Putting the Diffuse Interstellar Bands on the map - literally!
为了进一步了解弥漫性星际介质（ISM）以及弥漫性星际带（DIB）的不明载体，我们正在绘制天空中的DIB，使用数百颗热恒星作为背景火炬-球状星团（特别是半人马座ω），本地气泡内和周围的邻近恒星以及麦哲伦云内的恒星。我描述到目前为止获得的结果和我们目前的实验。
2013-08-15 astro-ph.GA
AKARI Near-Infrared Spectroscopic Observations of Interstellar Ices in Edge-on Starburst Galaxy NGC253
本文给出了利用AKARI上的红外照相机获得的边缘星暴星系NGC 253的空间分辨近红外（2.5-5.0 μ m）光谱。在星系中心附近，我们清楚地探测到星际冰的吸收特征（H_2O：3.05 μ m，CO_2：4.27 μ m，XCN：4.62 μ m）和多环芳烃（PAHs）的发射特征（3.29 μ m）以及氢复合线Br α（4.05 μ m）。我们发现冰的分布不同于PAH和气体的分布。计算了冰柱密度，并导出了N（CO_2）/N（H_2O）= 0.17 +-0.05的丰度比。它们与我们银河系中大质量年轻恒星周围获得的结果相似（0.17 ± 0.03），尽管在NGC 253中心附近预计有更强的星际辐射场和更高的尘埃温度。
2011-02-23 astro-ph.GA
Centrosymmetric molecules as possible carriers of diffuse interstellar bands
在本文中，我们提出了新的数据与星际C2（菲利普斯波段A-X），从欧洲南方天文台的紫外可见光谱仪的观测。我们已经确定了九条银河系谱线的星际柱密度和C2的激发温度。对于其中的7个，C2以前从未被观测到，因此在这种情况下，星际云的样本仍然很小（26条视线），其中对C2激发进行了详细的分析，显着增加。本文是对星际分子（C2和弥散星际带）进行分析的工作的继续。由于含有C2的星际云的样本增加了，我们可以表明，一些弥漫的星际带（6196和5797 A）的轮廓的宽度和形状显然取决于C2的气体动力学和旋转温度;轮廓更宽，因为C2的气体动力学和旋转温度的值更高。也有弥漫的星际带（4964和5850 A），这种效应不存在。
2010-09-27 astro-ph.GA
The $λ$6614 diffuse interstellar absorption band: evidence for internal excitation of the carrier
本文分析了沿HD 179406（20 Aql）和HD 147889视线方向记录的$λ$ 6614弥散星际带的吸收剖面。带形的差异归因于载流子的内部激发程度，这主要是由于振动热带，尽管也可能存在电子元件。结果进行了讨论，相对于其他模型的扩散带谱线形状。
2015-08-13 astro-ph.GA
H2 fluorescent emission from the diffuse interstellar medium
本文提出了一个简单的解析模型，用于预测具有Plummer密度分布的弥漫星际云发出的近红外H2荧光线强度，适用于已测量H和H2柱密度且能估算峰值气体密度的视线方向。
2024-10-12 astro-ph.GA
Binding energies of interstellar molecules on crystalline and amorphous models of water ice by ab-initio calculations
在星际介质（ISM）的密度更大、温度更低（$\leq$ 20 K）的区域，近红外观测揭示了亚微米大小的尘埃颗粒的存在，这些尘埃颗粒被几层H \textsubscript{2} O为主的冰覆盖，并因其他挥发性物质的存在而变脏。一个分子是处于气相还是固相取决于它在冰面上的结合能（BE）。因此，BEs是天体化学模型的关键参数，旨在重现所观察到的ISM化学演化。一般来说，边界元可以从实验技术或理论计算中推断出来。在这项工作中，我们提出了一个可靠的计算方法来评估一个大的天体化学相关的物种集（21）的BE。我们考虑了不同的周期性表面模型的结晶和非晶性质来模仿星际水冰地幔。这两种模型都确保氢键协同性充分考虑到与小冰团模型的差异。采用B3 LYP-D3和M06-2X泛函的密度泛函理论预测了物种/冰的结构和它们的BE。正如从冰表面的复杂性所预期的那样，我们发现每个分子可以经历多个BE值，这取决于它在冰表面的结构和位置。我们的计算数据与文献数据的比较表明，在某些情况下，在其他（大）的差异协议。我们讨论了一些天体物理学的影响，显示计算BE的重要性，使用更现实的星际冰表面有可靠的值列入天体化学模型。
2020-09-21 astro-ph.GA
Cosmic ray sputtering yield of interstellar ice mantles: CO and CO2 ice thickness dependence
宇宙线诱导溅射是天体物理环境中重要的脱附机制之一。在高密度区域观察到的化学演变，从稠密的云到原行星盘，以及凝聚在尘埃颗粒上的物质的释放，是解释观测和模型时需要考虑的一个关键参数。这项研究是一个正在进行的系统的实验确定的参数，在天体物理学宇宙射线溅射考虑的一部分。正如已经做的水冰，我们研究了溅射产率作为冰地幔厚度的函数的两个下一个最丰富的物种的冰地幔，一氧化碳和二氧化碳，这是暴露在几个离子束探索与沉积的能量的依赖。这些冰溅射产率是恒定的厚膜。当达到撞击离子溅射脱附深度时，对于薄的冰膜，它迅速减小。在溅射过程的天体物理学建模中，可以实施冰幔厚度依赖性约束，特别是在低视反射率下接近冰幔形成的开始。
2021-02-08 astro-ph.GA
Changes in the morphology of interstellar ice analogues after hydrogen atom exposure
水冰在星际介质中的形态仍然是一个悬而未决的问题。虽然气态水的吸积可能不是所观察到的覆盖在冷分子云中的尘埃颗粒上的冰幔的唯一可能来源，但众所周知，在保持在10 K的表面上从气相吸积的水形成了具有非常高孔隙率的冰膜。我们还知道，在乌云中，H2的形成发生在尘埃颗粒的冰冷表面上，当吸附的原子反应形成H2时释放的部分能量（4.48 eV）沉积在冰中。在目前的工作中所描述的实验研究的重点是如何从原子氢暴露和随后的重组冰形态的相关变化的结果。使用程序升温脱附（TPD）技术和TPD谱反演分析的方法，我们表明，有一个指数下降的孔隙度的无定形水冰样品后D-原子照射。这种减少与冰的厚度成反比，其值为Phi_0 = 2 x 10^16 D原子/cm ^2/H2O层。我们还使用了一个模型，该模型证实了多孔冰上的结合位点被破坏，而不管它们的能量深度如何，并且孔隙率的减少实际上对应于有效面积的减少。这种减少似乎是兼容的D2形成能量转移到多孔冰网络的分数。在星际条件下，这种效应可能是有效的，并且与其他压实过程一起，提供了一个很好的论据来相信星际冰是无定形和无孔的。
2011-03-21 astro-ph.GA
Cosmic ray sputtering yield of interstellar H2O ice mantles : Ice mantle thickness dependence
存在于致密星际云中的星际颗粒地幔通过吸积和解吸机制如UV、X射线光解吸、宇宙射线诱导溅射、颗粒热涨落和化学反应能释放与气相不断交换。各种解吸机制的相对重要性对于天体物理模型约束这种高密度稠密云区的化学演化是极其重要的。在这项实验工作中，我们研究了溅射产额作为冰地幔厚度的函数，暴露于95 MeV的负离子。离子诱导冰相变和溅射产额分别用红外光谱和质谱同时监测。溅射产率在特征冰层厚度以上是恒定的，并且在该厚度以下开始减小。可以评估对应于该长度的溅射深度的估计。在这些实验中，测得的解吸深度对应于30个冰层。假设溅射分子的体积为有效的圆柱形，纵横比接近于1;在半无限冰膜的情况下，这个比率是圆柱体的直径与高度之比。这一结果表明，大多数喷射分子来自一个相当紧凑的体积。测得的无限厚的水冰地幔溅射产额的离子电子阻止本领（Se）的平方的规模。我们预期解吸深度依赖性随Se^a而变化，其中a=0.5。天体物理模型应考虑到这些冰地幔的厚度依赖性约束的界面区域时，冰接近其灭绝阈值。在非常密集的云区，大多数水冰地幔对于大部分宇宙射线来说都超过了这个极限。
2018-10-12 astro-ph.GA
Survey of very broad Diffuse Interstellar Bands
本文研究了一组非常特殊的星际特征--位于4430、4882、5450、5779和6175光年处的宽弥漫星际带（DIB）。该集是小的，这些DIBs的等效宽度的测量是具有挑战性的，因为严重的恒星，星际，有时，也大地污染内的广泛的配置文件。尽管如此，我们证明它们确实与其他较窄的漫射带以及颜色过量E（B $-$ V）非常紧密地相关（DIB 4882和5450的程度较小）。所研究的宽DIB与星际分子CH和星际K{ \sc i}都有很好的相关性，即几乎不可能验证促进非常宽的DIB载流子形成的环境是否由分子或原子气体主导，因为这两种物质可能占据相同的体积。
2020-03-04 astro-ph.GA
On the Formation of CO2 and Other Interstellar Ices
我们调查的星际尘埃颗粒冰的形成和演变的暗云条件下，特别强调CO2。我们使用一个三相模型（气体/表面/地幔）来模拟耦合的气体-颗粒化学，允许区分的化学活性表面保存在地幔下面的冰层。该模型包括障碍介导的表面反应和热跳跃过程之间的竞争的治疗。计算结果与观测到的星际介质中CO2、CO和水冰的行为非常吻合。OH自由基与CO的反应被认为是足够有效的占CO2冰生产在乌云。在低视反射率，尘埃温度~12 K，CO2是由CO与OH的直接扩散和反应形成的，我们将由此产生的富含CO2的冰与观测到的极地CO2签名。CH4冰与该组分具有良好的相关性。在更高的反射率下，尘埃温度较低，CO相对稳定，因此含量丰富;然而，CO分子顶部的H和O的反应允许OH和CO迅速相遇，以产生范围为2 - 4的CO：CO2比，我们将其与非极性特征联系起来。我们建议，观测非极性的CO2/CO冰签名在乌云的结果从一个强烈隔离的CO：H2O冰，其中CO2居住几乎完全在CO成分。观测到的CO2，CO和H2O的视觉消光阈值，以及再现深度依赖模型。甲醇的形成被发现是非常敏感的动态时间尺度和尘埃温度。
2011-06-03 astro-ph.GA
The Effects of Grain Size and Temperature Distributions on the Formation of Interstellar Ice Mantles
星际气体颗粒化学的计算模型历来采用0.1微米的单个尘埃颗粒尺寸，假设其代表了星际介质中存在的尺寸分布。在这里，我们调查的影响广泛的粒度分布的化学尘埃颗粒表面和随后建立的分子冰颗粒上，使用三相气体颗粒化学模型的一个静止的暗云。我们包括一个明确的治疗的晶粒温度，由云的视觉消光和每个人的粒度人口的大小。我们发现，温度差起着重要的作用，在确定整个粒度分布的总散装冰组成，而大小人口之间的几何差异的影响出现边际。我们还考虑了从弥漫云到黑暗云的坍缩，使尘埃温度下降。在最初的扩散条件下，小颗粒太温暖，以促进粮食地幔建设，与大多数冰形成的中型颗粒。随着坍缩的进行，数量更多的最小的颗粒冷却下来，成为主要的冰载体;大量的小颗粒意味着这些冰分布在许多颗粒上，每个颗粒可能不超过40个单层冰（假设一个颗粒大小为几百个）。这种效应对于恒星形成的热核阶段冰的后续处理和解吸可能是重要的，使相当大比例的冰暴露于气相，增加了冰表面化学和表面气体相互作用的重要性。
2015-12-21 astro-ph.GA
Detection of Buckminsterfullerene emission in the diffuse interstellar medium
富勒烯在其红外振动带的辐射已经在热恒星附近的太空中被探测到。在9577和9632欧姆的弥漫星际带的巴克敏斯特富勒烯阳离子（即C $_{60}^+$）的电子跃迁的拟议属性最近得到了新的实验室数据的支持，证实了这种物种的存在，在弥漫星际介质（ISM）。在这封信中，我们提出的检测，也在弥漫ISM中，17.4和18.9 $μ$ m的发射带通常归因于中性C $_{60}$的振动带。根据计算空间中大分子的电荷状态的经典模型，预计C $_{60}$在扩散ISM中大部分是中性的。这与我们从观测中得到的弥散C $_{60}$丰度是一致的。
2017-07-25 astro-ph.GA
Diffuse interstellar band at 8620 Å in RAVE: A new method for detecting the diffuse interstellar band in spectra of cool stars
在热恒星的光谱中通常可以观察到弥漫的星际谱带，星际谱线很少与恒星谱线混合。对热星的需求是我们可以观察到的视线数量和银河系中视线分布的一个强烈限制，因为热星是罕见的，并且集中在银河系平面上。我们正在介绍一种新的方法，在大型光谱调查中，可以在冷恒星的光谱中观察到星际线。该方法是完全自动化的，不需要恒星参数的先验知识。如果已知，恒星参数只是减少了计算时间，并不涉及星际光谱的提取。提取星际线的主要步骤是构造恒星光谱，在我们的方法中，这是通过寻找其他观测到的光谱来完成的，这些光谱缺乏星际特征，并且在其他方面与所讨论的光谱非常相似。然后将这些光谱组合成一个单一的恒星光谱模板，该模板与观测光谱中的恒星成分相匹配。我们证明了这种新方法的性能在RAVE调查中观察到的482，430个光谱的样本上。然而，为了获得足够高的S/N比以测量DIB的轮廓，必须组合许多光谱（平均48个），因此限制了关于ISM的空间信息。在RAVE光谱范围内只有一条强星际谱线，即8620 ° C的弥漫星际谱带。我们比较其等效宽度与灭绝地图和贝叶斯红化，计算个别恒星，并提供了一个线性关系的等效宽度和红化。分别从介绍的方法，我们计算的热恒星的光谱中的弥漫星际带的等效宽度与已知的消光和比较所有三个线性关系彼此之间的关系，从文献中。
2013-09-17 astro-ph.GA
On the relationship between the continuum of interstellar extinction curves, the 2200 Å bump, and the diffuse interstellar bands
之前的一篇文章认为，在2200光年处，有和没有隆起的视线之间的对抗消失了，如果接受散射星光污染了观测到的红色恒星光谱，那么观测到的星际消光特性可以在全球范围内得到理解。本文通过更好地理解这种散射光的特性，发展了这种新的范式。它进一步研究了星际消光理论的这一修订的解释2200年的颠簸和弥漫的星际带（DIBs）的后果。有两个含义值得注意：（1）星际灭绝对宇宙距离估计的影响需要重新考虑;（2）没有必要引用假设的粒子，如多环芳烃氢化分子（PAH）来解释星际灭绝的特殊性。氢是迄今为止星际云中最丰富的成分，应该单独解释星际消光的三个主要特征：连续谱偏离线性、碰撞和DIB。
2017-04-05 astro-ph.GA
Comprehensive laboratory constraints on thermal desorption of interstellar ice analogues
本研究通过超高真空低温程序升温脱附实验系统测量了多种星际冰类似物的热脱附特性，揭示了致密非晶水冰对 Ar、CO、CO2、CH3OH 和 NH3 等分子的有限捕获能力，为改进天体化学模型提供了动力学和热力学基准。
2024-04-03 astro-ph.GA
Mid-Infrared Polarization of the Diffuse Interstellar Medium toward CygOB2-12
我们提出了第一个中红外线探测的线性偏振对恒星CygOB 2 -12，一个明亮的蓝色超巨星，与Av的前景消光~10等，是一个基准的研究中弥漫的星际介质中的尘埃的性质。8-13微米的光谱偏振，获得了与CanariCam多模式相机在大加那利望远镜（GTC），显示了明确的趋势与波长特征的硅酸盐颗粒在星际磁场。在10.2微米附近以7.8的统计显著性检测到的最大偏振是（1.24 +/- 0.28）%，位置角为（126 +/- 8）度。我们评论这些测量的背景下，在弥漫的星际介质中的尘埃成分的最新模型。
2022-10-26 astro-ph.GA
Diffuse interstellar bands as probes of small-scale interstellar structure
我们目前的观测探测的小尺度结构的星际介质使用弥漫星际带（DIBs）。在鹰星云的HD 168075/6附近，两条视线之间的DIB吸收存在显著差异，它们之间的距离为0.25 pc，λ5797表现出速度偏移。在μ Sgr系统中的四颗恒星也有类似的数据。我们还提出了一个搜索的变化，在DIB吸收对κ Vel，其中原子线是已知的变化尺度为10 AU。观测分离约9年没有证据表明在这个规模的DIB吸收强度的变化，但确实揭示了一个不寻常的DIB光谱。
2013-07-14 astro-ph.GA
Diffuse interstellar bands (DIB): co-planar doubly excited He and metal atoms embedded in Rydberg Matter
自1921年首次报道星际光谱中的两个谱带以来，对300多个星际弥散谱带的解释一直是星际光谱中最长期存在的问题之一。现在，我们使用我们以前开发的里德伯物质模型预测260个弥漫星际带（DIB）的频率。这些跃迁主要涉及He原子，但其他双电子原子如Ca和其他金属也可以参与吸收过程。大约70%的DIB的总强度是由于双激发态和30%的单激发的He原子的吸收。双激发态处于反转态，而He原子处于热态。讨论了在紫外和近红外范围内观察DIBs的可能性，并预测了波段位置。
2011-08-16 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
Dynamically dominant magnetic fields in the diffuse interstellar medium
观测表明，星际介质（ISM）中的磁场通常不会对气体密度的增加做出反应，而这是对冻结场的天真预期。这可能意味着扩散气体中的磁场在稠密云形成时与它们分离。我们已经研究了这种可能性，使用理论估计，一个简单的磁流体动力学模型的流量没有质量守恒和数值模拟的热不稳定流。我们的研究结果表明，显着的磁通量可以从稠密的云脱落，因为它们形成在弥漫的ISM，留下一个磁主导的弥漫气体。
2009-01-14 astro-ph.GA
Atom addition reactions in interstellar ice analogues
本文综述了基于实验室的星际冰化学研究的最新进展。重点是原子加成反应，说明水，二氧化碳和甲醇如何在天文学相关的温度下形成固态，以及更复杂的物种的形成，如羟胺，一种重要的益生元分子，和乙醇醛，最小的糖，进行了讨论。这些反应在恒星和行星形成的黑暗时代特别相关，即，当紫外线的作用受到限制时。只有通过专门的实验室研究才有可能对这些过程进行定量表征，即，在大量参数如温度、原子通量和冰形态的完全控制下。由此产生的数字，物理和化学常数，例如，势垒高度、反应速率和分支比提供了关于分子作用过程的信息，是天体化学模型所需的输入，以便将实验室环境的典型时间尺度与理解星际介质演化阶段所需的时间尺度联系起来。详细的实验以及天体化学的影响的结果进行了讨论。
2015-07-09 astro-ph.GA
Excitation temperature of C2 and broadening of the 6196A diffuse interstellar band
本文利用高分辨率和高信噪比的光谱，发现了6196 A强星际扩散带的宽度与C2激发温度之间的相关性。激发温度由Phillips A-X和Mulliken D-X系统的吸收线确定。窄的6196 A DIB轮廓的宽度和形状显然取决于C2温度，对于更高的值更宽。
2010-09-27 astro-ph.GA
Infrared Diffuse Interstellar Bands in the Galactic Centre Region
透过足够数量的弥漫星际物质观察任何恒星的光谱，都会发现许多吸收特征，统称为弥漫星际带（DIB）。第一个DIB是在90年前报道的，目前已知的有500多个。它们中没有一个被令人信服地确定为任何特定的元素或分子，尽管最近的研究表明DIB载体是含有碳的多原子分子。目前已知的大多数DIB都是可见光和非常近红外的波长，只有两个先前已知的波长超过1微米（10，000埃），其中较长的波长为1.318微米。在这里，我们报告的发现十三弥漫星际带在1.5-1.8微米的间隔高消光视线对恒星在银河系中心。我们认为，它们几乎完全起源于银河系中心地区，这是一个比以前观察到的DIBs更加温暖和严酷的环境。这些DIBs对银河系中心和天鹅座OB 2弥漫云的相对强度是一致的，其强度主要与扩散材料的消光比例。
2011-11-02 astro-ph.GA
Formation of star-forming clouds from the magnetised, diffuse interstellar medium
分子云是星系中恒星的诞生地，由星际介质（ISM）中弥漫的原子气体动态形成。ISM还被对其动态特性有很大影响的磁场穿过。特别是，恒星形成区必须是磁超临界的，以便容纳可能在自身重量下坍缩的气体团。基于三维磁流体力学（MHD）模拟的参数研究，我们表明，长期存在的问题，如何产生这样的超临界区仍然是一个悬而未决的问题。
2015-09-11 astro-ph.GA
Probing the Local Bubble with Diffuse Interstellar Bands. III. The Northern hemisphere data and catalog
本文介绍了一种新的高信噪比观测方法，观测了局域气泡及其周围的星际弥散带。我们观察了432条视线，并获得了$λ$ 5780和$λ$ 5797等长DIBs的等效宽度，距离为$\sim$ 200 pc。所有的观测都是在2.5米艾萨克·牛顿望远镜上用中色散摄谱仪进行的，历时三年，最小信噪比为$\sim$ 2000。本文给出了$λ$ 5780和$λ$ 5797的全部选择，并将星际参数：$λ$ 5780，$λ$ 5797，Na I D线的观测值（包括不确定度）制成表格。
2014-12-13 astro-ph.GA
Carriers of 4964 and 6196 diffuse interstellar bands and environments dominated by either CH or CH$^{+}$ molecules
对HD 151932和152233的星际光谱特征CH、CH $^{+}$以及4964和6196星际弥散带的径向速度分析表明，前者的载流子与CH空间相关，而后者的载流子与CH $^{+}$空间相关。本文对106颗变红OB星的样本进行了进一步的分析，部分地证实了这一建议，表明CH柱密度与4964 DIB的等效宽度的相关性确实比与6196 DIB的相关性好得多。然而，6196 DIB的强度与CH $^+$的相关性仅略好于CH。
2014-11-19 astro-ph.GA
Modeling of subsurface ice mantle on interstellar dust grains with astrochemical code ALCHEMIC (research note)
星际间的冰是一层层的分子沉积在上面！Ne尘埃颗粒在黑暗和密集的分子云核心。在一些天体化学模型中考虑了地下冰，这些模型表明地下冰可能非常重要。这项工作的目的是介绍一个既定的地下冰的描述到国家的最先进的天体化学模型ALCHEMIC。该模型由海德堡天体化学小组开发。其结果是星际分子云研究的最新模型，可能应用于原行星盘。
2013-08-23 astro-ph.GA astro-ph.IM
The abundance of C3H2 and other small hydrocarbons in the diffuse interstellar medium
碳氢化合物在星际介质中普遍存在，在从扩散到分子暗云和HII区域附近的强光子主导区域的各种环境中观察到。最近，在4881和5450的两个宽的弥漫星际带（DIB）被归因于线性形式的亚丙基l-C3 H2，这种物质的更稳定的环状构象c-C3 H2在弥漫星际介质中被广泛观察到。这一属性已经在间接可解释性论证的基础上受到了批评，因为所需的柱密度相当大，N（1-C3 H2）/EB-V = 4 \times 1014 cm-2 mag-1。在这里，我们提出了新的测量N（1-C3 H2）的基础上，同时18-21 GHz的VLA吸收曲线的循环和线性C3 H2采取沿视线对河外射电连续背景源与前景银河系变红EB-V = 0.1 - 1.6马格。我们发现，N（1-C3 H2）/N（C-C3 H2）？1/15 - 1/40和N（1-C_3H_2）/EB-V？2 \pm 1 \times 1011 cm-2 mag-1，因此解释弥漫星际带所需的1-C3 H2的柱密度比观测到的高出大约三个数量级。我们还发现N（C_4 H-）/EB-V < 1.3 \times 1013 cm-2 mag-1和N（C_4 H-）/EB-V < 1 \times 1011 cm-2 mag-1（3？）。使用现有的数据CH和C2 H，我们比较了小碳氢化合物的丰度在弥漫和暗云作为指导，他们的能力，在广泛的条件下，在星际介质的DIB载体。
2012-06-08 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
Redshifted Diffuse Interstellar Bands in Orion OB1 association
4502、5705、5780、6284和7224波长处的星际漫射带相对于众所周知的窄原子/分子星际谱线的波长位移用HARPS \textendash N摄谱仪在猎户座梯形星HD 37022和HD 37020的光谱中测量了Ca{ \sc ii}和Na{ \sc i}，由3.5米的国家伽利略望远镜和1.8米的韩国望远镜提供的BOES光谱仪。所有这些DIB的红移为$\sim$ 25 km/s。我们讨论了各种可能的起源，这种非常特殊的波长变化的光在猎户座梯形的特定物理条件。在6196和6993 Ω的DIB中似乎没有上述变化。
2015-05-17 astro-ph.GA
Synthesis of urea on the surface of interstellar water ice clusters. A quantum chemical study
本研究利用18水分子冰团簇模型和量子化学计算，揭示星际冰面上 HNCO 与 NH$_3$ 经自由基偶联近乎无能垒形成尿素的有利机制。
2023-11-02 astro-ph.GA
Enhanced formation of interstellar complex organic molecules on carbon monoxide ice
本研究通过天体化学模型发现，CO冰表面覆盖率升高会增强特定含氧复杂有机分子的形成，该效应受温度和宇宙射线电离率影响，对JWST星际冰观测具有重要参考价值。
2024-05-31 astro-ph.GA
UV irradiation of ethanol-containing interstellar ice analogs: Photostability in CH3CH2OH:CO mixtures
Leiden University（莱顿大学）；University of Aarhus（奥胡斯大学）
研究乙醇与CO混合物在紫外照射下的光稳定性，通过实验分析冰组成对光稳定性和化学过程的影响，发现CO对乙醇有稳定作用。
2025-10-31 astro-ph.GA
Laboratory Determination of the Infrared Band Strengths of Pyrene Frozen in Water Ice: Implications for the Composition of Interstellar Ices
宽红外发射特征（例如，在3.3、6.2、7.7、8.6和11.3微米处）从气相星际介质中分离出来，长期以来一直被认为是多环芳烃（PAHs）。银河系碳库的很大一部分（10%-20%）被锁定在PAH分子中，这使得它们的表征成为我们对天体化学的理解不可或缺的一部分。在分子云和年轻恒星（YSO）的致密包层和圆盘中，预计多环芳烃将被冻结在尘埃颗粒的冰冷地幔中，它们应该通过红外吸收显示自己。为了便于寻找冻结的星际多环芳烃，进行了实验室实验，以确定芘与H2O和D2O冰混合的带的位置和强度。的D2O混合物被用来测量芘带被掩盖的强带的H2O，导致的第一个实验室测定的带强度的CH拉伸模式的芘在水冰近3.25微米。将我们的红外波段强度归一化为实验确定的紫外波段强度，我们发现它们通常比Bouwman等人报告的理论强度大约50%。这些改进的谱带强度被用于重新检查Boogert等人发表的YSO光谱，以估计冻结的多环芳烃对5 - 8微米光谱区域吸收的贡献，同时考虑到3.25微米CH伸缩模式的强度。结果表明，冻结的中性多环芳烃占宇宙碳收支的5%-9%，占5 - 8微米区域未识别吸收的2%-9%。
2014-03-19 astro-ph.GA
Astrochemical models of interstellar ices: History matters
本研究针对星际冰成分建模问题，使用Nautilus气相-尘埃模型开展静态与动力学模拟，发现尘埃温度是关键参数，且分子云演化历史对冰成分至关重要，动力学模拟可重现观测趋势并预测低A_V区域CO₂/H₂O比值不恒定。
2023-06-14 astro-ph.GA
Interstellar Fullerene Compounds and Diffuse Interstellar Bands
最近，富勒烯在星际介质（ISM）中的存在已被证实，特别是首次确认了两个强弥漫星际带（DIB）与C60+。这证明了重新评估的重要性，星际富勒烯的各种大小与内或外的夹杂物和heterofullerenes（EEHFs）。富勒烯的现象学是复杂的。除了冲击破碎形成富勒烯外，弥漫星际（IS）云中完全脱氢的多环芳烃可能有效地转化为富勒烯，包括EEHFs。但是，除了C60+之外，极难评估其预期的丰度、组成和大小分布。EEHFs与C60在稳定性、形成/破坏和化学过程以及许多基本光谱特征方面具有许多相同的特性。我们解决星际的重要性，各种EEHF作为可能的DIB载体。具体来说，我们讨论了IS性能和各种尺寸和电荷的富勒烯，如C60+，金属富勒烯，杂富勒烯，富勒烯，富勒烯-PAH化合物，H2@C60的贡献。我们的结论是，星际富勒烯的景观可能比迄今为止认识到的要丰富得多。EEHF与各种尺寸的纯富勒烯一起，具有成为DIB的合适载体所必需的性质：碳质性质; ISM中的稳定性和弹性;各种杂原子和电离状态;相对容易形成;很少的稳定异构体;正确的光谱范围;能量内转换; Jahn-Teller精细结构。C60+ DIB支持此功能。但是，除了C60和IS丰度之外，缺乏关于光谱的信息仍然排除了对富勒烯作为DIB载体的重要性的确定性评估。它们的化合物可能对DIB有显著贡献，但它们似乎仍然很难成为唯一重要的DIB载体。
2016-06-29 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
A framework for resolving the origin, nature and evolution of the diffuse interstellar band carriers?
星际弥散带（DIB）的载体仍然是一种未知的商品。尘埃和分子都被认为是载体，但没有一个人能够解释DIB的性质和多样性。因此，也许是时候从中等尺寸的纳米颗粒的角度来审视这个问题了。本文提出DIB载流子是氢化无定形碳颗粒a-C（：H）及其杂原子掺杂变体a-C：H：X（其中X可以是0、N、Mg、Si、Fe、S、Ni、P、.）的UV光致碎裂的nm尺寸和亚nm尺寸的产物。星际氢化无定形碳尘埃的演变框架内，也许可以找到一个古老的DIB问题的解决方案。
2014-11-21 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
The C60:C60+ ratio in diffuse and translucent interstellar clouds
上下文通过确定星际云成分的丰度和电荷状态，可以深入了解星际云中驱动物理和化学的条件。目的。我们提出了一个评估的C60：C60+的比例在弥漫和半透明的星际云，利用电子吸收带，以便不依赖于模糊的红外发射测量。方法.通过分析档案光谱和文献数据确定该比率。关于阳离子人口的信息是从公布的主要扩散星际带归因于C60+和吸收截面的特征已经报道的振动带的阳离子。中性分子的布居数是用上限来描述的，因为C60的相关振动带没有被观测到。我们修改了C60的振子强度，并测量了在Ne冰中分离的分子的光谱，以完成它们。结果我们按比例缩小C60的吸收带的振子强度，并找到一个上限约为1.3的C60：C60+的比例。结论.我们的结论是，中性分子在巴克敏斯特富勒烯人口的弥漫和半透明的星际云的分数可能是值得注意的，尽管预期的振动带的非检测。要提高确定性，就需要改进实验室数据和观察。
2021-09-15 astro-ph.GA
Diffuse bands 9577 and 9633 -- relations to other interstellar features
我们首次研究了在9633和9577 ° C处的两个强扩散带（DIB）与其他星际特征（包括H{ \sc i}，Ca{ \sc i}，Fe{ \sc ii}，Na{ \sc i}，Ti{ \sc ii}，CN，CH，CH $^+$，以及C $_2$和DIB 5780）的关系，这两个强扩散带通常归属于C $_{60}^+$，5797、6196、6269、6284和6614。我们分析了62条视线，其中Mg{ \sc ii}的恒星污染被校正或发现DIB 9633可以忽略不计。DIB 9577的等效宽度在62条视线中测量。上述特征的强度与主要弥散带（5780和5797）以及与其他DIB（有一些例外）之间的相互相关性较差。所考虑的DIBs也与中性氢、分子碳和简单星际自由基的特征相关性很差。如果漫射带9577是两个或多个星际特征的未分辨混合物，也许可以解释这种现象。有迹象表明，在$σ$型云中，9633和9577的漫射带更强，也就是说，这些特征类似于相当宽的DIB的行为，DIB在视线中很强，来自附近非常热的恒星的紫外线通量起着重要作用。
2021-02-21 astro-ph.GA
Inverse Raman scattering and the diffuse interstellar bands: an exploration of the systemic interconnections between spontaneous and inverse Raman scattering and extended red emission, Red Rectangle bands, and diffuse interstellar bands
本文提出弥漫星际带和2200A消光凸起源于原子氢对背景恒星的逆拉曼散射吸收，并阐明观测几何决定IRS吸收与自发拉曼发射的不同表现，从而统一解释DIBs、RRBs和ERE等星际光谱现象。
2024-08-02 astro-ph.GA
Formation of carbonyl sulfide (OCS) via SH radicals in interstellar CO-rich ice under dense cloud conditions
本研究通过超高真空实验证明在稠密云条件下，CO与SH自由基经HSCO中间体可高效生成星际OCS冰，且该路径在H2S高度稀释时仍有效，为星际OCS形成提供了新机制。
2024-08-07 astro-ph.GA
Heteroatom-doped hydrogenated amorphous carbons, a-C:H:X 'Volatile' silicon, sulphur and nitrogen depletion, blue photoluminescence, diffuse interstellar bands and ferro-magnetic carbon grain connections (Research Note)
上下文氢化的无定形碳，a-C：H，可以结合各种杂原子，这可以导致有趣的效果。目的。研究星际a-C：H颗粒的掺杂，主要是在天体物理背景下的Si，O，N和S原子。方法.对掺杂a-C：H的文献的搜索揭示了一些与天体物理学相关的有趣现象。结果a-C：H：X材料中的X掺杂剂可以影响sp3/sp2比率（X = Si、O和N），导致蓝色光致发光（未掺杂或X = N），诱导类铁磁行为（X = N和S）或简单地并入（耗尽）到结构中（X = Si、O、N和S）。Si和N原子也可以结合到富勒烯中，可能形成可以模仿扩散星际带的色心。结论.掺杂的a-C：H颗粒可以解释几个与尘埃有关的难题，如：“挥发性”硅在光解区，S和N耗尽的分子云，蓝色发光，一些弥漫的星际带和铁磁性的碳质颗粒。
2014-11-21 astro-ph.GA
The chemistry of interstellar argonium and other probes of the molecular fraction in diffuse clouds
我们提出了一个一般的参数研究，其中的星际氩（ArH $^+$）的丰度预测使用扩散星际气体云的物理和化学模型。结果已获得作为一个功能的紫外辐射场，宇宙射线电离率，和云消光。没有一组云参数提供一个可接受的适合典型的ArH $^+$，OH $^+$和$\rm H_2O^+$丰度在银河系内的弥漫云观察。相反，观测到的丰度表明，ArH $^+$主要存在于一个单独的种群的小的云总的视觉消光最多0.02兆克每云，其中的列平均分子分数是在范围$10^{-5} - 10^{-2}$，而OH $^+$和$\rm H_2O^+$主要存在于稍大的云与列平均分子分数$\sim 0.2$。这一分析证实了我们先前的建议，即氩分子离子是几乎纯原子气体的独特示踪剂。
2016-07-01 astro-ph.GA
Models of Diffuse Hα in the Interstellar Medium: The Relative Contributions from In Situ Ionisation and Dust Scattering
利用光电离和尘埃散射的三维蒙特卡罗辐射传输模型，我们探讨了在银河系和其他星系的星际介质中观察到的广泛扩散的H $α$发射的不同组成部分。我们调查的相对贡献的H $α$从电离气体和H $α$，起源于H{ \sc ii}地区附近的银河系中平面和散射的弥漫星际介质的高海拔尘埃的复合发射。对于辐射传输模拟，我们考虑两种几何形状的星际介质：一个三维分形几何，再现了银河系中的氢推断的平均密度结构，和密度结构从磁流体动力学模拟的超新星驱动的湍流星际介质。虽然一些视线接近H{ \sc ii}区域可以由散射光占主导地位，但总体而言，我们发现在我们的模拟中，总H $α$强度的不到$\sim 20\%$可以归因于尘埃散射。我们的研究结果的散射H $α$的相对贡献是一致的，与以前的观测和理论分析。我们还调查了尘埃散射和原位电离的高密度尘埃云的扩散气体的相对贡献。在这些部分电离云中的尘埃散射对H $α$的总强度贡献了$\sim 40\%$。
2014-11-21 astro-ph.GA
Molecular cooling in the diffuse interstellar medium
我们使用一个简单的星际气体的热和化学演化的单区模型来研究分子氢（H2）是否曾经是温暖的、弥漫的星际介质（ISM）的重要冷却剂。我们表明，在太阳的金属丰度，H2冷却是不重要的，ISM的热演化是由金属线冷却为主。然而，在金属丰度低于0.1 Z_solar时，低密度气体的金属线冷却很快变得不重要，H2可以成为主要的冷却剂，即使其在气体中的丰度仍然很小。我们调查所需的条件，以H2占主导地位，并表明，它提供了显着的冷却，只有当星际辐射场强度的气体密度的比率是小的。最后，我们证明了我们的结果是不敏感的气体的初始部分电离的变化或存在于低金属丰度ISM中的尘埃的性质的不确定性。
2013-09-25 astro-ph.GA
Broadened profiles of Diffuse Interstellar Bands
本文描述了在46条视线上测量的星际弥散带（DIBs）的轮廓展宽和峰值波长变化，这可能是由中间云的物理性质引起的。四个研究的漫射带（5780、5797、6196和6614 nm）的半峰全宽表现出很强的可变性，有时会使特征的宽度加倍。尽管影响的幅度很大，但我们目前的分析仅限于最强的漫射带，因为较弱的漫射带需要高得多的S/N比。在所研究的DIB中的轮廓加宽将轮廓的中心向更长的波长移动，这可能是由于未知分子载体的P分支的更高水平的激发。此外，扩散带是更广泛的云与大量填充的氢分子的振动激发态，即DIB的加宽与旋转温度估计H $_2$ $ν$ =2振动水平。然而，表现出极宽的DIB轮廓的对象是罕见的。在Herschel~36中检测到DIBs谱的极端特殊性。在这里，我们展示了扩散带宽度的逐渐增长，在不同仪器的光谱中得到了证实。
2022-08-29 astro-ph.GA
Interstellar Chemistry of CN Radicals on Ices: The formation of CH3CN and CH3NC and potential connection to acetamide
本研究利用密度泛函理论探讨了CN与CH3自由基在水和一氧化碳冰上形成CH3CN和CH3NC的反应，以及通过量子隧穿形成乙酰胺的可行性，证实了星际颗粒表面CN自由基的高反应性。
2025-06-10 astro-ph.GA
Diffuse interstellar bands in Upper Scorpius: Probing variations in the DIB spectrum due to changing environmental conditions
我们研究了局部环境条件对Sco OB 2星协上天蝎座亚群内弥漫星际带（DIB）载流子的影响。我们用FEROS获得了光谱，并测量了五个DIB（在5780，5797，6196，6379和6613埃）以及双原子分子（CH，CH+，CN）和原子（KI，CaI）对89个目标在上天蝎座方向的吸收线的等效宽度。我们建立了一个简单的辐射转移和化学网络模型的扩散星际介质（ISM）片在UppSco前面的有效辐射场推断。在探测UppScoISM的55条视线范围内，得到了星际辐射场强度I_UV和分子氢分数f_H2。讨论了DIB强度、CH和CH+线强度、E（B-V）、I_UV和f_H_2之间的关系。5780和5797个DIB之间的比率揭示了在云密度和暴露于星际辐射场方面对当地环境的（空间）依赖性，反映了这些DIB载体的分子性质。
2011-08-09 astro-ph.GA
A search for naphthalene in diffuse interstellar clouds
我们用紫外可见光谱获得了10颗红化O型星的高分辨光谱，以寻找中间云中萘阳离子（C $_{10}$ H $_{8}$ $^+$）的星际带。除了恒星HD 125241（O 9 I）外，在6707 nm处的实验室最强带附近没有检测到这种阳离子的吸收特征。在这颗恒星的光谱中的其他谱带似乎与该阳离子的其他跃迁一致。在假设这些谱带是由萘阳离子引起的情况下，我们得出了柱密度N $_{Np^+}$ =（1.2 $\pm$ 0.3）x 10 $^{13}$ cm $^{-2}$，与英仙座复合恒星Cernis 52中声称的柱密度相似（Iglesias-Groth等人，2008年）。在5780和5797的两个显著的弥漫星际带的强度比表明在HD 125241的视线范围内存在一个$σ$型云。
2011-09-16 astro-ph.GA
Small-scale structure of the interstellar medium towards rho Oph stars: diffuse band observations
通过对星际弥散带的观测，研究了大分子/尘埃在星际介质中分布的小尺度结构。使用英国-澳大利亚望远镜上的伦敦大学学院中阶梯摄谱仪（UCLES）记录了rho Oph A、B、C和DE星的高信噪比光谱。在距离很近的双星rho Oph A和B之间，发现一些DIB的强度相差约5- 9%，它们在天空中的投影距离仅为~344 AU。这是第一个被报道的小尺度DIB强度变化的恒星系统。观察到的变化归因于载体丰度和沿每个视线存在的物理条件的组合之间的差异。朝向rho Oph C的视线包含相对密集、分子丰富的物质，并具有最强的λλ5850和4726 DIB。向DE方向扩散的气体表现出较弱的C_2（蓝色）DIBs和较强的黄色/红色DIBs。在某些情况下，视线之间的扩散带强度的差异显着大于原子和双原子物种之间的相应变化，这表明DIBs可以是星际云条件的敏感示踪剂。
2013-01-25 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
