附。CO2和CH 3OH与O2的共解吸表明，在彗星或星际冰中的高O2浓度下，“重”冰分子可以部分被捕获在O2中，并比预期更早地释放到气相中。这种效应可以解释天文学在寒冷稠密的星际云中探测到复杂的有机分子。
2019-05-31 astro-ph.GA astro-ph.IM
Is water ice an efficient facilitator for dust coagulation?
在原行星盘的雪线之外和分子云的致密核心内，气体的温度足够低，水蒸气在预先存在的难熔尘埃颗粒表面凝结成无定形冰。最近的数值模拟和实验室实验表明，在这样的寒冷地区，凝结的蒸汽促进灰尘凝结。然而，在数值模拟中，耐火材料的凝聚力往往被低估，而在实验室实验中，水蒸气与表面的碰撞比真实条件更频繁。因此，为了重新审视水冰在粉尘凝聚中的作用，我们充分利用接触力学和摩擦学中的适当理论，对水冰颗粒凝聚的现有数据进行了系统的调查。我们发现，大多数的实验数据是合理的，很好地解释了润滑理论，由于准液体层（QLL）的存在。唯一的例外是粒子在低温下的动态碰撞结果，这与JKR理论是一致的，因为QLL太薄而不能耗散它们的动能。考虑到原行星盘和分子云中的真空条件，在耐火颗粒表面形成无定形水冰并不一定像目前预期的那样有助于它们的碰撞生长。虽然雪线周围但外部的水冰的结晶使覆冰颗粒的凝结变得容易，但雪线内部的水冰的升华被认为有助于裸露的耐火颗粒的凝结。
2020-10-15 astro-ph.EP astro-ph.GA cond-mat.soft
Thermal desorption of formamide and methylamine from graphite and amorphous water ice surfaces
甲酰胺（NH 2CHO）和甲胺（CH 3 NH 2）是许多天体物理环境中最丰富的含胺分子。这些分子在气相中的存在可能是由于星际冰的热解吸作用。这项工作的目的是确定甲酰胺和甲胺从类似物的星际尘埃颗粒表面的解吸能的值，并了解它们与水冰的相互作用。在40-240 K温度范围内，对甲酰胺和甲胺冰在石墨（HOPG）和无孔非晶态固体水冰表面进行了亚单层和单层TPD实验。用一组独立的Polanyi-Wigner方程计算了这两种分子的脱附能分布。甲酰胺从石墨和ASW冰表面的解吸的最大值发生在176 K后的H2O分子的解吸，而甲胺的解吸曲线强烈依赖于基板。低于100 K时，固态甲胺开始从石墨表面脱附。在120 K后，其从水冰表面的脱附开始，在150 K左右的水冰升华过程中，其脱附停止。在高于160 K的温度下，它继续从石墨表面脱附。超过95%的NH 2CHO通过水冰表面向石墨基底扩散，并释放到气相中，其解吸能量分布（7460-9380 K），用最佳拟合指前因子A=10^18 s-1测量。然而，甲胺从np-ASW冰面（3850-8420 K）上的解吸能分布的最佳拟合指前因子A=10^12 s-1。大约0.15的固体甲胺单层的一部分扩散通过水冰表面朝向HOPG基板。这少量的解吸后具有较高的结合能（5050-8420 K）。
2018-01-26 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Structure of crystalline water ice formed through neon matrix sublimation under cryogenic and vacuum conditions
本研究利用低温RHEED技术，发现13 K下氖基质升华可形成堆叠无序度极低的立方冰Ic，揭示了其形成过程，为低温低压下立方冰的形成提供了新途径。
2024-07-10 astro-ph.EP astro-ph.GA cond-mat.mes-hall
Water in Protoplanetary Disks: Deuteration and Turbulent Mixing
我们研究了湍流原行星盘中水和氘水的化学性质。化学速率方程求解的扩散项，模仿湍流混合在垂直方向。中平面附近的水通过湍流被输送到圆盘大气，并通过光反应被破坏以产生原子氧，而原子氧被输送到中平面并重新形成水和/或其他分子。我们发现，这个周期显着降低柱密度的水冰在r < 30 AU，尘埃温度太高，有效地改革水冰。该区域的径向范围取决于氢原子的脱附能。我们的模型表明，即使在升华半径之外，水冰也可能不足。在这个半径之外，该周期在10^6年内将水冰的D/H比从2 × 10 ^-2（由坍缩核心模型设定）降低到10^-4-10^-2，而不会显著降低水冰柱密度。所得的D/H比取决于混合的强度和与中心恒星的径向距离。我们的发现表明，彗星水的D/H比（10^-3-10^-4）可以在太阳星云中建立（即彗星水可以形成），即使输送到圆盘的水冰的D/H比非常高（10^-2）。
2013-10-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
