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。
2017-12-18 astro-ph.GA
Laboratory H2O:CO2 ice desorption data: entrapment dependencies and its parameterization with an extended three-phase model
冰的解吸作用影响着原恒星阶段的气相化学演化，也决定着星周盘中彗星的化学组成。从观测结果来看，大多数挥发性物质存在于以H2O为主的冰中。本研究的目的是首先实验确定如何截留挥发物在水冰取决于冰的厚度，混合比和加热速率，第二，引入一个扩展的三相模型（气体，冰面和冰幔）来描述冰混合物解吸与最小数量的自由参数。在超高真空条件下，对薄冰（10 - 40 ML）混合物进行了程序升温脱附实验，研究了H2O：CO2冰的热脱附。解吸同时监测质谱和反射-吸收红外光谱。H2O：CO2实验由选定的H2O：CO和H2O：CO2：CO实验补充。模拟结果与速率方程，连接气体，冰表面和冰地幔相通过表面解吸和地幔表面扩散。被捕获的CO2的分数增加与冰厚度（10 - 32 ML）和H2O：CO2混合比（5：1 - 10：1），但不是一个数量级的不同加热速率。对于所研究的实验条件，捕获的CO2的分数相对于初始CO2含量为44 - 84%。这是定量再现的扩展三相模型，在这里介绍。H2O：CO和H2O：CO2：CO实验结果与H2O：CO2解吸趋势一致，表明该模型可用于星际介质中发现的其他冰种，以显著提高冰解吸的参数化。
2011-08-30 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
Comprehensive laboratory constraints on thermal desorption of interstellar ice analogues
本研究通过超高真空低温程序升温脱附实验系统测量了多种星际冰类似物的热脱附特性，揭示了致密非晶水冰对 Ar、CO、CO2、CH3OH 和 NH3 等分子的有限捕获能力，为改进天体化学模型提供了动力学和热力学基准。
2024-04-03 astro-ph.GA
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。
2021-09-03 astro-ph.GA
Photo-desorption of H2O:CO:NH3 circumstellar ice analogs: Gas-phase enrichment
我们研究了在国家同步辐射研究中心（新竹）产生的单色（550和900 eV）和宽带（250- 1250 eV）软X射线辐照下，H $_2$ O：CO：NH $_3$冰混合物中发生的光脱附。我们检测到许多质量的光解吸，从原子氢（m/z = 1）到m/z = 69的复杂物质（例如，C $_3$ H $_3$ NO、C $_4$ H $_5$ O、C $_4$ H $_7$ N），支持气相的富集。在低数量的吸收光子，基板介导的激子促进解吸占主导地位的光解吸产率诱导弱结合（到冰的表面）物种的释放;作为弱结合物种的数量下降，光解吸产率降低约一个数量级，直到孔隙率的影响，降低表面/体积比，产生进一步下降的产量。我们推导出CO光脱附产率的上限，在我们的实验中，在$\sim 10^{15} - 10^{20}$ ~吸收光子cm $^{-2}$的范围内，该上限从1.4到0.007分子光子$^{-1}$变化。我们将这些发现应用到一个由中央T~Tauri星辐射的原行星盘模型。
2018-10-08 astro-ph.GA
Molecule-specific diffusion and desorption of interstellar ices on carbonaceous dust
National Central University（中央大学）；Max Planck Institute für Astronomie（马克斯·普朗克天文研究所）；Friedrich Schiller University Jena（耶拿弗里德里希·席勒大学）
通过实验室研究发现，星际冰在碳质尘埃上的扩散与脱附具有分子特异性，尘埃-冰界面会影响冰的结构和脱附动力学，为天文观测和星际冰化学模型提供了新约束。
2026-08-13 astro-ph.GA
Quantifying the chemical desorption of H$_2$S and PH$_3$ from amorphous water ice surfaces
从冰冷的颗粒表面的分子的非热解吸是必要的，以解释在恒星形成区域的冷气体中的分子线观测。化学解吸是一种非热解吸过程，由化学反应释放的能量驱动。在放热表面反应之后，多余的能量在垂直于表面的方向上转移为产物的平移能，导致解吸。产品物种的解吸概率，特别是产品物种从水冰表面的解吸概率，还没有得到很好的理解。这种不确定性限制了我们对气相和冰表面化学之间相互作用的理解。在目前的工作中，我们约束的解吸概率H $_2$ S和PH $_3$每个反应事件多孔非晶态固体水（ASW）通过数值模拟以前的实验室实验。采用微观动力学Monte Carlo方法，我们发现在每次氢加成过程中，H $_2$ S和PH $_3$从多孔ASW上的脱附概率分别为$3 \pm 1.5$ %和$4 \pm 2$ %.如果反应释放的能量的$\sim$ 7%转移到产物的平移激发，则这些概率与文献中提出的化学解吸的理论模型一致。作为副产品，我们发现多孔ASW上约70%（40%）的原子H吸附位点的结合能应低于$\sim$ 300 K（$\sim$ 200 K）。我们的研究结果的天体化学意义进行了简要讨论。
2021-12-08 astro-ph.GA
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
On the Encounter Desorption of Hydrogen Atoms on Ice Mantle
在低温（10 K）下，氢原子可以在颗粒冰幔上快速扩散，并经常遇到氢分子，这些氢分子覆盖了颗粒表面的显著部分。氢原子在H_2衬底上的脱附能远小于在水冰衬底上的脱附能。采用H原子碰撞脱附机制研究了H原子在H2衬底上的增强脱附。使用一个小的反应网络，我们表明，稳态表面H丰度的速率方程模型，包括H原子遇到解吸预测同意合理以及从更严格的微观Monte Carlo方法的结果。对于全气粒模型，氢原子遭遇脱附会降低表面氢丰度。因此，如果模型采用H原子的相遇脱附，则甲醇等加氢产物更难形成，但C、O和N原子更容易在晶粒表面相互键合。
2020-08-14 astro-ph.GA 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
Icy molecule desorption in interstellar grain collisions
在寒冷的无星和星前云核中观测气态复杂有机分子（COMs），需要有效地将COMs及其母体从星际颗粒上的冰冷地幔中解吸出来。用一个简单的天体化学模型，我们调查，如果机械去除冰碎片之间的斜碰撞在两个大小箱（0.01和0.1微米）可以大大影响COM丰度。两个晶粒碰撞速度被认为是10和50米每秒，对应于现实的晶粒相对速度所产生的双极扩散和湍流，分别。从较小的颗粒，碰撞被假定为删除一个球冠的高度等于1/3和1冰幔厚度，分别。我们发现，诱导的解吸可以提高几个数量级的气相丰度的COM，再现观察到的COM丰度在一个数量级。重要的是，高的气态COM丰度达到了长达1万年的时间尺度和一个相当低的甲醇冰丰度，常见的无星核心。简单的模型，只考虑两个晶粒尺寸箱和几个假设，演示了一个概念，必须用更复杂的方法进行测试。
2022-07-01 astro-ph.GA physics.chem-ph
UV photodesorption of methanol in pure and CO-rich ices: desorption rates of the intact molecule and of the photofragments
用同步辐射测定了7 - 14 eV范围内纯甲醇和混合甲醇冰的光解吸速率随波长的变化。完整的甲醇分子从纯甲醇冰的真空紫外光解吸被发现是10 $^{-5}$分子/光子的顺序，这是两个数量级低于通常使用的天体化学模型。当甲醇与冰中的CO分子混合时，该速率甚至更低（$<$ 10 $^{-6}$分子/光子）。这是一致的图片，其中光解离和重组过程是在起源的完整的甲醇解吸从纯CH $_3$ OH冰。这种低速率的解释是，整个光解吸过程是由光碎片CO，CH $_3$，OH，H $_2$ CO和CH $_3$ O/CH $_2$ OH的解吸，其光解吸速率在本研究中给出的事实。我们的研究结果表明，作为一种机制来解释所观察到的甲醇在冷介质中的气相丰度的光解吸的作用可能是高估。然而，光解吸自由基从甲醇丰富的冰可能站在起源的气相存在的自由基，如CH $_3$ O，因此打开新的气相化学路线的复杂分子的形成。
2016-01-26 astro-ph.GA
An infrared measurement of chemical desorption from interstellar ice analogues
在温度低至10 K的分子云中，除了氢和氦之外的所有物质都应该被锁定在尘埃颗粒表面的异质冰中。然而，天文观测已经在这些云的气相中检测到150多种不同的物种。分子在低于热解吸温度时从尘埃表面释放出来的机制对于理解这种冷云的化学演变至关重要。由放热反应的过量能量引起的化学解吸在大约50年前首次被提出作为关键的分子释放机制。原则上，化学解吸可以在任何温度下进行，甚至低于热解吸温度。因此，天体化学网络模型一般都包含这个过程.虽然有一些以前的实验工作，没有红外测量的表面（具有很强的优势，以量化化学解吸）已执行。在这里，我们报告了第一次红外原位测量化学解吸反应H + H2S -> HS + H2（反应1）和HS + H -> H2S（反应2），这是星际硫化学的关键。本研究清楚地表明，化学解吸是一个更有效的过程中释放到气相中的H2S比以前认为。化学脱附的有效截面表明，在典型的星际环境中，化学脱附速率超过光脱附速率。
2018-10-10 astro-ph.CO astro-ph.GA
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
Towards a better understanding of ice mantle desorption by cosmic rays
宇宙射线加热引起的星际冰解吸的标准模型是基于经典（0.1微米）尘埃颗粒的冰幔成分的零星解吸的连续表示。这已被重新评估和开发，包括跟踪解吸通过（扩展）晶粒冷却配置文件，考虑晶粒尺寸的依赖性和限制的效率。然后构建了一个模型来研究真实的，零星的，过程的性质与可能的津贴从物种共同解吸和整个地幔解吸非常小的颗粒。这项研究的关键结果是，解吸率是高度不确定的，但几乎可以肯定的是，明显大于先前确定的。对于典型的星际晶粒尺寸分布，它被发现，解吸占主导地位的最小的颗粒的贡献。零星解吸模型表明，如果宇宙射线撞击之间的间隔与冻结时间尺度相当或小于冻结时间尺度，则连续表示不适用;化学变化可能发生在非常长的时间尺度上，导致强烈的气相化学富集，对宇宙射线通量具有非常非线性的依赖性。包括甚至有限水平的物质共解吸和/或来自非常小的颗粒的贡献进一步提高了速率，特别是对于诸如H2O的物质。在一般情况下，我们发现宇宙射线加热是在黑暗环境中的主要解吸机制。这些结果可能对原恒星和原行星环境具有重要的化学意义。
2022-07-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray photodesorption from water ice in protoplanetary disks and X-ray dominated regions
水是星际冰的主要成分，它在星际介质的许多区域的演化中起着关键作用，从分子云到行星形成盘。在ISM的寒冷地区，预计水将完全冻结在尘埃颗粒上。尽管如此，观测表明存在冷水蒸气，这意味着非热解吸机制在起作用。紫外光子的光解吸已被提出来解释这些观察结果，与冰类似物的广泛的实验和理论工作的支持。相比之下，另一种可行的机制--X射线光解吸却鲜有研究。这个过程的潜力，解吸关键分子，如水，完整的，而不是碎片或电离，仍然没有探索。我们实验研究了水冰的X射线光解吸，监测所有解吸物种。我们发现中性水的解吸是有效的，而离子解吸是次要的。我们得出的第一次收益率，可以在天体化学模型。这些结果开辟了在模拟原行星盘或X射线占主导地位的区域时考虑X射线光解吸过程的可能性。
2018-07-10 astro-ph.GA physics.chem-ph
Double DCO+ rings reveal CO ice desorption in the outer disk around IM Lup
在一个原行星盘中，热解吸和非热解吸过程的组合控制着挥发物从冰粒地幔释放到气相的位置。非热解吸应导致在盘区域中的挥发性富集气体，否则完全冻结。本文给出了年轻恒星IMLup周围1.4mm连续谱的ALMA观测结果，C18 O2 -1，H13 CO + 3-2和DCO+ 3-2的~0”.5分辨率的辐射.这些尘埃和气体示踪剂的图像清晰地分辨出来。DCO+谱线显示出一对引人注目的同心发射环，其峰值半径为~0”.6和2”（分别为~90和300 AU）。基于盘化学模型比较，内部DCO+环与由于盘温度径向降低而导致的CO冻结和热解吸的平衡相关联。外DCO+环的解释是在低柱密度外盘CO冰的非热解吸，重新填充磁盘中平面与冷CO气体。然后CO气体与丰富的H2 D+反应形成观察到的DCO+外环。这些观测结果表明，空间分辨的DCO+发射可用于追踪最外层盘区域中隐藏的冷气体储层，为它们的化学和运动学打开了一个新的窗口。
2015-08-28 astro-ph.GA
Rotational Desorption of Ice Mantles and Complex Molecules from Suprathermally Rotating Dust Grains around Young Stellar Objects
尘埃颗粒上的冰盖在天体化学中发挥着核心作用。水和复杂的有机分子（COMs）被认为首先在冰幔上形成，随后由于恒星形成活动而释放到气相中。然而，关键的问题是，当颗粒被从$T_{d}\sim 10\rm K$加热到$\gtrsim 100$ K时，冰幔是否能经受住恒星辐射。在本文中，我们首先研究了由年轻恒星（YSO）的强辐射驱动的超高温颗粒旋转对冰幔的影响。我们发现，在水冰和COMs通过热升华脱附之前，整个冰幔可以被离心应力破坏成小碎片。然后，我们研究了由此产生的冰碎片的后果，发现半径为$a \lesssim 10$的微小碎片由于热尖峰而表现出COMs的瞬时释放，而较大的碎片可以以比原始冰粒高得多的速率或相同的速率促进热升华，但$\sim 20-40$ K的温度较低。我们发现，旋转解吸是有效的热芯/corino从内部到外部区域的温度下降到$T_{\rm gas}\sim 40\rm K$和$n_{\rm H}\sim 10^{4}\rm cm^{-3}$。我们讨论了这种机制在各种环境中的COMs和水冰的解吸的影响，包括外流腔壁，光解区，和原行星盘。最后，我们表明，非常大的聚集颗粒可以通过旋转破坏机制，然后通过旋转解吸的冰幔分裂成单独的冰粒。
2020-01-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The negligible photodesorption of methanol ice and the active photon-induced desorption of its irradiation products
甲醇是星际和星周冰幔的常见成分，经常被用作恒星形成区的演化指示剂。在低至10 K的温度下，致密分子云内部的气相甲醇的观测表明，非热冰解吸必须是活跃的。冰光解吸被提出来解释的丰富的气相分子朝向最冷的地区。进行了实验室实验，以调查潜在的光解吸甲醇向最冷的地区。在8 K下沉积固体甲醇，并在从8 K开始的各种温度下进行UV照射。通过红外光谱监测冰的照射，并使用四极质谱检测气相中的分子。使用全氘代甲醇确认结果。在不同的辐照温度下，在质谱中没有观察到甲醇光脱附到气相。我们估计每个入射光子的上限为3x 10 e-5个分子。另一方面，可以清楚地观察到主要光产物的光子诱导解吸。甲醇的可忽略的光解吸可以通过在114 - 180 nm（10.87 - 6.88 eV）范围内的UV光子有效地解离该分子的能力来解释。因此，在没有热解吸的情况下气相甲醇的存在仍然无法解释。另一方面，我们发现CH_4从辐照的甲醇冰中脱附，这在纯CH_4冰辐照实验中没有发现。
2016-05-05 astro-ph.GA astro-ph.IM
Thermal Desorption Kinetics, Binding Energies, and Entrapment of Methyl Mercaptan Ices
本文研究了甲硫醇在不同冰环境中的热脱附动力学、结合能与捕获，发现其结合能相似且能被水冰完全捕获，分子尺寸对含硫有机物的吸附与保留起重要作用。
2025-04-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Low-temperature chemistry induced by cosmic rays: positive and negative ions desorption from nitrile-bearing astrophysical ice analogues
在暗分子云的冷核中，来自外部源的紫外线辐射被强烈衰减，宇宙射线可以在被冰覆盖的颗粒表面上引发化学反应，促进经处理的材料喷射成气相。我们报道了重离子（~（252）Cf裂变碎片）轰击纯CH_3CN、C_2 H_3CN和i-C_3 H_7 CN冰时，模拟宇宙射线入射到冰表面时的正负二次离子发射。使用等离子体解吸质谱（PDMS）技术，通过飞行时间质谱（TOF-MS）分析从每个样品发射的二次离子。几个离子物种进行了鉴定，表明强烈的冷冻表面上的碎片。质子化RCNH+母体分子和（RCN）nH+离子簇证明了质子转移过程对正离子解吸起作用。氰基自由基的高电子亲和力似乎有助于CN-的强发射，以及归因于CHmCN-片段和（RCN）nCN-簇系列的阴离子。溅射和解吸的离子团簇（正和负）诱导重离子轰击建议构成一个新的中性或电离的分子物种可以交付到气相中的热解吸可以忽略不计的路线。
2019-12-27 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.atom-ph
Vacuum ultraviolet photodesorption and photofragmentation of formaldehyde-containing ices
本文用含H $_2$ CO的冰粒的非热脱附解释了在原行星盘和光子支配区观测到的H $_2$ CO气相丰度。光脱附被认为起着关键的作用，但是到目前为止还没有对H $_2$ CO冰的光脱附进行绝对测量，因此在当前的天体物理模型中使用默认值。由于不同分子的光脱附产率不同，因此实验研究H $_2$ CO冰的光脱附是至关重要的。我们测量了纯H $_2$ CO冰、CO冰上的H $_2$ CO（H $_2$ CO/CO）和H $_2$ CO与CO冰的混合物（H $_2$ CO：CO）在真空紫外（VUV）范围（7-13.6~eV）辐照下的绝对波长分辨光解吸产率。从纯的H $_2$ CO冰的光解吸在气相中释放H $_2$ CO，但也释放碎片，例如CO和H $_2$。能量分辨的光解吸光谱，再加上红（IR）和程序升温脱附（TPD）诊断，显示了重要的作用，由光解离，并允许讨论光解吸机制。对于H $_2$ CO在气相中的释放，它们包括电子跃迁诱导解吸（DIET）、通过CO诱导的H $_2$ CO解吸的间接DIET和光化学解吸。我们发现，在不同的天体物理环境中，H $_2$ CO光解吸的平均效率为$\sim 4-10 \times 10^{-4}$分子/光子。H $_2$ CO和CO的光脱附产率和光脱附机制，包括H $_2$ CO的光致碎裂，可以在天体化学代码中实现。光脱附对H $_2$ CO的气/固丰度和从…
2019-05-20 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.chem-ph
On Modelling Sputtering of Interstellar Grain Ices
在星际介质（ISM）中，复杂有机分子（COMs）的形成在很大程度上是由表面反应促进的。然而，在冷的乌云中，由于缺乏热能来克服对晶粒表面的结合能，COM的热解吸是低效的。因此，非热解吸方法是重要的解释气相检测的许多COM主要是在晶粒上形成。在这里，我们提出了一个新的非热解吸过程：宇宙射线溅射的颗粒冰表面的水，二氧化碳，和一个简单的混合冰。我们的模型适用于估计的溅射率的3相速率方程模型鹦鹉螺-1.1，其中这种夹杂物的结果在增强气相丰度的颗粒反应，如甲醇（CH $_{3}$ OH）和甲酸甲酯（HCOOCH $_{3}$）产生的分子。值得注意的是，与其他分子相比，具有有效气相破坏途径的物质在具有溅射的模型中表现出较少的增加。这些模型的结果表明，溅射是一种有效的，非特异性的非热解吸方法，应被视为在未来的化学模型的一个重要因素。
2022-09-06 astro-ph.GA
Temperature-programmed desorption of SO2 from water ice surfaces: Adsorption energy distributions
Sorbonne Université（索邦大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Université de Toulouse（图卢兹大学）
通过程序升温脱附实验和Polanyi-Wigner模型，提取了SO2在水冰基质上的吸附能分布，发现双峰结构，平均结合能为439±41 meV。
2026-06-02 astro-ph.GA
Ice mantles on dust grains: dramatic variation of thickness with grain size
我们计算了尘埃颗粒上的冰质地幔的解吸率作为颗粒和地幔的大小和成分的函数。我们结合现有的模型的宇宙射线（CR）相关的解吸现象与CR运输模型，以准确地计算在黑暗地区的分子云的解吸率。我们表明，不同的解吸机制占主导地位的颗粒不同大小，并在不同地区的云。然后，我们使用这些计算来研究一个简单的模型的地幔的生长，给定的粒度分布。我们发现，适度的变化的解吸速率与粒度导致地幔厚度的强烈依赖于粒度。此外，我们表明，冻结几乎是完全的情况下，外部的UV场，即使当考虑到从CR产生的UV光解吸。即使在$10^4$ ${\rm cm^{-3}}$的气体密度下，对于CR电离率的标准值，在$3\times 10^5$年之后，小于30%的CO保留在气相中。
2021-09-09 astro-ph.GA
Chemical desorption versus energy dissipation: insights from ab-initio molecular dynamics of HCO formation
分子云是银河系中恒星形成的寒冷区域。它们富含相当复杂的分子。这些分子中的许多被认为是在渗透银河系的星际亚微米大小的尘埃颗粒的冰冷表面上合成的。在10 K的温度下，热解吸是无效的，因此，为什么这些分子会在冷气体中被发现，这让天文学家们困惑了多年。当前模型的假设，称为化学解吸，是由在晶粒表面的化学反应释放的分子形成能量被部分吸收的晶粒和剩余的一个原因喷射到气体中的新形成的分子。在这里，我们报告了一个准确的从头算分子动力学模拟，旨在研究的命运的第一个反应的H加成链上CO，CO + H $\rightarrow$ HCO，发生在一个结晶冰表面模型释放的能量。我们表明，约90%的HCO形成能量被注入到第一皮秒的冰，离开HCO的能量含量（10-15 kJ摩尔$^{-1}$）超过一个因素比它的吸附能（30 kJ摩尔$^{-1}$）低两个。因此，在协议与实验室实验中，我们得出结论，化学解吸是无效的这个特定的系统，即H + CO结晶冰。我们怀疑这种行为是相当普遍的，当处理氢键，这是负责的凝聚能的冰地幔和吸附物的相互作用，作为HCO自由基，即使特设的模拟需要得出具体的结论对其他系统。
2020-04-24 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.chem-ph
Cosmic ray sputtering yield of interstellar H2O ice mantles : Ice mantle thickness dependence
存在于致密星际云中的星际颗粒地幔通过吸积和解吸机制如UV、X射线光解吸、宇宙射线诱导溅射、颗粒热涨落和化学反应能释放与气相不断交换。各种解吸机制的相对重要性对于天体物理模型约束这种高密度稠密云区的化学演化是极其重要的。在这项实验工作中，我们研究了溅射产额作为冰地幔厚度的函数，暴露于95 MeV的负离子。离子诱导冰相变和溅射产额分别用红外光谱和质谱同时监测。溅射产率在特征冰层厚度以上是恒定的，并且在该厚度以下开始减小。可以评估对应于该长度的溅射深度的估计。在这些实验中，测得的解吸深度对应于30个冰层。假设溅射分子的体积为有效的圆柱形，纵横比接近于1;在半无限冰膜的情况下，这个比率是圆柱体的直径与高度之比。这一结果表明，大多数喷射分子来自一个相当紧凑的体积。测得的无限厚的水冰地幔溅射产额的离子电子阻止本领（Se）的平方的规模。我们预期解吸深度依赖性随Se^a而变化，其中a=0.5。天体物理模型应考虑到这些冰地幔的厚度依赖性约束的界面区域时，冰接近其灭绝阈值。在非常密集的云区，大多数水冰地幔对于大部分宇宙射线来说都超过了这个极限。
2018-10-12 astro-ph.GA
Testing various assumptions for radiolysis, non-diffusive chemistry, and chemical desorption in cold cores
Laboratoire d’astrophysique de Bordeaux, Univ. Bordeaux, CNRS（波尔多天体物理学实验室，波尔多大学，法国国家科学研究中心）；School of Astronomy & Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）
研究星际气体和尘埃化学，通过在天体化学模型鹦鹉螺中添加辐射分解、非扩散化学和化学解吸机制并测试，比较预测与观测结果，发现各机制对气相和冰物种有不同影响，标准模型在气相丰度方面表现最佳，强调需更多实验约束相关效率。
2026-07-27 astro-ph.GA
Characterization of acetonitrile ice irradiated by X-rays employing the PROCODA code: II. Desorption processes
Universidade Tecnológica Federal do Paraná（巴西联邦技术大学巴拉那州分校）；Universidade do Vale do Paraíba（帕拉伊巴河谷大学）
本研究利用PROCODA代码分析X射线辐照乙腈冰的解吸过程，发现化学平衡时母体分子乙腈主导总解吸柱密度（占98%），并给出各物种的内在解吸速率，为天体化学模型和射电观测提供约束。
2023-10-26 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Non-thermal desorption of complex organic molecules: Cosmic-ray sputtering of CH3OH embedded in CO2 ice
甲醇冰嵌入在稠密分子云中的星际冰幔中。我们的目标是测量溅射效率从不同的冰地幔的不同组成的实验，以评估其对天体化学模型的潜在影响。复杂的有机分子的溅射产率是特别感兴趣的，因为很少有机制是足够有效的，以诱导一个显着的反馈到气相。我们照射甲醇和二氧化碳冰混合物的不同比例的快速重离子在电子溅射制度。我们用质谱仪监测了红外光谱的演变和释放到气相中的物质。甲醇和13 C-甲醇同位素用于消除测量的辐照产物的任何模糊性。嵌入在二氧化碳冰中的甲醇的溅射是导致气相中的完整甲醇喷射的有效过程。我们确定，当甲醇嵌入在暴露于宇宙射线的富含二氧化碳的地幔中时，相当大的一部分被溅射为完整的分子。溅射分数如下的冰地幔的时间依赖性的散装组合物，后者随着时间的推移，由于放射性裂解引起的演变的散装。如果甲醇是嵌入在二氧化碳冰矩阵，作为分析的光谱形状的CO2弯曲模式观测在某些视线建议，整体甲醇溅射产率高于如果嵌入在水冰地幔。溅射增加的倍数接近主导冰基质溅射产率，与水冰相比，纯二氧化碳冰的溅射产率约高出六倍。这些实验进一步限制了宇宙射线诱导的冰地幔溅射机制在星际固相中复杂有机分子的气相释放中的重要作用。
2020-01-14 astro-ph.GA
Thermal desorption of astrophysical relevant ice mixtures of acetaldehyde and acetonitrile from olivine dust
毫米和厘米观测发现越来越多的星际复杂有机分子（iCOM）在各种各样的恒星形成的网站，从最早的阶段，恒星形成的原行星盘和彗星。在这种情况下，关键是要了解iCOM和晶粒表面之间的固相相互作用如何影响热解吸过程，因此，在气相中的分子物种的存在。在实验室中，可以模拟热脱附过程，导出重要参数，如脱附温度和能量。我们报告新的实验室结果的程序升温脱附（TPD）从橄榄石尘埃的天体物理相关的冰混合物的水，乙腈，和乙醛。我们发现，在颗粒存在下，只有一部分乙醛和乙腈分别在约100 K和120 K下脱附，而40%的分子被100 μm量级的蓬松颗粒保留到190-210 K。与所有分子在温度高于100 K的区域中解吸的典型假设相反，该结果意味着约40%的分子可以在颗粒上存活，从而使挥发物向温度高达200 K的区域输送，并使原行星盘中雪线的位置向内移动。这些研究为解释观测数据提供了必要的支持，并可能有助于我们理解iCOMs的形成，提供了在不同温度下释放的分子分数的估计。
2021-04-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
H2CO in the Horsehead PDR: Photo-desorption of dust grain ice mantles
目的：首次研究了晶粒表面化学在马头光解离区（PDR）中的作用。研究方法：我们在马头星云中对朝向PDR及其相关致密核的几条H2 CO旋转线进行了深入观测，那里的尘埃是冷的（$\Td \simeq 20-30$ K）。我们用218.2 GHz的p-H2 CO $~3_{03}-2_{02}$谱线图（12”角分辨率）补充了这些观测结果。我们确定的H2 CO丰度使用一个详细的辐射转移分析，并比较这些结果与PDR模型，包括纯气相化学或气相和粮食表面化学。结果：PDR和致密核中H-核的H2 CO丰度（$\simeq 2-3 \times 10^{-10}$）相似。在致密的核心纯气相化学模型再现所观察到的H2 CO丰度。因此，表面过程并没有显着贡献的气相H2 CO丰度的核心。相比之下，在PDR中需要在尘埃颗粒表面形成H2 CO并随后光解吸到气相中来解释所观察到的气相H2 CO丰度，因为气相化学本身并不能产生足够的H2 CO。不同的生成路线的归属通过不同的测量的H2 CO的邻-对位比来加强：致密核显示平衡值（$\sim3$），而PDR显示非平衡值（$\sim2$）。结论：H2 CO冰的光脱附是将大量气相H2 CO释放到马头PDR中的有效机制。
2011-09-02 astro-ph.GA
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
Efficiency of non-thermal desorptions in cold-core conditions. Testing the sputtering of grain mantles induced by cosmic rays
在致密核心的寒冷条件下，气相分子和原子从气相耗尽到星际颗粒的表面。考虑到这些核心内的时间尺度和物理条件，这些分子的一部分必须被带回气相，以解释毫米望远镜对它们的观测。我们测试了模型中通常包含的不同机制的各自效率。我们还测试了在电子阻止本领范围内，通过与宇宙射线碰撞溅射冰粒地幔。当其他过程已经存在时，宇宙射线引起的冰溅射已经被添加到鹦鹉螺气体颗粒模型中。这些过程中的每一个都在由TMC 1冷芯观测确定的1D物理结构上进行了测试。由此产生的1D化学结构进行了比较，在这些核心中观察到的甲醇气相丰度。我们发现所有物种对非热脱附机制的敏感性并不相同，并且敏感性还取决于物理条件。因此，必须包括所有这些。对于H密度小于$4\times 10^4$ ~cm $^{-3}$的观测，化学解吸似乎是必不可少的，而溅射则是必不可少的。然而，这些模型系统地低于所观察到的甲醇丰度。更有效的化学解吸和更有效的溅射可以更好地再现观察结果。总之，宇宙射线碰撞造成的冰的溅射可能是冷核中高密度（在这里研究的条件下只有几个$10^4$ ~cm $^{-3}$）下最有效的解吸机制，而在较小的密度下仍然需要化学解吸。需要对这两种机制进行更多的工作，以评估它们对主要冰成分的效率。
2021-06-16 astro-ph.GA
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
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
Accretion and photodesorption of CO ice as a function of the incident angle of deposition
近年来，星间和星周冰幔对尘埃颗粒的非热解吸，特别是紫外光子诱导的解吸越来越重要。这些过程可能解释了观测到的像CO这样的分子在冷星际云中的气相丰度。气体分子从各个方向和入射角撞击尘埃，导致冰幔生长。然而，沉积的入射角对冰的光脱附速率的影响还没有研究。本文研究了CO气体分子与冷表面的入射角对CO冰层的吸积和光脱附速率的影响。红外光谱监测CO冰沉积后，在不同的角度，紫外线照射，和随后的热身。紫外分光光度计和镍网测量紫外灯的发射。在辐射或升温过程中从冰喷射到气体中的分子由四极质谱仪表征。在11 K和不同入射角下，CO冰的光脱附速率在0 ~ 45 $^{\circ}$之间相当稳定。CO光解吸速率的最大值出现在70 $^{\circ}$ -入射沉积角附近。相同的沉积角度导致水冰的最大表面积。虽然这项研究的表面积不能进行CO冰，类似的角度依赖的光解吸和冰的表面积表明，它们是密切相关的。CO冰的热脱附实验提供了进一步的证据，CO冰的形态依赖于沉积角。
2019-05-07 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Photoprocessing of formamide ice: route towards prebiotic chemistry in space
目标。甲酰胺（HCONH 2）是最简单的含有肽键的分子，首先在Orion-KL和SgrB 2的气相中检测到。近年来，人们在热科里诺斯等高温区域观察到了这种现象，在那里，热脱附是导致冷冻地幔升华为气相的原因。对观测结果的解释可得益于在实验室收集的信息，因为在实验室可以模拟热解吸过程，并在模拟的空间条件下研究甲酰胺，如紫外线照射。方法.在这里，两个实验室分析报告：我们研究了甲酰胺光稳定性在紫外线照射下，当它被吸附的空间相关的矿物在63 K和真空制度。我们还研究了程序升温脱附纯甲酰胺冰的存在下，二氧化钛粉尘之前和之后的紫外线照射。结果通过这些分析，紫外光降解的影响和甲酰胺和不同矿物之间的相互作用进行了比较。我们发现，硅酸盐，无论是水合物和脱水物，提供了更高水平的保护分子的紫外光降解比矿物氧化物。纯甲酰胺的脱附温度为220 K。当甲酰胺从TiO 2颗粒表面脱附时，脱附温度升高到250 K。结论.通过这里概述的实验，可以跟踪甲酰胺及其碎片的解吸，模拟恒星形成区和热科里诺的解吸过程，并限制参数，如甲酰胺及其碎片的热解吸温度和所涉及的结合能。我们的研究结果为观测数据提供了支持，并提高了我们对颗粒表面在丰富空间化学中的作用的理解。
2020-03-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
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
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。
2024-06-20 astro-ph.GA physics.chem-ph
Cosmic ray sputtering yield of interstellar ice mantles: CO and CO2 ice thickness dependence
宇宙线诱导溅射是天体物理环境中重要的脱附机制之一。在高密度区域观察到的化学演变，从稠密的云到原行星盘，以及凝聚在尘埃颗粒上的物质的释放，是解释观测和模型时需要考虑的一个关键参数。这项研究是一个正在进行的系统的实验确定的参数，在天体物理学宇宙射线溅射考虑的一部分。正如已经做的水冰，我们研究了溅射产率作为冰地幔厚度的函数的两个下一个最丰富的物种的冰地幔，一氧化碳和二氧化碳，这是暴露在几个离子束探索与沉积的能量的依赖。这些冰溅射产率是恒定的厚膜。当达到撞击离子溅射脱附深度时，对于薄的冰膜，它迅速减小。在溅射过程的天体物理学建模中，可以实施冰幔厚度依赖性约束，特别是在低视反射率下接近冰幔形成的开始。
2021-02-08 astro-ph.GA
Evolution of Dust and Water Ice in Cometary Comae by Radiative Torques
彗星提供了有关太阳系形成环境的物理和化学性质的独特信息。了解彗星尘埃和冰在太阳光作用下如何演化，对于约束彗星活动的原子核结构和触发机制至关重要。在本文中，我们首先研究了尘埃颗粒的旋转破裂的彗星核的放气由辐射扭矩（RAT）。我们发现，复合材料晶粒可以迅速破碎成小碎片的辐射扭矩破坏（RATD）机制。然后，我们研究了旋转解吸的冰粒的RAT，发现冰粒可以从大日心距离解吸，超出水的升华半径在$R_{\rm sub}(\H_{2}Ø)\sim 3\AU$。我们还计算了由于旋转解吸而产生的水蒸气的产生率与彗星的日心距离的关系。我们的结果可以解释尘埃性质的变化和经常观察到的彗星的小颗粒的存在。最后，我们认为，遥远的彗星的活动可能是由旋转的颗粒和水冰粒在大日心距离的解吸破坏。
2020-08-16 astro-ph.EP astro-ph.GA
Flux and fluence effects on the Vacuum-UV photodesorption and photoprocessing of CO$_2$ ices
本研究利用同步辐射VUV光，比较不同光子通量下CO$_2$冰的光解吸截面，发现CO和O$_2$解吸与表面化学相关且依赖通量，而CO$_2$解吸与体相化学相关且与通量无关，支持DIET机制。
2024-06-25 astro-ph.GA physics.chem-ph
Non-thermal desorption of complex organic molecules
复杂的有机分子（COM）在气相中在低温下的致密相的ISM表明，非热解吸机制在工作，因为否则，COM应该在短时间内冷凝到尘埃颗粒。真空紫外光解吸已被证明是复杂的有机分子，如甲醇，效率低得多，因为大多数光产物喷出。诱导的光解与光解吸大COM竞争，大大降低了效率解吸完整的分子。我们调查复杂的有机分子的溅射效率，观察到无论是在星际致密云的冰地幔直接通过红外光谱（CH 3OH），或在气相中观察到的毫米望远镜（CH 3COOCH 3），并可以从星际颗粒表面释放。我们辐照冰膜含有复杂的有机分子（甲醇和乙酸甲酯）和水与快速重离子在电子溅射制度。我们监测的红外光谱的膜，以及释放到气相中的物质与质谱仪。我们证明，当甲醇或乙酸甲酯嵌入在水冰地幔暴露于宇宙射线，很大一部分是溅射作为一个完整的分子，溅射产量接近的主要水冰矩阵。对于更易挥发的冰基质，如嵌入一氧化碳中的冰基质，情况更是如此。宇宙射线穿透到稠密的云层深处，提供了一种有效的机制来解吸复杂的有机分子。相比真空紫外光子诱导的相互作用的宇宙射线，很大一部分解吸为完整的分子与相应的比例随时间变化的大块组成的冰地幔，后者随着时间的变化作为一个函数的注量由于辐解的散装。
2019-07-15 astro-ph.GA
Laboratory-based sticking coefficients for ices on a variety of small grains analogs
由气体-颗粒化学产生的冰和气体的丰度和分配受颗粒上的吸附和解吸的支配。了解天体物理观测依赖于实验室测量的吸附和解吸率的尘埃颗粒类似物。在平坦表面上，已发现大多数气体的气体吸附概率（或粘附系数）接近于1。在这里，我们报告了H2O和CO2在更类似于宇宙尘埃的基质上的粘附系数的强烈下降，例如碳和橄榄石的亚微米级颗粒，裸露或覆盖着冰。这种效应是由颗粒的局部曲率引起的，然后扩展到由聚集的小颗粒组成的较大颗粒，例如在更演化的介质（例如拱星盘）中的蓬松或多孔尘埃。主要的天体物理学意义是，气体的吸积速率相应地降低，减缓了宇宙冰的生长。此外，在其冻结温度下未吸附在颗粒上的挥发性物质将属于气相，这将影响气冰分区。我们还发现，热脱附的H2O是不修改的晶粒尺寸，因此雪线温度应该是独立的粉尘粒度分布。
2021-02-19 astro-ph.GA astro-ph.IM
Cold Water Vapor in the Barnard 5 Molecular Cloud
经过30多年的研究，低温下气体-颗粒相互作用的性质仍然是天体化学中尚未解决的问题。水冰是在冷分子云中发现的主要冰，然而，只有一个区域检测到冷（~10 K）水蒸气- L1544。本研究旨在通过扩大样本来阐明冷云条件下冰的解吸机制。甲醇在乌云中的聚集分布证明了短暂的解吸过程在起作用--可能也会破坏水冰地幔。因此，使用Herschel HIFI仪器在突出甲醇排放峰的小样本中寻找冷水。我们报告的基态跃迁o-H2O（J = 1_10 - 1_01）在556.9360 GHz的两个位置在冷分子云巴纳德5检测。甲醇和水煤气的相对丰度支持解吸机制，破坏外冰地幔层，而不是造成完全的地幔去除。
2014-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Infrared photoprocessing of porous amorphous solid water with a free electron laser
Radboud University（拉德堡德大学）；Aarhus University（奥胡斯大学）；Deutsches Elektronen-Synchrotron (DESY)（德国电子同步加速器研究所）
本研究利用HFML-FELIX实验室的红外自由电子激光，通过42次辐照实验探究多孔非晶固体水的重构与脱附规律，发现二者为独立过程，为相关天体物理研究提供了依据。
2026-08-27 astro-ph.GA
Ice as a Photochemical Shield: Adsorption Energetics and Spectroscopic Modulation of Interstellar Thiocyanates HCSCN and HCSCCH in TMC-1
Department of Chemistry, Indian Institute of Space Science and Technology（印度空间科学与技术学院化学系）；Department of Physics and Astrophysics, University of Delhi（德里大学物理与天体物理学系）
研究通过计算分析HCSCN和HCSCCH在固态水上的吸附能学，揭示其在星际硫库存中的行为，发现其在冰中存在复杂的吸附环境及光谱调制效应。
2026-04-25 astro-ph.GA physics.chem-ph physics.comp-ph
Effect of binding energies on the encounter desorption
星际冰成分的丰度通常是相对于水冰来表示的，因为在密度较高的区域，星际颗粒表面的很大一部分会被水冰覆盖。星际物质的结合能（BE）或吸附能调节星际颗粒地幔的化学复杂性。由于水冰的高丰度，表面物种与水的BE通常被提供并广泛用于天体化学模拟。然而，在星际介质中密度更大、温度更低的部分，氢分子会覆盖住部分颗粒地幔。即使在约10 K，也只有少数原子和具有较低吸附能的简单分子可以迁移通过表面。表面物种与H2基质的BE将与水基质的BE非常不同。然而，缺乏关于这些差异的充分信息。在这里，我们采用量子化学计算提供了95星际物种与H2衬底的BE。这些是物质到颗粒表面上的H2覆盖层的BE的代表。平均而言，我们注意到，与H2单体底物的BE几乎是10倍低于这些物种的BE较早报道的H2 O c-四聚体配置。引入了H和H2的相遇解吸（ED（H，H2）=45 K和ED（H2，H2）=23 K），以现实地估计较冷和较密区域中表面物种的丰度。量子化学计算结果表明，H_2的吸附能比H的吸附能高（ED（H，H_2）= 23 - 25 K和ED（H_2，H_2）=67 - 79 K）。我们进一步实现了一个天体化学模型来研究相遇解吸的影响与目前的现实估计。的N原子的遭遇解吸（计算产生ED（N，H2）=83 K）被引入到研究其夹杂物的差异。
2021-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Diffusion activation energy and desorption activation energy for astrochemically relevant species on water ice show no clear relation
尘埃颗粒表面吸附分子的脱附活化能（Edes）和表面扩散活化能（Esd）是表征星际介质化学性质的两个重要参数。虽然Edes经常通过实验室实验测量，但Esd的测量很少。由于缺乏数据，天体化学模型通常假设一个简单的标度关系，Esd = fEdes，其中f是一个常数，与吸附的物种无关。在这里，我们用超高真空透射电子显微镜（UHV-TEM）在水冰表面上实验测量CH 4，H2S，OCS，CH 3OH和CH 3CN的ESD。编译测得的Esd值和Edes值从文献中，我们发现，f的值范围从~0.2到~0.7，这取决于物种。除非大多数物种的f（或Esd）可用，否则天体化学模型的一种自然替代方法是运行多个模拟，随机改变每个物种的f。在这种方法中，由多个模拟预测的分子丰度的范围，而不是由每个模拟预测的丰度，是重要的。我们在这里运行了10，000个分子云和原恒星包层的天体化学模型的模拟，为每个物种随机分配一个f值。在前一种情况下，我们确定了几个关键物种的ESD最强烈地影响模型预测的不确定性，这些物种的ESD应在未来的实验室和量子化学研究中进行调查。在后一种情况下，许多物种的ESD的不确定性导致模型预测的不确定性。
2022-06-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
CO desorption from interstellar icy grains induced by IR excitation of superhydrogenated PAHs
Aarhus University（奥胡斯大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Radboud University（拉德堡德大学）
研究通过红外辐射激发超氢化PAHs诱导CO脱附，揭示了碳质颗粒在星际云中可能对挥发性物质脱附的关键作用。
2025-10-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effect of grain size distribution and size-dependent grain heating on molecular abundances in starless and pre-stellar cores
我们提出了一个新的气体-颗粒化学模型来限制颗粒尺寸分布对无星核和星前核中分子丰度的影响。我们同时引入宇宙射线（CR）诱导的解吸效率和晶粒平衡温度的晶粒尺寸的依赖性。我们对一组谷物种群的冰丰度进行了明确的跟踪。我们发现，依赖于大小的CR解吸效率影响冰丰度在一个高度非平凡的方式，取决于分子。起源于气相的物种遵循一个简单的模式，即最小颗粒上的冰丰度最高（分布中最丰富）。一些分子，如HCN，在整个时间演化过程中反而集中在大晶粒上，而其他分子（如$\rm N_2$）最初集中在大晶粒上，但由于解吸和氢化之间的晶粒尺寸依赖性竞争，在后期集中在小晶粒上。大多数水冰位于高密度和中等密度的小颗粒上（$n({\rm H_2}) \gtrsim 10^6 \, \rm cm^{-3}$），其中相对于总水冰储层，水冰分数可以低至大颗粒（> 0.1 $μ$ m）上的$\sim 10^{-3}$。允许晶粒的平衡温度随晶粒尺寸的变化引起强烈的变化，在相对冰丰度在低密度条件下，星际辐射场，特别是其紫外线分量不衰减。我们的研究不仅意味着在无星核阶段之前冰的初始形成，而且还意味着在进入原恒星阶段的颗粒群上的相对冰丰度。特别是，如果最小的颗粒可以失去他们的地幔，由于颗粒颗粒碰撞的核心是崩溃，冰的组成在开始的原恒星阶段可能是非常不同的，在崩溃前的阶段。
2020-06-17 astro-ph.GA
Surface chemistry in photodissociation regions
尘埃的存在会强烈影响星际介质的化学成分。我们使用气相和尘埃相化学反应在光解区域（PDR）的化学模型。我们的目标是确定星际介质（气体/尘埃/冰）的化学成分，在不同的（分子）气体密度的区域，暴露于不同强度的辐射场。我们通过包括3050个新的气相化学反应和实施表面化学来显着改进Meijerink PDR代码。特别是，我们已经包括了117个化学反应发生在颗粒表面覆盖不同的过程，如吸附，热脱附，化学脱附，两体反应，光的过程，和宇宙射线过程的尘埃颗粒。我们得到了不同的气体和固体物种的丰度作为视觉消光的函数，这取决于密度和辐射场。我们还分析了在不同的环境中的CO2和H2O冰的形成率。此外，我们研究了化学是如何影响的存在/不存在的冰地幔（裸尘或冰尘）和考虑不同的解吸概率的影响。基质的类型（裸尘或冰尘）和解吸的可能性可以显着改变发生在晶粒表面上的化学，导致气相物种，如CO，H2CO和CH3OH的丰度的几个数量级的差异。基质的类型以及辐射场的密度和强度也决定了CO2和H2O形成冰的阈值消光。我们还得出结论，H2CO和CH3OH主要释放到气相中的低，远紫外线照射的PDR通过化学解吸后两体表面反应，而不是通过光解吸。
2016-04-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
