Probing the regoliths of the classical Uranian satellites: Are their surfaces mantled by a layer of tiny H2O ice grains?
我们研究了天王星经典卫星的表面是否是成分分层的，主要是微小的H2O冰粒（直径<= 2微米）的薄层覆盖着由较大的H2O冰粒，黑暗物质和CO2冰（直径约10 - 50微米）组成的下层。近红外观测（~1 - 2.5微米）已经确定，这些卫星富含H2O冰的表面被浓缩的CO2冰沉积物覆盖，几乎只在其尾部半球发现。然而，较长波长数据集（~3 - 5微米）的最佳拟合光谱模型表明，CO2冰的光谱特征基本上不存在，相反，这些卫星的暴露表面主要由微小的H2O冰粒组成。为了研究这些卫星可能的成分分层，我们使用斯皮策太空望远镜（~3 - 5微米）上的红外阵列相机（IRAC）收集了新的数据。这些新数据的光谱模型与先前的分析一致，表明天王星卫星的暴露表面主要由微小的H2O冰粒组成。此外，对这些新数据的分析表明，在3至5微米的波长范围内，这些卫星的尾半球比它们的前半球更亮，除了米兰达，它的IRAC半球没有显示半球不对称性。我们的分析还显示，Ariel的表面显示出五个不同的区域尺度的冰带，可能与该卫星上二氧化碳冰的空间分布一致。我们讨论了可能的过程，可以增强观察到的领先/落后的不对称性所表现出的这些卫星，以及过程，可能会推动其近表面的明显成分分层。
2019-10-28 astro-ph.EP
Quantitative Evaluation of the delta-Eddington, Hapke, and Shkuratov Models for Predicting the Albedo and Inferring the Grain Radius of Ice
本研究利用南极冰实测数据定量比较三种辐射传输模型，发现delta-Eddington模型在预测反照率和推断冰晶粒半径时总体误差最小，推荐用于太阳系冰体研究。
2025-09-07 astro-ph.EP
Non-detection of water-ice grains in the coma of comet 46P/Wirtanen and implications for hyperactivity
极度活跃的彗星有很高的产水率，推测升华区域的数量级相当于彗星核的表面积。46 P/Wirtanen彗星和103 P/Hartley 2彗星是这类彗星的两个例子。根据深度撞击号宇宙飞船对哈特利2号彗星的观测，过度活跃似乎是由水冰颗粒和/或富含水冰的核块喷射到昏迷中引起的。这些材料增加了升华表面积，并产生高的产水率。2018年，维尔塔宁彗星历史性地接近地球，这为在第二颗彗星家族中测试哈特利2型多动症提供了机会。我们提出了高空间分辨率，近红外光谱的内彗发的Wirtanen。在近日点附近和最接近地球的6个0.8-2.5 $μ$ m光谱中，没有发现1.5-或2.0- $μ$ m水冰吸收带的证据。此外，在近日点附近拍摄的2.0-5.3 $μ$ m光谱中，没有强的3.0- $μ$ m水-冰吸收带。使用光谱和升华寿命模型，我们设置的物理性质的冰粒在昏迷的约束，假设他们负责彗星的过度活跃。我们排除了任何大小的纯水冰粒，因为它们的寿命很长。相反，在我们的光谱中，原子核的过度活跃和缺乏水冰吸收特征可以用尺寸为1 $μ$ m的冰粒和少量的低沸点尘埃（体积比大于0.5%）来解释，或者用含有大量水冰的大块来解释。
2021-07-02 astro-ph.EP
Formation of cometary O$_{2}$ ice and related ice species on grain surfaces in the midplane of the pre-Solar nebula
[摘要]在1 P/哈雷彗星和67 P/丘留莫夫-格拉西缅科彗星的彗发中检测到相对于H $_{2}$ O冰为1-10%的O $_{2}$冰，这促使人们试图解释高O $_{2}$冰丰度的起源。最近对原行星盘中平面外部较冷区域的化学建模表明，O $_{2}$冰的产生与彗星中测量到的相同。一个更新的化学动力学代码在这里使用前太阳星云中平面条件下的化学演变。试验了四种不同的化学启动条件，以及各种化学参数的影响。参数空间研究揭示了O $_{2}$冰的最佳生产点，其丰度与67 P和1 P中的丰度相匹配，O $_{3}$和H $_{2}$ O $_{2}$冰的丰度与67 P中的丰度相匹配。这意味着在前太阳星云的120-150 AU的径向区域内，O $_{2}$可能是通过颗粒表面的冰化学原位产生的。然而，很明显的是，化学对假定的化学参数（例如，结合能、激活势垒宽度和量子隧穿势垒）具有高度的敏感性。因此，因为更可能的情况下，以锁定在O $_{2}$中的元素氧的百分比开始，也再现了早期阶段67 P中O $_{2}$冰的丰度，这支持了以前的建议，即彗星O $_{2}$冰可能具有原始起源。
2018-08-09 astro-ph.EP
Ice, Ice, Maybe? Investigating 46P/Wirtanen's Inner Coma For Icy Grains
本文利用近红外成像与光谱观测46P/维尔塔宁彗星内彗发，结合MCMC光谱建模和Afrho值，将冰粒产率约束在4.6 kg/s以下，并估算近日点附近约64%表面升华水，以探讨超活跃彗星的演化。
2023-04-12 astro-ph.EP
Sublimation of Water Ice from a Population of Large, Long-Lasting Grains Near the Nucleus of 2I/Borisov?
通过比较2 I/Borisov与一个等近日点距离为2 AU的标称奥尔特云彗星，研究了移动非常缓慢的毫米级和更大颗粒的水冰升华的潜在影响。这种比较表明，强烈的双曲线运动的2 I减轻了综合升华效应。这些颗粒在2 I核心附近的人口可能是彗星在距离太阳5-6 AU的发现前图像中显得过于明亮的原因，当时升华率非常低，以及最近突出的核凝聚。所有直径小于2-3厘米的谷物在2019年10月中旬之前都已脱挥发分，有些谷物会迅速分解。这只留下了最初的冰尘晕中较大的块，导致了彗星的疑似过度活跃。自发现以来，水冰从核中的升华一直在增加，但其速率还不足以对2 I/鲍里索夫的轨道运动施加可测量的非引力加速度。
2019-11-18 astro-ph.EP
Complex Water Ice Mixtures on NII Nereid: Constraints from NIR Reflectance
海卫三是海王星的第三大卫星，位于一个不规则的轨道上，是该系统中唯一一颗可以用当代地球望远镜进行光谱表征的外部卫星（除了海卫一）。我们报告了我们的研究结果的光谱特性的海蛞蝓使用其反射光谱从0.8-2.4 $μm$，提供了第一次测量范围为0.8-1.4 $μm$。我们检测到的结晶水冰的光谱吸收特征与以前的测量结果非常一致。我们发现，模型拟合的简单的亲密的混合物，包括水冰不提供同时匹配的吸收带深度在1.5和2.0 $μm$占光谱连续。可能的解决方案包括调用一个更复杂的连续体，包括结晶和无定形水冰，并允许亚微米尺寸的颗粒。我们发现，混合物，包括磁铁矿和CM 2球粒陨石Murchison提供了一个灵活的框架，解释光谱变化的机构与中性倾斜光谱，如海仙女座。特别是磁铁矿提供了一个很好的匹配光谱连续，而不需要存在的Tholin类有机物。我们注意到，碳质方解石及其成分可能是外太阳系天体非冰成分的有用类似物，这与弗雷泽等人（2019）的最新发现一致。与天王星的大型TNO和卫星的光谱比较表明，海卫二的低反射率、深水带和中性色与许多其他冰质天体不同，但这种比较受到对$\sim$ 100公里大小的冰质天体光谱变化的不完全理解的限制。
2021-06-22 astro-ph.EP
FU Orionis outbursts, preferential recondensation of water ice, and the formation of giant planets
冰，包括水冰，更喜欢重新凝聚到预先存在的核上，而不是从蒸汽云中自发形成颗粒。有趣的是，不同的潜在再凝结核在与原行星盘冻结相关联的温度下实际成核水冰的倾向非常不同。因此，如果盘中的一个区域被加热然后再冷却，则不应期望水蒸气均匀地再冻结在所有可用的颗粒上。相反，它将优先重新凝聚到最有利的晶粒上。当再冷却足够缓慢时，只有最有利的颗粒会使冰成核，使它们重新凝结成厚的冰幔。我们量化的条件，优先再冷凝迅速创建卵石大小的颗粒在原行星盘，并表明FU猎户座型爆发有适当的冷却速率，以推动卵石创建在一个带约5天文单位宽的静态霜线外约木星的轨道，土星的（约4至10 AU）。这些卵石可能具有适当的大小，以通过流动不稳定性进行星子形成，或通过卵石吸积促进星子的生长。我们认为，这种现象有助于形成气体巨星在我们自己的太阳系。
2016-11-04 astro-ph.EP
Collisions of CO$_2$ Ice Grains in Planet Formation
在原行星盘中，CO $_2$是位于$\sim 10 \rm AU$雪线之外的固态冰。由于它的高丰度，它对盘的这个区域的碰撞演化有很大的贡献。首次在实验室进行了80 K温度下CO $_2$冰粒与CO $_2$覆盖壁面的碰撞实验。碰撞速度在0 - 2.5米/秒之间。粒度为$\sim$ 100 $μ$ μ m的数量级。我们发现在0.04 m/s的粘附和弹跳制度之间的阈值速度。速度较大但低于1 m/s的粒子会从壁上反弹。对于更大的速度，发生碎裂。给出了与实验数据一致的恢复系数和破碎强度的分析模型。在上下文中，我们的数据显示，CO $_2$冰和硅酸盐尘埃的碰撞行为彼此相似。与水冰相比，粘附速度小一个数量级。例如，一个直接的结果是被CO $_2$冰覆盖的水冰颗粒失去了任何“粘附优势”。“在这种情况下，归因于水冰粘附特性的优先星子生长将限于H $_2$ O冰线和CO $_2$冰线之间的区域。
2016-01-19 astro-ph.EP
Water Ice and Dust in the Innermost Coma of Comet 103P/Hartley 2
2010年11月4日，深度撞击扩展调查（DIXI）成功地遇到了彗星103 P/哈特利2，当时它在日心距离为1.06 AU。使用HRI-IR光谱仪在1.05-4.83微米波长范围内获得了哈特利2号彗星的空间分辨近红外光谱。我们目前的光谱图内~10公里的彗发收集7分钟和23分钟后，最近的方法。所提取的反射光谱包括在1.5、2.0和3.0微米附近的位置、带宽和形状与水冰粒的存在一致的定义明确的吸收带。使用Hapke的辐射转移模型，我们表征的混合类型（区域与亲密），相对丰度，粒度，水冰和耐火材料的空间分布。我们的模型表明，尘埃，占主导地位的最内层的彗发哈特利2，并在300 K的温度，是热和物理解耦的细粒水冰粒，这是在1微米的大小。水冰、尘埃和CO2空间分布之间的强相关性支持了CO2气体将水冰和尘埃颗粒从核中拖走的概念。一旦进入昏迷状态，水冰开始升华，而尘埃则不断流出。如果速度接近0.5 m/s，则导出的水冰尺度长度与1 AU处1微米纯水冰粒的预期寿命相容。这样的速度比孤立的1微米水冰粒的膨胀速度低三个数量级[Hanner，1981; Whipple，1951]，表明观察到的水冰粒可能是聚集体。
2014-06-12 astro-ph.EP
Planetary Ices and the Linear Mixing Approximation
广泛使用的线性混合近似的状态方程（EOS）的行星冰的有效性进行了研究，在压力-温度条件下，典型的天王星和海王星的内部。本研究的基础是从头算数据范围高达1000 GPa和20 000 K通过密度泛函理论分子动力学模拟计算。特别是，我们计算了一个新的EOS甲烷和EOS数据的甲烷，氨，水的1：1二元混合物，以及它们的2：1：4三元混合物。此外，在三元混合物的自扩散系数计算沿三个不同的天王星内部配置文件，并比较纯化合物的值。我们发现线性混合近似与实际混合物的结果偏差一般很小，对于热状态方程，偏差在4%以内，混合物中的扩散系数与纯化合物的扩散系数在20%以内或更好。最后，一个新的绝热模型的天王星与内层几乎纯冰的发展。该模型是一致的重力场数据和结果在一个相当冷的内部（$\mathrm{T_{core}} \mathtt{\sim}$ 4000 K）。
2017-09-13 astro-ph.EP
The Near-Infrared Spectral Characteristics of Water Ice, Epsomite, and Halite Mixtures Relevant to Europa
Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；University of Maryland（马里兰大学）
本研究首次发布水冰、泻利盐和石盐低温颗粒混合物的近红外光谱，评估混合模型，发现小冰粒影响更强，并指出光谱混合分析是确定成分丰度的可靠方法。
2025-09-26 astro-ph.EP astro-ph.IM
Redistribution of ices between grain populations in protostellar envelopes. Only the coldest grains get ices
本研究通过五粒度分档动力学化学模型，发现原恒星包层下落物质中冰仅再分布于最冷颗粒表面，导致多数颗粒贫冰入盘，影响颗粒凝聚。
2025-01-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Ice state evolution during spring in Richardson crater, Mars
火星的气候是由一个年度循环，这导致在冬季的CO $_{2}$冰冷凝，在极点达到一米厚，延伸数千公里。水和灰尘可能在冷凝过程中被捕获，并在升华过程中被释放。此外，冰可能是半透明的或颗粒状的，这取决于沉积过程（雪与直接冷凝）、退火效率和沉降过程。冰的透水性的确定对于确认或拒绝冷射流模型（也称为Kieffer模型）具有特别的意义。这项工作的重点是理查森火山口的沙丘领域，其中水，灰尘和CO $_{2}$周期之间的强相互作用进行了观察。利用辐射转移模型反演方法对近红外区的CRISM高光谱图像进行了分析。我们证明，在CO $_{2}$冰的状态，半透明状态是最常见的。对地表特征的监测显示，春季冰层厚度减少，这与气候模型的模拟结果一致。我们估计到CO $_{2}$冰的几ppmv非常低的灰尘含量，与冷喷流的形成情景一致。水的杂质约为0.1v，在春季几乎是稳定的，这表明水从升华的CO $_{2}$冰层表面逃逸。水冰的粒度在1至50微米的范围内变化。从这些结果中，我们提出了以下新的机制，小水冰粒悬浮：作为一个冷射流发生，各种大小的水冰粒从表面抬起。这些喷射发生在白天，此时来自升华的CO $_{2}$冰层的总体向上气体通量足够强，足以携带较小的颗粒，而较大的颗粒则回落到CO $_{2}$冰层上。较小的水颗粒被带走并整合到一般的大气环流中。
2018-06-19 astro-ph.EP
Detection of Near-Infrared Water Ice at the Surface of the (pre)Transitional Disk of AB Aur: Informing Icy Grain Abundance, Composition, and Size
我们目前的近红外大双目望远镜干涉仪LMIRCam图像的磁盘周围的赫比格Ae/Be星御夫座AB。在Ks（2.16 $μ$ m），H2O窄带（3.08 $μ$ m），和L'（3.7 $μ$ m）的表面亮度的比较允许我们探测在这个（前）过渡盘环境中的冰粒的存在。通过应用参考差分成像PSF减法，我们在所有三个波段中以高信噪比检测光盘。我们发现乐队之间的强烈形态差异，包括不对称性与观察到的螺旋臂在100 AU L '。在3.08 $μ$ m处相对于包围波长（Ks和L '）的散射光的明显不足是在盘表面层处的冰吸收的唤起。然而，$Δ$（Ks-H2O）颜色与具有很少冰或不具有冰（0- 5质量%）的颗粒一致。相反，$Δ$（H2O-L '）颜色表明具有高得多的冰质量分数（~0.68）的颗粒，并且这两种颜色在单一颗粒群模型下不能协调。此外，我们发现极红的$Δ$（Ks-L '）盘的颜色不能在传统的散射光建模与任何组合的颗粒参数或合理的局部消光值。我们假设，在三个波长的散射表面不共处一地，光学深度效应导致每个波长探测在不同的磁盘表面深度的颗粒人口。Ks和H2O之间的形态相似性表明它们的散射表面彼此靠近，从而使$Δ$（Ks-H2O）盘色约束最外散射盘层的冰质量分数< 5%的可信度。
2022-01-21 astro-ph.EP
The microstructural evolution of water ice in the solar system through sintering
冰烧结是变质作用的一种形式，其通过表面和体积扩散驱动颗粒聚集体的微观结构演化。这导致颗粒与颗粒接触面积（“颈部”）和聚集体的密度随时间增加，导致其强度、孔隙率、热导率和其他性质的演变。这一过程在冰冷行星表面的演化中起着重要作用，尽管其速率和性质没有得到很好的限制。在这项研究中，我们探讨了Swinkels和Ashby（1981）的模型，并评估了它在多大程度上可以用来量化水冰的烧结时间尺度。我们比较预测的颈部增长率的新的和历史的观测冰烧结，并发现协议的数量级水平的一些研究。对行星表面颈部生长时间尺度的一阶估计表明，即使在外太阳系，冰也可能在地质时间尺度上发生重大变化。致密化发生的时间要长得多，这表明有些表面可能形成有凝聚力但多孔的结壳。烧结速率对温度和颗粒大小极其敏感，在较小颗粒的温暖聚集体中发生得更快。这表明，冰的微观结构演变可能不仅在整个太阳系中变化，而且在给定物体的表面和近表面的空间上也不同。我们的实验观察复杂的晶粒生长和质量重新分配的冰聚集点组件的模型，可能会受益于改进，并需要额外的实验室研究的领域。
2019-01-15 astro-ph.EP
Chemical evolution in planet-forming regions with growing grains
行星及其大气层是由原行星盘中的气体和固体物质构成的。在行星形成的过程中，这种固体物质在圆盘中从较小的微米级颗粒生长到较大的尺寸。我们的目标是模拟挥发性冰的成分演变的不同尺寸的晶粒，假设随时间变化的晶粒生长和几个恒定的晶粒尺寸。国家的最先进的沃尔什化学动力学代码是用来模拟化学演变。此代码已升级，以考虑随时间变化的固体尺寸。化学演化是在原行星盘中平面的四个不同半径上模拟的，时间长达1000万年。的演变建模为五个不同的恒定的晶粒尺寸，和一个模型，其中晶粒尺寸随时间的变化，根据适合于磁盘中平面的晶粒生长模型。局部晶粒生长，与总晶粒质量的守恒和球形晶粒的假设，作用于减少总晶粒表面积，可用于冰相反应。与具有0.1 $μ$ m的常规粒度选择的化学方案相比，这降低了这些反应效率。模拟的化学演化与晶粒生长导致增加的H $_{2}$ O冰的丰度。对于内盘中的碳，晶粒长大导致CO气体取代CO $_{2}$冰成为主导载流子，而在外盘中，CH $_{4}$冰成为主导载流子。总的来说，一个恒定的晶粒尺寸从一个晶粒演化模型，导致几乎相同的化学演化，与化学演化与不断变化的晶粒尺寸相比。恒定的晶粒尺寸的选择，虽然大于0.1 $μ$ m，因此可能是一个适当的简化时，近似的化学演变的晶粒生长的影响。
2022-07-26 astro-ph.EP
Effect of nucleation on icy pebble growth in protoplanetary discs
原行星盘中的固体颗粒可以通过冰线外的直接气相沉积而生长。然而，微观硅酸盐颗粒的存在可能会阻碍大卵石的生长，因为可用的蒸汽主要沉积在占总表面积的小颗粒上。为了解火星大气中的冰云而进行的非均质冰成核实验表明，在硅酸盐表面上形成新的冰层所需的水蒸气压力远远高于水蒸气在现有冰表面上的沉积。在本文中，我们研究了水冰上的蒸汽沉积所需的蒸汽分压与硅酸盐颗粒上的非均质冰成核的差异如何影响靠近水冰线的颗粒生长。我们开发并测试了一个动态的一维沉积和升华模型，其中我们包括径向漂移，沉积和扩散的湍流原行星盘。我们发现，蒸汽主要是沉积在已经被冰覆盖的颗粒上，因为冰线外部的蒸汽压对于裸露的硅酸盐颗粒上的异相成核来说太低了。因此，冰状颗粒可以在冰线周围的狭窄区域中生长为厘米大小的鹅卵石，而硅酸盐颗粒保持灰尘大小并扩散到圆盘上。异相冰成核的抑制导致在一个优先的区域生长成星子靠近冰线，我们发现大冰卵石。硅酸盐颗粒上的非均质冰成核的抑制也可能是在原行星盘中冰线周围观察到的一些暗环背后的机制，因为冰线外大冰卵石的存在导致那里的不透明度降低。
2019-09-10 astro-ph.EP
Polarimetry of Water Ice Particles Providing Insights on Grain Size and Degree of Sintering on Icy Planetary Surfaces
行星表面散射光的偏振测量是一个强有力的工具，以提供其微观结构的约束。为了改善对冰表面偏振数据的解释，我们开发了冰样品偏振仪（POLICES），以补充伯尔尼大学冰实验室的测量设施。新的装置使用高精度斯托克斯偏振计来测量在中等相位角（从1.5到30°）的表面散射的可见光的偏振度。我们提出的光度和偏振相位曲线测量的各种表面上的纯水冰粒具有良好的控制的大小和形状（球形，粉碎，霜）。结果表明，负极化分支的幅值和形状随冰的粒径和变质程度的变化而变化。我们发现，新鲜的霜形成的水冷凝在冷表面上有一个相位曲线的共振（米氏振荡），表明霜胚是透明的微米大小的颗粒，具有窄的尺寸分布和球形。将这些测量结果与太阳系冰冷卫星的偏振观测结果进行比较，表明木卫二可能被相对较粗（约40-400 μm）的烧结颗粒覆盖，比土卫二和土卫五更可能被平均数微米的霜状颗粒覆盖。极化对颗粒大小和烧结程度的高度敏感性使其成为探测冰冷行星表面正在进行的过程的理想工具，例如冰火山活动。
2018-09-22 astro-ph.EP
Ice inheritance in dynamical disk models
行星形成盘的组成是由从星际介质继承的物质和在盘形成和演化过程中再加工的物质的组合决定的。事实上，彗星和原始陨石表现出类似星际的同位素比例和/或挥发性成分，支持一些原始物质完整地融入太阳星云的冰冷微行星。到目前为止，挥发性星际物质在盘阶段的生存还没有使用现实的盘物理学建模。在这里，我们提出了一个建模框架，以跟踪在磁盘内进行运输过程的尘埃颗粒星际冰的破坏，特别侧重于解释的原始材料纳入冰冷的星子。我们发现很难通过彗星的局部聚集来解释遗传，因为冰的破坏对于内部几十个Au的小颗粒（<10 μ m）是迅速的。相反，一个合理的遗传途径是在更大的圆盘半径形成鹅卵石，然后向内漂移到彗星形成区，其中的冰大部分被保存下来。超过~100金的小颗粒可以经历百分之几十水平的冰光解，然而实际上很少有冰从颗粒中损失，这可能使其成为原位冰化学的一个强大的网站。我们的模型还表明，许多复杂的有机物种应生存通过磁盘完好无损。这就提出了一种可能性，即在星际介质中合成的有机物可以通过冰体撞击传递到类地行星，从而有可能参与生命化学的起源。
2021-07-07 astro-ph.EP
The water-ice line as a birthplace of planets: Implications of a species-dependent dust fragmentation threshold
原行星盘的热力学结构由尘埃不透明度决定，而尘埃不透明度取决于尘埃颗粒的大小和化学成分。在内部区域，颗粒大小由湍流水平（例如$α$粘度）和代表颗粒在碰撞时破碎前的最大速度的尘埃破碎速度来调节。在这里，我们进行自洽计算的二维流体动力学模拟，考虑一个完整的粒度分布的尘埃颗粒在水冰线的尘埃破碎速度的过渡。这种方法解释了先前粒子碰撞实验室实验的结果，其中硅酸盐粒子通常具有比水冰粒子更低的尘埃破碎速度。此外，我们探讨了水的丰度，尘气比的变化，和湍流参数上的磁盘结构的影响。对于在水冰线的尘埃破碎速度的过渡盘，我们发现一个狭窄的，但惊人的行星向外迁移区，包括低粘度。此外，我们发现一个隆起的径向压力梯度分布，往往位于略内的冰线。这两个特征都适用于所有测试的椎间盘参数。因此，我们得出结论，冰线可以作为一个迁移陷阱，它可以延长行星的生长时间之前，他们迁移到原行星盘的内边缘，并作为一个压力陷阱，在那里星子形成可以启动或增强。
2021-04-27 astro-ph.EP
Synthesis of molecular oxygen via irradiation of ice grains in the protosolar nebula
在67 P/Churyumov-Gerasimenko彗星的彗发中，用Rosetta航天器上的ROSINA质谱仪探测到了分子氧，其平均丰度为3.80 $\pm$ 0.85\ %。为了解释67 P/Churyumov-Gerasimenko彗星中存在这种物质的原因，已经表明，彗星冰粒前体的辐解是低密度环境（如分子云）中的一种可行机制。在这里，我们研究了另一种可能性，即原太阳星云中平面中存在的冰粒在中平面和上层之间的垂直传输过程中经过大量循环而受到辐射，这是湍流混合的结果。因此，这些颗粒在其生命周期中的一个不可忽略的部分是在圆盘的上部区域，那里的宇宙射线辐射很强。要做到这一点，我们使用了一个耦合的磁盘传输辐照模型来计算放射性产生的冰粒中的分子氧丰度的时间演变。我们的计算表明，即使有相当一部分的冰粒子在1000万年的时间里沿着一个来回的循环流向磁盘的上层，这个时间跨度远远超过了彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko的形成时间尺度，产生的分子氧的数量至少比罗塞塔观测低两个数量级。我们的结论是，最有可能的情况仍然是在低密度环境中形成的分子氧，如太阳前云，在原太阳星云的成因。
2018-04-10 astro-ph.EP
Phase and morphology of water-ice grains formed in a cryogenic laboratory plasma
该研究发现在低温弱电离等离子体中注入水蒸气可自发形成悬浮冰颗粒，其具有纺锤状分形结构并随时间生长，通过FTIR光谱和Mie散射理论分析其相态组成与尺寸，证实核化由离子催化，且其性质与原行星盘天体物理冰相似。
2024-04-25 astro-ph.EP physics.plasm-ph physics.space-ph
Porosity measurements of interstellar ice mixtures using optical laser interference and extended effective medium approximations
目标。这篇文章旨在提供一种替代方法，从多相复合冰的折射率测量其孔隙率，并表征预混污染物（例如，CO2）影响全方位沉积过程中富水冰混合物的孔隙度。方法.我们结合光学激光干涉和扩展的有效介质近似（EMAs）来测量三个天体物理相关的冰混合物的孔隙度：H2O：CO2=10：1，4：1和2：1。红外光谱被用作这种新的基于实验室的方法的基准测试。结果通过独立监测不同的富水冰混合物的O-H悬挂模式，我们证实了扩展的EMA预测的孔隙度。我们还表明，在气相中与水预混的CO2不会显着影响全方位沉积过程中的冰形态，只要没有达到有利于分离的物理条件。我们提出了一种机制，在该机制中，CO2分子扩散的表面上的生长冰样品之前，被纳入散装，然后部分或完全填充孔隙，这取决于相对丰度和生长温度。
2013-12-09 astro-ph.EP astro-ph.IM cond-mat.mtrl-sci
A new perspective on interiors of ice-rich planets: Ice-rock mixture instead of ice on top of rock
富含冰的行星形成于水冰线的外部，因此预计含有大量的冰。高冰含量导致内部的独特条件，在这种条件下，行星的结构受到冰与其他金属相互作用的影响。我们应用高压下冰-岩相互作用的实验数据，计算了在超级地球到海王星的质量范围内（5-15个地球质量）可能的富冰行星内部结构的详细热演化。我们模型的影响，包括恒星通量和信封质量损失的影响，向内迁移的冰丰富的内部。我们发现，由于在高压下的可渗透性，冰和岩石预计将在数十亿年内在行星内部的大部分地区保持混合。我们还发现，如果没有发生质量损失，迁移到离恒星不同距离的行星孪生子的内部深处通常是相似的。显著的质量损失导致水从表面的岩石中分离出来，并出现不到行星质量1%的挥发性大气。水/蒸汽的大气质量受到冰-岩相互作用的限制。我们的结论是，当冰是丰富的行星内部的行星结构可能会显着不同的标准分层结构的水壳上的岩石核心。类似的结构预计在接近和更远的行星。
2022-01-16 astro-ph.EP physics.geo-ph
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
Evolution of Snow Line in Optically Thick Protoplanetary Disks: Effects of Water Ice Opacity and Dust Grain Size
用数值模拟方法研究了光学厚度原行星盘中雪线的演化。采用1+ 1维近似计算了圆盘内的温度和密度，得到了圆盘内的凝冰区域。雪线迁移的质量吸积率（\dot{M}）在磁盘随时间的减少。用同样的数值方法计算了从盘吸积率高的早期阶段（\dot{M} \sim 10^{-7} M_sun/yr）到盘吸积率低的晚期阶段（\dot{M} \sim 10^{-12} M_sun/yr）的过程。结果表明，当\dot{M} > 10^{-10} Msun/yr时，雪线向内移动;当\dot{M} < 10^{-10} Msun/yr时，雪线逐渐向外移动。除了硅酸盐不透明度外，还考虑了冰的不透明度。在向内的迁移阶段，额外的冰不透明度增加了雪线到中心恒星的距离，对于100微米的尘埃颗粒，雪线的距离增加了1.3< 10 micro-meter in size and 1.6 for >倍。当α粘滞系数在0.001-0.1之间，尘气质量比大于太阳丰度值的十分之一时，雪线进入地球轨道是盘演化过程中的必然现象，尘埃颗粒小于1 mm。水的形成-摘要在整个盘演化过程中，类地行星区缺乏星子的现象似乎很难出现，这对行星形成理论提出了新的挑战。
2011-06-14 astro-ph.EP
Discrepancy in Grain Size Estimation of H${}_{2}$O Ice in the Outer Solar System and the Interstellar Medium
在过去的几十年里，在太阳系外天体和星际介质中广泛探测到无定形和结晶水（H ${}_{2}$ O）冰已被证实。辐射转移模型（RTMs）被用来估计的颗粒大小的H ${}_{2}$ O冰从近红外（NIR）波长。据报道，由于使用了不同的散射模型，对土星卫星上H ${}_{2}$ O冰颗粒大小的估计存在很大差异（Hansen，2009年），对柯伊伯带天体上氮（N ${}_{2}$）和甲烷（CH ${}_{4}$）冰的估计也存在很大差异（Emran和Chevrier，2022年）。我们评估的差异H ${}_{2}$ O冰在15，40，60和80 K（无定形）和20，40，60和80 K（结晶）的温度下的粒度估计-相关的外部太阳系及以后。我们使用Mie理论（Mie，1908）和Hapke近似模型（Hapke，1993）从近红外波长（1 - 5 $μ$ m）的光学常数比较了H ${}_{2}$ O冰相的单次散射散射。这项研究表明，Hapke近似模型- Hapke板和内散射模型（ISM）-预测晶粒尺寸的结晶相，总体上，更好地相比，在15 - 80 K的温度下的非晶相。然而，Hapke板模型估计更近似的晶粒尺寸，在一般情况下，Mie模型的预测，而ISM表现出更高的不确定性。我们建议使用米氏模型的未知光谱外太阳系机构和超越估计H ${}_{2}$ O冰粒度。在选择使用RTM的近似模型时，我们建议使用Ha…
2022-04-08 astro-ph.EP astro-ph.GA
On the origin of molecular oxygen on the surface of Ganymede
自从1995年在木卫三表面首次发现分子氧（O2）冰以来，它一直是科学争论的中心，因为木卫三的地面温度平均远高于O2的冰点。实验室证据表明，固态O2可能存在于木卫三冰冷表面的冷（<50 K）次表层，或者存在于月球的大气薄雾中。或者，通过离子照射含水冰，在表面不断补充O2。关于木卫三表面是否存在固体O2的结论性答案受到缺乏详细，广泛的观测数据集的阻碍。我们提出了新的地面，高分辨率的光谱观测木卫三的表面获得的国家伽利略望远镜。这些都结合了专门的实验室测量的紫外-可见光（UV-vis）光吸收光谱的O2冰，无论是纯的和混合与其他物种的伽利略卫星的潜在利益。我们的研究证实了木卫三表面可见光谱中的两个谱带是由于O2冰的（1，0）和（0，0）跃迁谱带。在20-35 K的温度范围内，包括水（H2O）和二氧化碳（CO2）的富氧冰混合物可以比纯O2冰更好地再现木卫三表面的观测反射率数据。固体H2O和CO2还提供了一种环境，其中O2冰可以在比真空空间条件下的纯冰解吸更高的温度下被捕获。我们在不同温度下的实验还表明，在35 K下，CO_2：O_2 =1：2的冰混合物的（1，0）/（0，0）比与观测值最接近，而在30 K下，（1，0）/（0，0）比似乎与混合物无关，但N_2：O_2 =1：2的冰混合物除外。目前的工作将支持欧空局/JUICE对木星系统的飞行任务。
2022-05-03 astro-ph.EP
CRISM south polar mapping: First Mars year of observations
我们报告的火星南极地区的地图使用的数据从紧凑型侦察成像光谱仪火星（CRISM）仪器。我们的观察导致了以下发现：1。水冰以极地绕圈云的形式存在，起源于环希腊地区，在Ls=162之前开始，在Ls=200-204时明显减少。2.先前已经通过温度测量来推断（Titus等人，2003）和CO2-H2O混合物光谱模型（Langevin等人，2007年），表面水冰在升华的最后阶段存在于神秘区域。CRISM的高分辨率揭示了只有水冰存在的区域（而不是CO2-H2O冰的混合物）。这种水冰在Ls=252时完全消失，并且可能是CRISM在Ls=240-260之间的南纬度观测到的水蒸气的来源（Smith等人，本期）。3.我们估计了南极剩余冰帽（SPRC）和季节性CO2冰帽，整个夏季，春季和夏季覆盖它的表面CO2冰粒度分布。我们的分析表明，晶粒尺寸在Ls=191-199处达到峰值，表观晶粒尺寸为~7 +/-1 cm。到夏季结束时，我们的分析表明，在SPRC中占主导地位的最小表观粒度为~5 +/-1 mm。4.细粒CO2冰从Ls=0-40凝结，并对称地延伸远离地理极点，延伸超过80 ° S的Ls=4-10。没有证据表明不寻常的CO2沉积过程中的隐藏区域观察到LS=16。
2014-02-03 astro-ph.EP
Influence of grain growth on CO2 ice spectroscopic profiles : Modelling for dense cores and disks
星际尘埃颗粒在稠密的云和原行星盘的增长，即使是温和的，影响所观察到的星际冰的配置文件，只要一个显着的部分尘埃颗粒是在所考虑的波长的波矢量的大小范围内。在分析冰剖面之前进行的连续基线校正影响随后的分析，因此影响估计的冰组成，通常通过使用薄膜冰混合物光谱的带拟合获得。我们模拟了晶粒生长对冰地幔光谱剖面的影响，重点是CO2，看看它如何影响星际冰地幔光谱分析和解释。本文利用离散偶极子近似法计算了由椭球形硅酸盐核和水、二氧化碳冰幔组成的颗粒分布的质量吸收系数。还计算了其他一些冰幔成分。我们探讨了从稠密的云的尺寸分布演化模拟晶粒生长的第一步，尺寸为3微米。将计算结果注入到RADMC-3D球形云和原行星盘模板的全散射辐射转移模式中，反演了可观测的光谱能量分布。我们专注于计算的CO2反对称拉伸模式冰带轮廓在4.27微米，晶粒生长的一个有意义的指标。红外线空间观测站和Akari卫星观测到的致密核的剖面已经显示出可能指示中等颗粒生长的剖面，JWST对高倾角原行星盘的观测应该呈现扭曲的剖面，这将限制尘埃生长的程度。尘埃粒度分布越是演化，提取冰幔成分就越需要理解并考虑颗粒生长。
2022-07-19 astro-ph.EP astro-ph.GA physics.space-ph
Entrapment of CO in CO2 ice
行星大气层和水圈的组成基本上是由挥发物的吸积决定的，因此也是由行星形成盘中气体和固体之间的挥发物划分决定的。对于高挥发性物质，如CO，这种分裂是由结合能的组合，并通过其他冰成分的能力来捕获。水冰以其捕获CO和其他挥发性物质的能力而闻名。在这项研究中，我们将探讨另一种常见的星际和彗星冰成分，二氧化碳，是否也能够捕获CO。我们测量捕获的CO分子在CO2冰通过程序升温脱附（TPD）实验CO2：CO冰混合物。我们发现，CO2冰陷阱CO的典型效率为40-60%的初始沉积的CO分子的范围内的冰厚度在7和50 ML之间，冰的混合物比例在1：1和9：1之间。包封率随冰厚和CO稀释度的增加而增加。我们还进行了类似的H2O：CO实验，发现在可比的实验条件下，CO2冰比H2O冰更有效地捕获CO，直到在~ 70 K下CO2解吸开始。我们推测，这可能是由于不同的冰重组动力学在H2O和CO2冰CO解吸温度附近。重要的是，在行星形成期间，CO2捕获CO的能力可能会改变CO和CO2雪线外部其他高挥发物的气体和固体之间的预期划分。
2019-07-21 astro-ph.EP
Ice coverage of dust grains in cold astrophysical environments
在寒冷的天体物理环境中，宇宙固体的表面过程导致气相耗尽和分子复杂性。大多数天体物理模型假设分子冰形成了一个厚的多层基底，不与尘埃表面相互作用。相反，我们提出的实验结果表明多孔颗粒的表面的重要性。我们表明，宇宙尘埃颗粒可能只被几个单层的冰覆盖。这意味着，尘埃表面结构，成分和反应性的模型描述在寒冷的星际，原恒星和原行星环境中的表面过程的作用必须重新评估。
2020-05-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
$^{13}$CO and $^{13}$CO$_2$ ice mixtures with N$_2$ in photon energy transfer studies
在星际介质的稠密云中，尘埃颗粒被冰幔覆盖，主要成分是H $_2$ O。CO和CO $_2$是在红外光谱中观察到的常见冰组分，而红外惰性N $_2$预计存在于冰中。冰中的分子可以通过暴露于二次紫外光子而解离、反应或解吸。因此，不同的物理情景导致不同的冰幔成分。这项工作的目的是了解行为的$^{13}$ CO：N $_2$和$^{13}$ CO $_2$：N $_2$冰混合物提交紫外线辐射在实验室中。光化学过程和光解吸进行了研究的各种比例的冰组分。实验在12K超高真空条件下进行。用连续发射紫外灯模拟稠密星际云中的二次紫外线照射冰。在照射期间，傅里叶变换红外光谱用于监测冰的变化，四极质谱用于气相分子。在辐照的$^{13}$ CO $_2$：N $_2$冰混合物中，在红外光谱中检测到$^{13}$ CO、$^{13}$ CO $_2$、$^{13}$ CO $_3$、O $_2$和O $_3$光产物。N $_2$分子也参与光化学反应，并且还检测到含氮分子：NO、NO $_2$、N $_2$ O和N $_2$ O $_4$。光解吸率和它们的依赖性的存在下的N $_2$进行了研究。如先前报道的，$^{13}$ CO和$^{13}$ CO $_2$分子可以将光子能量转移到N个$_2$分子。结果，$^{13}$ CO和$^{13}$ CO $_2$的光脱附速率随着N $_2$的分数增加而降低，而N …
2019-03-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
The (impossible?) formation of acetaldehyde on the grain surfaces: insights from quantum chemical calculations
在星际介质中发现了复杂有机分子。然而，目前尚不清楚它们的合成是发生在星际颗粒的冰冷表面还是通过一系列气相反应。作为ISM中COMs合成的一个测试案例，我们提出了新的量子化学计算乙醛（CH3CHO）的形成从耦合的HCO和CH3自由基，无论是在气相中和水冰表面。HCO和CH 3的结合能的无定形水冰也计算（2333和734 K，分别）。结果表明，在气相中，产物可以是CH 3CHO，CH 4 + CO，或CH 3OCH，这取决于两个自由基的相对取向。然而，在无定形水冰，只有CH 4 + CO产品是可能的，由于水冰表面的几何约束。因此，乙醛不能通过在冰粒上的CH 3 + HCO偶联来合成。我们讨论了这些结果和其他情况下，如乙二醇和二甲醚，在类似的情况下，可能会发生的影响，这表明这些分子在晶粒表面上的形成可能是不太可能的。
2016-03-30 astro-ph.EP
Replicating the flyby sampling of salty ocean world ice grains using impact ionization mass spectrometry
本研究利用新型超高速冰粒加速与撞击质谱法，量化了欧罗巴快船任务飞掠速度范围内NaCl冰粒质谱受成分和速度的影响，为未来海洋世界数据解读提供关键依据。
2025-08-13 astro-ph.EP astro-ph.IM physics.space-ph
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
Water ice at the surface of HD 100546 disk
利用Gemini/NICI对赫比格Be星HD 100546周围的盘进行了近红外红外成像观测。K（2.2\，$μ$ m），H $_2$ O冰（3.06\，$μ$ m），和L '（3.8\，$μ$ m）盘的图像，我们发现3.1\，$μ$ m的吸收特征在散射光谱中，可能是由于在盘表面的水冰粒。将观测到的冰吸收深度特征与基于\cite{Oka2012}的包含恒星紫外光子对水冰光解吸作用的圆盘模型进行了比较。在测量精度范围内，有/无光脱附效应的两种圆盘模型都能解释观测到的吸收深度，但光脱附效应的圆盘模型稍有优势，这意味着紫外光子对Herbig Ae/Be圆盘表面冰粒的存活/破坏起着重要作用。水冰吸收深度的观测精度需要进一步提高，以约束磁盘模式。
2016-03-31 astro-ph.EP
Diagnostic value of far-IR water ice features in T Tauri disks
本文研究了如何利用水冰的远红外特征来推断金牛座T星周围的盘的性质和水冰的热历史。我们探索的权力，未来的观测与SOFIA/HIRMES和SPICA的建议远红外仪器SAFARI。一系列详细的辐射转移磁盘模型周围的一个代表性的金牛座T星被用来调查如何在45和63微米的远红外水冰功能的变化与关键磁盘属性：磁盘大小，晶粒大小，磁盘尘埃质量，尘埃沉降，和冰的厚度。此外，设计了一系列的模型来计算水冰在盘内的预热、直接沉积和冷却情况下的水冰排放特征。从磁盘表面的冰粒光解吸减弱中红外线水冰功能的因素4-5。远红外水冰发射特征起源于10-100 au距离处的圆盘状表面雪线处的小颗粒。除非盘中缺少该储液器（例如，具有大腔的过渡盘），否则特征强度不变。大于10微米的颗粒对特征没有贡献。颗粒沉降（使用湍流描述）对冰特征强度的影响最多为15%。冰功能的强度与磁盘尘埃质量和水冰分数的颗粒，但饱和的尘埃质量大于1.e-4 Msun和冰地幔，增加尘埃质量超过50%。水冰的各种热历史在特征的形状（结晶/非晶）以及45微米特征的峰值强度和位置上留下印记。SOFIA/HIRMES只能探测到比我们的标准金牛座T盘模型在深度曝光（1小时）中模拟的强得多的结晶冰特征。SPICA/SAFARI可以在短时间曝光（10分钟）内检测到我们标准的金牛座T盘模型中的典型冰特征。（略）
2018-04-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Ices in planet-forming disks: Self-consistent ice opacities in disk models
在寒冷和屏蔽的环境中，分子在尘埃颗粒表面冻结形成冰，如H2O，CO，CO2，CH4，CH3OH和NH3。在原行星盘中，精确的径向和垂直冰的延伸取决于盘的质量，几何形状和恒星紫外线照射。本工作的目标是提出一个计算有效的方法来计算冰和裸颗粒不透明度在原行星盘模型一致的化学和调查冰不透明度的物理化学状态和光学外观的磁盘上的效果。一个矩阵的米氏效率预先计算不同的冰种和厚度，从冰粒的位置相关的不透明度，然后插入。这是实现在PRODIMO代码的冰不透明度和冰的本地组成，这是从我们的化学网络获得的自洽解决方案。局部地，不透明度可以显著地改变，例如，由于冰的形成，在中平面中增加超过200倍，特别是在UV和光学波长处。这主要是由于冰的形成导致尘埃颗粒的大小分布发生变化。然而，由于不透明度仅在盘的光学厚区域中改变，所以热盘结构不会显著改变。出于同样的原因，光谱能量分布计算与我们的磁盘模型与冰不透明一般只显示微弱的冰发射功能，在远红外波长。冰吸收特征仅在边缘方向上可见。对冰如何分布在粒度分布上的假设影响了SED的远红外和毫米斜率。冰的特征和强度受冰的幂律和化学类型的影响。我们的模型预测更强的冰功能的观测，可以在空间上解决磁盘，特别是在吸收。
2022-08-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Comet 17P/Holmes in Outburst: The Near Infrared Spectrum
2007年10月24日，木星家族彗星17 P/Holmes在UT 2007上发生了一次显著的爆发，在这次爆发中，彗星的整体亮度突然增加了约100万倍。我们利用位于莫纳克亚山顶部的3.0米NASA红外望远镜（IRTF），在UT 2007年10月27日、28日和31日获得了17 P/Holmes的近红外（0.8 - 4.2微米）光谱。在反射光谱中发现两个宽吸收带，其中心（分别在2微米和3微米处）和总体形状与彗发中存在的水冰粒一致。这些波段的合成混合模型表明起源于微米大小的冷冰粒。然而，奇怪的是，在我们的数据中没有检测到预期的1.5微米的水冰带，我们无法解释这一观察结果。同时，光谱中波长超过3.2微米的过量热发射具有360 +/- 40 K的色温（对应于2.45 AU处的约2.0 +/- 0.2的色温因子）。天气太热了，这些谷物不可能结冰。水冰光谱特征和短波长热发射的检测表明，17 P/Holmes的彗发有两个组成部分（热的，难熔的尘埃和冷的冰粒），它们没有热接触。一个类似的颗粒喷射到彗发的9 P/坦普尔1的深度撞击航天器被注意到。
2009-03-07 astro-ph.EP
A $\sim$32-70 K formation temperature range for the ice grains agglomerated by comet 67P/Churyumov-Gerasimenko
Grand Canonical蒙特卡罗模拟被用来再现由Rosetta航天器上的ROSINA质谱仪在木星族彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko中观察到的1.7 $\times$ 10 $^{-3}$和1.6 $\times$ 10 $^{-2}$之间的N $_2$ /CO比，假设该天体是由原太阳星云中的包合物聚集而成的。模拟是使用一个详细的原子间势调查的温度依赖性的捕获内的多个客人笼形物形成的CO和N $_2$的气体混合物的比例对应于那些预期的原太阳星云。通过假设67 P/Churyumov-Gerasimenko是从包合物中凝聚而成的，我们的计算表明，彗星颗粒一定是在原太阳星云中$\sim$ 31.8和69.9 K之间的温度范围内形成的，以匹配ROSINA质谱仪测量的N $_2$ /CO比率。木星家族彗星中笼形物的存在可以解释在67 P/Churyumov-Gerasimenko中测量到的潜在N $_2$耗尽（与原太阳值相比，因子高达$\sim$ 87）。
2015-04-07 astro-ph.EP
Spatially resolved detection of crystallized water ice in a TTauri object
我们寻找冻结的水及其周围的年轻恒星对象（YSO的I/II类）的处理。我们试图检测潜在的，区域性的差异，在YSO内的水冰演化，这是相关的了解原行星系统的祖先的化学结构和固体材料的演变。水作为丰富化学反应的反应床发挥着重要作用，是地球上已知生命不可或缺的条件。本文利用NAOS-CONICA/VLT方法分析了蛇夫座分子云中金牛座YLW 16 A的3 μ m水冰光谱。我们获得了不同地区的拱星环境的光谱。将观测到的吸收曲线与实验室测量的非晶冰和结晶冰的质量消光曲线进行了反卷积。我们考虑吸收和散射的冰粒。YLW 16A中的水冰被检测到具有tau = 1.8和tau = 2.5之间的光学深度。所测得的分布主要由小颗粒（0.1 μ m-0.3 μ m）的消光分布拟合，大颗粒的贡献很小（<10%）。然而，一个明确的痕迹的晶粒生长cannot found.We检测到结晶水冰的光谱，有其起源于不同地区的拱星环境的TTauri星YLW 16A。星周盘上层的结晶度增加，而双极包层中仅存在无定形晶粒。正如对金牛座T天体中硅酸盐颗粒的研究一样，外盘区域上层的较高结晶度意味着水冰结晶并保持结晶状态，靠近水冰被屏蔽免受硬辐射的盘大气层。
2010-05-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Constraining the detectability of water ice in debris disks
水冰对生命的进化和保存很重要。因此，确定碎片盘中水冰的分布是天体生物学领域的一大兴趣。此外，冰尘颗粒预计将在整个行星形成过程中发挥重要作用。然而，目前可用的观测只能得出关于碎片盘中存在水冰的弱结论。我们调查它是否是可行的，在典型的碎片磁盘系统检测水冰。我们考虑到以下冰的破坏机制：冰的升华，通过星子碰撞产生尘埃，紫外线明亮的中央恒星的光溅射。我们考虑了由无定形冰、结晶冰、星状硅酸盐和真空包裹体组成的各种形状的冰尘混合物颗粒。利用有效介质理论，即Maxwell-Garnett规则，计算了非均匀冰尘混合物的光学性质。随后，我们产生了合成碎片盘可观的，如光谱能量分布和空间分辨热再发射和散射光强度和偏振图与我们的代码DMS。我们发现，突出的$\sim$ 3 $μ\rm{m}$和44 $μ\rm{m}$水冰功能可以潜在地检测到在未来的观测碎片盘与詹姆斯韦伯太空望远镜和空间红外望远镜的宇宙学和天体物理学。我们表明，冰的升华，星子之间的碰撞，和紫外线源引起的光溅射显然会影响碎片盘系统的观测外观。此外，高度多孔的冰倾向于产生大约3 $μ\rm{m}$的高度偏振的辐射。最后，冰的生存线的位置是由各种尘埃属性，如冰与尘埃的分数比，冰的物理状态，和冰粒的孔隙度。
2019-08-20 astro-ph.EP
The Cosmic-Ray Induced Sputtering Process On Icy Grains
在分子云核中，宇宙线离子与冰粒碰撞产生的宇宙线溅射是冰分子从尘埃周围地幔中解吸的过程之一。这一过程的效率取决于入射CR离子的性质以及冰幔的物理化学性质。我们的主要目标是检查的溅射效率的H $_2$ O和CO冰发现的分子云的核心。在计算程序中，我们考虑了一个多维参数空间，包括30 CR离子类型，5种不同的CR离子能量通量分布，两个独立的冰地幔成分（纯H $_2$ O和CO），三个冰形成状态，和两个溅射制度（线性和二次）。我们发现H $_2$ O和CO冰的溅射行为主要由二次区域而不是线性区域控制，特别是对于CO溅射。H $_2$ O和CO冰的溅射速率系数显示出明显的变化，相对于所采用的CR离子的能量通量以及晶粒尺寸依赖的地幔深度。圆柱形潜区的最大半径对有效电子阻止本领相当敏感。CO冰的径迹半径远大于H $_2$ O冰的径迹半径。与H $_2$ O地幔相反，根据${\rm S_{\rm e,eff}}$，即使相对较轻的CR离子（$Z \geq 4$）也可能导致CO地幔内的径迹形成。我们建议，潜在的轨道形成阈值可以被假定为一个分离器之间的线性和二次制度的溅射。
2022-11-15 astro-ph.EP astro-ph.HE
Evolution of Coated Grains in Spiral Shocks of Self-Gravitating Protoplanetary Disks
我们研究了由包裹橄榄石核的冰壳组成的颗粒在通过原行星盘中的螺旋激波时的演化。我们使用已发表的三维辐射流体动力学模拟的大规模自引力原行星盘提取的热力学螺旋冲击在该地区之间的10和20 AU的中央恒星。当密度波通过时，它加热了颗粒，使它们失去冰壳，导致颗粒不透明度降低。此外，由于不同大小的颗粒将具有略微不同的温度，因此冰将从较热的颗粒迁移到较冷的颗粒。迁移速率取决于背景气体的温度，因此，如果气体被暂时加热到高于$\sim 150$ \，K，则对于低温有效稳定的颗粒分布可能经历不透明性的不可逆变化。我们发现，不透明度可以下降更多，并在一个显着更快的速度在整个螺旋冲击相对于预测的标准尘埃颗粒模型采用流体动力学计算的原行星盘。这将导致螺旋臂内的气体冷却更快。我们讨论了我们的研究结果的影响磁盘碎片到亚恒星物体的距离在几十个天文单位的敏感性。
2011-03-30 astro-ph.EP
Water ice in the Kuiper belt
我们研究了大量的低分辨率近红外光谱的柯伊伯带天体和半人马座，试图了解水冰的存在下，在柯伊伯带。我们发现这些天体表面的水冰以三种不同的方式出现：（1）妊神星家族成员独特地显示出近乎纯净的水冰表面，推测这是一个较大的已分化的原妊神星的冰质地幔碎裂的结果;（2）绝对星等为$H<3$的大天体（和有限数量的H=4.5）有水冰的表面覆盖物-也许与氨混合-这似乎与这些大型物体上可能古老的冰火山活动有关;和（3）既不是妊神星家族成员也不是冷经典KBO的较小KBO和半人马似乎分为两个家族（我们称之为“中性”和“红色”），每一种都是普通的近中性成分和也包括水冰的微红或非常红的成分的混合物。一个模型表明，中性和红色物体之间的差异是由于在早期致密的太阳系中分别在~20天文单位甲醇蒸发线的内部或外部形成的，这一模型得到以下观察结果的支持：仅在最红的物体上检测到甲醇，这些物体预计含有最多的甲醇混合物。
2012-04-16 astro-ph.EP
Chemistry on rotating grain surfaces: ro-thermal hopping and segregation of molecules in ice mantles
颗粒表面在空间中分子的形成和解吸中起着核心作用。为了在颗粒表面上形成分子，捕获在结合位点中的吸附物质必须是可移动的并且迁移到相邻位点。热跳跃是一种流行的机制，吸附物种的迁移时，粮食表面被恒星辐射升温。然而，以往的研究忽略了一个事实，即粮食可以自旋到超高温旋转的辐射扭矩（RAT）在粮食加热过程中。为了获得一个精确的表面天体化学模型，本文研究了由RATs引起的晶粒超热旋转对冰粒地幔上吸附物种热跳跃的影响。我们发现，由于颗粒超热旋转的离心力可以增加自由基的流动性上/在冰地幔相比，预测热跳跃，我们把这种机制ro-thermal跳跃。光热跳跃的速率既取决于局部辐射能量密度（即，晶粒温度）和气体密度，而热跳跃仅取决于晶粒温度。我们计算的晶粒温度的减少所需的光热跳跃产生相同的跳跃率热跳跃，并发现它增加的扩散能量和降低气体密度。最后，我们研究了晶粒超热旋转对冰混合物分离的影响，发现CO $_2$从H $_2$ O-CO $_2$冰中的热分离可以在比实验报道的热分离低得多的温度下发生。我们的研究结果表明，晶粒超热旋转可以提高流动性，形成，解吸和分离的分子在冰粒地幔。
2019-10-27 astro-ph.EP astro-ph.GA physics.chem-ph
Hydrogen-Water Mixtures in Giant Planet Interiors Studied with Ab Initio Simulations
我们使用从头算分子动力学模拟研究了行星内部条件下的水氢混合物。我们确定的热力学性质的各种水-氢混合比在2000和6000 K的温度为几十GPa的压力。这些条件与冰巨行星和气体巨行星的外壳有关。我们发现，在2000 K的混合物是在分子制度，而在6000 K的氢和水的解离是重要的，影响热力学性质。我们研究了液体的结构，并分析了径向分布函数。我们提供的传输特性，扩散和粘度的估计，自相关函数的基础上。我们得到的粘度估计的数量级的十分之几mPa.s的条件下考虑。这些结果与冰巨行星的发电机模拟有关。
2015-10-26 astro-ph.EP
Water ice: temperature-dependent refractive indexes and their astrophysical implications
本研究基于新测得的30 K下H₂O冰中红外复折射率，通过辐射转移模拟修正了冰粒不透明度与柱密度计算结果，明确了冰孔隙率的影响，并提出H₂O平动振动带可作为星际冰孔隙率的新诊断工具。
2023-08-23 astro-ph.EP astro-ph.IM
Radial Drift of Dust in Protoplanetary Disks: The Evolution of Ice lines and Dead zones
我们已经开发了一个新的模型的天体化学结构的粘性演变原行星盘，耦合分析描述磁盘的温度和密度分布，化学演变，和不断变化的尘埃分布。我们计算不断变化的径向分布的范围内的尘埃颗粒大小，这取决于凝聚，破碎和径向漂移过程。特别是，我们发现，水冰线起着重要的作用，在塑造的径向分布的最大晶粒尺寸，因为冰涂层的晶粒是显着不太容易破碎比他们的干同行。这反过来又对磁盘电离产生重要影响，从而对死区的位置产生重要影响。在比较一个简单的恒定的气体尘埃比模型的尘埃作为一个例子，我们发现，新的模型预测的外死区边缘，移动约3的一个因素，在1百万年（至5 AU）和约14的一个因素，3百万年（至0.5 AU）。我们发现死区和热跃迁陷阱的位置变化对行星在原行星盘中的形成和捕获具有重要意义。最后，我们认为我们的结果在最近的ALMA观察HL头和TW Hya。
2016-11-08 astro-ph.EP
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
Interstellar Simulations Using A Unified Microscopic-Macroscopic Monte Carlo Model with a full Gas-Grain Network including Bulk Diffusion in Ice Mantles
我们设计了一种改进的算法，使我们能够模拟冷致密星际云的化学与完整的气体颗粒反应网络。的化学处理由一个统一的微观宏观蒙特卡罗方法，包括光子穿透和体扩散。为了确定这两个过程的重要性，我们用三种不同的模型模拟了化学反应。在模型1中，我们使用一个指数的治疗，以遵循光子如何穿透和光解离冰物种在整个粮食地幔。此外，光解的产物可以通过体扩散扩散并在冰幔内反应。模型2类似于模型1，但具有较慢的体扩散速率。还模拟了仅允许在顶部两层上发生光解反应的参考模型0。假设光解吸发生在所有三个模型的顶部两层。我们发现，这三个模型之间的粮食地幔中的主要稳定物种的丰度没有太大的差异，我们的模拟结果，这些物种的丰度与观测吻合得很好。同样，在三个模型中的气相物种的丰度没有变化。然而，自由基的丰度在粮食地幔可以不同的程度上的光子穿透和光解产物的体扩散的两个数量级。我们还发现，复杂的分子可以形成在所有三个模型的温度低至10 K。
2014-05-05 astro-ph.EP astro-ph.GA
