AKARI Near-Infrared Spectroscopic Observations of Interstellar Ices in Edge-on Starburst Galaxy NGC253
本文给出了利用AKARI上的红外照相机获得的边缘星暴星系NGC 253的空间分辨近红外（2.5-5.0 μ m）光谱。在星系中心附近，我们清楚地探测到星际冰的吸收特征（H_2O：3.05 μ m，CO_2：4.27 μ m，XCN：4.62 μ m）和多环芳烃（PAHs）的发射特征（3.29 μ m）以及氢复合线Br α（4.05 μ m）。我们发现冰的分布不同于PAH和气体的分布。计算了冰柱密度，并导出了N（CO_2）/N（H_2O）= 0.17 +-0.05的丰度比。它们与我们银河系中大质量年轻恒星周围获得的结果相似（0.17 ± 0.03），尽管在NGC 253中心附近预计有更强的星际辐射场和更高的尘埃温度。
2011-02-23 astro-ph.GA
Binding energies of interstellar molecules on crystalline and amorphous models of water ice by ab-initio calculations
在星际介质（ISM）的密度更大、温度更低（$\leq$ 20 K）的区域，近红外观测揭示了亚微米大小的尘埃颗粒的存在，这些尘埃颗粒被几层H \textsubscript{2} O为主的冰覆盖，并因其他挥发性物质的存在而变脏。一个分子是处于气相还是固相取决于它在冰面上的结合能（BE）。因此，BEs是天体化学模型的关键参数，旨在重现所观察到的ISM化学演化。一般来说，边界元可以从实验技术或理论计算中推断出来。在这项工作中，我们提出了一个可靠的计算方法来评估一个大的天体化学相关的物种集（21）的BE。我们考虑了不同的周期性表面模型的结晶和非晶性质来模仿星际水冰地幔。这两种模型都确保氢键协同性充分考虑到与小冰团模型的差异。采用B3 LYP-D3和M06-2X泛函的密度泛函理论预测了物种/冰的结构和它们的BE。正如从冰表面的复杂性所预期的那样，我们发现每个分子可以经历多个BE值，这取决于它在冰表面的结构和位置。我们的计算数据与文献数据的比较表明，在某些情况下，在其他（大）的差异协议。我们讨论了一些天体物理学的影响，显示计算BE的重要性，使用更现实的星际冰表面有可靠的值列入天体化学模型。
2020-09-21 astro-ph.GA
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
Changes in the morphology of interstellar ice analogues after hydrogen atom exposure
水冰在星际介质中的形态仍然是一个悬而未决的问题。虽然气态水的吸积可能不是所观察到的覆盖在冷分子云中的尘埃颗粒上的冰幔的唯一可能来源，但众所周知，在保持在10 K的表面上从气相吸积的水形成了具有非常高孔隙率的冰膜。我们还知道，在乌云中，H2的形成发生在尘埃颗粒的冰冷表面上，当吸附的原子反应形成H2时释放的部分能量（4.48 eV）沉积在冰中。在目前的工作中所描述的实验研究的重点是如何从原子氢暴露和随后的重组冰形态的相关变化的结果。使用程序升温脱附（TPD）技术和TPD谱反演分析的方法，我们表明，有一个指数下降的孔隙度的无定形水冰样品后D-原子照射。这种减少与冰的厚度成反比，其值为Phi_0 = 2 x 10^16 D原子/cm ^2/H2O层。我们还使用了一个模型，该模型证实了多孔冰上的结合位点被破坏，而不管它们的能量深度如何，并且孔隙率的减少实际上对应于有效面积的减少。这种减少似乎是兼容的D2形成能量转移到多孔冰网络的分数。在星际条件下，这种效应可能是有效的，并且与其他压实过程一起，提供了一个很好的论据来相信星际冰是无定形和无孔的。
2011-03-21 astro-ph.GA
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
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。
2011-06-03 astro-ph.GA
The Effects of Grain Size and Temperature Distributions on the Formation of Interstellar Ice Mantles
星际气体颗粒化学的计算模型历来采用0.1微米的单个尘埃颗粒尺寸，假设其代表了星际介质中存在的尺寸分布。在这里，我们调查的影响广泛的粒度分布的化学尘埃颗粒表面和随后建立的分子冰颗粒上，使用三相气体颗粒化学模型的一个静止的暗云。我们包括一个明确的治疗的晶粒温度，由云的视觉消光和每个人的粒度人口的大小。我们发现，温度差起着重要的作用，在确定整个粒度分布的总散装冰组成，而大小人口之间的几何差异的影响出现边际。我们还考虑了从弥漫云到黑暗云的坍缩，使尘埃温度下降。在最初的扩散条件下，小颗粒太温暖，以促进粮食地幔建设，与大多数冰形成的中型颗粒。随着坍缩的进行，数量更多的最小的颗粒冷却下来，成为主要的冰载体;大量的小颗粒意味着这些冰分布在许多颗粒上，每个颗粒可能不超过40个单层冰（假设一个颗粒大小为几百个）。这种效应对于恒星形成的热核阶段冰的后续处理和解吸可能是重要的，使相当大比例的冰暴露于气相，增加了冰表面化学和表面气体相互作用的重要性。
2015-12-21 astro-ph.GA
Optical constants of Ih, Ic, and amorphous H$_2$O ices in the THz and IR ranges
Prokhorov General Physics Institute of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院普尔科沃普通物理研究所）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Federal Institute of Education, Science and Technology of Rio de Janeiro (IFRJ)（里约热内卢联邦教育、科学和技术学院）
通过实验测量和文献数据融合，利用多洛伦兹模型推导了 Ih、Ic 和非晶 H$_2$O 冰在 0.3-120 THz 范围内的光学常数，揭示了所有冰相在 1.8 THz 附近的共同宽峰，并指出基于外推的尘埃不透明度计算存在偏差。
2026-06-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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。
2018-07-25 astro-ph.GA
Atom addition reactions in interstellar ice analogues
本文综述了基于实验室的星际冰化学研究的最新进展。重点是原子加成反应，说明水，二氧化碳和甲醇如何在天文学相关的温度下形成固态，以及更复杂的物种的形成，如羟胺，一种重要的益生元分子，和乙醇醛，最小的糖，进行了讨论。这些反应在恒星和行星形成的黑暗时代特别相关，即，当紫外线的作用受到限制时。只有通过专门的实验室研究才有可能对这些过程进行定量表征，即，在大量参数如温度、原子通量和冰形态的完全控制下。由此产生的数字，物理和化学常数，例如，势垒高度、反应速率和分支比提供了关于分子作用过程的信息，是天体化学模型所需的输入，以便将实验室环境的典型时间尺度与理解星际介质演化阶段所需的时间尺度联系起来。详细的实验以及天体化学的影响的结果进行了讨论。
2015-07-09 astro-ph.GA
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
Modeling of subsurface ice mantle on interstellar dust grains with astrochemical code ALCHEMIC (research note)
星际间的冰是一层层的分子沉积在上面！Ne尘埃颗粒在黑暗和密集的分子云核心。在一些天体化学模型中考虑了地下冰，这些模型表明地下冰可能非常重要。这项工作的目的是介绍一个既定的地下冰的描述到国家的最先进的天体化学模型ALCHEMIC。该模型由海德堡天体化学小组开发。其结果是星际分子云研究的最新模型，可能应用于原行星盘。
2013-08-23 astro-ph.GA astro-ph.IM
Synthesis of urea on the surface of interstellar water ice clusters. A quantum chemical study
本研究利用18水分子冰团簇模型和量子化学计算，揭示星际冰面上 HNCO 与 NH$_3$ 经自由基偶联近乎无能垒形成尿素的有利机制。
2023-11-02 astro-ph.GA
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。
2013-01-14 astro-ph.GA
Enhanced formation of interstellar complex organic molecules on carbon monoxide ice
本研究通过天体化学模型发现，CO冰表面覆盖率升高会增强特定含氧复杂有机分子的形成，该效应受温度和宇宙射线电离率影响，对JWST星际冰观测具有重要参考价值。
2024-05-31 astro-ph.GA
UV irradiation of ethanol-containing interstellar ice analogs: Photostability in CH3CH2OH:CO mixtures
Leiden University（莱顿大学）；University of Aarhus（奥胡斯大学）
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。
2025-10-31 astro-ph.GA
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%。
2014-03-19 astro-ph.GA
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。
2023-06-14 astro-ph.GA
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。
2022-02-23 astro-ph.GA
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。
2023-07-09 astro-ph.GA
Broadband spectroscopy of astrophysical ice analogues: IV. Optical constants of N$_2$ ice in the terahertz and mid-infrared ranges
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）；Aix Marseille Univ, CNRS, CNES, LAM（艾克斯-马赛大学）；Prokhorov General Physics Institute of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院普罗霍洛夫普通物理研究所）；Federal Institute of Education, Science and Technology of Rio de Janeiro (IFRJ)（里约热内卢联邦教育、科学与技术学院）；University of Stuttgart（斯图加特大学）；University of Perugia（佩鲁贾大学）
本文通过太赫兹脉冲光谱和傅里叶变换红外光谱技术测量N₂冰的光学性质，并结合DFT计算，提供了太赫兹-中红外范围的完整光学常数数据，对行星盘演化和行星形成研究有重要意义。
2026-01-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Formation of carbonyl sulfide (OCS) via SH radicals in interstellar CO-rich ice under dense cloud conditions
本研究通过超高真空实验证明在稠密云条件下，CO与SH自由基经HSCO中间体可高效生成星际OCS冰，且该路径在H2S高度稀释时仍有效，为星际OCS形成提供了新机制。
2024-08-07 astro-ph.GA
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。
2025-06-10 astro-ph.GA
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。
2025-09-23 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
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。
2021-07-20 astro-ph.GA astro-ph.IM
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。
2022-04-03 astro-ph.GA
Cosmic-ray induced diffusion in interstellar ices
宇宙射线能够加热星际尘埃颗粒。这可能会增强聚集在暗云核心颗粒上的冰质地幔中的分子流动性。采用三相天体化学模型研究了星际冰中的分子运动。具体而言，扩散通过冰之间的地下地幔和外表面的孔隙，由全谷物加热的帮助下，被认为是。结果发现，孔可以作为一个有效的传输路径轻物种。化学自由基从地幔向外表面的扩散是最有效的。这些物质在地幔中的积累是由于宇宙射线诱导的光子的光解作用。氢在暖冰内的更快扩散增强了孔隙表面上的自由基的氢化。整个晶粒加热引起的径向扩散在冰的总体结果是较高丰度的冰物种，其合成涉及光自由基。以这种方式合成的稳定物质的例子包括复杂的有机分子、OCS、H2O2和氰基丙炔。
2014-09-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Organic chemistry in the H2-bearing, CO-rich interstellar ice layer at temperatures relevant to dense cloud interiors
本研究通过在4-15 K下用2 keV电子辐照CO:15N2:H2冰样品，发现富CO星际冰层中困住的H2分子在能量处理下能生成甲醛、乙烯酮等复杂有机分子，为ISM最冷区域的COMs形成提供了额外贡献。
2024-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
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。
2020-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Glycolaldehyde formation mediated by interstellar amorphous ice: a computational study
乙醇醛（HOCH 2CHO）是在星际介质（ISM）中检测到的最直接的糖，并参与生命基本分子的形成途径，如核糖及其衍生物。虽然在ISM的几个区域检测到，但其形成途径仍有争议，其丰度不能仅通过气相反应来解释。本工作探索了乙醇醛气相生成的新机制，并比较了相同途径在无定形冰表面上的能垒降低情况。该机制的第一步涉及甲醛（H2 CO）和甲酰基自由基（HCO）之间形成碳-碳键，能垒为27 kJ mol-1（气相）。第二步由无势垒氢加成组成。在周期性边界条件下的密度泛函计算研究了该反应路径在10个不同的无定形冰表面通过一个Eley-Rideal型机制。结果发现，能量屏障平均减少49%，在某些情况下甚至减少100%。乙醇醛的吸附能计算表明，它可以迅速解吸到气相中形成后。因此，这项工作有助于解释检测到的乙醇醛的相对丰度，并为研究星际冰粒中复杂有机分子（COMs）的形成途径开辟了一个新的方法框架。
2023-02-03 astro-ph.GA
A sensitivity analysis of interstellar ice chemistry in astrochemical models
Leiden University（莱顿大学）；Radboud University（拉德堡德大学）；University of Bonn（波恩大学）；University College London（伦敦大学学院）
本文通过敏感性分析揭示了星际冰化学中扩散能垒对冰物种丰度的关键影响，旨在提高星化学模型的准确性以更好地解释观测结果。
2025-12-09 astro-ph.GA
Ab initio Calculation of Binding Energies of Interstellar Sulphur-Containing Species on Crystalline Water Ice Models
星际介质（ISM）中存在不同的环境，这取决于密度、温度和化学成分。其中，分子云通常被称为恒星的摇篮，是相对于空间化学多样性和复杂性的典范环境。事实上，在那里，无线电到远红外观测揭示了气相中存在几种分子，而近红外光谱检测到存在亚微米大小的尘埃颗粒，这些尘埃颗粒被以水为主的冰盖覆盖。气相物质与水冰表面之间的相互作用通过结合能（BE）来测量，结合能是天体化学建模中的一个关键参数。在这项工作中，一组含硫物种的水冰地幔的BE已被计算采用周期性从头计算方法使用的结晶表面模型。采用密度泛函理论（DFT）的B3 LYP-D3（BJ）方法对配合物的结构和能量进行了预测。在CCSD（T）水平上采用ONIOM方法对DFT边界元进行了精化，得到了很好的相关性。我们表明，几何优化与计算成本较低的HF-3c方法，其次是单点能量计算在DFT计算的BE是一个合适的成本-有效的配方，以达到与在全DFT级计算的BE值相同质量的BE值。最后，计算数据与现有文献数据进行了比较。
2021-10-12 astro-ph.GA
Mapping Interstellar Ice Inventory toward Class 0 Protostars in Star-forming Region Orion A with JWST Data
Ural Federal University（乌拉尔联邦大学）；Institute of Astronomy of the Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院天文研究所）；Institute of Natural Sciences and Mathematics, Ural Federal University（乌拉尔联邦大学自然科学与数学研究所）；Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台）
利用JWST高分辨率光谱数据，首次以~100 AU分辨率绘制了猎户座A中六个Class 0原恒星周围关键冰物种的像素级吸收图，揭示了冰丰度和分布的显著变化，并表明冰主要形成于前恒星阶段。
2026-06-08 astro-ph.GA
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
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。
2020-10-18 astro-ph.GA
The Reaction between Atomic Carbon and Molecular Nitrogen as a Source of Cyanamide and Carbodiimide on Interstellar Ices
Univ. Bordeaux, CNRS, Bordeaux INP, ISM, UMR 5255（波尔多大学）
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。
2026-04-17 astro-ph.GA
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
CO and N$_2$ desorption energies from water ice
CO和N $_2$的相对解吸能是解释观测到的星际CO和N $_2$丰度模式的关键，包括在盘、原恒星和分子云核中有充分证据的CO和N $_2$ H $^+$反相关。基于对纯CO和NPDMATHABMM冰解吸的实验室实验，CO和NPDMATHABMM解吸能量之间的差异很小; NPDMATHABMM与CO解吸能量比为0.93 $\pm$ 0.03。然而，星际冰并不纯净，在这项研究中，我们探讨了水冰对两种分子解吸能量比的影响。我们目前的程序升温脱附实验的不同覆盖率的$^{13}$ CO和$^{15}$ N $_2$多孔和紧凑的无定形水冰，并作为参考，纯冰。在所有实验中，$^{15}$ N $_2$解吸在$^{13}$ CO解吸开始之前几度开始。在致密水冰上不同亚单层覆盖率下，$^{15}$ N $_2$和$^{13}$ CO的能垒分别为770和866 K，1034 - 1143 K和1155 - 1298 K，多孔水冰上$\sim$ 1 ML冰的能垒分别为1435和1575 K。对于所有等效实验，N $_2$与CO解吸能量比始终为0.9。当CO和N $_2$冰存在于相似的冰环境中时（例如，经历与水冰的相似程度的相互作用），它们的解吸温度因此应当在彼此的几度内。一个较小的N $_2$-CO解吸能量比可能存在于星际和拱星环境中，如果平均CO冰分子与水冰的相互作用比平均N $_2$。
2015-12-21 astro-ph.GA
How Small is Large Enough? Determining Minimal Cluster Sizes for Molecule Adsorption on Interstellar Amorphous Ice
University of Antwerp（安特卫普大学）；University of Montana（蒙大拿大学）
本研究通过DFT计算不同尺寸冰团簇上CO、CO2和NH3的吸附能，发现至少需30-40个水分子才能获得可靠结合能，且团簇尺寸与泛函选择同等重要。
2026-09-17 astro-ph.GA
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。
2025-10-23 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
Three-dimensional off-lattice Monte Carlo kinetics simulations of interstellar grain chemistry and ice structure
提出了第一个星际尘埃颗粒表面化学的非格点蒙特卡罗动力学模型。所有表面粒子的位置都是根据相邻原子和分子的成对相互作用产生的局部势最小值明确确定的，而不是通过预定义的晶格结构。该模型能够模拟任何任意的尘埃颗粒形态的化学动力学，由用户定义的每个单独的尘埃颗粒原子的位置。设计了一种简单的方法，用于确定最可能的扩散途径及其相关的表面物种的能垒。该模型适用于一个小的，理想化的尘埃颗粒，采用各种气体密度和使用一个小的化学网络。氢原子和氧原子附着在颗粒上，产生H2O、H2、O2和H2 O2。非格点方法允许冰结构的自由发展，冰地幔孔隙度被发现是依赖于气体密度，控制吸积速率。2 x 10^{4} cm^{-3}的气体密度，适合暗星际云，被发现产生一个相当光滑和无孔的冰地幔。在所有密度下，在颗粒上形成的H2分子聚集在分裂冰结节的裂缝中，以及微孔中（其极端向内的曲率产生强烈的局部势能极小值）。在高密度模型中产生的较大孔隙通常不填充H2。水分子直接沉积在颗粒上表明，以这种方式形成的无定形冰可能比通过表面化学形成的星际冰更加多孔。
2013-10-09 astro-ph.GA astro-ph.IM
Pathways to Interstellar Amides via Carbamoyl (NH2CO) Isomers by Radical-Neutral Reactions on Ice Grain Mantles
本研究通过计算探究星际冰粒幔层中酰胺经NH2CO异构体的自由基-中性形成路径，明确各反应能垒与产物，提出纳入相关替代路径可提升天体化学模型的酰胺丰度预测准确性。
2024-07-09 astro-ph.GA
Unveiling the chemistry of interstellar CH: Spectroscopy of the 2 THz $N=2\leftarrow 1$ ground state line
次甲基自由基CH通常用作星际介质的冷中性相中H $_2$的替代物。CH的光谱受到星际消光的限制，而远红外观测提供了一个完整的银河系视图。虽然HF基态吸收，另一个H $_2$在扩散气体中的代理，经常遭受饱和，CH保持透明的螺旋臂交叉和高质量的恒星形成区，把这种轻氢化物变成一个通用的替代H $_2$。然而，在缓慢的冲击和消散的湍流的地区，其丰度预计将增强的吸热生产路径，和一个“典型的”CH丰度的想法需要加以解决。由于SOFIA上的GREAT，CH在$λ149\,μ$ m处的$N=2\leftarrow 1$基态跃迁已变得可用于高分辨率光谱。它的不饱和吸收和无发射使其成为用最少的假设确定柱密度的理想候选物。在这里，我们提出了对遥远的，远红外明亮的银河系恒星形成区的四条视线的分析。如果结合CH在$λ560\,μ$ m处的亚毫米谱线，可以分析大质量恒星形成的环境。为此，我们提出了一个案例研究的“原梯形”集群W3 IRS 5，并证明了CH的亚毫米/远红外线可靠地跟踪不仅扩散，而且密集的分子气体。虽然我们确认了HF和CH的柱密度之间的全球相关性，但观察到CH丰度过高的明确标志朝向较低密度。一个静止的离子中性化学本身不能解释这种过剩。在湍流、扩散气体中形成的涡流可以是用于增强的生产路径的设置。
2018-04-12 astro-ph.GA
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。
2013-08-09 astro-ph.GA
Binding Energies of Interstellar Relevant S-bearing Species on Water Ice Mantles: A Quantum Mechanical Investigation
结合能是天体化学模拟中最重要的参数之一，因为它决定了一个物种是停留在气相还是冻结在颗粒表面。目前已知，在星际介质的密度较大和温度较低的区域，硫在气相中严重贫化。有人认为，它可能被锁在谷物冰幔中。然而，哪些是主要的硫载体仍然是一个有争议的问题。这项工作的目的是建立准确的BEs的17个含硫物质的两个验证水冰结构模型，质子有序的结晶（010）表面和无定形水冰表面。我们采用基于密度泛函理论（DFT）的方法（杂化B3 LYP-D3（BJ）和杂化meta-GGA M06-2X泛函）来预测吸附复合物的结构和能量学。伦敦的色散相互作用被证明是至关重要的准确估计的BE由于存在的高极化硫元素。而在晶体模型的吸附被限制在一个非常有限的数量的结合位点与单值的BE，在非晶模型的几个吸附结构的预测，给每个物种的BE分布。除了少数情况下，实验和其他计算数据与我们计算的BE值一致。最后讨论了计算出的边界元对于原行星盘中同种雪线的有用性
2022-09-15 astro-ph.GA
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
Processing of hydroxylamine, NH2OH, an important prebiotic precursor, on interstellar ices
羟胺，NH 2 OH，是已经检测到的具有最高益生潜力的星际分子之一。然而，天文观测发现的这种分子的丰度对于相对简单的分子$\sim$ 10 $^{-10}$相对于H2来说相当低。这种看似低的丰度可以通过星际尘埃颗粒的破坏路线来合理化。在这项工作中，我们在几个棱镜下测试了这一假设的可行性，发现\ce{NH2OH}丰度较低的起源可以用两个化学过程来解释，一个在低温（10 K）下工作，另一个在中温（20 K）下工作。在低温下，即使是少量的HNO + H -> NO + H2的夺氢反应也能部分抑制通过NO的连续氢化形成NH 2 OH，并降低其在晶粒上的丰度。我们发现，使15- 30%的结合位点用于该反应导致$\sim$的\ce{NH2OH}丰度降低1-2个数量级。在较温暖的温度下（20 K，在我们的研究中），反应NH 2 OH + H -> HNOH + H2，这被认为是快速的（$\sim$ 10 $^{6}$ s $^{-1}$）在这项工作中，随后由吸附物的进一步抽象，是固定在10 K（O，N）是\ce{NH2OH}破坏的主要途径。我们的研究结果揭示了羟胺在太空中的丰度，并为限制这种分子及其衍生物在星际前生物化学画布中所经历的后续化学铺平了道路。
2023-03-22 astro-ph.GA
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。
2024-07-09 astro-ph.GA astro-ph.IM
The effect of selective desorption mechanisms during interstellar ice formation
分子云中星际颗粒上冰的主要成分--水和碳氧化物--出现在不同的光学深度。这意味着选择性解吸机制在起作用。本文提出了一个收缩的低质量分子云核的天体化学模型。冰被视为由表面和三个次表层（亚层）组成。研究了光脱附、反应脱附和间接反应脱附。后者通过H+H反应在颗粒上的脱附而表现出来。包括浅层地下物质的解吸。模拟结果表明，在核心收缩的早期阶段存在一个“光子主导的冰”。地下冰被星际光子化学处理，产生复杂的有机分子。从地下层解吸的结果在高COM气相丰度在Av = 2.4…10弹匣这可能有助于解释暗核中的COM观测。结果发现，光解吸主要支配的开始冰积累到颗粒。反应特异性反应解吸对于通过高度放热的原子加成反应形成的小分子是有效的。较高的反应脱附效率导致较低的COMs气相丰度。间接反应解吸允许密切再现所观察到的H2O：CO：CO2的比例对一些背景恒星。据推测，这可以通过其效率符合顺序CO > CO2 >> H2O的任何机理来实现。在冻结结束后，这三个亚层代表了地幔化学上不同的部分。8... 10.5 mag是CO冰出现的可能AV阈值。较低的数值得到了观察结果的支持。
2015-03-12 astro-ph.GA physics.chem-ph
TeraHertz Desorption Emission Spectroscopy (THz DES) of space relevant ices
我们提出了一个实验仪器，进行基于实验室的气相太赫兹解吸发射光谱（THz-DES）实验，以支持天体化学。该测量系统将一个太赫兹外差辐射计与一个高真空解吸气室和高速数字采样电路相结合，该辐射计使用以前为地球观测目的开发的室温半导体混频器二极管技术，以实现具有热鉴别的分子种类的高光谱和时间分辨率光谱学。在使用过程中，分子被冷凝到液氮冷却的金属手指上，以模拟可能存在于太空中的冰结构。在沉积之后，通过加热器控制和启动热解吸，并通过温度传感器监测。释放到真空室环境中的分子的“静止频率”光谱特征由外差辐射计实时检测，并以高光谱分辨率表征。为了证明仪器的可行性，我们研究了一氧化二氮（N2 O）。这种分子在太赫兹（亚毫米波长）范围内强烈发射，并提供合适的测试气体，我们将获得的结果与更传统的技术，如四极质谱进行比较。所获得的结果使我们能够充分表征的测量方法，我们讨论了它的潜在用途作为一个实验室工具，在支持天体化学观测的分子物种在星际介质和太阳系。
2022-07-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
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。
2025-08-19 astro-ph.GA
