星际冰中Cosmic-ray引起的扩散

用高能粒子模拟星际冰的过程

Modeling the processing of interstellar ices by energetic particles

上下文星际冰是暗分子云中金属物种的主要形式。实验和观察表明，冰是显着的处理后，冻结出的分子到粮食。这个过程是由宇宙射线粒子和宇宙射线诱导的紫外光子引起的。目前的天体化学模型只在非常有限的程度上包含了这些转变。目标。我们的目标是建立一个星际冰的“冷”化学模型，并评估其对星际冰组成的一般影响。方法.冰被视为由两层组成-表面和地幔（或地下）层。次表层的化学过程与冰物种的光解和地幔内的空腔表面上的二元反应。氢原子和分子可以在层之间扩散。我们还包括氘化学。结果模拟结果表明，化学键合H的含量在亚表面分子中平均减少约30%。这促进了冰中更多贫氢物种的形成。冰分子中氘的富集被次表层过程显著减少。平均而言，它遵循气相原子D与H丰度比，具有延迟。由该模型产生的延迟是在几个百万年的顺序。结论.冰的加工可能会对谷物中氘物质的生产产生新的限制。在具有两层结构的地幔中，上层（CO）的处理应该比下层（H2O）更强烈。星际冰中的化学爆炸可能不是一个重要的过程。它们破坏了地幔的结构，而地幔是在很长的时间尺度上形成的。此外，冰可能缺乏爆炸所需的高自由基含量。

CO和CH3OH星际冰的共振红外辐照

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。

暖星际冰中Cosmic-ray诱导的离解和反应

Cosmic-ray-induced dissociation and reactions in warm interstellar ices

上下文宇宙射线粒子击中暗分子核心中的星际颗粒可能会引起整个颗粒加热。CR加热的晶粒的高温允许克服体扩散和反应的能量障碍。此外，冰分子被直接宇宙射线诱导解离破坏。目的。我们提供了一个合理的估计宇宙射线引起的表面-地幔扩散的意义，冰中的化学反应，并在恒星形成的星际云核冰物种的解离。方法.我们考虑了在坍缩的低质量星前核和在初始阶段的原恒星的包层加热与三相化学动力学模型的气体团。该模型包括一个适当的处理随机方面的全谷物加热和新的实验数据的解离。结果我们发现宇宙射线引起的效应主要限于碳链物种丰度的增加。对主要物种丰度的影响最多只有几个百分点。冰中HNC与HCN冰丰度比增加。结论.在模型中考虑的过程中，解离可能是最重要的，而扩散和反应的温暖的谷物是不太重要的。所有这三个过程都促进了复杂分子的合成，包括有机物质。

星际冰面上CN自由基的化学：CH3CN和CH3NC的形成及与乙酰胺的潜在联系

Interstellar Chemistry of CN Radicals on Ices: The formation of CH3CN and CH3NC and potential connection to acetamide

本研究利用密度泛函理论探讨了CN与CH3自由基在水和一氧化碳冰上形成CH3CN和CH3NC的反应，以及通过量子隧穿形成乙酰胺的可行性，证实了星际颗粒表面CN自由基的高反应性。

发烧的星际冰有更多的CH3OD

Fevering Interstellar Ices Have More CH3OD

单氘代甲醇被认为是在恒星形成的星前核心阶段形成的。观察到的CH 2DOH/CH 3 OD比的变化表明，它的形成强烈依赖于周围的云条件。因此，它是恒星形成开始之前的物理条件的潜在示踪剂。代表一个典型的星前核的单点物理模型耦合到化学模型，以调查在星前阶段的氘代甲醇的潜在形成途径。H和D的简单加成反应不能重现所观察到的丰度。实验验证的提取方案的实施导致甲基-氘代甲醇的有效形成，但缺乏羟基-氘代甲醇的充分形成。CH_3OD可能是在较晚的演化阶段形成的，可能是在暖冰中HDO（和D_2O）与CH_3OH之间的H-D交换反应。CH 2DOH/CH 3 OD比值不是星前阶段物理条件的合适示踪剂，但可能更适合作为冰加热的示踪剂。

星际冰对杂质吸收特性的系统研究

A Systematic Study on the Absorption Features of Interstellar Ices in Presence of Impurities

光谱研究在星际冰及其结构的识别和分析中发挥着关键作用。在星际冰中，有些分子被鉴定为纯的、混合的，甚至是层状结构。水冰的吸收谱带特征会随着不同类型杂质（CO、CO2、CH3OH、H2CO等）的存在而显著变化。在这项工作中，我们进行了理论研究，以了解在杂质的存在下，水的频带频率和强度的行为。计算研究得到了一些红外光谱实验的支持和补充，这些实验旨在验证HCOOH，NH3和CH3 OH对纯水冰谱带的影响。具体而言，我们探讨了带强度的天平动，弯曲，批量拉伸，和自由OH拉伸模式的效果。计算的带强度分布已与我们的新的和现有的实验结果进行了比较，从而指出，振动模式的H2O和它们的强度可以在不同浓度的杂质的存在下发生很大的变化。在大多数情况下，体拉伸模式是受影响最大的振动，而弯曲是受影响最小的模式。发现HCOOH对振动、弯曲和本体伸缩谱带轮廓有很强的影响。在NH3的情况下，当杂质浓度变为50%时，自由OH伸缩带消失。这项工作最终将有助于正确解释未来详细的星际冰的空间观测通过即将到来的JWST任务。

模拟星际冰中碳原子反应的低温冰装置

A cryogenic ice setup to simulate carbon atom reactions in interstellar ices

讨论了一种用于研究分子云中星际冰固态反应路线的定制碳原子束源的设计、实现和性能。该源集成到现有的超真空装置，表面反应模拟装置（SURFRESIDE $^{2}$），扩展了这个双原子（H/D，O和N）光束线装置与第三个原子（C）光束线的一个独特的系统，是完全适合于探索复杂的有机分子固态形成的代表性星际云条件下。讨论了该系统的参数空间，其中包括碳原子撞击冰样品的通量，它们的温度，以及温度对冰反应的潜在影响。为了减少装置内部的碳污染，已经投入了大量的努力来将光束尺寸限制在样品尺寸的限制内。通过实例实验C + $^{18}$ O $_2$定量研究了C原子束的性能，并得到了计算得出的激活势垒的支持。讨论了该源通过C原子反应研究星际复杂有机分子固态形成的潜力。

星际冰的天体化学模型：演化历史至关重要

Astrochemical models of interstellar ices: History matters

本研究针对星际冰成分建模问题，使用Nautilus气相-尘埃模型开展静态与动力学模拟，发现尘埃温度是关键参数，且分子云演化历史对冰成分至关重要，动力学模拟可重现观测趋势并预测低A_V区域CO₂/H₂O比值不恒定。

On Modelling Sputtering of Interstellar Grain Ices

In the interstellar medium (ISM), the formation of complex organic molecules (COMs) is largely facilitated by surface reactions. However, in cold dark clouds, thermal desorption of COMs is inefficient because of the lack of thermal energy to overcome binding energies to the grain surface. Non-thermal desorption methods are therefore important explanations for the gas-phase detection of many COMs that are primarily formed on grains. Here we present a new non-thermal desorption process: cosmic ray sputtering of grain ice surfaces based on water, carbon dioxide, and a simple mixed ice. Our model …

硫代碳酸（H$_2$CS$_3$）——碳酸（H$_2$CO$_3$）的硫类似物——在星际模拟冰中的形成

Formation of thiocarbonic acid (H$_2$CS$_3$) -- the sulfur counterpart of carbonic acid (H$_2$CO$_3$) - in interstellar analog ices

本研究通过电子辐照H2S和CS2的星际冰模拟物，首次实验形成硫代碳酸，并借助质谱鉴定，揭示其星际形成途径，为未来天文探测和解决缺失硫问题奠定基础。

星际溴丰度与罗塞塔彗星冰一致

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。

CH3O + H2CO -> CH3OH + HCO反应的首次实验确认：扩展星际冰中CH3OH的形成机制

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。

星际冰上分子的高水平从头算binding energy分布：氟化氢

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。

关于CO2和其他星际冰的形成

On the Formation of CO2 and Other Interstellar Ices

我们调查的星际尘埃颗粒冰的形成和演变的暗云条件下，特别强调CO2。我们使用一个三相模型（气体/表面/地幔）来模拟耦合的气体-颗粒化学，允许区分的化学活性表面保存在地幔下面的冰层。该模型包括障碍介导的表面反应和热跳跃过程之间的竞争的治疗。计算结果与观测到的星际介质中CO2、CO和水冰的行为非常吻合。OH自由基与CO的反应被认为是足够有效的占CO2冰生产在乌云。在低视反射率，尘埃温度~12 K，CO2是由CO与OH的直接扩散和反应形成的，我们将由此产生的富含CO2的冰与观测到的极地CO2签名。CH4冰与该组分具有良好的相关性。在更高的反射率下，尘埃温度较低，CO相对稳定，因此含量丰富;然而，CO分子顶部的H和O的反应允许OH和CO迅速相遇，以产生范围为2 - 4的CO：CO2比，我们将其与非极性特征联系起来。我们建议，观测非极性的CO2/CO冰签名在乌云的结果从一个强烈隔离的CO：H2O冰，其中CO2居住几乎完全在CO成分。观测到的CO2，CO和H2O的视觉消光阈值，以及再现深度依赖模型。甲醇的形成被发现是非常敏感的动态时间尺度和尘埃温度。

冰在恒星形成云中的作用

The role of ices in star-forming clouds

冰在星际云的演化过程中起着至关重要的作用。它们在稠密分子介质中无处不在，它们的影响不仅限于化学。吸附在尘埃颗粒上的物质也会影响云的热力学。这一切都取决于星际条件、化学参数和冰层的成分。在这项工作中，我研究了冰的形成，重点是气体和固体相之间的相互作用，以确定它们在云演化和恒星形成中的作用。我表明，虽然冰的形成极大地影响了云的化学，他们的作用在热力学上是比较保守的，他们对恒星形成的影响是微不足道的。

星际冰中的幕式爆炸

Episodic Explosions in Interstellar Ices

我们提出了一个模型的形成大有机分子在乌云。这些分子是在高密度的气相中产生的，这种气相存在于冰幔爆炸升华之后。爆炸是由被困的氢原子的灾难性复合引发的。我们建议，在分子云，冻结到冰帽，自由基的积累，爆炸，然后快速（三体）气相化学的过程中发生的循环方式。这会导致星际介质的分子富集。一个模型的时间依赖性的化学，基于这一假设，表明可以形成显着丰度的大分子物种，虽然物种的复杂性是有限的气体中的短膨胀时间尺度，紧接着地幔爆炸。我们发现，这种机制可能是一个重要的来源较小的有机物种，如甲醇和甲醛，以及前体生物分子的形成。最重要的是，我们预测这些较大的分子物种在静态分子云，而不仅仅是动态活跃的区域，如热核心的气相存在。因此，我们提出的机制补充了大分子形成的替代方法，例如那些在激活的冰盖内调用固态化学的方法。

Processing of hydroxylamine, NH2OH, an important prebiotic precursor, on interstellar ices

Hydroxylamine, NH2OH, is one of the already detected interstellar molecules with the highest prebiotic potential. Yet, the abundance of this molecule found by astronomical observations is rather low for a relatively simple molecule, $\sim$ 10$^{-10}$ relative to H2. This seemingly low abundance can be rationalized by destruction routes operating on interstellar dust grains. In this work, we tested the viability of this hypothesis under several prisms, finding that the origin of a lower abundance of \ce{NH2OH} can be explained by two chemical processes, one operating at low temperature (10 K) a…

CO在CO $_2$冰中的扩散和解吸动力学

CO diffusion and desorption kinetics in CO$_2$ ices

物质在冰质尘埃颗粒地幔中的扩散是形成星际区域化学的基本过程，但对星际冰类似物中扩散的测量却很少。本文利用CO $_2$纵光学（LO）声子模测量了低温（T=11- 23 K）下CO扩散到CO $_2$冰中的过程，以监测初始层状冰的混合程度。我们用Fick第二定律模拟了扩散动力学，发现温度依赖的扩散系数很好地拟合了Arkenius方程，给出了300 $\pm$ 40 K的扩散势垒。低势垒以及通过同位素标记层的扩散动力学表明CO沿着孔表面扩散通过CO $_2$，而不是通过本体扩散。在补充实验中，我们测量的解吸能CO从CO $_2$冰沉积在11-50 K的程序升温脱附（TPD），发现脱附势垒范围从1240 $\pm$ 90 K到1410 $\pm$ 70 K取决于CO $_2$沉积温度和所得的冰孔隙度。测量的CO-CO $_2$解吸势垒表明，当两者都是紧密的时，CO与CO $_2$和H $_2$ O的结合同样好。CO-CO $_2$扩散-解吸势垒比的范围为0.21-0.24，取决于扩散过程中的结合环境。扩散-解吸比与上述假设一致，即观察到的扩散是一个表面过程，并增加了以前的实验证据，表明表面扩散是重要的星际冰内的分子的流动性在水冰中的扩散。

用INSIDE实验研究尘埃颗粒水冰的光解吸和彗星冰的热解吸

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。

星际冰的Cosmic Ray诱导脱附的修正描述

A Revised Description of the Cosmic Ray-Induced Desorption of Interstellar Ices

冰在星际颗粒上的非热脱附需要解释在冷密云中的气相中不能有效合成的分子的观测结果。也许最重要的非热脱附机制是由宇宙射线（CR）引起的，当宇宙射线穿过颗粒时，将其瞬时加热到高温-颗粒通过冰的（部分）升华冷却回到其原始平衡温度。目前的宇宙射线诱导解吸（CRD）模型假设一个固定的晶粒冷却时间。在这项工作中，我们提出了一个修订的描述CRD中的解吸效率动态地依赖于冰含量。我们适用于修订后的解吸方案，两相和三相化学模型的物理条件下，对应于无星和星前的核心，和分子云信封。我们发现，在星核和星前核，引入动态CRD可以减少气相丰度的数量级在两相化学模型。在三相化学模型中，我们的模型产生了与静态冷却方案非常相似的结果-当只有一个单层的冰被认为是活跃的。冰的丰度通常对颗粒冷却时间的变化不敏感。进一步改进的CRD模型需要考虑到额外的影响，在瞬态加热的晶粒，引入例如通过光谱的CR能量。

冻结在水冰中的芘的红外波段强度的实验室测定：对星际冰组成的意义

Laboratory Determination of the Infrared Band Strengths of Pyrene Frozen in Water Ice: Implications for the Composition of Interstellar Ices

宽红外发射特征（例如，在3.3、6.2、7.7、8.6和11.3微米处）从气相星际介质中分离出来，长期以来一直被认为是多环芳烃（PAHs）。银河系碳库的很大一部分（10%-20%）被锁定在PAH分子中，这使得它们的表征成为我们对天体化学的理解不可或缺的一部分。在分子云和年轻恒星（YSO）的致密包层和圆盘中，预计多环芳烃将被冻结在尘埃颗粒的冰冷地幔中，它们应该通过红外吸收显示自己。为了便于寻找冻结的星际多环芳烃，进行了实验室实验，以确定芘与H2O和D2O冰混合的带的位置和强度。的D2O混合物被用来测量芘带被掩盖的强带的H2O，导致的第一个实验室测定的带强度的CH拉伸模式的芘在水冰近3.25微米。将我们的红外波段强度归一化为实验确定的紫外波段强度，我们发现它们通常比Bouwman等人报告的理论强度大约50%。这些改进的谱带强度被用于重新检查Boogert等人发表的YSO光谱，以估计冻结的多环芳烃对5 - 8微米光谱区域吸收的贡献，同时考虑到3.25微米CH伸缩模式的强度。结果表明，冻结的中性多环芳烃占宇宙碳收支的5%-9%，占5 - 8微米区域未识别吸收的2%-9%。

星际冰中S $_8$的有效产生：cosmic ray驱动的辐射化学和非扩散体反应的影响

Efficient Production of S$_8$ in Interstellar Ices: The effects of cosmic ray-driven radiation chemistry and non-diffusive bulk reactions

在这项工作中，我们重新研究了发生在星际尘埃颗粒的冰幔上和冰幔中的硫化学，并报告了对标准天体化学模型的两个新修改的影响;即：（a）将宇宙射线驱动的辐射化学和（b）假设快速，非扩散反应的关键自由基在散装。从我们的密集分子云模型的结果表明，这些变化可以有一个深刻的影响，在冰地幔中的含硫物种的丰度，包括在固相H $_2$ S和HS的丰度减少，并在OCS，SO $_2$，以及纯硫的同素异形体，特别是S $_8$的丰度显着增加。这些纯硫物种-虽然几乎不可能直接观察-长期以来一直被推测为潜在的硫储层，我们的结果可能是最准确的估计，但其丰度在密集的ISM。此外，这些更新的模式的结果被认为是在良好的协议与现有的观测数据。最后，我们研究了我们的研究结果的影响方面，迄今未知的硫水库认为存在于稠密的星际环境。

通过CCH与星际H2O冰反应的乙醇的非能量形成。计算化学研究

Non-Energetic Formation of Ethanol via CCH Reaction with Interstellar H2O Ices. A Computational Chemistry Study

乙醇（CH $_3$ CH $_2$ OH）是一种相对常见的分子，通常存在于恒星形成区域。最近的研究表明，它可能是几种所谓的星际复杂有机分子（iCOMs）的母体分子。然而，这个物种的形成路线仍然存在争议。在目前的工作中，我们研究了乙醇的形成，通过CCH与一个H $_2$ O分子属于冰的反应，作为一个测试案例，调查的可行性的化学反应的基础上“自由基+冰组分”计划作为一种替代机制的iCOMs的合成，超越了通常的自由基-自由基耦合。这是通过DFT计算，采用两个集群的18和33水分子作为冰模型。结果表明，CH $_3$ CH $_2$ OH可以通过该反应机理形成。CCH与水冰簇上的H $_2$ O的反应可以是无障碍的（由于边界冰水分子作为质子转移助剂的帮助），导致乙烯醇前体（H $_2$ CCOH和CHCHOH）的形成。乙烯醇的后续氢化产生乙醇是呈现低活化能势垒的唯一步骤。最后，我们讨论了这些发现的天体物理意义。

分层和混合星际冰类似物中CH $_3$ OH的光谱测量

Spectroscopic measurements of CH$_3$OH in layered and mixed interstellar ice analogues

上下文星际冰幔的分子组成由分子云中的气体颗粒过程定义，主要成分是$H_2O$、$CO$和$CO_2$。检测到$CH_3OH$冰朝向密集区域，在密集区域中大量的$CO$冻结并被氢化。来自附近原恒星的热量可以进一步改变冰的结构和成分。尽管对分子云和沿着原恒星位置线的冰特征进行了几次观测，但尚不清楚星际冰是否混合或是否具有分层结构。目标。我们的目标是研究混合和层状冰生长在冰地幔类似物的影响，重点是甲醇红外波段的位置和形状，因此未来的观测可以揭示不同环境中星际冰的结构。方法.混合和分层的冰样品沉积在保持在T = 10 K的冷基板上，使用放置在真空室中的封闭循环低温恒温器。通过FTIR光谱分析了其光谱特征。研究了冰幔中最丰富的四种分子，即$H_2O$、$CO$、$CO_2$和$CH_3OH$的不同比例，并特别注意对$CH_3OH$谱带的分析。结果我们测量的CH和CO伸缩带的$CH_3OH$的位置和形状的变化取决于混合或分层性质的冰样品。甲醇的光谱特征也被发现由于加热而改变。结论.层状冰结构最好地再现了最近观察到的朝向前恒星核心和恒星形成区域的$CH_3OH$带位置。基于我们的实验结果，我们得出结论，观测$CH_3OH$冰可以提供有关星际冰的结构信息，我们希望JWST把严格的限制在不同的星际环境中的冰的分层或混合性质。

用AKARI发现M82中H_2O和CO_2冰空间分布的差异

Difference in the spatial distribution between H_2O and CO_2 ices in M82 found with AKARI

利用AKARI，我们获得了邻近星暴星系M82的空间分辨近红外（2.5 - 5.0 μ m）光谱。这些光谱清楚地显示了星际冰的吸收特征。在此基础上，我们建立了H_2O和CO_2冰的柱密度图。结果表明，H_2O冰的空间分布与CO_2冰的空间分布有很大的不同，H_2O冰分布较广，而CO_2冰则集中在银心附近。我们的结果首次揭示了CO_2/H_2O冰丰度比在星系尺度上的变化，表明星系内的成冰环境发生了变化。利用AKARI近红外光谱中氢复合Br α和Br β谱线以及多环芳烃3.3 μ m发射的光谱信息，讨论了冰丰度比空间变化的原因。

利用开放的JWST数据识别星际冰中的固态N2O

Identification of solid N2O in interstellar ices using open JWST data

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。

硫化氢铵（NH4SH）作为星际冰中潜在的重要硫汇

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。

CO：N2二元冰的间接紫外光脱附--一个有效的颗粒-气体过程

Indirect ultraviolet photodesorption from CO:N2 binary ices - an efficient grain-gas process

紫外线冰光解吸是一个重要的非热解吸途径，在许多星际环境中，已被调用来解释在磁盘，云和云核中的冷分子的观测。系统的实验室研究的光脱附率，在7和14 eV之间，从CO：N2二元冰，已进行了同步加速器设施SOLEIL的CONORS真空紫外光束线。光脱附光谱分析表明，光脱附过程是间接的，即脱附是由亚表面分子层中的光子吸收引起的，而实际上只有表面分子脱附。因此，二元冰中的CO和N2的光解吸光谱取决于次表层冰层中的主要物种的吸收光谱，这意味着混合和层状冰的光解吸效率和能量依赖性与纯冰相比是显着不同的。特别是，一个薄的（1-2 ML）的N2冰层上的CO将有效地淬灭CO的光脱附，而增强N2的光脱附的几个因素（相比于纯冰）时，冰暴露于一个典型的暗云UV场，这可能有助于解释不同的CO和N2 H+的分子云核心的分布。这种间接的光解吸机制也可以解释在寒冷的星际环境中观察到少量复杂有机物的现象。

由原子碳冻结触发的水冰上星际复杂有机分子的形成

Formation of interstellar complex organic molecules on water-rich ices triggered by atomic carbon freezing

本研究通过量子化学方法揭示了水冰上原子碳自发生成高反应性^3C-OH$_2$的机制，该机制不仅限制了裸碳原子的反应性，还为非能量方式形成乙醇等星际复杂有机分子提供了新路径。

从星际一硫化碳到甲基二硫化碳：阻力最小的途径

From interstellar carbon monosulfide to methyl mercaptan: paths of least resistance

通过10个中间自由基和分子将一硫化碳（CS）连接到甲基硫（CH3SH）的29个反应已经被表征为与冷星际冰的表面化学相关。发现这些冰中可能存在的中间物种比以前认为的要多，如反式和顺式六氯环己烷。计算了自由基-中性反应的活化能和反应能，以及低温（T> 45~K）速率常数。另一方面，对于无势垒自由基-自由基反应，已经确定了分支比。这两组信息的组合首次提供了完整的H + CS反应网络的定量信息。在这个网络的早期，也就是星际云生命的早期，HCS是主要的自由基，而后来它首先变成CH2SH，最后变成CH3S。

光化学和天体化学：星际复杂有机分子的光化学途径

Photochemistry and astrochemistry: photochemical pathways to interstellar complex organic molecules

星际介质的特点是化学成分丰富多样。它的许多复杂的有机分子被认为是通过冰粒地幔中的自由基化学形成的。当星际冰（由水和其他挥发物组成）暴露在紫外线光子和其他解离辐射源下时，自由基很容易形成，如果足够移动，自由基可以反应形成更大，更复杂的分子。由此产生的复杂有机分子（COM）伴随着恒星和行星形成，并可能最终在新生行星上播种生命的起源。越来越复杂的实验已经证明，已知的星际COM以及前生物有趣的氨基酸可以通过冰的光化学形成。我们回顾这些实验，并讨论了定性和定量的动力学和机械的限制，他们提供的。最后，我们比较了紫外线辐射的影响与其他三个潜在的自由基生产和星际冰化学来源：电子，离子和X射线。

星际冰的实验室与计算研究

Laboratory and Computational Studies of Interstellar Ices

本文综述星际冰的实验室光谱、冰物理与冰化学及计算研究，结合冰从分子云到原行星盘的演化背景，得出三类研究可解释冰光谱、需明晰过程以构建可靠天体化学模型、冰过程重要性随恒星行星形成演化的结论。

天体物理学冰中的Cosmic ray轨迹：用Geant4-DNA蒙特卡罗工具包建模

Cosmic ray tracks in astrophysical ices: Modeling with the Geant4-DNA Monte Carlo Toolkit

宇宙射线在星际环境中无处不在，它们对尘埃颗粒冰幔的轰击可能是形成复杂甚至是生命前分子的驱动力。然而，关键的数据，这是必不可少的精确建模的这种现象，如宇宙射线轨迹的平均半径在非晶态固体水（ASW）仍然不受约束。结果表明，宇宙线轨迹在ASW可以近似为一个圆柱体的平均半径，这是大多独立的初始粒子能量。高能离子和低密度非晶（LDA）和高密度非晶（HDA）冰目标之间的相互作用使用Geant 4-DNA Monte Carlo工具包，它允许跟踪次级电子在材料中的亚激发能量进行模拟。我们发现LDA和HDA冰的峰值轨道核心半径$r_\mathrm{cyl}$分别为9.9纳米和8.4纳米--略小于天体化学模型中通常假设的5纳米值的两倍。

蒸发冰中的化学：未探索的领域

Chemistry in Evaporating Ices: Unexplored Territory

我们认为，三体化学可能发生在温暖的高密度气体蒸发的瞬时co \textendash解吸事件星际冰。使用一个高度理想化的计算模型，我们探讨了从简单的物种的冰的化学转化为更复杂的物种包含几个重原子，作为密度的函数和通过的三个机构率系数。我们预测，有一个广泛的密度和速率系数，其中一个显着的化学转化可能发生。我们讨论了这一想法的热内核的天体化学的影响。

乙醇含星际冰模拟物的紫外照射：CH3CH2OH:CO混合物的光稳定性

UV irradiation of ethanol-containing interstellar ice analogs: Photostability in CH3CH2OH:CO mixtures

研究乙醇与CO混合物在紫外照射下的光稳定性，通过实验分析冰组成对光稳定性和化学过程的影响，发现CO对乙醇有稳定作用。

原子碳与分子氮的反应作为星际冰中氰胺和碳二亚胺的来源

The Reaction between Atomic Carbon and Molecular Nitrogen as a Source of Cyanamide and Carbodiimide on Interstellar Ices

研究原子碳与分子氮在星际冰表面的反应，揭示其在形成氰胺和碳二亚胺中的关键作用，改进了现有星化学模型。

乙醇与乙胺在星际水冰上的结合能：理论与实验的协同作用

Binding energies of ethanol and ethylamine on interstellar water ices: synergy between theory and experiments

本研究结合DFT计算与TPD实验，表征乙醇和乙胺在晶态、非晶态水冰上的结合能，明确二者脱附特性与内聚能差异，推断原行星盘中三类物质雪线位置不同，部分乙醇乙胺会在水雪线处冻结并入富水星子。

由宇宙射线在星际冰类似物中不饱和烃的形成

Formation of unsaturated hydrocarbons in interstellar ice analogs by cosmic rays

研究了高电荷态高能离子（219 MeV O^{7+}和632 MeV Ni^{24+}）处理纯c-C6 H 12（环己烷）和混合H2O：NH3：c-C6 H 12（1：0.3：0.7）冰时C-C双键和三键的形成。这些实验模拟了星际冰类似物中由中等质量和重离子宇宙射线引起的物理化学。这些测量是在法国卡昂的重离子加速器GANIL（Grand Escheratéur National d 'Ions Lourds）的高真空室内进行的。将气体样品沉积在预先冷却至13 K的抛光CsI衬底上。在不同的离子注量下，通过傅里叶变换红外（FTIR）光谱法进行原位分析。测定了环己烷在天体物理环境中的离解截面和半衰期。轰击冰和年轻恒星源的光谱之间的比较表明，在这些环境中的颗粒的初始成分应该包含H2O，NH3，CO（或CO2），简单的烷烃和CH 3OH的混合物。在放化产物中发现了一些含有双键或三键的化合物，如己烯、环己烯、苯、OCN-、CO、CO2以及一些脂肪族和芳香族烯烃和炔烃。结果表明，另一种方案的生产不饱和烃和可能的芳环（通过脱氢过程）在星际冰引起宇宙射线轰击。

暴露于实验室模拟的宇宙射线的天体物理学冰的红外复合物refractive index

Infrared complex refractive index of astrophysical ices exposed to cosmic rays simulated in the laboratory

在星际介质（ISM）的稠密和寒冷区域，分子可能被吸附在尘埃颗粒上形成冰幔。一旦形成，它们可以被来自恒星或星际介质的电离辐射处理，导致在冰中形成几个新的分子。在众多的电离辐射中，宇宙射线由于在冰中沉积了大量的能量，在固态化学中起着重要的作用。由天体物理冰的高能处理引起的物理化学变化记录在物质的一个称为复折射率（CRI）的内在参数中。本文首次给出了在实验室中用宇宙线模拟处理的13种不同含水冰在2.0 - 16.6微米红外波段的39个复折射率（n，k）的星表。通过使用NKABS（从吸收数据确定N和K的首字母缩略词）代码进行计算，该代码采用Lambert-Beer和Kramers-Kronig方程来计算n和k的值。结果也可在网站上查阅：http://www1.univap.br/gaa/nkabs-database/data.htm。作为测试案例，H2O：NH3：CO2：CH 4冰被用于原行星盘的辐射转移模拟，以表明这些数据对于再现含冰的YSO光谱是必不可少的。

CO向无定形H2O冰中的扩散

CO diffusion into amorphous H2O ices

冰颗粒地幔中原子、分子和自由基的流动性调节着冰的重组、解吸和天体物理环境中的化学反应。星际冰主要由H2O，和扩散的外部和内部（孔隙）表面的H2O丰富的冰，因此是一个关键的过程来约束。本研究的目的是量化的扩散动力学和障碍的丰富的冰成分CO到H2O为主的冰在低温（15-23 K），通过测量最初分层的H2O（：CO2）/CO冰的混合速率。通过监测红外CO伸缩带的形状，确定CO的混合分数作为时间的函数。混合观察在所有调查的温度分钟的时间尺度上，可以归因于CO扩散H2O冰孔。扩散系数和最终混合分数取决于冰的温度，孔隙度，厚度和组成。实验分析应用菲克扩散方程的假设下，混合是由于CO扩散到一个不动的H2O冰。CO扩散到无定形H2O冰中的能垒约为160 K。这实际上是表面扩散阻挡层。衍生的障碍是低的相比，目前的表面扩散障碍中使用的天体化学模型。它的采用可能会大大改变星际环境中不同冰过程的预期时间尺度。

星际冰的热解吸。从雪线到化学复杂性的控制参数及其意义

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。

一氧化氮（NO）冰的有效光解吸实验室天体物理研究

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。

星际冰类似物的紫外光谱学。I.极冰分子的吸收截面

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。

机器学习势探索星际水冰上的CO吸附位点：结合能分布与雪线

CO Adsorption Sites on Interstellar Water Ices Explored with Machine Learning Potentials. Binding energy distributions and snowline

该研究利用机器学习势推导ASW表面CO结合能的稳健分布，评估其对实验室脱附实验和星际化学（尤其是原行星盘）的意义，为天体化学建模提供关键数据。

星际甲醛冰的宇宙射线诱导溅射

Cosmic-ray induced sputtering of interstellar formaldehyde ices

本研究通过重离子辐照实验量化了纯H2CO冰的宇宙射线溅射产额，发现其溅射率过低无法解释前恒星核L1689B中的气相丰度，但假设H2CO在CO或CO2冰中共脱附可重现观测结果。

破解星际冰上CO2形成的谜题：CO + OH -> CO2 + H反应的量子化学与动力学研究

Cracking the Puzzle of CO2 Formation on Interstellar Ices. Quantum Chemical and Kinetic Study of the CO + OH -> CO2 + H Reaction

本研究通过量子化学计算和动力学模拟，揭示CO+OH反应在星际冰上形成CO2的机制，指出在极性冰中需通过HOCO中间体及后续反应实现，而非极性冰中效率较低，与JWST观测相符。

星际冰中氨基乙烯酮、乙醇胺和甘氨酸生成的化学模拟

Chemical modeling of aminoketene, ethanolamine, and glycine production in interstellar ices

本研究通过天体化学动力学模型模拟星际冰中原子碳与氨反应生成氨基乙烯酮，进而氢化生成乙醇胺和甘氨酸，发现激波区域更利于这些复杂有机分子的存活与探测。

星际CO冰上复杂有机分子的形成？来自计算化学模拟的洞见

Formation of complex organic molecules on interstellar CO ices? Insights from computational chemistry simulations

本研究通过量子化学与动力学计算，探究富CO冰上乙烯酮与氢、OH及NH₂的反应，发现氢加成生成乙酰基是最优路径，明确了星际复杂有机分子的可行合成途径，为相关天体物理观测提供理论参考。

SPHEREx 宽场红外光谱测绘星际冰和多环芳烃

SPHEREx Wide-Field Infrared Spectral Mapping of Interstellar Ices and Polycyclic Aromatic Hydrocarbons

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。

水增强星际冰中难熔硫的形成

Water enhances the formation of refractory sulfur in interstellar ices

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。

不同温度状态对cosmic-ray诱导的整个星际颗粒加热的化学意义

Chemical significance of different temperature regimes for cosmic-ray-induced heating of whole interstellar grains

宇宙射线引起的全谷物加热引起蒸发和其他影响星际云化学的过程。最近的数据粮食加热频率作为输入的修改速率方程天体化学模型，本研究探讨，全谷物加热温度制度是最有效的改变气体和冰的化学成分。出现这样的问题，因为低温加热，虽然不太有效地诱导蒸发的吸附物种，发生更经常比高温谷物加热。该模型考虑延迟引力坍缩的Bonnor-Ebert球，其次是一个静止的云核阶段。结果发现，全谷物加热制度可以分为三类，这取决于它们引起的物理化学效应。加热到27和30 K的低温阈值诱导解吸的最易挥发的物种- N2和O2冰，和吸附的原子。中温阈值40，50和60 K允许有效的CO和CH 4蒸发，延迟其在冰中的积累。我们发现，40 K的阈值是最有效的宇宙射线诱导的全谷物加热制度，因为它的诱导蒸发的CO促进其他化合物的主要丰度变化。氮分子作为冰质地幔中最易挥发的丰富物质，可能在谷物冷却中发挥重要作用。整粒加热决定了不同分子在颗粒表面堆积的顺序，在复杂有机分子的合成中起着关键作用。

硫代乙醛（CH3CHS）在星际冰表面：解开ISM中两个化学二分法的关键分子

Thioacetaldehyde (CH3CHS) on interstellar ices: a key molecule to unravel two chemical dichotomies in the ISM

本研究通过探究硫代乙醛在星际冰上的氢化路径，解释了其与乙醛的丰度差异及在G+0.693-0.027中的缺失，揭示了冰表面化学在星际硫化学中的关键作用。

Proton and electron irradiations of CH4:H2O mixed ices

The organic chemistry occurring in interstellar environments may lead to the production of complex molecules that are relevant to the emergence of life. Therefore, in order to understand the origins of life itself, it is necessary to probe the chemistry of carbon-bearing molecules under conditions that simulate interstellar space. Several of these regions, such as dense molecular cores, are exposed to ionizing radiation in the form of galactic cosmic rays, which may act as an important driver of molecular destruction and synthesis. In this paper, we report the results of a comparative and syst…

星际水冰模型中一氧化碳的IR光谱指纹

IR Spectral Fingerprint of Carbon Monoxide in Interstellar Water Ice Models

一氧化碳（CO）是星际介质中第二丰富的气相分子。在密集的分子云中，它也以固相存在，作为覆盖尘埃颗粒的混合水为主的冰的成分。其在固相中的存在是从其红外（IR）信号推断的。在固体CO/水混合样品的实验观测中，其IR频率分裂成两个分量，产生蓝移和红移带。然而，在天文观测中，前者从未被观测到。已经进行了几次尝试来解释这种特殊的行为，但问题仍然悬而未决。在这项工作中，我们采用了纯量子力学模拟，以阐明这个问题。采用不同的周期性模型模拟了CO/H $_2$ O冰体系，如CO在水冰表面的单重吸附和多重吸附、CO在水笼中的捕获以及适当的CO：H $_2$ O混合冰。我们还模拟了纯固体CO。我们的数据的详细分析揭示了如何四极字符的CO和分散力与水冰确定的CO/H $_2$ O冰相互作用的能量，以及CO光谱行为。我们的数据表明，蓝移峰可以分配给CO相互作用{ \it via}的C原子与悬挂的H原子的水冰，而红移的一个实际上可以是CO参与不同的相互作用与水矩阵的结果。我们还提供了一个可能的解释，天文光谱中的蓝移峰的缺乏。我们的目的不是提供一个完整的帐户的各种星际冰，而是要阐明的敏感性的CO光谱特征不同的水冰环境。