Diffusive hydrogenation reactions of CO embedded in amorphous solid water at elevated temperatures ~70 K
星际尘埃表面过程对分子云的化学演化有重要作用。冰表面上的氢化反应已经被广泛研究，并且已知在大多低于20 K的低温下进行。相比之下，缺乏有关冰幔内分子化学过程的信息。在这项工作中，我们研究了一氧化碳（CO）嵌入在非晶态固体水（ASW）作为一个模型的情况下，扩散加氢反应，发现CO的加氢有效地进行，甚至高于20 K时，CO埋在ASW下面产生H2 CO和CH 3OH。实验结果表明，氢原子通过ASW的裂纹扩散，并有足够的停留时间与嵌入的CO发生反应，甚至在~70 K的温度下发生加氢反应。裂纹在升高的温度下塌陷，但氢化反应的发生意味着裂纹不会完全消失并保持足够大以供氢原子穿透。考虑到氢原子在实验室和分子云中的注量，我们认为氢在冰幔中的渗透和反应发生在天体物理环境中。统一天文学
2020-07-31 astro-ph.GA physics.chem-ph
Energy transfer and restructuring in amorphous solid water upon consecutive irradiation
星际冰和彗星冰在年轻恒星周围行星系统的形成中起着重要作用。它们的主要成分是非晶态固体水（ASW）。虽然ASW被广泛研究，振动能量耗散和结构的变化，由于振动激发是不太好理解。氢键网络可能是其中的关键组成部分。在这里，我们提出的实验结果在ASW引起的强烈的，近单色的中红外自由电子激光（FEL）辐射的FELIX-2光束线在HFML-FELIX设施在荷兰奈梅亨的Radboud大学。ASW的结构变化由反射-吸收红外光谱监测，并依赖于冰的辐照历史。实验表明，自由电子激光辐照可以引起激发态分子局部邻域的能量转移。分子动力学模拟证实了这一点：振动激发的分子可以在不破坏现有氢键的情况下重新定向为更优化的四面体环境。振动能量可以通过氢键网络转移到具有相同振动频率的水分子。因此，由于振动频率的不均匀性以及也可能阻碍能量转移的特定氢键缺陷位点的存在，我们预期非晶材料相对于结晶材料的能量耗散降低。
2022-11-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Infrared resonant vibrationally induced restructuring of amorphous solid water
非晶态固体水（ASW）大量存在于星际介质中，它在星际尘埃颗粒上形成地幔，是彗星冰的前体。在太空中，ASW充当星际表面化学的基质，导致复杂的分子，并被认为在质子转移反应中发挥关键作用。虽然ASW被广泛研究，并且通常通过不同的技术得到很好的表征，但是在这些材料中能量诱导的结构变化，例如离子、电子和光子照射，还不太清楚。特定红外（IR）振动模式的选择性泵浦可以帮助理解振动在氢键网络重构中的作用。在这里，我们提出的第一个实验结果在ASW引起的强烈的，近单色的中红外自由电子激光（FEL）辐射的FELIX-2光束线在FELIX实验室在荷兰奈梅亨的Radboud大学。通过反射-吸收红外光谱法监测变化。在共振辐照下，观察到ASW的红外吸收带分布的修改与生长的类晶体的贡献和减少的非晶的贡献。这种现象在自由电子激光辐照的几分钟内就饱和了，使94%以上的辐照过的冰发生了变化。进一步分析了氢键供体和受体的影响，并与分子动力学模拟在分子水平上约束的效果的实验是互补的。
2020-09-02 astro-ph.EP astro-ph.GA cond-mat.mtrl-sci
Tunneling Rate Constants for H2CO+H on Amorphous Solid Water Surfaces
甲醛（H2 CO）是在覆盖星际颗粒的冰地幔中观测到的最丰富的分子之一。研究它的演化有助于我们理解复杂有机分子在各种星际环境中的形成。本文采用量子力学/分子力学（QM/MM）模型，研究了在非晶态固体水（ASW）表面上H2 CO加氢生成CH 3 O、CH 2 OH和抽氢生成H2+HCO的反应. H_2CO在ASW表面的结合能变化范围很大，从1000到9370 K。结合能与加氢反应活化能之间没有相关性。结合瞬子理论和QM/MM模型，我们计算了H+ H2 CO表面反应的三个产物通道的Langmuir Hinshelwood和Eley Rideal机制的速率常数，直到59 K。我们发现产生CH 2 OH的通道可以忽略，因为其高活化势垒导致比其他两个通道显著更低的速率。ASW表面影响反应活性，有利于形成CH 3 O（分支比80%），并阻碍H2 CO解离成H2+HCO。此外，动力学同位素效应在所有反应通道中都很强，并且在通道之间变化很大。最后，我们提供了适合的速率常数用于天体化学模型。
2020-09-09 astro-ph.GA
Laboratory Evidence that Methanol-Rich Ice Mantles Lower Methyl Formate Binding Energies
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；The Hague University of Applied Sciences（海牙应用科学大学）
本研究通过实验室脱附实验证明，甲酸甲酯在甲醇冰上的结合能低于水冰，解释了其在低温下提前释放，支持两步热脱附机制。
2026-09-24 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Diffusion and Clustering of Carbon Dioxide on non-porous Amorphous Solid Water
ISO和斯皮策对年轻恒星物体（YSO）的观测表明，CO $_2$在覆盖尘埃颗粒的冰冷地幔中分离。冰混合物的热处理被认为是造成分离的原因。虽然一些实验室研究了热致偏析，一个令人满意的量化仍然缺乏。我们建议，扩散的CO $_2$沿孔隙内的水冰是量化分离的关键。采用程序升温脱附（TPD）和反射吸收光谱（RAIRS）相结合的方法研究了CO $_2$分子在无孔非晶态固体水（np-ASW）表面的相互作用。我们发现CO $_2$在高于65 K的温度下在np-ASW表面上发生了显著的扩散，并且在远低于一个单层的温度下形成了团簇。一个简单的速率方程模拟发现，在np-ASW上的CO $_2$的扩散能垒为2150 $\pm$ 50 K，假设扩散指前因子为10 $^{12}$ s $^{-1}$。该能量也应该应用于CO $_2$在孔壁上的扩散。CO $_2$团簇的CO $_2$和H $_2$ O冰的CO $_2$的结合能分别为$2415\pm20$和$2250\pm20$ ~K。CO $_2$ -CO $_2$相互作用比CO $_2$ -H $_2$ O相互作用强，这与CO $_2$不润湿np-ASW表面的实验结果一致.为了比较，我们在np-ASW上进行了CO的类似实验，发现CO-CO相互作用总是弱于CO-H $_2$ O。结果，CO润湿np-ASW表面。这一研究将有助于揭示尘埃颗粒冰幔上CO $_2$的…
2016-11-07 astro-ph.GA astro-ph.IM
The evolution of amorphous hydrocarbons in the ISM: dust modelling from a new vantage point
上下文无定形碳氢化合物材料a-C（：H）的演化主要是由紫外（UV）光子吸收诱导的过程引起的，可能是星际介质中观测到的尘埃性质变化的核心。目标。在星际尘埃消光和发射的背景下，研究了从富含芳香烃的a-C：H到富含芳香烃的a-C（：H）的尺寸依赖性和组成变化的后果。方法.新衍生的a-C（：H）材料的光学性质数据，结合与铁纳米颗粒夹杂物，a-SilFe的无定形镁橄榄石型硅酸盐，探索尘埃演化的星际介质。结果我们提出了一个新的尘埃模型，由幂律分布的小a-C颗粒和对数正态分布的大a-SilFe和a-C（：H）颗粒。该模型，这是牢牢锚定的实验室数据，被证明是很自然地解释的变化，在红外（IR）远紫外（FUV）消光，217 nm的紫外线凸起，红外吸收和发射带和IR-mm灰尘排放。结论.新模型的主要优点是其固有的简单性和内置的能力，以遵循星际介质中的尘埃演变。我们发现，地幔吸积的分子云和紫外光处理的光占主导地位的地区可能是尘埃演化的主要驱动力。
2014-11-23 astro-ph.GA
The formation of glycolonitrile (HOCH$_2$CN) from reactions of C$^+$ with HCN and HNC on icy grain mantles
量子化学团簇计算表明，C $^+$与嵌入在冰粒地幔表面的HCN或HNC的反应可以解释最近检测到的分子乙醇腈的形成，乙醇腈被认为是核糖核酸化合物的重要前体。理论上已经发现，沉积在冰幔上的阳离子以最小的动能发生反应，会导致原恒星系统和星际介质中产生以前未知的重要有机化合物的途径。在密度泛函理论中，24 H $_2$ O，C $^+$与嵌入冰中的HCN反应，产生没有势垒的中性HOCHNC自由基，以及H $_3$ O+作为副产物。如果HOCHNC然后与H反应，则可形成三种物质：HOCH $_2$ CN（异氰甲醇）、HOCH $_2$ CN（乙醇腈）和HOCHNCH。对于C $^+$ + HNC在冰上的反应，HOCHCN和H $_2$ OCCN自由基作为中间体形成，其中第一个自由基是通过H加成形成乙醇腈的另一个直接前体。除了表征反应途径，预测提供的HCN和HNC起始簇和HOCHNC冰结合的中间体的振动和电子光谱。
2020-11-24 astro-ph.GA physics.chem-ph
Methane Formation Efficiency on Icy Grains: Role of Adsorption States
本文研究了星际冰幔上C原子的物理吸附和化学吸附态对甲烷加氢形成效率的影响，发现仅物理吸附C原子可生成CH4，其转化上限为30%。
2024-09-22 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
Heavy ion irradiation of crystalline water ice
在宇宙辐射作用下，星际水冰幔向致密的无定形状态演化。结晶冰的非晶化以前主要是在千电子伏至数百千电子伏的离子能量监测。我们实验研究重离子辐照结晶冰的非晶化，在高能量接近真正的宇宙射线，并探讨水冰溅射产率。我们用GANIL加速器产生的MeV到GeV的快离子束照射薄的结晶冰膜。冰红外光谱演变作为一个功能的通量监测与原位红外光谱（诱导非晶化的初始结晶状态成一个紧凑的非晶相）。在不同温度下，在高电子截止功率范围内测量了结晶冰的非晶化截面。在大通量，冰溅射测量的红外光谱，和拟合的退火产率的依赖性，结合以前的测量，是二次超过三十年的电子阻止功率。通过红外光谱监测，多孔无定形和结晶冰的宇宙射线照射的最终状态是相同的，但在横截面上有很大的差异，因此在天体物理学背景下的时间尺度上也有很大的差异。宇宙射线水冰溅射率与文献中报道的紫外光解吸产率竞争。直接宇宙射线溅射超过宇宙射线诱导光子光解吸的普遍性可能对于与冰幔表面牢固结合的冰特别真实，例如氢键冰结构或更一般的所谓极地冰。
2015-03-09 astro-ph.EP astro-ph.GA
Theoretical distribution of the ammonia binding energy at interstellar icy grains: a new computational framework
星际颗粒上分子的结合能对星际介质的化学演化起着至关重要的作用。程序升温脱附（TPD）实验室实验和量子化学计算往往提供，到目前为止，只有单一的值的BE为每个分子。这是一个严重的限制，因为包裹着颗粒地幔的冰在结构上是无定形的，产生了多种可能的吸附位点，每个位点都有不同的BE。然而，冰的无定形性质阻止了结构细节的知识，阻碍了一个共同接受的原子冰模型的发展。在这项工作中，我们提出了一个计算框架，密切模仿通过水的水吸积形成的星际颗粒地幔。在该颗粒上，然后进行所研究分子的无偏随机（但可良好再现）定位。在这里，我们提出了NH $_3$，在分子ISM中普遍存在的物种的测试情况。我们提供的BE分布计算的层次方法，使用半经验的xTB-GFN2作为低层次的方法来描述整个冰团簇结合B97 D3 DFT功能作为高层次的方法上的NH $_3$相互作用的局部区域。最终的ZPE校正BE在ONIOM（DLPNO-CCSD（T）//B97D3：xTB-GFN2）级别计算，确保最佳的成本/准确率。计算的NH $_3$ BE分布的主峰与实验TPD和文献计算值相一致。在非常低的BE值下也存在第二个宽峰，以前从未检测到。它可能提供了一个长期存在的难题的解决方案，即在冷ISM物体中也观察到气态NH $_3$的存在。
2022-05-24 astro-ph.GA
How Small is Large Enough? Determining Minimal Cluster Sizes for Molecule Adsorption on Interstellar Amorphous Ice
University of Antwerp（安特卫普大学）；University of Montana（蒙大拿大学）
本研究通过DFT计算不同尺寸冰团簇上CO、CO2和NH3的吸附能，发现至少需30-40个水分子才能获得可靠结合能，且团簇尺寸与泛函选择同等重要。
2026-09-17 astro-ph.GA
The $^{12}$CO$_2$ and $^{13}$CO$_2$ Absorption Bands as Tracers of the Thermal History of Interstellar Icy Grain Mantles
分析ISM中以水为主的冰中CO $_2$的红外特征可以提供冰颗粒中CO $_2$的物理状态和冰本身的热历史的信息。在许多来源，CO $_2$被发现在“纯”的结晶形式，如签名的分裂的弯曲模式的吸收曲线。在很大程度上，纯CO $_2$可能是在热处理过程中由CO $_2$从CO $_2$：H $_2$ O混合物中分离而形成的。以前的实验室研究量化了偏析的温度依赖性，但没有系统的测量偏析的浓度依赖性。在这项研究中，我们测量了CO $_2$在CO $_2$：H $_2$ O混合物中的偏析的温度依赖性和浓度依赖性，并发现如果CO $_2$：H $_2$ O的比例小于23%，则没有纯的结晶CO $_2$形成。因此，CO $_2$的分离并不总是一个很好的冰幔热示踪剂。我们发现，在CO $_2$：H $_2$ O混合物中，$^{13}$ CO $_2$的不对称伸缩振动模的宽模分量的位置和宽度随温度线性变化，但对CO $_2$的浓度不敏感.我们建议使用这种模式，这将是可观察到的低质量的原恒星信封和密集的云层与詹姆斯韦伯太空望远镜，跟踪热历史的冰地幔，特别是当隔离CO $_2$是不可用的。利用实验室测量的$^{13}$ CO $_2$剖面，分析了冰帽对年轻恒星天体的ISO-SWS观测结果，并讨论了其天体物理意义。
2018-10-17 astro-ph.GA astro-ph.IM
Vacuum-UV photodesorption from compact Amorphous Solid Water : photon energy, isotopic and temperature effects
覆盖在星际颗粒上的富水冰幔的真空紫外（VUV）光脱附在恒星和行星形成区域的气冰比中起着重要的作用。水冰的定量光解吸产率对于天体化学模型至关重要。我们的目标是提供第一个定量的光子能量依赖的光脱附产率从水冰在真空紫外。这些信息对于理解光解吸机制和解释星际辐照条件下产率的变化是很重要的。实验已经在SOLEIL同步加速器上进行，提供可调谐的VUV光，使用SPICES（表面处理和ICES）设置的CORS光束线。紧凑的非晶态固体水冰（H $_2$ O和D $_2$ O）已被照射从7至13.5 eV。在15 K至100 K的样品温度范围内，通过质谱法在气相中检测获得了定量产率。H $_2$ O（D $_2$ O）、OH（OD）、H $_2$（D $_2$）和O $_2$的光解吸光谱在9-10 eV附近达到峰值，并在较高能量处降低。在7-13.5 eV范围内，在15 K下完整水的平均光解吸产率为5 $\times$ 10 $^{-4}$分子/光子（对于H $_2$ O）和5 $\times$ 10 $^{-5}$分子/光子（对于D $_2$ O）。强烈的同位素效应可以解释为OH（OD）和H（D）的光致碎片之间的差异化学复合，源于较低的动能的OH光致碎片时，直接水的光解和/或可能通过电子弛豫过程。预计它有助于水分馏期间的冰粒地幔在分子云中的建设和有利于OH-贫化学环境中的彗星形成区域的原行星盘。除O…
2021-03-29 astro-ph.EP astro-ph.GA physics.chem-ph
CO diffusion into amorphous H2O ices
冰颗粒地幔中原子、分子和自由基的流动性调节着冰的重组、解吸和天体物理环境中的化学反应。星际冰主要由H2O，和扩散的外部和内部（孔隙）表面的H2O丰富的冰，因此是一个关键的过程来约束。本研究的目的是量化的扩散动力学和障碍的丰富的冰成分CO到H2O为主的冰在低温（15-23 K），通过测量最初分层的H2O（：CO2）/CO冰的混合速率。通过监测红外CO伸缩带的形状，确定CO的混合分数作为时间的函数。混合观察在所有调查的温度分钟的时间尺度上，可以归因于CO扩散H2O冰孔。扩散系数和最终混合分数取决于冰的温度，孔隙度，厚度和组成。实验分析应用菲克扩散方程的假设下，混合是由于CO扩散到一个不动的H2O冰。CO扩散到无定形H2O冰中的能垒约为160 K。这实际上是表面扩散阻挡层。衍生的障碍是低的相比，目前的表面扩散障碍中使用的天体化学模型。它的采用可能会大大改变星际环境中不同冰过程的预期时间尺度。
2015-02-26 astro-ph.GA physics.chem-ph
Deciphering Interstellar Ice Morphology: Atomistic Simulations Reveal the Complex Behavior of Ethanethiol
本文通过经典分子动力学模拟乙硫醇薄膜，发现其在KBr基底上不随升温自发结晶且冰晶会熔化，揭示星际尘埃冰幔形态的复杂性。
2024-09-02 astro-ph.GA cond-mat.soft physics.space-ph
Cosmic ray tracks in astrophysical ices: Modeling with the Geant4-DNA Monte Carlo Toolkit
宇宙射线在星际环境中无处不在，它们对尘埃颗粒冰幔的轰击可能是形成复杂甚至是生命前分子的驱动力。然而，关键的数据，这是必不可少的精确建模的这种现象，如宇宙射线轨迹的平均半径在非晶态固体水（ASW）仍然不受约束。结果表明，宇宙线轨迹在ASW可以近似为一个圆柱体的平均半径，这是大多独立的初始粒子能量。高能离子和低密度非晶（LDA）和高密度非晶（HDA）冰目标之间的相互作用使用Geant 4-DNA Monte Carlo工具包，它允许跟踪次级电子在材料中的亚激发能量进行模拟。我们发现LDA和HDA冰的峰值轨道核心半径$r_\mathrm{cyl}$分别为9.9纳米和8.4纳米--略小于天体化学模型中通常假设的5纳米值的两倍。
2020-10-14 astro-ph.GA astro-ph.HE cond-mat.mtrl-sci
