Formation of PAHs and Carbonaceous Solids in Gas-Phase Condensation Experiments
碳质颗粒是宇宙尘埃的主要成分。为了了解它们的形成途径，它们已经在实验室中通过气相缩合反应如激光热解和激光烧蚀制备。我们的研究表明，在冷凝区的温度决定了碳颗粒的形成途径。在低于1700 K的温度下，冷凝副产物主要是多环芳烃（PAH），这也是冷凝烟尘颗粒的前体或构件。低温冷凝物中含有多环芳烃混合物，主要由挥发性3-5环体系组成。在高于3500 K的冷凝温度下，形成类富勒烯碳颗粒和富勒烯化合物。富勒烯片段或完整的富勒烯装备成核颗粒。富勒烯可被鉴定为可溶性组分。因此，在冷和热的天体物理环境，如冷和热的AGB星或沃尔夫拉叶星的冷凝产品应该是不同的，应该有不同的光谱特性。
2009-03-04 astro-ph.GA
Mechanochemical synthesis of Aromatic Infrared Band carriers. The top-down chemistry of interstellar carbonaceous dust grain analogues
星际空间有纳米到微米大小的尘埃颗粒。这些谷物中富含碳的成分发出红外波段的光，几十年来一直被望远镜和卫星远程观测。它们是天体化学尘埃演化的关键成分。大多数这些条带的精确载体仍然是未知的，并且在实验室中不能很好地再现。在这项工作中，我们展示了无序芳香族和脂肪族类似物的高能机械化学合成提供了星际相关的尘埃颗粒。碳基固体在氢气氛下的机械化学研磨产生的粒子与芳香族红外波段（AIB）发射的天体物理观测的光谱匹配。最能再现这些天文红外观测的类似物的H/C比在5 $\pm$ 2%的范围内。这个值远低于弥漫星际氢化无定形碳，另一个银河尘埃颗粒组分中观察到的吸收，它最有可能提供了一个约束的氢化程度最芳香碳尘埃颗粒载体。在AIB中观察到的7.4-8.3 $μ$ m范围内的宽带与氢含量相关，因此与所产生的类似物的结构演变相关。机械化学过程可以被看作是一个实验反应器，以刺激局部高能化学反应。它引入了键无序和氢化学附着在所产生的缺陷上，其效果类似于星际空间与固体的非常局部化的化学反应。从天体物理学的角度来看，这些实验室星际尘埃类似物将用于预测模拟星际条件下的尘埃颗粒演化，包括恶劣的辐射环境。这样的星际类似物提供了一个机会，以获得对其他恒星形成系统中物质循环的全球观点。
2020-04-06 astro-ph.GA
Internal and external alignment of carbonaceous grains within the radiative torque paradigm
我们研究的内部和外部排列的碳颗粒，包括石墨和氢化无定形碳（HAC），在星际介质（ISM）内的辐射扭矩（RAT）的范例。对于内部排列（IA），我们发现，HAC晶粒具有核顺磁性，由于氢质子可以有有效的核弛豫，而HAC和石墨晶粒可以有有效的非弹性弛豫的晶粒在低$-J$和高$-J$吸引子。对于外部配向，HAC和石墨晶粒可以在低$-J$吸引子处与辐射方向（$k$ -RAT）配向，但由于辐射旋进的抑制而不能在高$-J$吸引子处具有稳定配向。与气体碰撞的随机化相比，HAC还具有缓慢的拉莫尔旋进，并且不能与磁场对准（$B$ -RAT）。通过扩散ISM漂移的$a<0.05μ$ m的小HAC颗粒由于其快速旋进而可以在高$-J$吸引子处沿着感应电场（$E$-RAT）弱地排列。顺磁弛豫的核磁被发现是无效的HAC晶粒由于快速抑制核磁化率时，晶粒旋转在高$-J$吸引子。然后，我们研究了一个典型的富碳渐近巨星分支星IRC+10216的信封中的碳尘的排列。我们发现，在低$-J$吸引子对齐的晶粒可以通过内部区域中具有错误IA的$k$ -RAT发生，但通过最外部区域中的$B$ -RAT发生。然而，由于有效的非弹性弛豫，在高$-J$吸引子处排列的晶粒通过$k$ -RAT具有正确的IA排列。当仅存在低$-J$吸引子处的颗粒时，通过SOFIA/HAWC+观察到的朝向IRC+10216的极化模式可以再现，这是由于通过RAT破…
2023-01-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Interstellar Dust Close to the Sun
太阳附近和日光层内部的低密度星际介质（ISM）为研究星际尘埃颗粒提供了一个独特的实验室。在附近的ISM的颗粒特性获得的星际气体和尘埃的日光层内的观测和星际气体对附近的恒星。气体成分和太阳丰度之间的比较表明，颗粒主要由橄榄石和可能的某种形式的氧化铁。星际边界探测器对星际Ne/O比率的测量表明，ISM中的星际氧的很大一部分必须被耗尽到尘埃颗粒上。本地星际丰度是一致的颗粒破坏~150公里/秒的星际冲击，提供的碳质成分是氢化的无定形碳和碳丰度是正确的。气体中耐火材料相对丰度的变化表明附近ISM中晶粒破坏历史的变化。观察到的大于1微米的大颗粒可能表明附近存在较致密的ISM储层。星际尘埃颗粒和太阳风之间相互作用的理论三维模型预测，大约0.18微米尘埃颗粒的羽状物在日光层周围形成。
2012-05-17 astro-ph.GA
Separate silicate and carbonaceous solids formed from mixed atomic and molecular species diffusing in neon ice
通过对硅-冰基质进行退火，实验研究了先前存在的星际尘埃颗粒表面上难熔物质的形成和生长，在硅-冰基质中，硅酸盐颗粒（Mg和Fe原子，SiO和SiO $_2$分子）和固体碳（C $_n$分子，$n$ = 2-10）的潜在前体最初被分离。其他分子，主要是O $_3$、CO、CO $_2$、C $_3$ O和H $_2$ O，同时包埋在基质中。退火过程导致冷掺杂剂在氖冰中扩散和相互作用。用红外光谱原位监测该过程揭示了在低于13 K的温度下氧化硅和碳分子的消失，以及硅酸盐的Si-O伸缩带的上升。非原位电子显微镜证实了硅酸盐颗粒的形成，并表明它们的结构是无定形的。它还表明，无定形碳物质同时形成旁边的硅酸盐颗粒，这两种材料被化学分离。实验的结果支持的假设，即复杂的硅酸盐和碳质材料的颗粒在冷ISM中重新形成，所建议的天文观测和宇宙尘埃质量的演化模型。此外，它们表明，一种材料的潜在前体在低温下不会与另一种材料结合，这为我们提供了星际颗粒中硅酸盐和碳的分离提供了线索。
2020-02-25 astro-ph.GA cond-mat.mtrl-sci
Propargylimine in the laboratory and in space: millimetre-wave spectroscopy and first detection in the ISM
在星际介质中存在最多含三个碳原子的小亚胺。由于炔基化合物是丰富的，在这种介质中，炔丙亚胺因此代表了一个有前途的候选人，一个新的星际探测。本工作的目标是进行一个全面的实验室调查的旋转光谱炔丙亚胺在其地面振动状态，以获得一组高度精确的静止频率，并在空间搜索。在83-500 GHz频率范围内，在实验室记录了炔丙亚胺的$E$和$Z$几何异构体的转动光谱。测量已进行使用源调制毫米波光谱仪配备了一个热解系统的生产不稳定的物种。高层次的从头计算进行，以协助分析，并获得可靠的估计光谱量的扩展集。改进的光谱数据使我们能够在静止的G+0.693-0.027分子云中成功地搜索这种新的亚胺。在$>2.5 σ$水平检测到18个$Z$ -炔丙胺系，得到柱密度估计值为$N = (0.24\pm 0.02)\times 10^{14}$ cm $^{-2}$。检索了较高能量$E$异构体的上限，数据中未检测到该异构体。分数丰度（w.r.t. H $_2$）是$Z$.我们讨论了可能的形成路线，通过比较衍生的丰度与那些在源中测量的可能的化学前体。
2020-06-15 astro-ph.GA
Abundant hydrocarbons in a buried galactic nucleus with signs of carbonaceous grain and polycyclic aromatic hydrocarbon processing
Instituto de Física Fundamental, CSIC（基础物理研究所，西班牙国家科学研究委员会）；Departamento de Física y Matemáticas, Universidad de Alcalá（阿尔卡拉大学物理与数学系）；Department of Physics, University of Oxford（牛津大学物理系）；School of Sciences, European University Cyprus（塞浦路斯欧洲大学理学院）
通过JWST观测发现IRAS 07251-0248存在丰富的烃类，推测其源于碳质颗粒和PAHs的侵蚀与碎裂。
2026-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation History of Polycyclic Aromatic Hydrocarbons in Galaxies
多环芳烃（PAHs）是星际介质（ISM）中的主要尘埃组分之一。我们提出了我们的进化模型的丰度多环芳烃在ISM上的星系演化时间尺度。我们认为，粉碎的碳质尘埃颗粒在星际湍流的多环芳烃的形成机制，而多环芳烃的丰度可以减少凝聚到尘埃颗粒，破坏超新星冲击，并纳入恒星。我们实现这些过程中的一个区域的化学演化模型，以获得在星系中的PAH丰度的演变。我们发现，PAH的形成变得加速以上一定的金属粉碎成为有效的。对于PAH的破坏，而超新星冲击是在金属贫乏的环境中的主要机制，凝聚是在金属丰富的环境中占主导地位。我们比较了我们的模型中的PAH丰度的演变与星系中观测到的丰度具有广泛的金属丰度范围。我们的模型再现了低金属丰度星系中PAH检测的缺乏和高金属丰度星系中PAH丰度的金属依赖性。多环芳烃丰度的强金属依赖性出现作为强金属依赖性的尘埃质量增加的结果，通过吸积的金属到尘埃颗粒，最终粉碎成多环芳烃。我们的结论是，观测到的趋势的多环芳烃丰度可以是一个自然的结果粉碎的碳颗粒的来源多环芳烃。为了建立我们的PAH形成方案，通过粉碎形成PAH的观察证据将是至关重要的。
2014-01-16 astro-ph.GA
The cycling of carbon into and out of dust
观测证据似乎表明，星际碳消耗成尘埃显示出相当广泛的变化，碳在星际介质（ISM）中经历相当快的再循环。小的碳氢化合物颗粒在光解离区被紫外光子、星际冲击波中的离子和电子碰撞以及宇宙射线处理。因此，相当一部分烃尘必须在致密的分子ISM中通过吸积重新形成。一种新的尘埃模型（Jones等人，太空人。太空人，2013，558，A62）表明，弥散星际介质（nH = 1000 cm ^3）中尘埃可观测值的变化可以用小碳氢化合物颗粒群的系统性和环境驱动的变化来解释。在这里，我们探讨了在扩散ISM和分子云之间的过渡区域（例如，琼斯，宇航员。2013，555，A39）。我们发现，显着的碳质尘埃再加工和/或地幔吸积可以发生在分子云的外部区域，这种尘埃将有显着不同的光学性质，从尘埃在相邻的扩散ISM。我们的结论是，碳进出尘埃的（再）加工和循环也许是推进我们对ISM中尘埃演变的理解的关键。
2014-11-21 astro-ph.GA
Carbonaceous dust grains seen in the first billion years of cosmic time
本研究在宇宙最初十亿年（红移z~7）的星系近红外光谱中探测到2175埃尘埃消光特征，表明碳质尘埃快速形成，可能源于沃尔夫-拉耶星或超新星抛射物。
2023-07-26 astro-ph.GA
Effects of structural and chemical disorders on the visible/UV spectra of carbonaceous interstellar grains
最近在实验和理论上对石墨烯（石墨的基本成分）的理解取得了惊人的进展，本文从第一性原理计算了由石墨烯层堆叠而成的纳米颗粒的紫外消光。该理论还涵盖了石墨烯受到结构，化学或取向无序影响的情况，每种无序类型由单个参数定量定义。发现这种模型材料所携带的消光凸块的位置和宽度与已知的天文学2175中微子特征在相同的范围内：随着无序参数的增加，凸块宽度从0.85增加到2.5 $μ$ m $^{-1}$，而其峰值位置从4.65移动到4.75 $μ$ m $^{-1}$。中等程度的无序足以覆盖绝大多数观察到的隆起的宽度范围（0.75至1.3 $μ$ m $^{-1}$）。更高的度数说明了异常值，也在天空中观察到。结构或化学无序的引入相当于将初始的$sp^{2}$键合改变为$sp^{3}$或$sp^{1}$，因此模型材料的光学性质变得类似于在实验室中研究的或多或少无定形富碳材料：a-C、a-C：H、HAC、ACH、煤等。
2013-04-17 astro-ph.GA cond-mat.mes-hall
Molecular complexity in the interstellar medium
在星际介质（ISM）中寻找复杂的有机分子已经揭示了越来越复杂的物种。这种搜索依赖于在实验室中取得的进展，以表征其旋转光谱。我们对导致ISM分子复杂性的过程的理解建立在使用实验室和理论研究提供的化学网络的数值模拟的基础上。ALMA和NOEMA的出现为ISM中探索分子复杂性打开了一扇新的大门。它们的高角分辨率减少了恒星形成核心的光谱混乱，并且它们的灵敏度增加了，可以检测到以前无法探测的低丰度分子。最近检测到的分子的复杂性不仅表现在原子数量上，而且表现在它们的分子结构上。我们讨论了这些进展，并报告ReMoCA，一个新的谱线调查与ALMA对高质量恒星形成区Sgr B2（N）。
2019-07-18 astro-ph.GA
Nano-grain depletion in photon-dominated regions
上下文碳纳米颗粒在星际介质（ISM），特别是光子主导区（PDR）的物理化学中起着重要作用。它们的性质随当地的物理条件而变化，并影响当地的化学和动力学。目的。我们的目标是突出碳纳米颗粒在三个不同的PDR的演变，并提出了一个方案的灰尘演变的物理条件的响应。方法.我们使用Spitzer/IRAC（3.6、4.5、5.8和8 $μ$ m）和Spitzer/MIPS（24 $μ$ m）以及Herschel/PACS（70 $μ$ m）来绘制IC 63和猎户座棒的尘埃排放图。为了评估灰尘的属性，我们模拟了灰尘排放在这些地区使用的辐射转移代码SOC与THEMIS灰尘模型。结果无论PDR，我们发现，纳米晶粒耗尽，它们的最小尺寸是大于在扩散ISM（DISM），这表明，导致纳米晶粒被光破坏的机制是非常有效的低于一个给定的临界尺寸限制。纳米颗粒尘埃与气体的质量比与G 0和照明恒星的有效温度的演变表明通过较大颗粒的碎片和纳米颗粒光破坏的纳米颗粒形成之间的竞争。我们模拟尘埃碰撞驱动的辐射压力与经典的一维方法，这是一个可行的方案，通过碎片解释纳米颗粒的形成，因此，观察到的变化纳米颗粒尘埃气体质量比从一个PDR到另一个。结论.我们发现一个广泛的变化，从一个PDR到另一个纳米颗粒粉尘的性质，随着在这些地区的纳米颗粒耗尽的一般趋势。我们提出了一个可行的方案，纳米晶粒的形成，通过破碎的大颗粒由于辐射压力引起的碰撞。
2022-09-09 astro-ph.GA
Interstellar carbonaceous dust erosion induced by X-ray irradiation of water ice in star-forming regions
本文首次系统研究恒星形成区中水冰的X射线辐照对星际碳质尘埃的侵蚀机制，通过超高真空实验和同位素标记动力学分析揭示CO₂和CO的生成路径及产率与碳层厚度的关系。
2023-10-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Spectral energy distributions of dust and PAHs based on the evolution of grain size distribution in galaxies
基于一个星系中颗粒尺寸分布的单区演化模型，计算了硅酸盐、碳质尘埃和多环芳烃（PAHs）的红外光谱能量分布（SED）的演化.星际介质的稠密气体分数（$η_\mathrm{dense}$）、恒星形成时间尺度（$τ_\mathrm{SF}$）和标准化为银河值的星际辐射场强度（$U$）是主要参数。我们发现在星系演化的早期阶段，SED形状通常具有弱的中红外（MIR）发射，因为尘埃丰度主要由大颗粒组成。在中间阶段（$t\sim 1$ Gyr为$τ_\mathrm{SF}=5$ Gyr），MIR发射迅速增长，因为气相金属的吸积使小颗粒的丰度急剧增加。我们还比较了我们的结果与观测数据的附近和高红移（$z\sim 2$）星系的\textit{Spitzer}。我们广泛地再现在各个波段的金属丰度的函数的流量比。我们发现，小的$η_\mathrm{dense}$（即\由扩散相主导的ISM）有利于再现附近和$z\sim 2$样品的由PAHs主导的8 $μ$ m强度。一个长的$τ_\mathrm{SF}$将8 $μ$ m的发射提高到与附近低金属丰度星系一致的水平。理论计算和观测之间的广泛匹配支持我们对粒度分布的理解，但扩散ISM对PAH排放的重要性意味着空间分辨ISM治疗的必要性。
2020-10-02 astro-ph.GA
Dust destruction by the supernova remnant forward shock in a turbulent interstellar medium
Ghent University（根特大学）；University College London（伦敦大学学院）
研究通过模拟超新星残骸前向激波在湍流星际介质中的尘埃破坏过程，发现高密度介质中尘埃破坏率较高，碳质尘埃更耐破坏，表明大多数超新星残骸是尘埃吸收体。
2026-02-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ashes of FIRE: Modeling Dust Grain Size Evolution in the Local Group with FIRE
Indiana University（印第安纳大学）；University of California at San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）
本文提出了一种新的离散尘埃颗粒大小演化模型，用于研究本地群中尘埃丰度、化学组成和颗粒大小的变化，发现尘埃颗粒大小分布呈现双峰特征，揭示了尘埃生长和破坏对尘埃丰度的影响。
2026-03-09 astro-ph.GA
Nested Dust Shells around the Wolf-Rayet Binary WR 140 observed with JWST
拥有沃尔夫-拉叶（WR）星的大质量碰撞风双星是星际介质（ISM）中尘埃和化学富集的潜在重要来源。然而，从这样的系统形成的粉尘的化学成分和生存还没有得到很好的理解。富碳的WR（WC）双星WR~140是研究这些问题的理想天体物理实验室，因为它有明确的轨道周期和可预测的尘埃形成事件，每7.93年围绕近星点通过。我们目前的观测从我们的早期释放科学计划（ERS 1349）与詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）中红外仪器（MIRI）中分辨率光谱仪（MRS）和成像仪，揭示了嵌套拱星尘埃壳周围WR~140的光谱和空间特征。第二个尘埃壳层的MIRI MRS光谱和成像仪对过去$\gtrsim130$年中形成的超过17个壳层的探测证实了WR~140中的碳质尘埃颗粒的存活，这些尘埃颗粒可能是6.4和7.7 $μ$ m处“未识别红外”（UIR）波段特征的载体。观测结果表明，尘埃形成的WC双星可以丰富ISM与有机化合物和碳质尘埃。
2022-10-12 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
ROBO: a Model and a Code for the Study of the Interstellar Medium
介绍了一个用于研究星际介质的模型ROBO及其配套程序。其目的是提供一个准确的描述的物理演化的ISM和设置一个辅助工具，将插入在NB-TSPH（NB-TSPH）模拟的大尺度结构在宇宙学的背景下或个别星系的形成和演化。ISM模型由气体和尘埃组成。气体的化学成分由包括大量物质（氢和氘基分子、氦和金属）的反应网络调节。给出了$\mathrm H^+$和$\mathrm H_2$碰撞中电荷转移的新反应速率。灰尘包含标准的混合物的碳颗粒（石墨颗粒和多环芳烃）和硅酸盐的模型如下的形成和破坏的几个过程。该模型考虑到一个准确的治疗的冷却过程中，几个物理机制的基础上，最近在文献中报道的冷却功能。该模型适用于广泛的输入参数和重要的量描述的气体和粉尘的物理状态的结果。将结果组织在适合于人工神经网络（ANN）的数据库中。一旦经过训练，人工神经网络产生的结果与机器人获得的结果相同，而且精度很高。我们计划开发适合应用NB-TSPH模拟宇宙学结构和/或星系的人工神经网络。
2011-07-19 astro-ph.GA
Catalytic formation of H_2 on carbonaceous dust grains - implications for interstellar observations
Park Tudor School（帕克图多尔学校）；Fairview High School（弗里维尔高中）；Department of Physics, Texas Southern University（德克萨斯南方大学物理系）
该研究通过动力学蒙特卡洛模拟揭示碳质尘埃颗粒表面H₂的催化形成机制，明确其效率随温度、数密度的变化规律，证实尘埃催化H₂化学可与高红移恒星形成区的引力坍缩同步。
2026-08-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Cold condensation of dust in the ISM
实验研究了辉石和橄榄石组成的复杂硅酸盐在分子云中的凝结。为此目的，包括耐火元素的分子物种被迫在代表星际介质中幸存尘埃颗粒的冷表面的冷基底上增生。在约12 K的温度下，无定形和均匀的镁铁硅酸盐的有效形成已被监测的红外光谱。在星际介质中，这种凝聚过程的气态前体是由超新星激波中的尘埃颗粒侵蚀形成的。在实验室中，我们蒸发玻璃状硅酸盐尘埃类似物，并将释放的物质嵌入氖冰基质中，这些基质已被光谱学研究，以确定冷凝固体硅酸盐的分子前体。可以注意到星际硅酸盐的10微米带和低温硅质冷凝物的10微米带之间的声音重合。
2015-02-02 astro-ph.GA
On Graphene in the Interstellar Medium
最近Garcia-Hernandez等人（2011，2012）在几个行星状星云中报告了可能检测到C_{24}（一种平面石墨烯）的可能性，这激发了我们探索石墨烯是否以及有多少可能存在于星际介质（ISM）中，以及它如何通过紫外（UV）消光和红外（IR）发射来揭示其存在。原则上，星际石墨烯可能来自ISM中丰富的多环芳烃（PAH）分子的光化学处理，通过完全失去其氢原子和/或来自石墨，石墨被认为是ISM中的主要尘埃物质，通过颗粒-颗粒碰撞破碎引起的碎片化。量子化学计算和实验室实验都表明，石墨烯中激子主导的电子跃迁在2755埃附近产生了强吸收带。我们计算了石墨烯的紫外吸收，并将C/H的上限设定为~5 ppm（即，~1.9\%的星际C）对星际石墨烯丰度的影响。我们还模拟了石墨烯C_{24}在ISM中被星际辐射场的单个星光光子激发的随机加热，并计算了其红外发射光谱。我们还通过将模型发射光谱与ISM中观察到的发射光谱进行比较，推导出ISM中石墨烯的丰度为<5 ppm的C/H。
2017-10-13 astro-ph.GA
Dust and PAHs in late-stage galaxy evolution: Imprints of TP-AGB dust injection, grain growth and AGN feedback in high-z quiescent galaxies with JWST and ALMA
National Center for Nuclear Research（国家核研究中心）；SISSA（的里雅斯特国际高等研究学院）；INAF, Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；INAF - Osservatorio Astronomico d’Abruzzo（意大利国家天体物理研究所阿布鲁佐天文台）；Department of Astronomy, University of Massachusetts, Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校天文学系）；Cosmic Dawn Center (DAWN)（宇宙黎明中心）；Department of Physics & Astronomy, University of British Columbia（不列颠哥伦比亚大学物理与天文学系）；Caltech/IPAC（加州理工学院/IPAC）；IFPU – Institute for Fundamental Physics of the Universe（基础物理学宇宙研究所）；Centro de Astrobiología (CAB), CSIC-INTA（天体生物学中心）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie（马克斯·普朗克射电天文研究所）；Center for Astrophysics and Cosmology, University of Nova Gorica（新戈里察大学天体物理学与宇宙学中心）
该研究提出首个模拟QGs猝灭后尘埃、冷气体与PAHs耦合演化的半解析模型，揭示TP-AGB尘埃注入、grain生长及AGN反馈对尘埃分布的调控作用，为探测高红移QGs的ISM演化提供新探针。
2026-09-02 astro-ph.GA
Laboratory rotational spectroscopy and interstellar search for the protein precursor 4-oxobutanenitrile (HCOCH$_2$CH$_2$CN)
Centro de Astrobiología (CAB, CSIC-INTA)（天体生物学中心）；Universidad del País Vasco (UPV/EHU)（巴斯克大学）；Instituto Biofisika (CSIC, UPV/EHU)（生物物理研究所）；University of Bologna（博洛尼亚大学）
研究通过实验室旋转光谱技术检测星际空间中蛋白质前体4-氧丁腈的存在，发现其柱密度上限，揭示了检测复杂前生命分子的挑战。
2025-12-12 astro-ph.GA
Efficient Interstellar Grain Growth from High Sticking Coefficients on Amorphous Carbon Dust
研究宇宙尘埃颗粒生长效率，通过分子动力学模拟非晶碳颗粒表面受气相原子撞击情况，发现高附着系数，实验结果也支持该结论，证实气相吸积是星际尘埃质量增长的有效机制及星际颗粒演化核心。
2026-07-17 astro-ph.GA
GASP XXIII: A jellyfish galaxy as an astrophysical laboratory of the baryonic cycle
利用GASP计划的MUSE、Chandra、VLA、ALMA和UVIT等资料，研究了一个拥有活动星系核的水母星系（JW 100）的多相重子组分。我们介绍了它壮观的电离和分子气体，紫外恒星光，X射线和无线电连续辐射的面外尾巴。这个星系是研究不同气体相和恒星形成之间相互作用，以及气体剥离，气体加热和AGN影响的绝佳实验室。我们分析了在不同波长的尾巴，特别是在原位恒星形成（相关的Halpha，CO和紫外线发射），同步辐射发射相对论电子（产生无线电连续）和加热剥离的星际介质（ISM）（负责的X射线发射）的发射的物理起源。我们展示了电离气体、分子气体和紫外光空间分布的相似性和差异性，并认为小尺度（1 kpc）上的不匹配是由于恒星形成过程的不同阶段造成的。我们提出的关系Halpha-X射线表面亮度，这是陡峭的恒星形成区域比扩散电离气体区域具有高[OI]/Halpha比率。我们建议，ISM加热由于与集群内的介质（无论是混合，热传导或冲击）的相互作用是负责的X射线尾，观察到的[OI]过剩和缺乏恒星形成的北部的尾巴。我们还报告了目前已知的最遥远（也是最亮的）ULX的尾部的初步发现，ULX是一种点状超亮X射线源，通常起源于由中等质量黑洞或磁化中子星提供动力的双星系统。
2019-10-25 astro-ph.GA
Chemical modelling of dust-gas chemistry within AGB outflows III. Photoprocessing of the ice and return to the ISM
为了解释尘埃在星际介质（ISM）中的性质，一个难熔的有机地幔的存在是必要的。AGB星的外流是ISM中恒星尘埃的主要贡献者之一。我们提出了第一个研究的难熔有机贡献的AGB星的ISM。在实验室实验的基础上，我们在扩展的化学动力学模型中加入了一个新的反应：将挥发性复杂冰光处理成惰性难熔有机材料。难治性有机反馈的AGB流出到ISM估计使用观测动机的父物种和网格的富C和富O流出的模型。难熔的有机物质主要是通过在尘埃上的堆积和随后的光处理从气相中继承的。颗粒表面化学，引发的冰的光解，产生只有一小部分，发生在一个亚单层制度，在几乎所有的流出。难熔有机材料的形成随着流出密度的增加而增加，并且取决于初始气相组成。富O粉尘被难熔有机物覆盖的程度可以忽略不计，而富C粉尘的平均覆盖率为$3-9\%$，但可能高达$8-22\%$。虽然富碳尘埃不会裸露进入ISM，但其平均覆盖率太低，不会影响其在ISM中的演化或显著影响星际尘埃的覆盖率。这项研究开辟了其他产尘环境的覆盖问题。它强调了需要更好地了解粉尘的形成和特定的外流内的密度结构的模型。
2020-11-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Infrared Spectra of Solid-State Ethanolamine: Laboratory Data in Support of JWST Observations
本研究通过低温实验测定了固态乙醇胺（EA）冰的红外谱带强度、相变温度和多层脱附能，并结合JWST观测数据推导了低质量原恒星IRAS 2A中EA冰丰度的上限。
2024-10-16 astro-ph.GA astro-ph.IM
Thermodynamics and Charging of Interstellar Iron Nanoparticles
以金属铁纳米颗粒形式存在的星际铁可能构成星际尘埃的一种成分。我们计算了铁纳米粒子在星际辐射场中升华的稳定性，发现铁团簇可以持续到$\simeq 4.5\,$的半径，也许更小。我们采用实验室数据的小铁团簇计算的光电产额作为一个功能的晶粒尺寸和由此产生的颗粒在各种星际环境中的电荷分布，发现铁纳米粒子可以获得负电荷，特别是在高气体温度和电离分数的区域。如果星际铁的$\gtrsim 10\%$是以超小铁团的形式存在，那么尘埃的光电加热率可能会比只有碳质和硅酸盐颗粒的尘埃模型增加几十个百分点。
2016-11-25 astro-ph.GA
Dust-depletion sequences in damped Ly-α absorbers II. The composition of cosmic dust, from low-metallicity systems to the Galaxy
我们的目标是评估什么是最占主导地位的尘埃物种或类型，包括硅酸盐和氧化铁颗粒存在于ISM中，通过使用最近的观测尘埃耗尽的星系在不同的演化阶段。我们使用在不同环境中观测到的几种金属（O，S，Si，Mg和Fe）尘埃中的元素丰度，考虑具有不同金属丰度和尘埃含量的系统，即阻尼莱曼-α吸收体（DLAs）朝向类星体和银河系。我们推导出一个可能的尘埃成分，通过计算发现在尘埃中的统计预期元素丰度假设一组关键的尘埃物种与铁含量作为一个自由参数。本研究未考虑碳质粉尘。金属铁（可能以硅酸盐颗粒中夹杂物的形式存在）和氧化铁是无碳粉尘质量组成的重要组成部分。氧化铁占含氧粉尘的重要质量分数（在某些情况下约为1/4），并且有充分的理由相信金属铁占粉尘的类似质量分数。铁铁矿（FeO）可以简单地解释铁和氧的消耗，因为它很容易形成。似乎没有硅酸盐物种明显占主导地位的硅酸盐质量，而是铁贫以及富铁橄榄石和辉石的混合物。硫化物在多大程度上导致硫的消耗仍不清楚。一般来说，尘埃成分（不考虑含碳尘埃）从低金属量系统到银河系似乎没有什么演变。
2019-02-02 astro-ph.GA
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。
2016-09-15 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Effective supernova dust yields from rotating and non-rotating stellar progenitors
INAF/Osservatorio Astronomico di Roma（国家天体物理研究所罗马天文台）；Sapienza School for Advanced Studies（罗马第一大学高等研究院）
本文研究了旋转和非旋转恒星前体在反向冲击波作用后剩余尘埃的质量、组成和粒径分布，发现大颗粒更耐冲击波破坏，非旋转前体在ISM密度0.5 cm⁻³时最大残留尘埃质量为0.02 M☉，占初始尘埃质量的4%。
2025-06-13 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The Lifecycle and Emission Properties of PAHs in Cosmological Hydrodynamic Galaxy Formation Simulations
University of Florida（佛罗里达大学）；Cosmic Dawn Center at the Niels Bohr Institute, University of Copenhagen and DTU-Space, Technical University of Denmark（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所宇宙黎明中心及丹麦技术大学DTU空间）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Virginia Institute for Theoretical Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学理论天体物理研究所）；Ritter Astrophysical Research Center, Department of Physics and Astronomy, University of Toledo（托莱多大学物理与天文系雷特天体物理研究中心）；University of Pittsburgh（匹兹堡大学）
通过宇宙学模拟，研究PAH在星系中的生命周期和发射特性，发现弥漫星际介质中的颗粒-颗粒破碎是PAH丰度演化的主要驱动因素。
2026-10-28 astro-ph.GA
Dust Evolution in Galaxy Cluster Simulations
我们实现了一个国家的最先进的处理影响生产和星际介质（ISM）的碳质和硅酸盐尘埃颗粒内SPH模拟演变的过程。我们跟踪尘埃粒度分布的两个尺寸近似的装置。我们在四个大质量（$M_{200} \geq 3 \times 10^{14} M_{\odot}$）星系团的放大模拟中测试了我们的方法。我们预测，在组装的早期阶段的集群在$z \gtrsim 3$，在那里的恒星形成活动是在我们的模拟最大的，原集群区域是丰富的尘埃气体。与只有恒星喷出物中的尘埃产生是活跃的情况相比，如果我们包括在冷ISM中发生的过程，尘埃含量增加了一个因子$2-3$。然而，在这一阶段的尘埃属性是显着不同的观测得出的{ \it平均}银河系尘埃，并普遍采用的尘埃后处理的计算。我们表明，这些差异可能有很大的影响，预测的光谱能量分布。在恒星形成区的低红移，我们的模型再现合理以及在本地星系中观察到的尘埃丰度的趋势。然而，我们生产的2至3倍的总尘埃含量的集群估计观测在低红移，$z \lesssim 0.5$使用IRAS，普朗克和赫歇尔卫星数据。这种差异可以通过降低溅射的效率来解决，溅射侵蚀了热的团内介质（ICM）中的尘埃颗粒。
2018-06-12 astro-ph.GA
Photoelectron and electron microscopy investigation of laboratory grown Mg-silicate space dust analogues
Aarhus University（奥胡斯大学）；MAX IV Laboratory, Lund University（隆德大学马克四实验室）；Friedrich Schiller University Jena（耶拿弗里德里希·席勒大学）
本研究通过光电效应和电子显微镜表征实验室生长的硅酸镁纳米颗粒薄膜，发现Mg/Si比例和退火影响组成与形貌，为星际硅酸镁尘埃催化研究提供二维模型。
2026-09-30 astro-ph.GA cond-mat.mtrl-sci
The evolution of amorphous hydrocarbons in the ISM: dust modelling from a new vantage point
上下文无定形碳氢化合物材料a-C（：H）的演化主要是由紫外（UV）光子吸收诱导的过程引起的，可能是星际介质中观测到的尘埃性质变化的核心。目标。在星际尘埃消光和发射的背景下，研究了从富含芳香烃的a-C：H到富含芳香烃的a-C（：H）的尺寸依赖性和组成变化的后果。方法.新衍生的a-C（：H）材料的光学性质数据，结合与铁纳米颗粒夹杂物，a-SilFe的无定形镁橄榄石型硅酸盐，探索尘埃演化的星际介质。结果我们提出了一个新的尘埃模型，由幂律分布的小a-C颗粒和对数正态分布的大a-SilFe和a-C（：H）颗粒。该模型，这是牢牢锚定的实验室数据，被证明是很自然地解释的变化，在红外（IR）远紫外（FUV）消光，217 nm的紫外线凸起，红外吸收和发射带和IR-mm灰尘排放。结论.新模型的主要优点是其固有的简单性和内置的能力，以遵循星际介质中的尘埃演变。我们发现，地幔吸积的分子云和紫外光处理的光占主导地位的地区可能是尘埃演化的主要驱动力。
2014-11-23 astro-ph.GA
Trapped Water on Silicates in the Laboratory and in Astrophysical Environments
本文通过实验室实验研究硅酸盐表面束缚水分子的现象，证明其源于表面亲水性的物理吸附，可在高达约470 K下稳定存在，为弥散星际介质中束缚水的持续形成及类地行星形成区存在湿润硅酸盐颗粒提供了证据。
2024-02-21 astro-ph.EP astro-ph.GA
Formation and Evolution of the Dust in Galaxies. III. The Disk of the Milky Way
现在需要包括尘埃在内的星系化学演化模型来解读高z宇宙。在一系列的三篇论文中，我们解决了这个问题，并建立了一个现代化学演化模型。在第一篇论文（Piovan等人，2011年a），我们修改了通常存在于尘埃中的元素的冷凝系数。在第二篇论文（Piovan等人，2011年b），我们已经将尘埃应用到帕多瓦化学模型中，并根据太阳邻居的观测数据对其进行了测试。在本文中，我们推广到整个银河系盘（MW）。磁盘被用作一个实验室来分析的空间和时间的行为（i）几个尘埃颗粒家庭的帮助下，我们可以描述ISM，（ii）在气体，尘埃，和总ISM的元素存在于尘埃和（iii）耗尽相同的元素。在径向流和中心棒的作用下，计算了尘埃和气体在圆盘上的时间演化。整个圆盘中气体和尘埃中C、N、O、Mg、Si、S、Ca和Fe的丰度梯度是时间的函数。理论上的梯度很好地再现了造父变星、OB星、红巨星和HII区的梯度。这为尘埃的形成和整个盘的演化提供了伴随过程的主干。我们详细研究了在不同的银河系为中心的距离在ISM的AGB星，SNAE和颗粒吸积尘埃的贡献。此外，我们还研究了硅酸盐/碳质颗粒的比例随时间和在磁盘中的位置的变化。最后，给出了有关高和低SFR（内、外盘）区元素贫化的一些提示。所获得的结果使得有可能将该模型扩展到其他天体物理情况或不同的理论模型，如化学动力学N体模拟。
2011-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Theoretical modelling of the adsorption of neutral and charged sulphur-bearing species on to olivine nanoclusters
该研究通过量子力学计算模拟9种中性及带电含硫物种在Mg/Fe橄榄石纳米团簇上的吸附，揭示Fe-S相互作用及裸硅酸盐核对硫的强捕获可解释分子云硫贫化。
2024-01-19 astro-ph.GA
Probing Interstellar Silicate Dust Grain Properties in Quasar Absorption Systems at Redshifts z<1.4
视线穿过前景星系的遥远类星体光谱中的吸收线为探测星系中星际介质（ISM）的尘埃和气体成分提供了一个有价值的工具。硅酸盐尘埃在类星体吸收系统（QAS）中的第一个证据是通过我们在z=0.52的吸收体中对类星体AO 0235+164的10微米硅酸盐特征的检测提供的。我们介绍了两个后续计划的结果，使用斯皮策太空望远镜的红外光谱档案，研究星际硅酸盐尘埃颗粒的性质，在总共13个类星体在0.1<z<1.4。我们发现在研究的QAS中清楚地检测到10微米的硅酸盐特征。我们还在具有足够光谱覆盖范围的光源中检测到18微米的硅酸盐特征。我们发现的宽度，峰值波长，和子结构的10微米星际硅酸盐吸收功能之间的吸收剂的变化。这表明，这些遥远星系中的硅酸盐尘埃颗粒性质可能彼此不同，并且相对于银河系中的硅酸盐尘埃颗粒。我们还发现，在几个来源的建议，与实验室衍生的配置文件从文献中的比较的基础上，硅酸盐尘埃颗粒可能显着更多的结晶比那些在无定形银河系ISM。这在朝向类星体PKS 1830-211的z=0.89吸收体中特别明显，其中接近10微米的子结构与结晶橄榄石成分一致。如果得到证实，这些颗粒性质的变化可能对过去9个Gyrs的尘埃和星系演化都有影响，并且通常假设高红移尘埃类似于本地尘埃。我们还讨论了硅酸盐粉尘的吸收强度和含碳粉尘的性能和气相金属的性能，如气体速度扩散，从UV/光学光谱确定的趋势之间的迹象。
2014-05-02 astro-ph.GA
Efficient formation pathway of methyl formate: the role of OH radicals on ice dust
C2 H4 O2分子的三种结构异构体，即甲酸甲酯（MF; HCOOCH 3）、乙酸（AA; CH 3COOH）和乙二醇醛（GA; HOCH 2CHO），作为理解星际介质（ISM）中分子复杂性途径的目标，引起了相当大的关注。在这些同分异构体中，MF在各种天文物体中绝对丰富。对于MF的各种形成途径，宇宙尘埃的表面反应将发挥重要作用。然而，与观测结果相比，在实验室实验中发现MF的形成相对低效，在实验中，甲醇（CH 3OH）占主导地位的冰被紫外线（UV）光子和宇宙射线类似物处理。在这里，我们展示了在10 K下通过在水冰上光解CH 3OH有效形成MF的实验结果。我们发现，导致有效形成MF的关键参数是由H2O的光解提供OH自由基，这与富含CH 3OH的实验条件显著不同。此外，使用超高灵敏度的表面分析方法，我们成功地限制了决定性的形成途径的MF通过光解的甲氧基甲醇（MM; CH 3 OCH 2 OH），这将提高我们目前的理解化学演变的ISM。
2021-10-14 astro-ph.GA
Dust depletion of of metals from local to distant galaxies II: Cosmic dust-to-metal ratio and dust composition
本文基于金属耗损测量提出新方法估算宇宙尘埃金属比、尘埃气体比及尘埃成分，发现二者随金属丰度增加，表明星际介质中颗粒生长是尘埃产生的主导过程，并揭示恒星尘埃产率远低于金属产率。
2023-10-24 astro-ph.GA
Theoretical distribution of the ammonia binding energy at interstellar icy grains: a new computational framework
星际颗粒上分子的结合能对星际介质的化学演化起着至关重要的作用。程序升温脱附（TPD）实验室实验和量子化学计算往往提供，到目前为止，只有单一的值的BE为每个分子。这是一个严重的限制，因为包裹着颗粒地幔的冰在结构上是无定形的，产生了多种可能的吸附位点，每个位点都有不同的BE。然而，冰的无定形性质阻止了结构细节的知识，阻碍了一个共同接受的原子冰模型的发展。在这项工作中，我们提出了一个计算框架，密切模仿通过水的水吸积形成的星际颗粒地幔。在该颗粒上，然后进行所研究分子的无偏随机（但可良好再现）定位。在这里，我们提出了NH $_3$，在分子ISM中普遍存在的物种的测试情况。我们提供的BE分布计算的层次方法，使用半经验的xTB-GFN2作为低层次的方法来描述整个冰团簇结合B97 D3 DFT功能作为高层次的方法上的NH $_3$相互作用的局部区域。最终的ZPE校正BE在ONIOM（DLPNO-CCSD（T）//B97D3：xTB-GFN2）级别计算，确保最佳的成本/准确率。计算的NH $_3$ BE分布的主峰与实验TPD和文献计算值相一致。在非常低的BE值下也存在第二个宽峰，以前从未检测到。它可能提供了一个长期存在的难题的解决方案，即在冷ISM物体中也观察到气态NH $_3$的存在。
2022-05-24 astro-ph.GA
Associative detachment (AD) paths for H and CN- in the gas-phase: astrophysical implications
在ISM或冷阱实验室实验中，在气相中，特别是在暗分子云（DMC）的低温区，导致缔合脱离（AD）的直接动力学路径，的研究与量子化学方法，通过使用高水平的多参考组态相互作用（CI）的方法，采用单，双激发加戴维森微扰校正[MRSDCI（Q）]和d-aug-cc-pV 5 Z基组。在Born-Oppenheimer近似的框架下，计算了H + CN-在不同方向上的势能曲线.计算发现，低温下的AD能量学只在一定的接近方向范围内才变得有利，从而表明低温下HCN的形成存在一条优先路径，而HNC异构体的形成则被能量禁止.考虑到在ISM中存在不同的HCN/HNC比例在不同的环境中，我们讨论了我们的研究结果的影响，选择性形成的任一异构体在低温条件下的分子云核心。
2017-10-17 astro-ph.GA physics.chem-ph
JWST observations of photodissociation regions III. Dust modelling at the illuminated edge of the Horsehead PDR
Institut d'Astrophysique Spatiale (IAS), Université Paris Saclay（太空天体物理研究所，巴黎萨克雷大学）；Space Telescope Science Institute (STScI)（空间望远镜科学研究所）；Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (IRAP)（天体物理学与行星学研究所以）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Sorbonne Université（索邦大学）；Institut d'Astrophysique de Paris (IAP)（巴黎天体物理研究所）；University of Toledo（托莱多大学）；Universiteit Gent（根特大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；Leiden University（莱顿大学）；Royal Observatory Edinburgh（爱丁堡皇家天文台）；The University of Western Ontario（韦仕敦大学（西安大略大学））
JWST研究马头PDR亮边尘埃，发现纳米颗粒未被耗尽，且尺寸分布更不陡峭，表明中等UV环境下尘埃破坏机制效率较低。
2025-10-28 astro-ph.GA
Investigating silicate, carbon, and water in the diffuse interstellar medium: the first shots from WISCI
WISCI项目结合多望远镜观测，利用JWST等设备分析弥漫星际介质尘埃，在两颗目标恒星中发现了碳质尘埃、无定形硅酸盐和被困水的吸收特征，揭示了星际尘埃的视线变化。
2025-06-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Investigation of Calcium Dust in the Interstellar Medium
Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；Department of Physics, National Tsing Hua University（国立清华大学物理系）；SRON Space Research Organisation Netherlands（荷兰空间研究组织）；Anton Pannekoek Institute for Astronomy, Universiteit van Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘内科克天文学研究所）；National Synchrotron Radiation Research Center（国家同步辐射研究中心）
本研究利用高分辨率X射线吸收光谱表征含钙星际尘埃类似物，结合钱德拉数据与XRISM、NewAthena模拟，为星际介质中钙的X射线观测提供了关键模型与边界条件。
2026-08-20 astro-ph.GA
The Galactic Centre - A Laboratory for Starburst Galaxies (?)
银河系中心-作为最近的星系核-既有内在的兴趣，也可能代表了一个有用的类似恒星爆发核，我们可以观察到数量级的细节比这些外部系统。GC中的环境条件--这里指的是银河系内部直径为200 pc的区域--相对于银河系盘中通常遇到的环境条件来说是极端的。各种GC ISM成分的能量密度通常比当地发现的大两个数量级，恒星形成率密度大三个数量级。在银河系中，银河系中心的硬谱、弥散的TeV（=10^12 eV）伽马射线辐射与该区域的分子气体在空间上是一致的。最近，在这种能量的伽马射线中也探测到了本星系NGC 253和M82的核。我们已经开始了一项扩展活动，对从银河系内部200 pc接收到的宽带（无线电连续体到TeV伽马射线）非热信号进行建模。在这个模型的基础上，我们发现恒星形成和相关的超新星活动是该地区非热活动的最终驱动力。这种活动驱使大规模的热等离子体风和宇宙射线离开GC。在本地加速的宇宙射线在原地失去大量能量或穿透到恒星形成发生的致密分子气体核心之前，风会迅速地将它们平流。然而，宇宙射线可以加热/蒸发包裹核心的较低密度/温暖的H2相。在非常大的尺度上（~10 kpc），逃逸的GC宇宙射线的非热特征最近可能被探测到，作为壮观的“费米泡”和相应的“WMAP雾”。
2011-12-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Mid-infrared extinction and fresh silicate dust towards the Galactic Center
我们解释了在$λ= 1 - 20\,\mkm$波长范围内观测到的朝向银河系中心（GC）的星际消光。它的主要特征是在$3 - 8\,\mkm$的平坦消光，其解释仍然是宇宙尘埃模型的一个问题。我们寻找尘埃颗粒的结构和化学成分，可以解释观察到的灭绝。与以前的工作相比，我们使用实验室测量的光学常数，并考虑不同结构的粒子。我们表明，芳香族碳和一些硅酸盐的紧凑的颗粒的混合物是更好地适合于再现基本上多孔的颗粒或脂肪族碳颗粒相比，平面消光。金属铁应该位于颗粒内部，即不能在硅酸盐颗粒上形成层，因为消光曲线变得非常特殊。我们发现一个模型，包括芳香族碳质颗粒和三层颗粒与橄榄石型硅酸盐核心，一个薄的非常多孔的层和一个薄的信封磁铁矿，提供了一个很好的（但仍然不是完美的）适合的观测数据。我们认为，这种硅酸盐尘埃应该是新鲜的，即最近在银河系中心区域的晚型恒星的大气中形成的。我们假设这个区域的半径约为1千秒差距，产生的消光约为观测到的一半。消光的剩余部分是由在$λ= 4 - 8\,\mkm$处几乎透明的“前景”材质引起的。
2017-01-30 astro-ph.GA
Modelling the scattering by porous aggregate dust grains in the Far-Ultraviolet halos of Spica and Achernar
Manipal Centre for Natural Sciences（曼纳普尔自然科学中心）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）
本研究通过理论散射相位函数模拟Spica和Achernar的远紫外光晕，发现其由0.05微米多孔聚集体主导散射，并约束了前景尘埃的光学深度，为研究本地星际介质尘埃性质提供了有效方法。
2025-10-24 astro-ph.GA
Alcohols on the rocks: solid-state formation in a H3CCCH + OH cocktail under dark cloud conditions
最近的一些实验研究表明，固态复杂的有机分子（COM）可以形成的条件下，相关的CO冻结出阶段在密集的云。在这项工作中，我们表明，醇可以形成之前的CO冻结阶段（即，在富含H2O的冰相中）。这种联合实验和计算研究表明，异构体，正丙醇和异丙醇，（H3CCH 2CH 2 OH和H3CCHOHCH 3）和正-和异-丙烯醇（H3CCHCHOH和H3CCOHCH 2），可以在10 K的低温下由丙炔（H3CCCH）+ OH开始的自由基加成反应中形成，其中H3CCCH是已经在星际介质（ISM）中确定的稳定碳链的最简单的代表之一。由此产生的平均丰度比为1：1的正丙醇：异丙醇是一致的，从计算工作的结论，强相互作用的物种的几何取向是有影响力的程度，其中的“机制”参与，以及各种各样的几何形状导致平均的效果。实验中还初步鉴定了丙二醇的三种异构体。它也表明，丙烯和丙烷（H3CCHCH 2和H3CCH 2CH 3）是由H3CCCH加氢形成的。计算衍生的激活屏障提供了额外的洞察力，什么类型的反应和机制更可能发生在实验室和ISM中。我们的研究结果不仅表明，这里研究的醇共享共同的化学途径，因此可以同时出现在天文调查中，而且它们的扩展对应物，来自含有H3C（CC）nH结构的多炔可能存在于ISM中。这些较大的物种，如脂肪醇，是简单脂质的可能成分，早期地球上的原始细胞膜被认为是部分组成的。
2019-05-13 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.chem-ph
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
The 217.5 nm band, infrared absorption and infrared emission features in hydrogenated amorphous carbon nanoparticles
我们报道了氢化非晶碳纳米颗粒的制备，其光谱特性包括在217.5 nm处的吸收带，具有星际217.5 nm特征的轮廓和特征。这些粒子的振动光谱也包含了在弥漫的星际介质中尘埃的吸收和发射中通常观察到的特征。这些材料在缓慢沉积条件下通过使入射碳原子的通量最小化和通过降低表面迁移率来产生。初始化学导致碳链的形成，连同有限范围的小芳环分子，并最终导致具有sp2/sp3比= 0.4的碳纳米颗粒。颗粒组成的光谱分析表明，萘和萘衍生物是该材料的重要组成部分。我们建议，碳纳米颗粒具有类似的组合物是负责星际217.5 nm波段的外观，并概述了这些颗粒如何可以形成在原位扩散云条件下的硅酸盐颗粒的表面上的碳沉积。在这些条件下形成的碳纳米粒子的光谱数据准确地再现了来自许多银河系来源的红外发射光谱。我们提供了第一个详细的适合A型和B型排放源的观测光谱完全基于测量光谱的碳质材料，可以在实验室中生产。
2012-10-11 astro-ph.GA cond-mat.mtrl-sci physics.chem-ph
