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
ALMA reveals thermal and non-thermal desorption of methanol ice in the HD 100546 protoplanetary disk
利用ALMA观测HD 100546盘，发现甲醇和甲醛的转动温度及柱密度比随半径变化，内盘由热解吸主导，外盘由非热解吸主导，支持星际冰继承及益生元分子存在。
2025-02-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
Broadband infrared spectroscopy of methanol isotopologues in pure, H2O-rich, and CO-rich ice analogues
Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；University of Kent（肯特大学）；HUN-REN Institute for Nuclear Research (Atomki)（匈牙利研究与教育网络核物理研究所）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Catania（意大利国家天体物理研究所卡塔尼亚天文台）
研究通过实验室红外光谱和非谐振动计算，分析了甲醇及其氘化同位素在类天体冰中的光谱特征，揭示了氘化甲醇的可靠标识符，为恒星和行星形成前的星化学模型提供约束。
2026-02-06 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
Comparison of UV and high-energy ion irradiation of methanol:ammonia ice
这项工作的主要目标是比较模拟宇宙射线的高能离子和真空紫外光子在冰中引起的与天体物理有关的效应。这种比较依赖于辐照CH 3OH：NH3冰的原位红外光谱。快速重离子由GANIL加速器提供。紫外光源为微波激发氢流放电灯。离子束和UV光子的沉积能量剂量相似，以便进行直接比较。各种有机物种被检测到在照射过程中，后来在冰升温。这些产品是常见的离子和紫外线照射剂量高达几十eV每分子。在离子辐照实验中，只有冰辐照后CO产物的相对丰度明显较高。对于一些冰混合物组合物，所形成的辐照产物仅微弱地取决于辐照的类型、快重离子或UV光子。这简化了太空中高能冰处理的化学建模。
2014-05-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Microscopic simulation of methanol and formaldehyde ice formation in cold dense cores
甲醇及其前体甲醛是星际介质中研究最多的有机分子之一，并且在气相和固相中都很丰富。我们最近开发了一个模型来模拟CO氢化通过H原子在星际冰表面，最重要的星际路线H2CO和CH3OH，在实验室条件下。我们扩展这个模型来模拟星际条件下两种有机物种的形成，包括从气体中冻结和表面氢化。我们的目的是比较计算的丰度比与观测值和先前模型的结果。在不同的条件下，包括密度和温度下的模拟已经进行。我们发现，H2CO和CH3OH的形式有效地在冷致密的核心或年轻恒星物体的冷外壳。研究发现，颗粒地幔具有层状结构，顶部为CH_3OH。发现CO和H2CO主要存在于冰幔的下层，在那里它们在后期不能用于氢化。
2009-11-02 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
HCN snowlines in protoplanetary disks: constraints from ice desorption experiments
HCN是恒星和行星形成区域中最常检测到的分子之一。它作为恒星形成物理学的示踪剂、氮天体化学的探测器和生命前化学方案的成分而受到广泛关注。尽管如此，HCN最基本的天体化学性质之一仍然很难表征：它的热脱附行为。在这里，我们提出了一系列的实验来表征HCN的热脱附在天体物理学相关的条件下，重点预测HCN升华前的原行星盘。我们推导出HCN-HCN和HCN-H2O的结合能分别为3207 \pm 197 K和4192 \pm 68 K，这两个结合能对应于盘中面升华温度约为85 K和103 K。对于典型的中平面温度分布，HCN应该仅在H2O雪线外部开始升华~1-2 Au。此外，在H2O为主的混合物（20：1 H2O：HCN），我们发现，大部分的HCN仍然被困在冰，直到H2O结晶。因此，HCN可以保留在几乎所有半径的冰盘中，其中富含H2O的微行星形成。这意味着冰体撞击行星表面通常会提供这种潜在的益生元成分。剩下的未知数是HCN在天体物理冰中是纯的还是与H2O混合的程度，这影响了HCN的解吸行为以及冰相化学的结果。纯HCN和HCN：H2O混合物显示出独特的红外波段，这提高了詹姆斯·韦伯太空望远镜阐明恒星和行星形成区域HCN混合环境并解决这些悬而未决的问题的可能性。
2022-06-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust as interstellar catalyst - II. How chemical desorption impacts the gas
上下文星际尘埃颗粒，占总质量的1%，被认为是恒星形成区域中非常强大的星际催化剂。尘埃的存在会对分子云的化学成分产生强烈的影响。虽然观测表明，许多形成于尘埃颗粒上的物种都存在于气相中，但将固态转化为气相的过程仍不清楚。目的。本文的目的是考虑化学脱附过程，即在天体化学模型中释放固体物质进入气相的过程。这些模型允许确定恒星形成环境的化学成分，并对固相化学进行精确处理。方法.在论文I中，我们推导出一个公式的基础上，我们量化的化学解吸过程的效率的实验研究。在这里，我们将这些结果扩展到天体物理条件。结果天体物理环境模拟表明，考虑化学解吸过程后，气相甲醇和H2 O2的丰度增加了4个数量级，而气相H2 CO和HO 2的丰度增加了1个数量级。当考虑或忽略化学解吸时，冰的组成变化很大。结论.我们表明，化学解吸过程，直接将固体物质转化为气相物质，是非常有效的许多反应。应用于天体物理环境，如Rho Oph A，我们表明，在这项研究中得出的化学解吸效率再现所观察到的气相甲醇，HO 2和H2 O2的丰度，这些分子在气体中的存在下显示了最后的迹象，在霜冻前的云的演变。
2015-11-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
A New and Simple Approach to Determine the Abundance of Hydrogen Molecules on Interstellar Ice Mantles
水通常是冰幔的主要成分，冰幔覆盖着致密星际云寒冷部分的尘埃颗粒核心。当分子氢通过物理吸附作用被吸附到冰冷的地幔上时，气体-颗粒速率方程模型中的一个常见假设是使用分子氢在纯水基底上的吸附能。然而，在高密度和低温下，当H2被有效地吸附到地幔上时，如果仍然使用这个假设，它的表面丰度可能会被大大高估。不幸的是，更详细的微观Monte Carlo处理不能用于研究冰地幔中的H2丰度，如果一个完整的气体颗粒网络被利用。我们提出了一种适用于速率方程模型的数值方法，该方法考虑了H2分子在表面扩散时与另一个氢分子结合的可能性，该氢分子具有比H2-水键弱得多的键，这可以导致更有效的解吸。我们将随后的解吸称为“遭遇解吸”。该方法首先在一个简单的系统中实现，该系统仅由氢分子在气体和灰尘之间的稳态使用速率方程的方法和比较的结果与微观蒙特卡罗计算的结果。然后，我们讨论了使用的速率方程的方法遇到解吸嵌入在一个完整的气体颗粒化学网络。对于这两个系统，遇到解吸率方程模型再现的微观Monte Carlo模型计算的H2颗粒覆盖。该方法对于稠密和寒冷的环境，以及与时间相关的物理条件，例如发生在致密核心的坍缩和原行星盘的形成中，特别有用。它不会显著消耗CPU时间，因此可以用于复杂的3D化学流体动力学模拟。
2014-10-29 astro-ph.SR
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
Formation of interstellar methanol ice prior to the heavy CO freeze-out stage
在恒星形成周期中，甲醇（CH_3OH）在冰粒地幔上的形成主要与CO的冻出阶段有关。然而，有理由相信，CH 3OH也可以在星际冰演化的早期形成，在贫CO和富H2O的冰中。这项工作的重点是在一个富含H2O的星际冰环境中形成的OH-介导的H-抽象的反应，CH 4 + OH。系统地改变实验条件，以限制在天文学相关温度下的CH 3OH形成产率。CH 4、O 2和氢原子在10-20 K的真空室中共沉积。OH自由基由H + O2表面反应产生。程序升温脱附-四极杆质谱法（TPD-QMS）用于表征CH 3OH的形成，并与反射吸收红外光谱法（RAIRS）互补用于CH 3OH的表征和定量。在10-20 K温度范围内，CH_3OH的生成是通过CH_4 + OH -> CH_3 + H_2 O和CH_3 + OH -> CH_3OH的表面反应链进行的。正如最近的理论研究所指出的那样，隧道效应增强了这种反应（Lamberts等人，2017）。对于所研究的实验室设置，通过CH 4 + OH途径与CO + H途径的CH 3OH形成产率大约小20倍。天文学的相关性的新的形成渠道调查这里进行了讨论。
2018-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Methanol emission tracing ice chemistry and dust evolution in the TW Hya protoplanetary disk
本研究利用ALMA高灵敏度观测TW Hya原行星盘的气相甲醇，结合静态气粒模型分析其分布与形成机制，指出需纳入动态过程才能匹配观测，揭示了类太阳恒星盘内复杂化学前体受颗粒化学与尘埃演化共同调控的规律。
2025-10-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Backlighting young stellar objects in the Central Molecular Zone: an ensemble-averaged abundance structure of methanol ices
Ewha Womans University（梨花女子大学）；University of Hawaii（夏威夷大学）；Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文与空间科学研究所）；University of Science and Technology, Korea (UST)（韩国科学技术院）
研究通过分析中央分子区年轻恒星的甲醇冰丰度，发现其较低可能反映独特化学环境，或因加热导致冰升华影响观测结果。
2026-01-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simulation of CH$_3$OH ice UV photolysis under laboratory conditions
本研究使用ProDiMo模拟实验室条件下甲醇冰的紫外光解，定量重现20-70 K下的实验破坏过程，并发现光解分支比和反应性解吸是关键因素，模拟显示20 K分子云中甲醇气体丰度增加一个数量级。
2023-02-08 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.chem-ph
Characterization of acetonitrile ice irradiated by X-rays employing the PROCODA code: II. Desorption processes
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
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
First detection of gas-phase methanol in a protoplanetary disk
首次在原行星盘（TW Hya）中探测到气相甲醇。除了是迄今为止在磁盘中检测到的最大分子之一之外，甲醇也是第一个具有明确冰化学起源的磁盘有机分子。叠层甲醇排放，如ALMA所观察到的，光谱解析和检测跨越六个速度通道（$>3 σ$），达到峰值信噪比$5.5σ$，与TW~Hya预期的运动模式。使用适当的磁盘模型，一个分数丰度的$3\times 10^{-12} - 4 \times 10^{-11}$（相对于H $_2$）再现堆叠线配置文件和通道地图，有利的丰度取决于假设的垂直位置（中面与分子层）。峰发射偏离源位置，表明甲醇发射具有环状形态：此处的分析表明其在$\approx 30$ ~AU处达到峰，达到柱密度$\approx 3-6\times10^{12}$ ~cm $^{-2}$。在TW Hya的情况下，位于内部50 AU中的较大（高达mm大小）颗粒可能因此容纳了盘形冰水库的大部分。在原行星盘中成功探测到冷气相甲醇意味着可以在盘中探索冰化学的产物，为研究行星系形成过程中的复杂有机化学打开了一扇窗户。
2016-06-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
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
Carbon Chains and Methanol toward Embedded Protostars
大的星际有机分子是前生物分子的潜在前体。因此，它们的形成途径和彼此之间以及与更简单分子之间的化学关系引起了极大的兴趣。在本文中，我们解决了两类大的有机分子，碳链和饱和的复杂的有机分子（COM），在恒星形成的早期阶段，通过观察C4 H和CH 3OH之间的关系。我们调查了这些分子与IRAM 30米望远镜对16个深埋低质量的原恒星从斯皮策c2 d冰调查。我们发现，CH 3OH和C4 H是正相关的，这表明这两类分子可以共存的嵌入式原恒星阶段。C4 H/CH 3OH气体丰度比与CH 4/CH 3OH冰丰度比在同一视线内暂时相关。这种关系支持的情况下，碳链的形成在原恒星信封开始与甲烷冰解吸。
2016-02-03 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
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
Methanol formation in TW Hya and future prospects for detecting larger complex molecules in disks with ALMA
最近首次用ALMA在原行星盘中探测到气相甲醇。观察到TW Hya中甲醇的峰丰度和分布与化学模型预测的不同。在这里，甲醇气体和冰的化学成分是使用为TW Hya量身定制的物理模型计算的，目的是将结果与最近在该来源中的检测结果进行对比。形成更大复杂分子的新途径（例如，乙二醇）以及甲醇冰在光解吸作用下的碎裂。结果发现，包括光解吸后的碎片提高了在TW Hya（$\sim 10^{-11}$相对于\ce{H2}）中观察到的化学模型中达到的峰丰度之间的协议;然而，该模型预测，在排放的峰值驻留在磁盘比ALMA图像更远的$2-3$的一个因素。讨论了模型和TW Hya观测结果之间气相甲醇分布持续差异的原因。这些包括冰水库的位置，这可能与紧凑的毫米尘埃盘（$\lesssim 60$ ~au）和气相甲醇的来源，尚未被认为是在模型中。还探讨了用ALMA检测较大分子的可能性。使用TW Hya观测约束的参数模型计算甲醇以外的复杂分子的旋转光谱表明，用ALMA检测复杂分子的单个发射谱线仍然具有挑战性。然而，可以通过堆叠具有相似上能级的多个跃迁来增强信噪比。
2017-10-03 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The origin of complex organic molecules in prestellar cores
复杂的有机分子（COMs）已被发现在各种环境中，包括寒冷的星前核心。考虑到这些物体的低温，这些最后的探测挑战了现有的模型。我们在这里报告对星前核L1544的新观测。它们是基于IRAM-30米望远镜对3毫米波段的无偏光谱调查，作为大计划ASAI的一部分。观测使我们能够提供该源中含氧COMs的全面普查。我们检测到一氧化三碳、甲醇、乙醛、甲酸、乙烯酮和丙炔，丰度从5e-11到6 e-9不等。甲醇谱线的非LTE分析表明，它们可能在核心的边缘排放，半径约为8000 AU，其中T约为10 K，nH 2约为2 e4 cm-3。先前的工作表明，由于水冰的光解吸作用，同一区域的水蒸气增加。我们建议，一个非热脱附机制也是负责所观察到的排放甲醇和COM从同一层。解吸的氧气和少量的甲醇和乙烯足以重现L1544中测量的一氧化三碳、甲醇、乙醛和乙烯酮的丰度。这些新发现开启了星前核中的COM起源于类似外层而不是致密内核的可能性，正如先前所假设的那样，并且它们的形成是由非热解吸物种驱动的。
2014-09-23 astro-ph.SR
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
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
Modelling methanol and hydride formation in the JWST Ice Age era
该研究利用多种天体化学代码模拟蝘蜓座I云冰化学，发现CH3OH冰主要通过CO氢化形成，并解释了JWST观测到的冰成分。
2025-02-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Theoretical determination of the binding energies of methanol and related species onto amorphous solid water ice
University of Leeds（利兹大学）；Universidad de Concepción（康塞普西翁大学）
采用色散校正密度泛函理论，通过BEEP平台计算甲醇及其光解产物在无定形固态水冰上的结合能，揭示氢键与色散作用对结合能分布的影响，并评估其对天体化学模型结果的影响。
2026-06-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Importance of source structure on complex organics emission II. Can disks explain lack of methanol emission from some low-mass protostars?
一些原恒星系统显示出很少或没有复杂有机物的毫米线发射。这可以解释为这些分子的丰度低，或者它们可以存在于系统中，但在气体中看不到。我们的目标是研究甲醇的后一种假设。我们将试图回答这个问题：是否存在一个磁盘和光学厚尘埃减少甲醇排放，即使甲醇是丰富的冰和气体？利用辐射转移程序RADMC-3D计算了一个单粒子模式和一个粒子加圆盘模式的甲醇辐射谱线，并与观测结果进行了比较。甲醇排放量的唯一的模型总是强于由至少一个因素2，只要磁盘半径大于30 au（为L=8 L $_{\odot}$）从磁盘加磁盘模型。在大多数情况下，这是由于较低的温度，因此，较少量的温暖的甲醇内的雪表面的冰加磁盘模型。强度下降超过一个数量级的模型，包括高毫米不透明的尘埃颗粒和磁盘半径至少50 au（L=8 L $_{\odot}$）由于连续减。线强度从仅甲醇排放量较低的原恒星模型过度生产的观测，即使有大的尘埃光学深度的影响。圆盘模型可以解释大部分的观测结果。然而，只有当尘埃光学厚度效应，特别是连续谱过减在光盘上变得有效时，它们才能再现高光度和低甲醇排放源的观测。因此，应该同时考虑尘埃盘和尘埃光学厚度的影响来解释观测结果。总之：没有甲醇排放并不意味着在气体或冰中没有甲醇分子。
2022-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Interplay of gas and ice during cloud evolution
在扩散云演变为分子云的过程中，气相分子在小尘埃颗粒的表面冻结形成冰。在尘埃表面，水是冰质地幔的主要成分，其中发生着复杂的化学反应。我们的目标是研究的形成途径和组成的冰在整个扩散云的演变。为了这个目的，我们使用含时速率方程来计算气相和固体表面（到尘埃颗粒）上的分子丰度。我们充分考虑了气尘的相互作用，包括冻结的细节，化学和热解吸，以及最重要的光处理粮食表面。在裸露和结冰的表面上的化学物种的结合能的差异也被纳入我们的方程。利用数值程序FLASH，我们对一个重力束缚的扩散云进行了流体动力学模拟，并跟踪了它的收缩过程。我们发现，虽然尘埃颗粒仍然裸露，水的形成增强了颗粒表面化学，随后释放到气相中，丰富的分子介质。另一方面，CO分子倾向于在裸露的颗粒上逐渐冻结。这导致CO充分混合并强烈存在于第一冰层中。一旦一个单层的水冰已经形成，晶粒表面的结合能发生显着变化，并立即发生强烈的耗尽气相水和CO分子。当氢化将固体CO转化为甲醛（H $_2$ CO）和甲醇（CH $_3$ OH）时，水冰成为冰粒的主要成分。在分子团内，甲醛比气相中的水和甲醇更丰富，部分原因是化学解吸。
2015-01-20 astro-ph.SR
First experimental confirmation of the CH3O + H2CO -> CH3OH + HCO reaction: expanding the CH3OH formation mechanism in interstellar ices
迄今为止，在固相中H原子与CO的连续加成一直被认为是在暗分子云中形成甲醇的主要途径。然而，最近的星际冰的蒙特卡罗模拟替代地提出了自由基-分子H原子提取反应CH 3 O + H2 CO-> CH 3OH + HCO，除了CH 3 O + H -> CH 3OH之外，作为在这些环境中形成CH 3OH的非常有希望的和可能占主导地位的（70 - 90%）最终步骤。在这里，我们通过实验研究H2 CO和D2CO冰上的氢化反应，比较了这两个步骤导致甲醇的贡献，这确保了两种情况之间的可比起点。实验是在真空度为10：1和30：1的H：H2 CO（或D2CO）流量比下进行的。在部分氘代的情况下，自由基-分子途径CHD_2O + D_2CO-> CHD_2OD + DCO，在D-提取过程中的同位素效应显著地阻碍，并且因此可以用作探测该步骤的效率的手段。我们观察到一个显着较小的产量D2CO + H产品相比，H2 CO + H，这意味着CH 3 O诱导的提取路线必须发挥重要作用，在星际冰中的甲醇的形成。反射-吸收光谱（RAIRS）和程序升温解吸-四极杆质谱（TPD-QMS）分析被用来量化冰中的物种。两种分析技术都表明，在10 - 16 K区间内，提取路线的贡献率约为80%，这与Monte Carlo结论一致。另外的H2 CO + D实验证实了这些结论。
2022-05-24 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 depletion: a microscopic perspective
在恒星形成的区域，密度和温度的变化会导致气体冻结在尘埃颗粒上，形成冰幔，这会影响云的化学成分。本文的目的是详细了解星际尘埃颗粒上CO的消耗（和解吸）。在两种不同的（天体物理学相关的）条件下进行了实验模拟。同时，动力学蒙特卡罗模拟用于模拟实验条件。在我们的实验中，CO分子在低于27 K的温度下附着到水冰上，其沉积速率不依赖于衬底温度。在预热阶段，解吸过程确实表现出细微的差异，表明存在弱结合的CO分子，因此突出了低扩散效率。在TPD期间冰厚度之后的IR测量证实扩散在接近解吸的温度下发生。应用到天体物理条件下，在一个前恒星的核心，CO分子的结合能，范围在300 K和850 K之间，取决于CO已沉积的条件。由于结合能的范围很广，CO的消耗作为AV的函数比最初认为的要重要得多。弱结合的分子很容易通过蒸发释放到气相中，改变了吸积和解吸之间的平衡，这导致在高沸点下更大丰度的CO。此外，弱结合的CO分子也更容易移动，这可能会增加星际冰内的反应性。
2017-09-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Hunt for complex cyanides in protostellar ices with JWST: Tentative detection of CH$_3$CN and C$_2$H$_5$CN
本研究利用JWST-NIRSpec在三个原恒星系统的星际冰中首次初步探测到CH$_3$CN、C$_2$H$_5$CN和N$_2$O，发现含氮分子与甲醇的冰相柱密度比高于气相，并指出未来需结合NIRSpec和MIRI巡天及实验室测量以确认其形成历史。
2024-01-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Rotational Disruption of Dust and Ice by Radiative Torques in Protoplanetary Disks and Implications for Observations
本研究针对原行星盘中尘埃与冰的旋转瓦解过程开展二维建模，揭示了辐射扭矩瓦解机制对纳米颗粒补充、水雪线范围及岩质天体碳缺失问题的关键影响。
2020-08-06 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Ice Age : Chemo-dynamical modeling of Cha-MMS1 to predict new solid-phase species for detection with JWST
化学模型和实验表明，星际尘埃颗粒及其冰幔在复杂有机分子（COMs）的产生中起着重要作用。迄今为止，ISM中确定检测到的最复杂的固相分子是甲醇，但詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）可能能够识别更大的有机物质。在这项研究中，我们使用一个耦合的化学动力学模型来预测新的候选物种JWST探测到年轻的恒星形成核心Cha-MMS 1，结合气体颗粒化学动力学代码MAGICKAL与1-D辐射流体动力学模拟使用雅典娜++。利用该模型计算出的主要冰组分相对于水的相对丰度与典型观测值吻合较好，为进一步研究冰的化学性质提供了坚实的基础。六种含氧化合物（乙醇、二甲醚、乙醛、甲酸甲酯、甲氧基甲醇和乙酸）以及甲酸的丰度高达或超过水冰的0.01%。基于模拟的冰的组成，合成的红外光谱诊断的新冰种的可探测性。与主要冰成分相比，COM对红外吸收带的贡献较小，并且JWST NIRCAM/宽场无狭缝光谱（2.4-5.0微米）可能不太可能识别出朝向Cha-MMS 1核心中心的COM冰。然而，MIRI观测（5-28微米）对COM丰富的环境，固相COM丰度超过1%的水冰柱密度可能会揭示COM的独特的冰功能。
2022-07-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the CO and methanol snow lines in young protostars. Results from the CALYPSO IRAM-PdBI survey
上下文“雪线”，标志着大量挥发物冻结在尘埃颗粒表面的区域，对行星的生长和原行星盘的整体组成起着重要作用。它们已经可以在年轻得多的低质量0级原恒星的包络中观察到，这些原恒星仍处于早期的重吸积阶段。目的。我们的目标是利用不同种类的冰的升华区域的信息来了解信封的化学，它的温度和密度结构，以及吸积过程的历史。方法.作为CALYPSO IRAM大型计划的一部分，我们利用IRAM Plateau de Bure干涉仪在亚弧秒分辨率下对邻近的0类原恒星进行了C $^{18}$ O，N $_2$ H $^+$和CH $_3$ OH的观测。对于其中的四个源，我们使用化学代码和辐射转移模块模拟了发射。结果我们在NGC 1333-IRAS 4 A、NGC 1333-IRAS 4 B、L1157和L1448 C中观察到C $^{18}$ O和N $_2$ H $^+$的反相关性，其中由于N $_2$ H $^+$被CO化学破坏，N $_2$ H $^+$在中心峰C $^{18}$ O发射周围形成环。模型和观测的发射区域匹配1200的CO结合能K，其高于纯CO冰的结合能（$\sim$ 855 K）。此外，我们发现非常低的CO丰度内的雪线在我们的来源，大约一个数量级低于总CO丰度观察到的气体在大规模的分子云耗尽之前设置。结论.高CO结合能可能暗示CO在极性冰环境中被冻结，如无定形水冰或在非极性CO $_2$丰…
2016-04-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Experimental study of the binding energy of NH3 on different types of ice and its impact on the snow line of NH3 and H2O
本研究通过超高真空共沉积实验和程序升温脱附分析，揭示了H2O通过氢键显著影响NH3在星际冰表面的结合能与脱附行为，从而解释了NH3在原行星盘和前恒星核中的冻结与保存机制。
2023-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Linking ice and gas in the Serpens low-mass star-forming region
在恒星形成过程中，尘埃、冰和气体之间的相互作用产生了复杂的有机分子。虽然观测表明，有几种物质是在冰覆盖的尘埃颗粒上形成的，并被释放到气相中，但固相和气相之间的确切化学相互作用及其相对重要性仍然不清楚。我们的目标是通过冰和气体测绘以及直接测量气冰比来研究低质量恒星形成区域的相互作用。这提供了对导致在两个阶段中观察到的化学复杂性的路线的限制。我们目前的观测气相甲醇（CH $_3$ OH）和一氧化碳在1.3毫米对10个低质量的年轻原恒星的巨蛇座SVS 4集群从亚毫米阵列和阿塔卡马探路者实验望远镜。我们使用甚大望远镜的档案数据，推导出冰H $_2$ O，CO和CH $_3$ OH朝向同一区域的丰度。最后，我们构建了SVS 4的气冰图，并直接测量了CO和CH $_3$ OH气冰比。CH $_3$ OH气体-冰比与先前报道的嵌入式0/I类低质量原恒星的值一致。CO气体图追踪对冻结效应不敏感的扩展气体组分。我们发现，有没有直接的相关性之间的CO和CH $_3$ OH气体与他们的冰对应的集群。这可能与SVS 4的复杂形态有关：0级原恒星SMM 4和它的包层位于附近，与SMM 4相关的外流与星团相交。这项研究为未来ALMA和詹姆斯韦伯太空望远镜的观测提供了一个探路者，这将提供比甲醇更复杂的分子的高灵敏度气冰图。这种比较地图对于限制控制恒星形成区域化学复杂性的化学路线至关重要。
2020-08-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust as interstellar catalyst I. Quantifying the chemical desorption process
上下文星际介质中尘埃的存在对恒星形成区域的化学成分有着深远的影响。最近的观测表明，许多形成于尘埃上的物种正在填充气相，特别是在寒冷的环境中，紫外线和CR诱导的光子不占这样的过程。目的。本文的目的是了解和量化的过程中，释放固体物质到气相中，所谓的化学解吸过程，使一个明确的公式可以推导出，可以包括到天体化学模型。方法.我们收集了10多个反应体系的实验结果。对于每个反应，使用不同的基质，如氧化石墨和致密的无定形水冰。我们推导出一个公式来重现化学解吸过程的效率，它考虑了新形成的产品的能量均分，然后在表面上的经典反弹。在第二部分中，我们将这些结果扩展到天体物理条件。结果能量均分正确地描述了裸露表面上的化学脱附过程。在结冰的表面上，化学解吸过程的效率要低得多，仍然需要更好地描述与表面的相互作用。结论.我们表明，直接将固体物种转化为气相物种的机制是有效的许多反应。
2015-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
An overview of desorption parameters of Volatile and Complex Organic Molecules: A systematic dig on experimental literature
本文系统收集并重析文献中的程序升温脱附数据，结合 Redhead 方程与 TST 得到133种分子的脱附参数，并给出指前因子与分子质量的经验关系。
2023-06-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Prestellar grain-surface origins of deuterated methanol in comet 67P/Churyumov-Gerasimenko
氘代甲醇是天体化学家对形成含氘分子的单个化学反应及其所在区域的物理化学历史最强大的窗口之一。首次探测到单氘和双氘甲醇在彗星彗发67 P/丘留莫夫-格拉西缅科使用Rosetta-ROSINA数据。D-甲醇（CH3OD和CH2DOH合并）和D2-甲醇（CH2DOD和CHD2OH合并）相对于正常甲醇的丰度分别为5.5 +/-0.46%和0.00069 +/-0.00014%。数据跨度甲醇氘代分数（D/H比）在0.71 - 6.6%的范围内，占D在分子中的位置的统计校正，包括统计误差传播的ROSINA测量。认为彗星状CH_2DOH是由CO加氢生成CH_3OH和随后的CH_3-R中的H-D取代反应形成的。CHD2OH可能是由氘代甲醛产生的。在氘代水冰存在下，在OH-R中，通过H-D交换反应生成CH_3OD和CH_2DOD。甲醇的形成和氘化被认为发生在与HDO形成D2O相同的时期，在此之前形成单氘代水、硫化氢和氨。彗星的D-甲醇/甲醇的比例被证明同意最密切的星前核心和低质量的原恒星区域。结果表明，彗星的甲醇来源于诞生我们的太阳系的先天冷（10 - 20 K）星前核心。彗星挥发物个别地反映了恒星形成的演化阶段，从云到核心到原恒星。
2020-10-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
High-resolution mid-IR spectroscopy of SVS 13-A with EXES/SOFIA: The surprisingly high CH$_3$OH/H$_2$O ratio in the planet-forming zone of a solar mass protostar
Space Science Institute（空间科学研究所）；ESO（欧洲南方天文台）；INAF, Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学、法国国家科学研究中心、行星与地球物理研究所）；Space Science and Astrobiology Division, NASA Ames Research Center（美国宇航局艾姆斯研究中心空间科学与天体生物学部门）；Bay Area Environmental Research Institute（湾区环境研究所）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；Universitat Autònoma de Barcelona（巴塞罗那自治大学）；University of Turin（都灵大学）
研究通过高分辨率中红外光谱观测SVS 13-A原恒星，发现行星形成区中CH3OH/H2O比值显著高于典型星际冰层比值，揭示了冰层亚limous和冰-气转化过程。
2026-03-20 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
