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
Interstellar ice analogs: band strengths of H$_2$O, CO$_2$, CH$_3$OH, and NH$_3$ in the far-infrared region
我们测量远红外区域的星际冰类似物的天体物理学相关的物种，如H $_2$ O，CO $_2$，CH $_3$ OH，和NH $_3$，在低温（8-10 $\mathrm{K}$）沉积，然后升温，诱导非晶-结晶相变时，相关的带强度。利用星际天体化学室超高真空装置测量了纯H $_2$ O、NH $_3$和CH $_3$ OH冰的近、中、远红外光谱。此外，NH $_3$和CO $_2$的远红外光谱使用配备有测辐射热计检测器的不同设置来测量。使用相应的近红外和中红外值作为参考，估计远红外区域的谱带强度。我们还进行了理论计算的非晶和晶体结构的这些分子使用固态计算程序在密度泛函理论（DFT）水平。这些冰的振动分配和模式强度进行了预测。在25-500 $μ$ m范围内的红外波段强度已被确定为所考虑的冰样品在近红外和中红外区域的直接比较。我们的值进行了比较，我们从文献中计算出的复折射率。我们发现两组值之间的差异为2倍。计算出的远红外波段强度为解释未来空间望远镜飞行任务的观测数据提供了基准，从而能够估计冰柱密度。
2014-06-30 astro-ph.GA astro-ph.IM
Density and infrared band strength of interstellar carbon monoxide (CO) ice analogues
在模拟星际条件下实验研究CO冰的动机得到了大量CO气体丰度和冰颗粒地幔中普遍存在的CO的支持。在以其纯冰形式照射时，这种高度稳定的物种呈现有限的离子和光子诱导的化学，以及有效的非热解吸。利用红外光谱，单激光干涉，四极质谱在CO冰沉积过程中，CO冰密度作为沉积温度的函数估计。所提出的方法可用于获得在各种沉积温度下的其他冰组分的密度，只要该密度值对于这些温度之一是已知的，其通常是对应于结晶形式的温度。CO冰密度的明显趋势，在低于14 K的沉积温度降低是符合最近发表的比色测量。这项工作允许重新审视的红外波段强度的值需要计算的CO冰柱密度在红外观测，$8.7 \times 10^{-18} ~ {\rm cm ~ molecule}^{-1}$在20 K的沉积温度。
2022-10-27 astro-ph.GA astro-ph.IM physics.optics
Molecule-specific diffusion and desorption of interstellar ices on carbonaceous dust
National Central University（中央大学）；Max Planck Institute für Astronomie（马克斯·普朗克天文研究所）；Friedrich Schiller University Jena（耶拿弗里德里希·席勒大学）
通过实验室研究发现，星际冰在碳质尘埃上的扩散与脱附具有分子特异性，尘埃-冰界面会影响冰的结构和脱附动力学，为天文观测和星际冰化学模型提供了新约束。
2026-08-13 astro-ph.GA
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
Efficient Surface Formation Route of Interstellar Hydroxylamine through NO Hydrogenation II: the multilayer regime in interstellar relevant ices
羟胺（NH 2 OH）是太空复杂益生元物种的潜在前体之一。在这里，我们提出了一个详细的实验研究羟胺形成通过一氧化氮（NO）表面氢化天文相关条件。这项工作的目的是调查羟胺的形成效率在极性（富含水）和非极性（富含一氧化碳）星际冰类似物。研究了一个由最终产物（N2 O、NH 2 OH）和中间产物（HNO、NH 2 O等）组成的复杂反应网络。产品进行了讨论。主要结论是，羟胺的形成是通过一个快速和无障碍的机制发生，它被发现在一个富水的环境中，在较低的温度下，甚至更丰富地形成。在平行，我们实验验证了非形成羟胺UV光解NO冰在低温下，以及非检测NC-和NCO-键轴承物种UV处理后，NO在富含一氧化碳的冰。我们的结果被实施到一个天体化学反应模型，这表明，NH 2 OH是丰富的在暗分子云条件下的固相。一旦NH 2 OH从冰粒中解吸，它就可以形成更复杂的物质（例如，甘氨酸和β-丙氨酸）。
2017-05-25 astro-ph.GA
Dust/ice mixing in cold regions and solid-state water in the diffuse interstellar medium
在寒冷的宇宙环境中，冰是从硅酸盐尘埃中物理分离出来的，还是与单独的硅酸盐部分混合在一起，这一点还不得而知。然而，不同的晶粒模型给出了非常不同的晶粒组成和温度。本研究的目的是比较实验室硅酸盐颗粒/水冰混合物的中红外光谱与天文观测，以评估星际和星周环境中存在的尘埃/冰混合物。实验室的数据可以解释观测假设合理的质量平均温度的原恒星信封和原行星盘表明，相当大一部分的水冰可能与硅酸盐颗粒混合。基于实验室数据和红外观测的结合，我们提供了在弥漫的星际介质中存在固态水的证据。我们的研究结果对未来试图调查宇宙尘埃颗粒类似物的实验室研究以及未来试图确定不同天体物理环境中颗粒的结构，成分和温度的观测具有影响。
2020-08-25 astro-ph.GA
The efficiency of photodissociation for molecules in interstellar ices
星际光子的处理影响了星际颗粒上冰质地幔的组成。固体中的光解离速率不同于气相中的分子。这项工作的目的是确定一个平均的，一般的比率之间的光解离系数的分子在冰和气体。利用一维天体化学模型模拟了一条视线穿过坍缩的星际云核时的化学成分，其星际消光随时间变化。在不同的反射率下，计算的冰的碳氧化物和氨（相对于水冰）的柱密度与观测结果进行了比较。后者是从分子云中的背景恒星取样冰的文献数据中获得的。发现固体/气体光解离系数比的最佳拟合值为~0.3。换句话说，气相光解离速率系数必须减少了0.3的因素，然后才将它们应用到冰冷的物种。该模型的一个关键部分是适当地包含宇宙射线诱导解吸。观察采样气体总折射率超过~22等被认为是不相关的建模结果，可能是因为颗粒被非极性分子。
2018-05-09 astro-ph.GA
Formation of Complex Organic Molecules in Cold Interstellar Environments through non-diffusive grain-surface and ice-mantle chemistry
星际间复杂有机分子（COMs）的普遍理论涉及在温暖的尘埃颗粒表面上形成，通过颗粒表面光解稳定分子产生的自由基的扩散和反应。然而，一些气相含氧化合物，特别是乙醛（CH $_3$ CHO），甲酸甲酯（CH $_3$ OCHO）和二甲醚（CH $_3$ OCH $_3$），现在在非常低的温度下观察到，挑战温暖的情况。在这里，我们介绍了一个选择新的非扩散机制到天体化学模型，占标准扩散图片的失败，并提供一个更普遍的情况下COM形成星际颗粒。提供了新的通用速率公式的情况下，其中：（i）自由基形成的反应发生接近另一个反应物，产生立即后续反应;（ii）自由基形成的激发态，使他们能够克服活化障碍，与附近的稳定分子反应;（iii）自由基形成通过光解离接近反应伴侣，然后立即反应。每个过程都在没有大自由基扩散的情况下发生。新机制显著增强了冷COM丰度，成功再现了星前核心L1544的关键观测结果。H-提取从晶粒表面COM，然后重组，在放大化学解吸到气相中起着至关重要的作用。紫外线诱导的化学产生显着COM丰度散装冰，这是保留在谷物，并可能持续到后期阶段。O $_2$也通过光解在地幔中强烈形成，这表明彗星O $_2$确实可能是星际的。
2020-06-19 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
Formation of c-C6H5CN ice using the SPACE TIGER experimental setup
苯甲腈（c-C6 H5 CN）最近在星际介质（ISM）的寒冷和密集区域被检测到，在那里它被用作可能导致多环芳烃（PAH）产生的富含芳香族有机化学的路标。这种苯甲腈的一个可能来源是涉及苯（c-C6 H6）和腈分子（含有-CN基团的有机分子）的星际冰化学。我们已经解决了这个c-C6 H5 CN形成途径的可扩展性，通过实验室实验，使用我们的新设置空间老虎。空间老虎实验装置的目的是探索星际冰地幔的物理和化学使用基于激光的冰处理和产品检测方法。我们已经发现，c-C6 H5 CN的形成后照射c-C6 H6 $：CH 3CN二元冰混合物与2 keV的电子和莱曼α光子在低温下（4-10 K）。当c-C6 H6和CH 3CN嵌入在CO冰基质中时，也观察到c-C6 H5 CN的形成，但其在H2O冰基质中被有效地淬灭。这项工作中提出的结果意味着，涉及苯和腈分子的星际冰化学可能有助于形成所观察到的苯甲腈，只有当这些物种存在于冰地幔顶部或嵌入富CO冰层中，而不是混合到富H2O冰层中。
2022-10-19 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
AKARI Near-Infrared Spectroscopic Observations of Interstellar Ices in Edge-on Starburst Galaxy NGC253
本文给出了利用AKARI上的红外照相机获得的边缘星暴星系NGC 253的空间分辨近红外（2.5-5.0 μ m）光谱。在星系中心附近，我们清楚地探测到星际冰的吸收特征（H_2O：3.05 μ m，CO_2：4.27 μ m，XCN：4.62 μ m）和多环芳烃（PAHs）的发射特征（3.29 μ m）以及氢复合线Br α（4.05 μ m）。我们发现冰的分布不同于PAH和气体的分布。计算了冰柱密度，并导出了N（CO_2）/N（H_2O）= 0.17 +-0.05的丰度比。它们与我们银河系中大质量年轻恒星周围获得的结果相似（0.17 ± 0.03），尽管在NGC 253中心附近预计有更强的星际辐射场和更高的尘埃温度。
2011-02-23 astro-ph.GA
Cosmic-ray induced diffusion in interstellar ices
宇宙射线能够加热星际尘埃颗粒。这可能会增强聚集在暗云核心颗粒上的冰质地幔中的分子流动性。采用三相天体化学模型研究了星际冰中的分子运动。具体而言，扩散通过冰之间的地下地幔和外表面的孔隙，由全谷物加热的帮助下，被认为是。结果发现，孔可以作为一个有效的传输路径轻物种。化学自由基从地幔向外表面的扩散是最有效的。这些物质在地幔中的积累是由于宇宙射线诱导的光子的光解作用。氢在暖冰内的更快扩散增强了孔隙表面上的自由基的氢化。整个晶粒加热引起的径向扩散在冰的总体结果是较高丰度的冰物种，其合成涉及光自由基。以这种方式合成的稳定物质的例子包括复杂的有机分子、OCS、H2O2和氰基丙炔。
2014-09-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Binding energies of interstellar molecules on crystalline and amorphous models of water ice by ab-initio calculations
在星际介质（ISM）的密度更大、温度更低（$\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
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
Formation of NH2CHO and CH3CHO upon UV photoprocessing of interstellar ice analogs
复杂的有机分子（COMs）可以通过在尘埃颗粒顶部堆积的星际冰幔的高能加工而产生。两个COM与建议的高能冰形成途径是甲酰胺和乙醛。两者都在太阳系彗星中被发现，并在不同的星周和星际环境中被发现。在这项工作中，我们研究了NH_2CHO和CH_3CHO在CO：NH_3和CO：CH_4冰样品的UV光处理过程中的生成。在探索的实验条件下，从NH2自由基到NH2CHO的转化率比从CH3自由基到CH3CHO的转化率高2 - 16倍，这可能是因为后者的形成与较大烃的形成竞争。此外，在10 K时，NH2转化为NH2CHO的转化率随着冰中NH3丰度的增加而增加，并且在CO主导的CO：NH3冰中也随着温度的增加而增加。这是一致的存在下，一个小的NH2和HCO的重新取向障碍的形成NH2CHO，这是克服了在冰温度的增加。测得的NH2CHO和CH3CHO的形成效率和速率与在可比条件下对相同冰样品进行电子辐照时发现的那些相似，这表明紫外光子和宇宙射线对这些物质在太空中的固态形成具有相似的贡献。最后，测得的转化率（高达一个数量级以上的NH2CHO）表明，在拱星环境中，观察到的NH2CHO/CH3CHO丰度比为0.1，有可能额外的冰和/或气相形成途径CH3CHO。
2020-04-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
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
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
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
Electron Irradiation and Thermal Chemistry Studies of Interstellar and Planetary Ice Analogues at the ICA Astrochemistry Facility
与天体化学有关的分子激发和离解过程的建模需要通过与实验室实验产生的数据进行比较来验证理论。新委托的天体物理学-天体化学冰室（ICA）允许研究天体物理学冰类似物及其在高能处理时的演变，从而模拟星际冰粒地幔和太阳系外冰冷天体所经历的过程和变化。ICA是一种超高真空兼容室，包含一系列IR透明基底，冰类似物可以在低至20 K的温度下沉积在该基底上。冰的处理可以以三种方式中的一种进行：（i）用由2 MV Tandetron型加速器递送的射弹进行离子撞击，（ii）来自直接安装到腔室的枪的电子辐照，以及（iii）在20-300 K的温度范围内的热处理。的物理化学演变的冰原位研究，使用FTIR吸收光谱和四极质谱。在本文中，我们提出了一个概述的ICA设施，重点是表征用于电子碰撞研究的电子束，以及报告的初步结果，在电子辐照和热处理选定的冰。
2021-09-23 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
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
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
Laboratory spectroscopy of theoretical ices: Predictions for JWST and test for astrochemical models
上下文在过去的几年里，前恒星核心L1544的气体和冰粒化学一直是几次观测和建模研究的主题。冰幔的化学组成反映了环境物理变化的时间演化过程。研究结果表明，星际冰的层状结构，主要是H $_2$ O在内层和增加的CO量接近表面。星际冰类似物的形态可以通过实验来研究。目标。本研究提出了一种新的三维拟合方法，其中观测结果首先与气体颗粒化学模型拟合。然后，根据数值计算结果的实验室红外光谱记录星际冰类似物在一个分层和混合形态。这些结果可以与未来的詹姆斯韦伯太空望远镜（JWST）的观测结果进行比较。特别注意的是，包括IR非活性物种N $_2$和O $_2$。方法.冰模拟光谱含有最丰富的预测分子，记录在10 K的温度下使用傅里叶变换红外光谱仪。在层状冰的情况下，我们将H $_2$ O-CO-N $_2$ -O $_2$混合物沉积在H2O-CH $_3$ OH-N $_2$冰的顶部，而在混合冰的情况下，我们检查了H $_2$ O-CH $_3$ OH-N $_2$ -CO组成。结果随着冰的成分和结构的变化，我们发现大多数被测振动模式的吸收带存在差异。观测到的红外波段轮廓变化的程度将使我们能够从JWST未来的观测中分析L1544中的冰盖结构。结论.我们的光谱测量结果与即将到来的JWST观测结果的比较是至关重要的，以便对尘埃冰幔的化学和物理结构进行严格的限制，并解释表面化学。
2022-09-05 astro-ph.GA astro-ph.IM
AstroBind: Machine learning prediction of binding energy distributions on interstellar water ice from geometric surface descriptors
School of Physics and Astronomy, University of Leeds（利兹大学物理与天文学院）
该研究开发了名为AstroBind的机器学习模型，用27个几何描述符预测星际非晶态水冰的结合能分布，在15个冰表面上$R^2$达0.90，可快速实现天体化学模型所需的相关参数化。
2026-08-25 astro-ph.GA astro-ph.IM
Searching for missing interstellar oxygen in the far-infrared
本研究提出利用44和62 μm远红外水冰特征探测最大至5 μm以上的结晶冰粒，以查明星际介质中至少四分之一缺失氧的载体，并指出PRIMA/FIRESS类灵敏光谱仪的观测要求。
2025-09-02 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
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
UV-photoprocessing of acetic acid (CH3COOH)-bearing interstellar ice analogs
本文通过超高真空实验模拟含乙酸星际冰的热退火与紫外辐照，揭示其单体向二聚体、聚合物转变及光解过程，并结合JWST观测为探测冰幔中乙酸丰度提供依据。
2023-12-04 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Low Temperature Surface Formation of NH3 and HNCO: hydrogenation of nitrogen atoms in CO-rich interstellar ice analogues
固态天体化学反应途径有可能将NH3和HNCO等小的含氮物质和益生元分子（特别是氨基酸）的形成联系起来。到目前为止，这种小的含氮物质的化学起源仍然没有很好的理解，尽管氨是一个丰富的成分的星际冰对年轻的恒星物体和静止的分子云。这主要是因为缺乏专门的实验室研究。本工作的目的是实验研究NH3和HNCO的形成路线，通过非高能表面反应在星际冰类似物在完全受控的实验室条件下，在天体化学相关的温度。这项研究的重点是形成NH3和HNCO在CO丰富的（非极性）星际冰，模拟CO冻结阶段在黑暗的星际云区域，以及之前的热和能量处理开始变得相关。我们证明并讨论了固体HNCO的表面形成通过CO分子与NH自由基的相互作用-在形成固体NH 3的中间体之一后，顺序氢化的N原子。讨论了HNCO在天体生物学中的重要性。
2017-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
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
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
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
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
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
Photochemistry of interstellar ice forming Complex Organic Molecules
Centro de Astrobiología, CSIC-INTA（天体生物学中心，西班牙国家航空航天技术研究所/西班牙高等科学研究理事会）
本文综述了星际冰的光化学和热处理过程，探讨了其如何形成复杂有机分子，并讨论了这些分子在地球生命起源中的潜在作用。
2025-12-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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 effect of selective desorption mechanisms during interstellar ice formation
分子云中星际颗粒上冰的主要成分--水和碳氧化物--出现在不同的光学深度。这意味着选择性解吸机制在起作用。本文提出了一个收缩的低质量分子云核的天体化学模型。冰被视为由表面和三个次表层（亚层）组成。研究了光脱附、反应脱附和间接反应脱附。后者通过H+H反应在颗粒上的脱附而表现出来。包括浅层地下物质的解吸。模拟结果表明，在核心收缩的早期阶段存在一个“光子主导的冰”。地下冰被星际光子化学处理，产生复杂的有机分子。从地下层解吸的结果在高COM气相丰度在Av = 2.4…10弹匣这可能有助于解释暗核中的COM观测。结果发现，光解吸主要支配的开始冰积累到颗粒。反应特异性反应解吸对于通过高度放热的原子加成反应形成的小分子是有效的。较高的反应脱附效率导致较低的COMs气相丰度。间接反应解吸允许密切再现所观察到的H2O：CO：CO2的比例对一些背景恒星。据推测，这可以通过其效率符合顺序CO > CO2 >> H2O的任何机理来实现。在冻结结束后，这三个亚层代表了地幔化学上不同的部分。8... 10.5 mag是CO冰出现的可能AV阈值。较低的数值得到了观察结果的支持。
2015-03-12 astro-ph.GA physics.chem-ph
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
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
A Systematic Study on the Absorption Features of Interstellar Ices in Presence of Impurities
光谱研究在星际冰及其结构的识别和分析中发挥着关键作用。在星际冰中，有些分子被鉴定为纯的、混合的，甚至是层状结构。水冰的吸收谱带特征会随着不同类型杂质（CO、CO2、CH3OH、H2CO等）的存在而显著变化。在这项工作中，我们进行了理论研究，以了解在杂质的存在下，水的频带频率和强度的行为。计算研究得到了一些红外光谱实验的支持和补充，这些实验旨在验证HCOOH，NH3和CH3 OH对纯水冰谱带的影响。具体而言，我们探讨了带强度的天平动，弯曲，批量拉伸，和自由OH拉伸模式的效果。计算的带强度分布已与我们的新的和现有的实验结果进行了比较，从而指出，振动模式的H2O和它们的强度可以在不同浓度的杂质的存在下发生很大的变化。在大多数情况下，体拉伸模式是受影响最大的振动，而弯曲是受影响最小的模式。发现HCOOH对振动、弯曲和本体伸缩谱带轮廓有很强的影响。在NH3的情况下，当杂质浓度变为50%时，自由OH伸缩带消失。这项工作最终将有助于正确解释未来详细的星际冰的空间观测通过即将到来的JWST任务。
2020-05-26 astro-ph.GA physics.chem-ph
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
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
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
Interstellar Ices as Carriers of Supernova Material to the Early Solar System
Center for Star and Planet Formation, Globe Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学环球学院恒星与行星形成中心）；Institut de Physique du Globe de Paris, Université de Paris Cité（巴黎地球物理研究所，巴黎西岱大学）；Institute for Geochemistry and Petrology, ETH Zürich（苏黎世联邦理工学院地球化学与岩石学研究所）；Center for Star and Planet Formation, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所恒星与行星形成中心）；Lund Observatory, Department of Astronomy and Theoretical Physics, Lund University（隆德大学天文与理论物理系隆德天文台）
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
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
An experimental study of the surface formation of methane in interstellar molecular clouds
甲烷是最简单的稳定分子之一，在空间中既丰富又广泛分布。它被认为部分起源于星际分子云，这些分子云接近恒星形成周期的开始。对低质量和高质量年轻恒星天体的CH $_4$冰的观测调查表明，CH $_4$的大部分预计是由尘埃颗粒上的C氢化形成的，CH $_4$冰与固体H $_2$ O密切相关。然而，这还没有在受控的实验室条件下进行研究，因为星际冰类似物的碳原子化学还没有在实验中实现。在这项研究中，我们成功地证明了在两个单独的共沉积实验中，在真空装置中实施的C原子束形成CH $_4$冰：C + H在10 K表面上模拟CH $_4$的形成，正好在H $_2$ O冰在尘埃颗粒上形成之前，和C + H + H $_2$ O在10 K表面上的反应，以模拟与H $_2$ O冰同时形成的CH $_4$。我们证实，CH $_4$可以通过原子C和H的反应形成，并且当CH $_4$在富含H $_2$ O的冰中形成时，CH $_4$的形成速率是2倍。这与星际CH $_4$和H $_2$ O在极地冰相中一起形成的观测发现一致，即，当碳原子和氢原子同时与尘埃颗粒上的氧原子共生时。第一次，导致星际CH $_4$（和CD $_4$）冰形成的条件被报道，并可以纳入天体化学模型，以进一步限制CH $_4$化学在星际介质和CH $_4$继承的其他地区。
2020-04-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
