在致密云内部相关温度下，含H2、富CO星际冰层中的有机化学

ALMA揭示五颗大质量原恒星周围的化学分化——碳链分子与含氧/含氮复杂有机分子——

Chemical Differentiation around Five Massive Protostars Revealed by ALMA -Carbon-Chain Species, Oxygen-/Nitrogen-Bearing Complex Organic Molecules-

本文利用ALMA观测五颗大质量原恒星，发现HC5N与含氮复杂有机分子共存于高温热核区，并通过化学模拟证明存在一种不同于暖碳链化学的新型热碳链化学。

分子云中含氮复杂有机分子的形成：通过C$_2$H$_2$冰的紫外光解生成乙烯亚胺、乙腈、乙醛亚胺和乙烯胺

Formation of N-bearing complex organic molecules in molecular clouds: Ketenimine, acetonitrile, acetaldimine, and vinylamine via the UV photolysis of C$_2$H$_2$ ice

本研究通过10 K下C$_2$H$_2$:NH$_3$冰的紫外光解实验，揭示含氮COM的生成路径与转化关系，并给出有效截面。

UV辐照CH3OH-rich冰中复杂有机物的形成速率I：实验

Formation rates of complex organics in UV irradiated CH3OH-rich ices I: Experiments

（节略）气相复杂的有机分子通常在原恒星包层温暖的内部区域被检测到。最近的模型表明，冰中的光化学随后解吸可以解释所观察到的丰度。本研究的目的是在超高真空条件下，在20-70 K的温度下，在富含甲醇的冰中，通过实验量化宽带紫外光诱导的复杂有机物的生成速率。反应产物主要通过RAIRS和TPD实验进行鉴定。复杂的有机物很容易形成在所有的实验中，无论是在照射过程中，并在一个缓慢的升温过程中的冰到200 K后，UV灯被关闭。光产物的相对丰度取决于紫外线能量密度，冰的温度，以及是否使用纯的CH_3OH冰或CH_3OH：CH_4/CO冰混合物。C2 H6、CH 3CHO、CH 3CH 2 OH、CH 3 OCH 3、HCOOCH 3、HOCH 2CHO和（CH 2 OH）2均在至少一项实验中检出。衍生的产品形成产量和它们对不同的实验参数，如初始冰的组合物的依赖性，被用来估计的CH 3OH光解分支比在冰和形成的自由基的相对扩散势垒。实验表明，冰光化学在CH 3OH冰是足够有效的解释所观察到的复杂的有机物的丰度周围的原恒星和复杂的分子的比例可以用来限制其形成途径。

探索由H2-bearing、富含CO的非极性冰层的高能处理引起的化学

Exploring the chemistry induced by energetic processing of the H2-bearing, CO-rich apolar ice layer

尘埃颗粒表面的星际冰幔被认为具有双层结构，富含H2O的极性层被富含CO的非极性层覆盖，该层可能含有H2和其他挥发物，如N2。在这项工作中，我们探讨了化学诱导的2千电子伏的电子和Ly-alpha光子在H2：CO：15 N2冰类似物的CO丰富的层时，暴露于类似的能量密度从宇宙射线诱导的次级电子和紫外光子在典型的密集云的寿命。在2keV电子辐照下，共鉴定出6种产物：CO2、C2 O（和其它碳链氧化物）、CH 4、H2 CO、H2 C2 O和H15 NCO。总产物丰度对应于暴露于电子辐照的初始CO分子的5-10%。Ly-alpha光子照射提供了1-2个数量级的低产量，具有相似的产物分支比，这可能是由于冰样品在该波长下的低UV-光子吸收截面。形成额外的含氮物种，即C215 N2和15 NH3，只观察到在没有H2和CO分子，分别，表明反应物来自H2和CO分子优先相互反应，而不是与15 N2及其解离产物。总之，冰化学引起的高能处理的CO丰富的非极性冰层提供了替代的形成途径，在星际介质中检测到的几个物种，包括一些有关的复杂的有机分子化学。进一步量化这些途径将有助于天体化学模型，以限制其相对贡献的星际预算，特别是，有机物种H2 CO和HNCO。

星际冰中复杂有机分子形成起始点的观测

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…

热分子核G10 .47+0.03的研究：含氮复杂有机分子的坑

Investigating the hot molecular core, G10.47+0.03: A pit of nitrogen-bearing complex organic molecules

最近的观测表明，含氮的复杂有机物种大量存在于恒星形成区。因此，研究热分子核心（如G10.47+0.03）中的含氮物质对于理解恒星形成区域的分子复杂性至关重要。它们还使我们能够研究化学和物理过程，这些过程决定了恒星形成区源的结构和化学演化过程中的许多阶段。研究了热核G10.47+0.03中含氮复杂有机分子的空间分布和化学演化状态。我们使用了热分子核心G10.47+0.03的ALMA档案数据。假设LTE，分析提取的光谱。此外，稳健的方法，如MCMC和旋转图的方法被实施的分子，其中多个转换被确定为约束的温度和柱密度。最后，我们使用Nautilus气体颗粒代码来模拟热分子核心中的氮化学。我们进行了0D和1D模拟的源，并与观测结果进行了比较。我们报告了含氮物种（NH_2CN，HC_3N，HC_5N，C_2H_3CN，C_2H_5CN和H_2NCH_2CN）的各种跃迁以及它们的一些同位素体和异构体。此外，我们还报道了CH_3CCH及其同位素的鉴定。来自乙烯基氰，乙基氰，氰基乙炔和氰胺的排放是紧凑的，这可以用我们的天体化学模型来解释。我们的0D模型表明，某些含氮分子的化学性质对初始局部条件（如密度或尘埃温度）非常敏感。在我们的一维模型中，模拟的HCN，HC3N和HC5N等物质的丰度更高，朝向源的内壳证实了观测结果。

太阳系尺度上低质量原恒星中的复杂有机分子-- II。含氮物种

Complex organic molecules in low-mass protostars on Solar System scales -- II. Nitrogen-bearing species

行星的化学成分由恒星形成早期阶段的物理和化学过程决定。目的是用ALMA在毫米波长下研究两个0类原恒星（B1-c和S68 N）的含氮复杂有机分子。接下来，将检测到的含N物质的结果与相同和其他来源的含O物质的结果进行比较。以$\sim$ 0.5”分辨率研究波段6（$\sim$ 1 mm）和波段5（$\sim$ 2 mm）的ALMA观测，并以$\sim$ 2.5”波束中的波段3（$\sim$ 3 mm）数据进行补充。NH 2CHO、C2 H5 CN、HNCO、HN 13 CO、DNCO、CH 3CN、CH 2DCN和CHD 2CN被鉴定为所调查的来源。这两种来源相对于CH 3OH和HNCO的丰度相似，柱密度通常比含O物质低一个数量级。最大的变化，一个数量级，被认为是NH 2CHO丰度比相对于HNCO和CH 3OH和不相关的原恒星光度。此外，在不确定性内，含N物质与含O物质具有相似的激发温度（$\sim$ 100 $\sim$ 300 K）。大多数HNCO丰度的相似性，包括CH 2DCN和CHD 2CN，暗示了一个共同的化学历史，特别是在恒星形成之前寒冷地区的高D/H比。然而，丰度的一些变化可能反映了化学对当地条件的敏感性，如温度（例如NH 2CHO），而其他变化可能是由于分子的发射区域差异与其在冰中的不同结合能有关。这里讨论的两个来源增加了对太阳系尺度进行如此详细化学分析的少数来源。未来…

高质量恒星形成区域中含氧复杂有机物的分子依赖性丰度行为：50个源的统一调查

Molecule-dependent Abundance Behavior of Oxygen-bearing Complex Organics in High-Mass Star-Forming Regions: A Uniform 50-source Survey

该研究对50个高质量恒星形成区域的四种含氧复杂有机分子进行统一调查，用均匀转动图方法分析，得出柱密度。发现分子丰度比相关性及行为存在差异，与此前观测比较并通过模型定性分析，为常见含氧化合物提供丰度比约束，表明其行为具分子依赖性。

AGB流出物III内粉尘-气体化学的化学模拟。冰的光处理和返回到ISM

Chemical modelling of dust-gas chemistry within AGB outflows III. Photoprocessing of the ice and return to the ISM

为了解释尘埃在星际介质（ISM）中的性质，一个难熔的有机地幔的存在是必要的。AGB星的外流是ISM中恒星尘埃的主要贡献者之一。我们提出了第一个研究的难熔有机贡献的AGB星的ISM。在实验室实验的基础上，我们在扩展的化学动力学模型中加入了一个新的反应：将挥发性复杂冰光处理成惰性难熔有机材料。难治性有机反馈的AGB流出到ISM估计使用观测动机的父物种和网格的富C和富O流出的模型。难熔的有机物质主要是通过在尘埃上的堆积和随后的光处理从气相中继承的。颗粒表面化学，引发的冰的光解，产生只有一小部分，发生在一个亚单层制度，在几乎所有的流出。难熔有机材料的形成随着流出密度的增加而增加，并且取决于初始气相组成。富O粉尘被难熔有机物覆盖的程度可以忽略不计，而富C粉尘的平均覆盖率为$3-9\%$，但可能高达$8-22\%$。虽然富碳尘埃不会裸露进入ISM，但其平均覆盖率太低，不会影响其在ISM中的演化或显著影响星际尘埃的覆盖率。这项研究开辟了其他产尘环境的覆盖问题。它强调了需要更好地了解粉尘的形成和特定的外流内的密度结构的模型。

星际冰的光化学：形成复杂有机分子的过程

Photochemistry of interstellar ice forming Complex Organic Molecules

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。

由宇宙射线引起的低温化学：从含腈的天体物理冰类似物的正负离子解吸

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。

红外冷芯中含硫和复杂有机分子

Sulphur-Bearing and Complex Organic Molecules in an Infrared Cold Core

自ALMA天文台开始运行以来，揭示了红外冷核的新的重要化学。毫米范围内的分子跃迁正被用来识别和表征这些来源。我们研究了231 GHz ALMA档案观测的红外暗云区C9，重点是较亮的源，我们称之为IRDC-C9主。我们报告存在两个子结构上的连续映射的这个源：一个紧凑的亮点与高化学多样性，我们标记为核心，和一个较弱的和扩展的，我们标记为尾巴。在核心中，我们已经鉴定了分子OCS（19-18）、$^{13}$ CS（5-4）和CH $_{3}$ CH $_{2}$ CN的谱线，CH $_{3}$ CHO的几条谱线和$^{13}$ CH $_{3}$ CN的k梯发射。我们报告了两个不同的温度区域：虽然CH $_{3}$ CHO的旋转图显示温度为25 K，$^{13}$ CH $_{3}$ CN的旋转图表明在温度为$\sim450$ K时的较暖相。在尾部，仅检测到OCS（19-18）和$^{13}$ CS（5-4）系。我们使用$Nautilus$和\textsc{Radex}程序估计柱密度和丰度。在IRDC-C9主星核心存在的热气体表明存在一颗原恒星，而在尾部则没有。

Herschel对超普通源的观测：对猎户座KL II的HIFI 1.2 THz宽光谱巡天的分析。化学影响

Herschel observations of EXtra-Ordinary Sources: Analysis of the HIFI 1.2 THz Wide Spectral Survey Toward Orion KL II. Chemical Implications

我们提出的化学影响所产生的光谱模型适合赫歇尔/HIFI光谱调查对猎户座Kleinmann-Low星云（猎户座KL）。我们集中讨论在HIFI调查中检测到的八种复杂有机物，利用一种新技术来识别那些在最热气体中发射的分子。特别地，我们发现了复杂的含氮物种CH $_{3}$ CN，C $_{2}$ H $_{3}$ CN，C $_{2}$ H $_{5}$ CN和NH $_{2}$ CHO系统地追踪比含氧有机物CH $_{3}$ OH、C $_{2}$ H $_{5}$ OH更热的气体，CH $_{3}$ OCH $_{3}$，和CH $_{3}$ OCHO，其不含氮。如果这些复杂的物种主要在颗粒表面上形成，这可能表明含N有机物比含O物种更难从颗粒表面去除。另一种可能性是热（T $_{\rm kin}$ $\sim$ 300 K）气相化学自然产生更高的络合氰化物丰度，同时抑制含O络合有机物的形成。我们比较我们推导的旋转温度和分子丰度的化学模型，其中包括气相和晶粒表面的途径。大多数检测到的复杂有机物的丰度可以在$\gtrsim$ 10 $^{5}$年的时间尺度上重现，有几个物种的预测低于3 $σ$。推导出的旋转温度为大多数有机物，此外，同意合理以及在峰值丰度的预测温度。我们还发现，含硫的分子，也含有氧（即SO，SO $_{2}$，和OCS）倾向于探测最热的气体朝向猎户座KL表明这些物种的形成…

GUAPOS 项目：III. 含氧与含氮复杂有机分子含量的表征及化学分化的搜寻

The GUAPOS project:III. Characterization of the O- and N-bearing complex organic molecules content and search for chemical differentiation

GUAPOS 项目第三篇论文表征了热分子核 G31 中十五种含氧和含氮复杂有机分子的丰度，通过 ALMA 观测和 MADCUBA 分析，发现含氧物种存在化学分化迹象。

水-冰中芳香分子的可见光光电离：低能量下的宇宙有机化学

Visible-Light Photoionization of Aromatic Molecules in Water-Ice: Organic Chemistry across the Universe with Less Energy

气相有机分子如多环芳烃（PAH）的电离需要波长短于200 nm（~6-9 eV）的真空紫外光子。我们在这里提出的第一次，可见光光子-通过阳光-可以导致光电离的被困多环芳烃在低温水冰，占4.4 eV的电离能比气相。这一发现开辟了新的反应途径，包括在许多水和有机物共存的环境中的低能电离。这包括星际介质，分子云，原行星盘，行星表面和大气层（包括地球）。

用 pyRate 气体-颗粒天体化学代码模拟实验室中 CS$_2$ 冰的紫外光子辐照：对缺失硫问题的新见解

Modeling the UV-photon irradiation of CS$_2$-bearing ices in the laboratory with the pyRate gas-grain astrochemical code. New insights into the missing sulfur problem

利用 pyRate 天体化学模型模拟实验室中 CO$_2$:CS$_2$ 冰的真空紫外光子辐照，发现非扩散化学对生成实验观测到的含硫物种至关重要，但模型高估了 OCS、CS、SO，低估了 SO$_2$ 和硫同素异形体，揭示了理论与实验的互补性。

太阳系尺度上低质量原恒星中的复杂有机分子-- I。含氧物种

Complex organic molecules in low-mass protostars on solar system scales -- I. Oxygen-bearing species

复杂的有机分子（COMs）被认为是在恒星形成的最早阶段形成于冰冷的尘埃颗粒上。这些COM从最年轻的0/I类原恒星阶段向更进化的II类阶段的演变仍然没有完全了解。由于行星形成似乎很早就开始了，成熟的盘对于特征COM发射线来说太冷了，因此在0/I级阶段研究太阳系尺度上的COM清单是相关的。ALMA波段3（3毫米）和波段6（1毫米）的观测获得了七个0级原恒星的英仙座和巨蛇座恒星形成区。通过用“LTE”模型模拟原恒星内部区域，确定了几个含氧COM的激发温度和柱密度。B1-c、B1-bS和Serpens S68 N显示COM发射，即七个源中的三个。没有明确的相关性似乎存在之间的发生COM和源光度。对于三个富含COM的来源，以及IRAS 16293- 2422 B和HH 212，几种COM相对于CH 3OH的丰度非常相似。对于其他COM的丰度差异高达一个数量级，表明当地的源条件的情况下确定。B1-c包含COM发射的冷（$T_{ex}\approx60$ K）、更扩展的分量，其柱密度通常为暖/热（$T_{ex}\sim 200$ K）、中心分量的几个%。基于CH 2DOH/CH 3OH比率推导出1- 3%的D/H比率，表明甲醇形成期间的温度为$\sim$ 15 K。这个比例与其他低质量原恒星一致。未来的中红外设施，如JWST/MIRI，将是直接观测彗星冰的必要条件。将其与更大的富含COM的源样本…

含乙酸（CH3COOH）的星际冰类似物的紫外光处理

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。

复杂有机分子的非热脱附：CO2冰包埋CH3OH的Cosmic-ray溅射

Non-thermal desorption of complex organic molecules: Cosmic-ray sputtering of CH3OH embedded in CO2 ice

甲醇冰嵌入在稠密分子云中的星际冰幔中。我们的目标是测量溅射效率从不同的冰地幔的不同组成的实验，以评估其对天体化学模型的潜在影响。复杂的有机分子的溅射产率是特别感兴趣的，因为很少有机制是足够有效的，以诱导一个显着的反馈到气相。我们照射甲醇和二氧化碳冰混合物的不同比例的快速重离子在电子溅射制度。我们用质谱仪监测了红外光谱的演变和释放到气相中的物质。甲醇和13 C-甲醇同位素用于消除测量的辐照产物的任何模糊性。嵌入在二氧化碳冰中的甲醇的溅射是导致气相中的完整甲醇喷射的有效过程。我们确定，当甲醇嵌入在暴露于宇宙射线的富含二氧化碳的地幔中时，相当大的一部分被溅射为完整的分子。溅射分数如下的冰地幔的时间依赖性的散装组合物，后者随着时间的推移，由于放射性裂解引起的演变的散装。如果甲醇是嵌入在二氧化碳冰矩阵，作为分析的光谱形状的CO2弯曲模式观测在某些视线建议，整体甲醇溅射产率高于如果嵌入在水冰地幔。溅射增加的倍数接近主导冰基质溅射产率，与水冰相比，纯二氧化碳冰的溅射产率约高出六倍。这些实验进一步限制了宇宙射线诱导的冰地幔溅射机制在星际固相中复杂有机分子的气相释放中的重要作用。

动态HD 100453盘的冰升华揭示了丰富的继承性复杂有机物储库

Ice sublimation in the dynamic HD 100453 disk reveals a rich reservoir of inherited complex organics

通过ALMA观测HD 100453盘，首次在II类盘中检测到13CH3OH等COMs，揭示其含继承星际冰，为行星形成期复杂有机物来源及演化提供关键证据。

冰充电对非晶态固态水上星际含硫物种天体化学的影响

Effect of Ice Charging on the Astrochemistry of Interstellar Sulfur Bearing Species on Amorphous Solid Water

研究冰充电对非晶态固态水上星际含硫物种天体化学的影响，通过密度泛函理论计算束缚能分布，发现中性和带电ASW上含硫分子束缚能变化有不同情况，与分子性质相关。

天文学相关冰混合物中复杂有机分子的红外光谱。V.甲基氰（乙腈）

Infrared spectra of complex organic molecules in astronomically relevant ice mixtures. V. Methyl cyanide (acetonitrile)

地面望远镜的灵敏度和分辨率不断提高，使人们能够在各种环境中探测气相复杂有机分子。许多被探测到的物种预计会在星际颗粒的冰冷表面形成，然后转移到气相中。因此，在ISM中，冰物质被认为是COMs的原始来源。即将到来的JWST对恒星形成区域星际冰的观测将以前所未有的分辨率和灵敏度揭示冻结分子的红外特征。为了识别JWST数据中的COM特征，需要模拟星际环境条件下的冰的实验室红外光谱。本文给出了乙腈（CH $_3$ CN，又名乙腈）与H $_2$ O、CO、CO $_2$、CH $_4$和NH $_3$混合物在15-150 K温度下的FTIR光谱（500-4000 cm $^{-1}$ /20-2.5 $μ$ m，分辨率为1 cm $^{-1}$）。测量了CH $_3$ CN冰在15 K时的折射率和红外谱带强度、峰位和半高宽。这些乐队是：CH $_3$对称在2940.9 cm $^{-1}$处伸展，CN在2252.2 cm $^{-1}$处拉伸，1448.3 cm $^{-1}$处的模式组合，CH $_3$反义词定义为1410 cm $^{-1}$，CH $_3$ sym def.在1374.5 cm $^{-1}$，CH $_3$岩位于1041.6 cm $^{-1}$处。CH $_3$ CN的实验室光谱与对W33 A和三个低质量YSO的冰观测进行了比较。由于无法明确鉴别CH $_3$ CN…

非晶态和晶态含硫天体化学冰的高能电子辐照

Energetic Electron Irradiations of Amorphous and Crystalline Sulphur-Bearing Astrochemical Ices

实验室实验已经证实，天体化学冰类似物的辐解衰变率取决于目标冰的固相，一些结晶分子冰比它们的无定形对应物更耐辐射。结晶冰相表现出的抗辐射性程度取决于其固体结构的分子间相互作用的性质、强度和程度。例如，已经表明，由于存在大量强氢键所赋予的稳定效应，在20 K下用2 keV电子辐照时，结晶CH 3OH的衰变速率比非晶相的衰变速率显著更慢。这些结果对星际冰和外太阳系天体的天体化学有重要的影响，因为它们意味着由无定形冰（可能包括与生物学相关的生命前分子）照射产生的化学产物应该比由结晶相的类似照射产生的化学产物更丰富。在本研究中，我们已经扩展了我们的工作在这个问题上进行比较高能电子辐照的无定形和结晶相的含硫分子H2S和SO2在20 K。我们已经发现了这两个物种中的相依赖化学的证据，与辐射诱导的指数衰减的无定形H2S比结晶相的更快，类似的效果，已经观察到的CH3OH。对于SO2，两个注量制度是显而易见的：低注量制度，其中结晶冰表现出快速的指数衰减，而无定形冰可能抵抗衰减，和高注量制度，其中两个阶段都经历缓慢的指数样衰减。

原行星盘中的复杂有机分子：含甲醇冰的X射线光解吸。部分II -甲醇-CO和methanol-H2O混合冰

Complex organic molecules in protoplanetary disks: X-ray photodesorption from methanol-containing ices. Part II -- Mixed methanol-CO and methanol-H2O ices

天体物理观测表明，在原行星盘的气相中存在复杂的有机分子。从中心年轻恒星物体（YSO）发出的X射线照射圆盘中的星际冰，然后是气相分子的喷射，是解释在寒冷地区观察到的丰度的可能途径。这一过程被称为X射线光解吸，需要对含甲醇的冰进行量化。实验测量了甲醇及其光产物在二元混合冰：$^{13}$ CO：CH $_3$ OH冰和H $_2$ O：CH $_3$ OH冰中的X射线光脱附产率。我们用525 - 570 eV范围内的X射线在15 K下照射这些冰。在气相中的物种的释放进行了监测，由四极质谱，并推导出光解吸产率。对于$^{13}$ CO：CH $_3$ OH冰，CH $_3$ OH X射线光解吸产率估计为在564 eV下10 $^{-2}$分子/光子。检测到较大COM的X射线光解吸，其可归因于乙醇、二甲醚和/或甲酸，产率为10 $^{-3}$分子/光子。当甲醇与水混合时，未检测到甲醇和先前COM的X射线光解吸。由低能次级电子主导的X射线诱导化学被认为是解释这些结果的主要机制。我们还提供了适用于天体化学模型的原行星盘环境的解吸产率。YSO发射的X射线应该参与了原行星盘气相中COMs（如甲醇）的富集，因为含甲醇冰的X射线光脱附作用在低温和X射线占主导地位的区域。

TMC-1中乙醇、丙酮和丙醛的探测：冷源中新的含氧复杂有机物

Detection of ethanol, acetone, and propanal in TMC-1: New O-bearing complex organics in cold sources

本研究在冷无恒星核TMC-1中首次探测到三种含氧复杂有机物，结合观测与化学模型揭示了其形成机制，拓展了对恒星形成前冷致密核化学多样性的认知。

一氧化碳冰上星际复杂有机分子的形成增强效应

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。

Orion KL中复杂有机含氧物种的化学分离

Chemical segregation of complex organic O-bearing species in Orion KL

我们研究了复杂的含O物质（包括迄今为止在太空中检测到的最大和最复杂的物质）向猎户座KL（最接近的大质量恒星形成区）的化学分离。使用ALMA科学验证数据获得的分子线图像显示了化学相关物质的明显分离，取决于其不同的官能团。我们以1.5”角分辨率绘制了13 CH 3OH、HCOOCH 3、CH 3 OCH 3、CH 2 OCH 2、CH 3COOCH 3、HCOOCH 2CH 3、CH 3CH 2 OCH 3、HCOOH、OHCH 2CH 2 OH、CH 3COOH、CH 3CH 2 OH、CH 3 OCH 2 OH、OHCH 2CHO和CH 3COCH 3的发射图，并提供了这些物质朝向该区域不同气体组分的分子丰度。我们通过仔细选择没有混合和不透明效果的线，解开这些物种在不同猎户座组件中的发射。由于残留的混合和不同的激发条件在分子的空间分布可能产生的影响也得到了解决。我们发现，虽然含有C-O-C基团（即醚基团）的物质在紧凑的脊上表现出它们的峰值发射和更高的丰度，但热芯南部是含有与碳原子（C-O-H）结合的羟基（-OH）的物质呈现出它们的发射峰值和更高丰度的组分。这一发现使我们能够提出甲氧基（CH 3 O-）和羟甲基（-CH 2 OH）自由基的主要驱动程序的化学在紧凑的山脊和热核心南部，分别，以及不同的进化阶段和流行的物理过程中的不同猎户座组件。

软X射线辐照冰中复杂有机分子的合成

Synthesis of complex organic molecules in soft x-ray irradiated ices

我们研究了在250-1250 eV范围内用软X射线辐照的H2O：CO：NH3冰混合物的化学演化。我们鉴定了许多含氮分子，例如，OCN-、NH 4+、HNCO、CH 3CN、HCONH 2和NH 2COCONH 2。几个红外特征与甘氨酸或其异构体相容。在辐照过程中，我们通过质谱检测到许多物种解吸冰。这些发现支持红外鉴定，并揭示了不太丰富的物种，不清楚的红外特征。其中，m/z = 57已被归因于异氰酸甲酯（CH 3 NCO），一种最近在原恒星环境中检测到的与益生元相关的分子。在辐照后的升温过程中，几个红外特征，包括2168 cm-1的OCN-带，1690 cm-1的甲酰胺带，和1590 cm-1的带与三个不同的物种，HCOO-，CH_3 NH_2和NH_3 + CH_2COO存活到室温。有趣的是，许多高质量也被检测到。可能的候选物为甲酸甲酯（m/z = 60，HCOOCH 3）、乙二酰胺（m/z = 88，NH 2COCONH 2）和N-乙酰基-L-天冬氨酸（m=z = 175）。后一种物质与m/z = 43、70和80片段的存在相容。光解吸的有机物是相关的检测这些物种在气相中的寒冷环境中，在冰地幔中的有机合成应该占主导地位。我们估计的气相富集的一些选定的物种在光的原行星盘模型周围的年轻的太阳型恒星。

利用JWST观测通过INDRA扩展NGC 1333 IRAS 2A的冰清单：追踪有机难熔物质及更多

Expanding the Ice Inventory of NGC 1333 IRAS 2A with INDRA using JWST Observations: Tracing Organic Refractories and Beyond

提出基于Python的INDRA工具，利用JWST观测数据对NGC 1333 IRAS 2A进行全局冰光谱拟合，识别出CO2、NH4+等新冰组分并首次提出有机难熔物质的存在，显著提升了冰组成约束的准确性。

通过非扩散颗粒表面和冰-地幔化学在热分子核中复杂有机分子的形成

Formation of complex organic molecules in hot molecular cores through nondiffusive grain-surface and ice-mantle chemistry

提出了一种新的，更全面的模型，在热分子核心的气体颗粒化学，在尘埃颗粒表面和冰地幔的非扩散反应过程中，实现传统的扩散表面/散装冰化学。我们建立在我们的非扩散处理用于化学冷源，采用一个标准的崩溃/升温物理模型的热核。其他一些新的化学模型的输入和治疗也进行了深入探讨，最终的模型，表现出良好的协议与气相观测丰度的许多分子，包括一些（如甲氧基甲醇），不能再现传统的扩散机制。观察到的比例的结构异构体甲酸甲酯，乙醇醛和乙酸是很好地再现的模型。主要的温度制度确定在其中形成各种复杂的有机分子（COM）。非扩散化学的进步，许多COM的生产更早的时间和更低的温度比以前的模型实现。这些物种可能是简单冰生产的副产品，也可能是在外部紫外线光子仍然可以穿透的情况下通过冰内的早期光化学形成的。宇宙射线诱导的光化学作用不如过去的模型那么重要，尽管它在很长的时间尺度上强烈地影响着一些物种。另一种生产机制发生在固体水的高温解吸过程中，由此捕获在冰中的自由基被释放到颗粒/冰表面上，在那里它们迅速反应。几个最近提出的气相COM生产机制也介绍了，但他们很少占主导地位。发现涉及CH和CH $_2$的新的表面/冰反应对某些COM的形成有实质性的贡献。

高质量YSO NGC 7538 IRS9中有机物的空间分布

The Spatial Distribution of Organics toward the High-Mass YSO NGC 7538 IRS9

根据天体化学理论，高质量YSO周围的复杂分子组成应该从外层向中心热区演化，因为一系列依赖于温度的化学途径在冰和气相中被激活。根据形成所需的温度（<25、>25和>100 K），所得的复合物分子被广泛地分为三代。我们结合IRAM 30米和亚毫米阵列观测，探索高质量年轻恒星物体NGC 7538 IRS 9周围有机分子的空间分布，其微弱的复杂分子发射以前逃脱了检测，量化关键有机分子的发射和丰度分布作为与中央原恒星距离的函数。结果表明，含氮有机物和饱和含氧有机物在8000 AU附近和R<3000 AU附近的发射有较大的增加，而含氧分子和烃类则没有增加。包层中一些复杂分子的通量增加，大约8000 AU或25 K，与最近模型预测的20-30 K复杂冰化学的开始一致。某些分子在R<3000 AU时的发射增加表明存在一个弱的热核，其中热冰蒸发和热气相化学驱动了化学反应。因此，复杂的有机物在这颗原恒星周围的所有半径和温度下都能形成，但随着温度的升高，其组成会发生显着变化，这被用来限制不同种类分子所属的化学生成。

模拟星际冰中碳原子反应的低温冰装置

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。

天文学相关冰基质中复杂有机分子的红外光谱。I.乙醛、乙醇和二甲醚

Infrared spectra of complex organic molecules in astronomically relevant ice matrices. I. Acetaldehyde, ethanol, and dimethyl ether

上下文在星际和星周气相环境中识别出的复杂有机分子（COMs）的数量正在稳步增加。最近的实验室研究表明，许多这样的物种形成于冰冷的尘埃颗粒上。目前，只有较小的分子物种在空间中以固态直接被识别。精确的光谱实验室数据的冷冻COM，嵌入在冰矩阵包含相关的成分，他们的形成计划，仍然在很大程度上缺乏。目标。这项工作提供了乙醛（CH $_3$ CHO），乙醇（CH $_3$ CH $_2$ OH）和二甲醚（CH $_3$ OCH $_3$）的红外参考光谱记录在各种冰环境和天文学相关的温度，需要指导或解释天文观测，特别是即将到来的詹姆斯韦伯太空望远镜观测。方法.傅里叶变换透射光谱（500-4000 cm $^{-1}$ / 20-2.5 $μ$ m，1.0 cm $^{-1}$分辨率）用于研究纯的或与水、CO、甲醇或CO：甲醇混合的固体乙醛、乙醇和二甲醚。这些物种被沉积在低温冷却的红外透射窗口上，温度为15 K。施加加热斜坡，在此期间记录IR光谱，直到所有冰成分热解吸。结果我们提出了大量的参考光谱，可以与天文数据进行比较。精确的频带位置和频带宽度提供了所研究的冰的混合物和温度。特别的努力已经投入到每个分子的那些最适合于识别的条带中。对于乙醛，推荐7.427和5.803 $μ$ m谱带，对于乙醇，11.36和7.240 $μ$ m谱带是良好的候选谱带，对于二甲醚，可以使用9.141和8.011 $μ…

使用JWST在原恒星冰中搜寻复杂氰化物：CH$_3$CN和C$_2$H$_5$CN的初步探测

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。

碳链和甲醇对嵌入原恒星的影响

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。

水冰幔上星际相关含硫物质的Binding Energies：量子力学研究

Binding Energies of Interstellar Relevant S-bearing Species on Water Ice Mantles: A Quantum Mechanical Investigation

结合能是天体化学模拟中最重要的参数之一，因为它决定了一个物种是停留在气相还是冻结在颗粒表面。目前已知，在星际介质的密度较大和温度较低的区域，硫在气相中严重贫化。有人认为，它可能被锁在谷物冰幔中。然而，哪些是主要的硫载体仍然是一个有争议的问题。这项工作的目的是建立准确的BEs的17个含硫物质的两个验证水冰结构模型，质子有序的结晶（010）表面和无定形水冰表面。我们采用基于密度泛函理论（DFT）的方法（杂化B3 LYP-D3（BJ）和杂化meta-GGA M06-2X泛函）来预测吸附复合物的结构和能量学。伦敦的色散相互作用被证明是至关重要的准确估计的BE由于存在的高极化硫元素。而在晶体模型的吸附被限制在一个非常有限的数量的结合位点与单值的BE，在非晶模型的几个吸附结构的预测，给每个物种的BE分布。除了少数情况下，实验和其他计算数据与我们计算的BE值一致。最后讨论了计算出的边界元对于原行星盘中同种雪线的有用性

复杂有机分子的非热脱附

Non-thermal desorption of complex organic molecules

复杂的有机分子（COM）在气相中在低温下的致密相的ISM表明，非热解吸机制在工作，因为否则，COM应该在短时间内冷凝到尘埃颗粒。真空紫外光解吸已被证明是复杂的有机分子，如甲醇，效率低得多，因为大多数光产物喷出。诱导的光解与光解吸大COM竞争，大大降低了效率解吸完整的分子。我们调查复杂的有机分子的溅射效率，观察到无论是在星际致密云的冰地幔直接通过红外光谱（CH 3OH），或在气相中观察到的毫米望远镜（CH 3COOCH 3），并可以从星际颗粒表面释放。我们辐照冰膜含有复杂的有机分子（甲醇和乙酸甲酯）和水与快速重离子在电子溅射制度。我们监测的红外光谱的膜，以及释放到气相中的物质与质谱仪。我们证明，当甲醇或乙酸甲酯嵌入在水冰地幔暴露于宇宙射线，很大一部分是溅射作为一个完整的分子，溅射产量接近的主要水冰矩阵。对于更易挥发的冰基质，如嵌入一氧化碳中的冰基质，情况更是如此。宇宙射线穿透到稠密的云层深处，提供了一种有效的机制来解吸复杂的有机分子。相比真空紫外光子诱导的相互作用的宇宙射线，很大一部分解吸为完整的分子与相应的比例随时间变化的大块组成的冰地幔，后者随着时间的变化作为一个函数的注量由于辐解的散装。

冷密堆芯中甲醇和甲醛结冰的微观模拟

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。

光化学和天体化学：星际复杂有机分子的光化学途径

Photochemistry and astrochemistry: photochemical pathways to interstellar complex organic molecules

星际介质的特点是化学成分丰富多样。它的许多复杂的有机分子被认为是通过冰粒地幔中的自由基化学形成的。当星际冰（由水和其他挥发物组成）暴露在紫外线光子和其他解离辐射源下时，自由基很容易形成，如果足够移动，自由基可以反应形成更大，更复杂的分子。由此产生的复杂有机分子（COM）伴随着恒星和行星形成，并可能最终在新生行星上播种生命的起源。越来越复杂的实验已经证明，已知的星际COM以及前生物有趣的氨基酸可以通过冰的光化学形成。我们回顾这些实验，并讨论了定性和定量的动力学和机械的限制，他们提供的。最后，我们比较了紫外线辐射的影响与其他三个潜在的自由基生产和星际冰化学来源：电子，离子和X射线。

冷核中复杂有机分子形成的建模：含非热机制的多相模型

Modeling Complex Organic Molecules Formation in Cold Cores: Multi-phase Models with Non-thermal Mechanisms

针对冷暗星云含氧复杂有机分子形成机制无法用传统扩散与气相反应解释的问题，本研究采用含宇宙射线诱导非扩散辐射化学、非热溅射脱附的多相气粒模型，结合加速Gillespie算法模拟，提升了星际介质中相关分子的建模效果。

通过C $_2$ H $_2$冰的“高能”加工在分子云中形成复杂的有机分子：乙醛、乙烯醇、乙烯酮和乙醇

Formation of complex organic molecules in molecular clouds: acetaldehyde, vinyl alcohol, ketene, and ethanol via the "energetic" processing of C$_2$H$_2$ ice

在早期恒星形成区域同时发现C $_2$ H $_{\text{n}}$ O型有机分子，如乙烯酮（CH $_2$ CO）、乙醛（CH $_3$ CHO）和乙醇（CH $_3$ CH $_2$ OH），提供了共同化学历史的线索。已经提出了几种反应途径，并在各种星际条件下进行了实验验证，以解释所涉及的形成途径。最值得注意的是，C $_2$ H $_2$冰与OH-自由基和H-原子的非高能加工被证明沿着晶粒表面上的H $_2$ O形成序列提供形成乙烯酮、乙醛、乙醇和乙烯醇（CH $_2$ CHOH）的路线。在这项工作中，非高能形成方案得到了扩展，实验室测量重点关注高能对应物，该对应物是由宇宙射线穿透H $_2$ O富集冰地幔引起的。重点研究星际C $_2$ H $_2$：H $_2$ O冰类似物在17 K时的H $^+$辐解。超高真空实验进行了调查200 keV H $^+$辐解化学预沉积的C $_2$ H $_2$：H $_2$ O冰，无论是作为混合和分层的几何形状。傅里叶变换红外光谱法用于监测原位新形成的物种作为累积能量剂量（或H $^+$注量）的函数。在同位素标记实验中，使用H-$_2$ $^{18}$ O进一步证实了红外（IR）光谱归属。C $_2$ H $_2$的能量处理：H $_2$ O冰不仅导致（半）饱和烃（C $_2$ H $_4$和C $_2$ THABMM H $_4$）…

恒星形成核心中复杂有机分子的同位素omer特异性碳同位素比值

Isotopomer-Specific Carbon Isotope Ratio of Complex Organic Molecules in Star-Forming Cores

本研究通过构建新的天体化学反应网络，解析恒星形成核心中复杂有机分子的同位素omer特异性碳同位素比值，揭示其形成路径与环境。

ALMA 对爆发型年轻恒星 V883 Ori 的光谱巡天（ASSAY）：II. 开普勒盘中新升华的复杂有机分子（COMs）

ALMA Spectral Survey of An eruptive Young star, V883 Ori (ASSAY): II. Freshly Sublimated Complex Organic Molecules (COMs) in the Keplerian Disk

本研究通过 ALMA 光谱巡天在 V883 Ori 开普勒盘中识别出 23 种复杂有机分子，发现含氮 COMs 缺失而含氧 COMs 丰富，并揭示其丰度与彗星相当，表明盘内化学演化影响行星形成物质。

原恒星系统中复杂有机分子观测综述

Overview of complex organic molecule observations in protostellar systems

本文综述原恒星系统中气相与冰相复杂有机分子的巡天观测，指出冰相化学对COM形成的重要性，并强调解释丰度比差异时需兼顾化学与物理因素。

碳二硫化物（CS₂）在冰类模拟物上的氢化实验与计算研究

Experimental and computational studies of the hydrogenation of carbon disulfide (CS2) on ice analogues

本研究通过实验与计算揭示了CS₂在冰模拟物上与氢原子的氢化过程，解释了星际介质中未检测到CS₂的原因，并表明相关含硫物种可进一步生成其他含硫化合物。

JOYS+：复杂有机分子的冰与气相之间的联系。比较两颗低质量原恒星的JWST和ALMA数据

JOYS+: link between ice and gas of complex organic molecules. Comparing JWST and ALMA data of two low-mass protostars

基于JOYS+项目，利用JWST/MIRI-MRS数据测定两颗低质量原恒星中含氧复杂有机分子在冰相和气相中的柱密度，通过比较两阶段比值揭示了其从冰到气的演化机制。

The Difference in Abundances between N-bearing and O-bearing Species in High-Mass Star-Forming Regions

The different spatial distributions of N-bearing and O-bearing species, as is well known towards Orion~KL, is one of the long-lasting mysteries. We conducted a survey observation and chemical modeling study to investigate if the different distributions of O- and N-bearing species are widely recognized in general star-forming regions. First, we report our observational results of complex organic molecules (COMs) with the 45~m radio telescope at the Nobeyama Radio Observatory towards eight star-forming regions. Through our spectral survey ranging from 80 to 108~GHz, we detected CH$_3$OH, HCOOCH$…

使用SPACE TIGER实验装置形成c-C6H5CN冰

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。

天文学相关冰基质中复杂有机分子的红外光谱。III。甲酸甲酯及其固态检测的初步研究

Infrared spectra of complex organic molecules in astronomically relevant ice matrices. III. Methyl formate and its tentative solid-state detection

上下文随着即将到来的詹姆斯韦伯太空望远镜的出现，恒星和行星形成区域的红外光谱学正处于一个新时代的黎明。为了支持这些观测结果，需要实验室光谱来识别覆盖这些地区尘埃颗粒的冰中的复杂有机分子。目的。本研究的目的是提供参考光谱，以坚定地检测冰甲酸甲酯在不同阶段的恒星和行星形成区。甲酸甲酯混合在天文相关的矩阵，和峰的位置，半高宽，和相对带强度的特征在于不同的温度，为天文学家提供一个分析工具。方法.甲酸甲酯的沉积在15 K的高真空条件下。具体地，甲酸甲酯是纯的，并与CO、H $_2$ CO、CH $_3$ OH、H $_2$ O和CO：H $_2$ CO：CH $_3$ OH混合。在整个实验中，用FTIR光谱仪在4000-500 cm $^{-1}$（2.5-20 $μ$ m）范围内以0.5 cm $^{-1}$的光谱分辨率获得红外光谱。结果我们提出了五个固态甲酸甲酯的振动模式在纯和天文学相关的冰矩阵的表征。五个选定的振动模式，即C=O伸缩，C $-$ O伸缩，CH $_3$摇摆，O $-$ CH $_3$伸缩，和OCO变形，是最适合的JWST识别甲酸甲酯。对于这些振动模式中的每一种以及混合物中的每一种，给出了TvS热图、峰位置相对于FWHM和相对谱带强度。此外，所获得的甲酸甲酯的参考光谱与斯皮策观测HH 46进行了比较。甲酸甲酯的试验性检测提供了$1.7\times10^{17}$ cm $…

混合CO、H2CO和CH3OH冰中氢原子的加成和夺取反应：复杂有机分子形成的扩展观点

H-atom addition and abstraction reactions in mixed CO, H2CO and CH3OH ices: an extended view on complex organic molecule formation

复杂有机分子不仅存在于低质量和高质量原恒星周围的热核中，而且存在于冷的暗云中。因此，了解如何在不存在嵌入式能源的情况下形成这种物质是很有趣的。我们提出了新的实验室实验，研究了三种复杂分子的低温固态形成：甲酸甲酯（HC（O）OCH 3）、乙醇醛（HC（O）CH 2 OH）和乙二醇（H2 C（OH）CH 2 OH），通过自由基的重组形成。15 K下CO-H2 CO-CH 3OH加氢网络中不同阶段的H原子加成和夺取反应。实验扩展了以前的CO氢化研究，旨在模拟暗分子云中CO冻结阶段的典型物理和化学条件，此时H2 CO和CH 3OH通过在冰粒上的吸积CO分子和H原子的重组形成。我们证实，H2 CO，一旦通过CO加氢形成，不仅产生CH 3OH通过正在进行的H原子加成反应，但也受到H原子诱导的抽象反应，再次产生CO。以类似的方式，H2 CO也在涉及CH 3OH的提取反应中形成。预计主要的甲醇H-原子提取产物是CH 2 OH，而H-原子加成到H2 CO中应至少部分通过CH 3 O中间自由基进行。在冰幔中发生的氢原子提取反应导致比以前认为的更多的反应性中间体（HCO，CH 3 O和CH 2 OH），当假设连续的氢原子加成反应时。这提高了通过自由基-自由基复合形成COM的可能性，而不需要UV光解或宇宙射线作为外部触发。

碳原子的表面扩散作为星际有机化学的驱动力

Surface Diffusion of Carbon Atoms as a Driver of Interstellar Organic Chemistry

本研究通过光激发脱附与共振增强多光子电离方法原位检测冰表面C原子，实验测定其表面扩散活化能为88 meV，发现其在星际冰上约22 K即可激活扩散并驱动复杂有机分子复杂性增加，揭示了碳加成化学在宇宙有机化学演化中的关键作用。

星际硫代乙醛（CH₃CHS）的形成（气相和冰面机制，涉及次级硫产物）

Interstellar Formation of Thioethanal (CH$_{3}$CHS). Gas-Phase and Ice-Surface Mechanisms involving Secondary Sulfur Products

研究揭示了星际介质中硫代乙醛的形成机制，指出硫化学在低温度下通过气相和冰面路径生成，同时探讨了次级硫产物对产物产量的影响。

在光离解区化学中尘埃温度和时间依赖效应

Dust temperature and time-dependent effects in the chemistry of photodissociation regions

当研究PDR的化学时，随着视觉消光的增加，时间依赖性变得很重要，因为某些化学时间尺度与云的寿命相当。尘埃温度也是一个关键因素，因为它显著影响气体温度和尘埃颗粒的流动性，决定颗粒表面发生的化学反应。我们提出了一个研究的灰尘温度的影响和时间效应的化学不同的PDR，使用更新版本的Meijerink PDR代码，并结合它与时间相关的代码Nahoon。我们发现最大的温度效应在内部区域的高$G$ $_{\mathrm{0}}$ PDR，在那里高尘埃温度有利于形成简单的含氧分子（特别是O $_2$），而复杂的有机分子的形成是更有效地在低尘埃温度。我们还发现，时间依赖性的影响强烈依赖于PDR类型，因为长的时间尺度促进破坏的含氧分子在低$G$ $_{\mathrm{0}}$ PDR的内部部分，而有利于他们的形成和含碳分子在高$G$ $_{\mathrm{0}}$ PDR。从化学演化，我们还得出结论，在密集的PDR，CO $_2$是一个晚形成的冰相比，水冰，并确认了分层的尘埃颗粒冰结构，与H $_2$ O在较低的层比CO $_2$。关于稳态，PDR边缘在早期达到化学平衡（$\lesssim$ 10 $^5$年）。对于高$G$ $_{\mathrm{0}}$ PDR，该时间甚至更短（$<$ 10 $^4$年）。相比之下，内部区域达到平衡要晚得多，特别是低$G$ $_{\mathrm{0}}$ PDR，其…

朝向高质量原恒星的含氮复杂有机物：指向在大质量范围内类似恒星前条件下形成的恒定比率

N-bearing complex organics toward high-mass protostars: Constant ratios pointing to formation in similar pre-stellar conditions across a large mass range

到目前为止，还没有用ALMA对大样本的大质量原恒星进行COM的统计研究。我们的目标是研究六个含氮物种：CH $_3$ CN，HNCO，NH $_2$ CHO，C $_2$ H $_5$ CN，C $_2$ H $_3$ CN和CH $_3$ NH $_2$在大样本的高质量原恒星。从ALMAGAL巡天中选出了37个最富谱线的热分子核。接下来，我们拟合它们的光谱，并找到上述含N物种的柱密度和激发温度，以及CH $_3$ OH。我们（试验性地）在来源的$\sim32%$中检测CH $_3$ NH $_2$。当比较它们的激发温度时，我们发现了三组物种：热的（NH $_2$ CHO; Tex > 250 K），热的（C $_2$ H $_3$ CN，HN $^{13}$ CO和CH $_{3}^{13}$ CN; 100 K < Tex < 250 K）和冷的物种（CH $_3$ OH和CH $_3$ NH $_2$ ; Tex < 100 K）。这种温度分离反映了它们升华温度的趋势，并验证了原恒星周围COM洋葱状结构的想法。此外，这里研究的分子显示恒定的柱密度比在低质量和高质量的原恒星与分散小于一个因素$\sim3$周围的平均值。恒定的柱密度比指向一个共同的形成环境的COM或其前体，最有可能在星前冰。分散在平均值的比率，虽然很小，不同的物种考虑。这种扩散可以有物理起源（源结构，线或尘埃光学…