THz Time-Domain Spectroscopy of Mixed CO2-CH3OH Interstellar Ice Analogs
星际尘埃颗粒的冰冷地幔是原始生命前分子库存的发源地，这些分子库存最终可能为新生的太阳系以及其中形成的行星和星子提供种子。在这里，我们提出了一个研究的两个最丰富的物种在这些冰后水：二氧化碳（CO2）和甲醇（CH3OH）使用太赫兹（THz）时域光谱和中红外光谱。我们研究这些物种的纯冰和混合冰，并展示了太赫兹光谱区域的功率，以阐明冰的长程结构（即结晶与非晶），冰内这些物种的分离程度，以及冰内物种的热历史。最后，我们评论的效用产生的太赫兹转换，这些冰用于天文观测星际冰。
2016-06-09 astro-ph.GA
Binding energies of ethanol and ethylamine on interstellar water ices: synergy between theory and experiments
本研究结合DFT计算与TPD实验，表征乙醇和乙胺在晶态、非晶态水冰上的结合能，明确二者脱附特性与内聚能差异，推断原行星盘中三类物质雪线位置不同，部分乙醇乙胺会在水雪线处冻结并入富水星子。
2024-06-20 astro-ph.GA physics.chem-ph
Modeling the processing of interstellar ices by energetic particles
上下文星际冰是暗分子云中金属物种的主要形式。实验和观察表明，冰是显着的处理后，冻结出的分子到粮食。这个过程是由宇宙射线粒子和宇宙射线诱导的紫外光子引起的。目前的天体化学模型只在非常有限的程度上包含了这些转变。目标。我们的目标是建立一个星际冰的“冷”化学模型，并评估其对星际冰组成的一般影响。方法.冰被视为由两层组成-表面和地幔（或地下）层。次表层的化学过程与冰物种的光解和地幔内的空腔表面上的二元反应。氢原子和分子可以在层之间扩散。我们还包括氘化学。结果模拟结果表明，化学键合H的含量在亚表面分子中平均减少约30%。这促进了冰中更多贫氢物种的形成。冰分子中氘的富集被次表层过程显著减少。平均而言，它遵循气相原子D与H丰度比，具有延迟。由该模型产生的延迟是在几个百万年的顺序。结论.冰的加工可能会对谷物中氘物质的生产产生新的限制。在具有两层结构的地幔中，上层（CO）的处理应该比下层（H2O）更强烈。星际冰中的化学爆炸可能不是一个重要的过程。它们破坏了地幔的结构，而地幔是在很长的时间尺度上形成的。此外，冰可能缺乏爆炸所需的高自由基含量。
2013-06-13 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
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
Cosmic-ray-induced dissociation and reactions in warm interstellar ices
上下文宇宙射线粒子击中暗分子核心中的星际颗粒可能会引起整个颗粒加热。CR加热的晶粒的高温允许克服体扩散和反应的能量障碍。此外，冰分子被直接宇宙射线诱导解离破坏。目的。我们提供了一个合理的估计宇宙射线引起的表面-地幔扩散的意义，冰中的化学反应，并在恒星形成的星际云核冰物种的解离。方法.我们考虑了在坍缩的低质量星前核和在初始阶段的原恒星的包层加热与三相化学动力学模型的气体团。该模型包括一个适当的处理随机方面的全谷物加热和新的实验数据的解离。结果我们发现宇宙射线引起的效应主要限于碳链物种丰度的增加。对主要物种丰度的影响最多只有几个百分点。冰中HNC与HCN冰丰度比增加。结论.在模型中考虑的过程中，解离可能是最重要的，而扩散和反应的温暖的谷物是不太重要的。所有这三个过程都促进了复杂分子的合成，包括有机物质。
2014-12-15 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.chem-ph
Interstellar Ices as Carriers of Supernova Material to the Early Solar System
本文通过研究陨石中的锆同位素富集，证明星际冰层可能携带超新星物质，影响太阳系早期核合成特征。
2025-11-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
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
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
Formation of complex organic molecules on interstellar CO ices? Insights from computational chemistry simulations
本研究通过量子化学与动力学计算，探究富CO冰上乙烯酮与氢、OH及NH₂的反应，发现氢加成生成乙酰基是最优路径，明确了星际复杂有机分子的可行合成途径，为相关天体物理观测提供理论参考。
2023-05-25 astro-ph.GA physics.chem-ph
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
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
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
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
Interstellar bromine abundance is consistent with cometary ices from Rosetta
彗星冰是在恒星和行星形成的过程中形成的，它们的分子和元素组成可以通过研究星际和原恒星物质与早期太阳系有关。最近，罗塞塔任务获得了第一个卤素元素溴（Br）的彗星丰度。然而，到目前为止，它的原恒星气体丰度是不受限制的。我们着手将第一个观测限制放在星际气相溴（Br）丰度上。我们进一步的目标是比较原恒星溴丰度与罗塞塔在彗星67 P/Churyumov-Gerasimenko的冰测量。对Orion KL、Sgr B2（N）和NGC 6334 I的Herschel存档数据进行了HBr和HBr $^{+}$发射或吸收谱线的检查。一个化学网络建模HBr在原恒星分子气体编译，以帮助解释。针对我们的任何靶标均未检测到HBr和HBr $^{+}$。然而，在猎户座KL热核中，我们对HBr/H $_{2}$ O的上限比在彗星67 P中测得的比值低10倍。这一结果是一致的化学网络预测，HBr是不是一个占主导地位的气相溴载体。HBr彗星可能主要形成于冰质的颗粒地幔中，这些地幔几乎锁住了所有的元素Br。
2018-03-21 astro-ph.GA 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
Formation of unsaturated hydrocarbons in interstellar ice analogs by cosmic rays
研究了高电荷态高能离子（219 MeV O^{7+}和632 MeV Ni^{24+}）处理纯c-C6 H 12（环己烷）和混合H2O：NH3：c-C6 H 12（1：0.3：0.7）冰时C-C双键和三键的形成。这些实验模拟了星际冰类似物中由中等质量和重离子宇宙射线引起的物理化学。这些测量是在法国卡昂的重离子加速器GANIL（Grand Escheratéur National d 'Ions Lourds）的高真空室内进行的。将气体样品沉积在预先冷却至13 K的抛光CsI衬底上。在不同的离子注量下，通过傅里叶变换红外（FTIR）光谱法进行原位分析。测定了环己烷在天体物理环境中的离解截面和半衰期。轰击冰和年轻恒星源的光谱之间的比较表明，在这些环境中的颗粒的初始成分应该包含H2O，NH3，CO（或CO2），简单的烷烃和CH 3OH的混合物。在放化产物中发现了一些含有双键或三键的化合物，如己烯、环己烯、苯、OCN-、CO、CO2以及一些脂肪族和芳香族烯烃和炔烃。结果表明，另一种方案的生产不饱和烃和可能的芳环（通过脱氢过程）在星际冰引起宇宙射线轰击。
2012-04-03 astro-ph.GA astro-ph.IM physics.chem-ph
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
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 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
The role of ices in star-forming clouds
冰在星际云的演化过程中起着至关重要的作用。它们在稠密分子介质中无处不在，它们的影响不仅限于化学。吸附在尘埃颗粒上的物质也会影响云的热力学。这一切都取决于星际条件、化学参数和冰层的成分。在这项工作中，我研究了冰的形成，重点是气体和固体相之间的相互作用，以确定它们在云演化和恒星形成中的作用。我表明，虽然冰的形成极大地影响了云的化学，他们的作用在热力学上是比较保守的，他们对恒星形成的影响是微不足道的。
2016-05-23 astro-ph.CO astro-ph.EP 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
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
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
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
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
Vacuum-UV spectroscopy of interstellar ice analogs. I. Absorption cross-sections of polar-ice molecules
除H_2O、NH_3和CO_2外，星际冰幔中大多数分子固体的真空紫外吸收截面还没有报道。冰的光处理模型依赖于冰的真空紫外吸收截面来估计穿透深度和辐射剂量，并且在过去，气相截面值被用作近似值。我们的目标是估算分子冰组分的真空紫外吸收截面。在8 K下沉积由CO、H2O、CH 3OH、NH3或H2S组成的纯冰。采用透射红外光谱法对冰样的柱密度进行了原位测量。冰样品的真空紫外光谱收集在120-160 nm（10.33-7.74 eV）的范围内使用商业微波放电氢流灯。我们提供了所报道的分子冰的真空紫外吸收截面。我们的结果与以前报道的H2O和NH3冰。首次报道了CH_3OH、CO和H_2S在固相中的吸收截面。H2S在120-160 nm范围内呈现最高吸收。我们的方法允许快速和容易获得的真空紫外光谱的冰，而不需要使用同步加速器光束线。我们发现，冰的吸收截面可以是非常不同的气相值，因此，我们的数据将显着改善模型，模拟真空紫外光处理和光解吸的冰地幔。纯冰的光解吸速率，表示为每个吸收光子的分子，可以从我们的数据中导出。
2014-05-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
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
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
Identification of solid N2O in interstellar ices using open JWST data
Research Laboratory for Astrochemistry, Ural Federal University（乌拉尔联邦大学天体化学研究实验室）
利用JWST数据首次在16个原恒星中识别出固态N2O，并发现其主要存在于冰壳非极性层中。
2026-01-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ammonium hydrosulfide (NH4SH) as a potentially significant sulfur sink in interstellar ices
本研究通过实验室红外光谱和观测对比，证实NH4SH盐可能是星际冰中6.85微米吸收特征的载体，并可作为硫储库，解释致密区域中高达17-18%的硫亏损。
2024-11-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Indirect ultraviolet photodesorption from CO:N2 binary ices - an efficient grain-gas process
紫外线冰光解吸是一个重要的非热解吸途径，在许多星际环境中，已被调用来解释在磁盘，云和云核中的冷分子的观测。系统的实验室研究的光脱附率，在7和14 eV之间，从CO：N2二元冰，已进行了同步加速器设施SOLEIL的CONORS真空紫外光束线。光脱附光谱分析表明，光脱附过程是间接的，即脱附是由亚表面分子层中的光子吸收引起的，而实际上只有表面分子脱附。因此，二元冰中的CO和N2的光解吸光谱取决于次表层冰层中的主要物种的吸收光谱，这意味着混合和层状冰的光解吸效率和能量依赖性与纯冰相比是显着不同的。特别是，一个薄的（1-2 ML）的N2冰层上的CO将有效地淬灭CO的光脱附，而增强N2的光脱附的几个因素（相比于纯冰）时，冰暴露于一个典型的暗云UV场，这可能有助于解释不同的CO和N2 H+的分子云核心的分布。这种间接的光解吸机制也可以解释在寒冷的星际环境中观察到少量复杂有机物的现象。
2013-12-16 astro-ph.GA
From interstellar carbon monosulfide to methyl mercaptan: paths of least resistance
通过10个中间自由基和分子将一硫化碳（CS）连接到甲基硫（CH3SH）的29个反应已经被表征为与冷星际冰的表面化学相关。发现这些冰中可能存在的中间物种比以前认为的要多，如反式和顺式六氯环己烷。计算了自由基-中性反应的活化能和反应能，以及低温（T> 45~K）速率常数。另一方面，对于无势垒自由基-自由基反应，已经确定了分支比。这两组信息的组合首次提供了完整的H + CS反应网络的定量信息。在这个网络的早期，也就是星际云生命的早期，HCS是主要的自由基，而后来它首先变成CH2SH，最后变成CH3S。
2018-06-08 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
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
Atom Addition Formation of Thionylimide (HNSO) on Interstellar Dust Grains: Chemical routes requiring oxygen and nitrogen atom surface diffusion
University of Stuttgart（斯图加特大学）；RIKEN Cluster for Pioneering Research（理化学研究所先导研究集群）
研究通过量子化学计算揭示HNSO在星际尘埃颗粒上的形成机制，表明氧和氮原子表面扩散在硫化学中起关键作用。
2026-02-04 astro-ph.GA physics.chem-ph
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
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
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
Cosmic-ray induced sputtering of interstellar formaldehyde ices
本研究通过重离子辐照实验量化了纯H2CO冰的宇宙射线溅射产额，发现其溅射率过低无法解释前恒星核L1689B中的气相丰度，但假设H2CO在CO或CO2冰中共脱附可重现观测结果。
2024-09-09 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
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
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
SPHEREx Wide-Field Infrared Spectral Mapping of Interstellar Ices and Polycyclic Aromatic Hydrocarbons
Department of Physics and Astronomy, Seoul National University（首尔大学物理与天文系）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；IPAC, California Institute of Technology（加州理工学院红外科学应用中心）；Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI)（韩国天文学与空间科学研究院）
SPHEREx获取了首个宽场红外光谱图，揭示了银河系X区和北美星云中星际冰和多环芳烃的强特征，为星系结构、星际介质物理和恒星化学研究提供支持。
2026-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Water enhances the formation of refractory sulfur in interstellar ices
Centro de Astrobiología (CAB), INTA-CSIC（西班牙国家航空航天技术研究所-西班牙国家科学研究委员会天体生物学中心）；Departamento de Física de la Tierra y Astrofísica, Facultad de Ciencias Físicas, Universidad Complutense de Madrid（马德里康普顿斯大学物理科学学院地球与天体物理学系）；Instituto de Química Física Blas Cabrera (CSIC)（西班牙国家科学研究委员会布拉斯·卡布雷拉物理化学研究所）；Department of Physics, National Central University（中原大学物理系）
本研究通过实验发现，水能显著增强星际冰中难熔硫（如S6-S8）的形成，为稠密云中硫缺失提供了固相储库机制，并可作为水冰环境的示踪剂。
2026-10-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Thioacetaldehyde (CH3CHS) on interstellar ices: a key molecule to unravel two chemical dichotomies in the ISM
Instituto de Física Fundamental, CSIC（基础物理研究所，西班牙科学理事会）；Center for Astrochemical Studies, Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik（星际化学研究中心，马克斯·普朗克地外物理研究所）；Observatorio Astronómico Nacional (OAN)（国家天文台）；Centro de Astrobiología, CSIC-INTA（天体生物学中心，西班牙科学理事会-国家航空航天技术研究所）
本研究通过探究硫代乙醛在星际冰上的氢化路径，解释了其与乙醛的丰度差异及在G+0.693-0.027中的缺失，揭示了冰表面化学在星际硫化学中的关键作用。
2026-09-18 astro-ph.GA
On Simulating the Proton-Irradiation of O$_2$ and H$_2$O Ices Using Astrochemical-type Models, with Implications for Bulk Reactivity
今天的许多天体化学模型明确地考虑了组成星际尘埃颗粒冰幔的大部分的物种，而不是那些在最上面的几个单层中的物种。用电离辐射轰击这些冰--无论是以宇宙射线、恒星风还是放射性核素的形式--代表了一种天体化学上可行的方法，可以在冰幔的大部分中驱动丰富的化学物质，现在实验室天体物理学的大量工作都支持这种方法。在这项研究中，使用现有的速率方程为基础的天体化学代码修改，包括考虑辐射化学的方法，我们最近开发的，我们试图模拟两个这样的研究，其中（a）纯O $_2$冰在5 K，（b）纯H $_2$ O冰在16 K和77 K，被轰击keV的H $^+$离子。我们的目标是双重的：（1）测试我们新开发的方法复制冰辐照实验结果的能力，（2）确定在这样一个约束良好的系统中，如何使用用于模拟星际介质（ISM）的相同气体颗粒代码来最好地处理体化学。我们发现，我们修改后的天体化学模型是能够再现的丰度O $_3$在5 K纯O $_2$冰，以及丰富的H $_2$ O $_2$在16 K水冰和先前注意到的过氧化氢在较高的温度下减少。然而，这些结果需要的假设，通过辐射分解产生的自由基和其他活性物质反应迅速，非扩散与邻居在冰。
2019-04-08 astro-ph.GA cond-mat.mtrl-sci physics.chem-ph
Proton and electron irradiations of CH4:H2O mixed ices
在星际环境中发生的有机化学可能导致与生命出现相关的复杂分子的产生。因此，为了了解生命本身的起源，有必要在模拟星际空间的条件下探测含碳分子的化学性质。其中几个区域，如致密的分子核心，暴露于银河宇宙射线形式的电离辐射，这可能是分子破坏和合成的重要驱动力。在本文中，我们报告的比较和系统的研究结果的照射CH4：H2O冰混合物的1兆电子伏的质子和2千电子伏的电子在20 K。我们表明，我们的照射导致形成了一些新的产品，包括简单和复杂的子分子，如C2H6，C3H8，C2H2，CH3OH，CO，CO2，可能也H2CO。不同照射方案的比较还揭示了质子照射导致与电子照射相比更大丰度的辐解子分子，尽管已经施用了较低的辐射剂量。这些结果对于在致密星际云的分子核心内以及太阳系外天体上发生的辐射天体化学是重要的。
2023-01-22 astro-ph.EP 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
The Colors of Ices: Measuring ice column density through photometry
University of Florida（佛罗里达大学）；Harvard & Smithsonian（哈佛与史密森尼学会）；University of Duisburg-Essen（杜伊斯堡-埃森大学）；Instituto de Física Fundamental (CSIC)（基础物理研究所（西班牙国家研究委员会））；European Southern Observatory (ESO)（欧洲南方天文台）；The University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of Connecticut（康涅狄格大学）
该研究展示了JWST光度学可揭示星际冰层，并开发了icemodels工具，通过实验室测量生成合成光度数据，发现银河系中心云中存在CO、H2O和CO2冰层，且冰含量较高，推断银河系中心碳冻结量超过太阳邻域总碳预算。
2026-06-16 astro-ph.GA
Observations of the Onset of Complex Organic Molecule Formation in Interstellar Ices
孤立的致密分子核被用来研究星际冰中复杂有机分子的形成。采样三个核心与正在形成的低质量恒星（B59，B335和L483）和一个无星核心（L 694 -2），我们采样的视线到九个背景恒星和五个年轻的恒星物体（YSO; A_K ~0.5 - 4.7）。美国宇航局红外望远镜设备（IRTF）从2-5 $μ$ m的光谱同时显示来自H $_2$ O（3.0 $μ$ m），CH $_3$ OH（C-H伸缩模式，3.53 $μ$ m）和CO（4.67 $μ$ m）冰核心的特征。CO冰被9颗恒星追踪，其中5颗显示出长波长的翅膀，这是由于CO与极地冰（CO $_r$）的混合物，可能是CH $_3$ OH。其中两条视线也显示CH $_3$ OH的独立检测。对于这些，我们发现来自L483和L 694 -2的CH $_3$ OH：CO $_r$的比率分别为0.55 $\pm$ 0.06和0.73 $\pm$ 0.07。CO和CH $_3$ OH的探测首次通过视线对背景恒星观测约束CO到CH $_3$ OH冰的转换。沿着视线，大部分CO存在于气相中，并且$\leq$ 15%的CO被冻结。然而，CH $_3$ OH冰相对于CO是丰富的（~50%），并且主要作为CH $_3$ OH-富CO冰层存在。只有一小部分的视线包含CH $_3$ OH冰，据推测是密度最高的。CO向CH $_3$ OH的高转化率可以解释在后期1…
2020-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Adsorption of H$_2$ on Amorphous Solid Water Studied with Molecular Dynamics Simulations
我们研究了稠密云中气相的主要成分H $_2$与星际冰中最丰富的化学物种之一非晶态固体水（ASW）表面碰撞后的行为。我们开发了一个通用的框架来研究星际冰上轻物质的吸附动力学。我们提供的结合能和它们的分布，粘附概率的入射能量在1 meV和60 meV之间，和热粘附系数在10和300 K之间的表面温度从10到110 K。结果表明，粘附概率与吸附质的动能和表面温度密切相关，而与入射角关系不大。我们观察到有限的粘附概率高于热解吸温度。吸附和热解吸应被视为具有不同时间尺度的不同事件。这些物种的实验室结果表明，由于采用的实验技术不同，趋势上存在差距。我们的研究结果补充了观测结果并扩展了它们，增加了考虑中的气体温度范围。我们计划采用我们的方法来研究各种吸附物，包括自由基和带电物种。
2020-03-19 astro-ph.GA physics.chem-ph
