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
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
JWST-IPA: Chemical Inventory and Spatial Mapping of Ices in the Protostar HOPS370 -- Evidence for an Opacity Hole and Thermal Processing of Ices
本研究借助JWST观测中等质量原恒星HOPS 370，获取其冰相化学组分与高分辨率空间分布，发现内包层冰存在热加工证据及与激波结对应的冰柱密度不足区。
2024-10-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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…
2022-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Importance of the H2 abundance in protoplanetary disk ices for the molecular layer chemical composition
原行星盘是许多化学研究（观测和理论）的目标，因为它们包含行星的建筑材料。它们在密度和温度上的大的垂直和径向梯度使它们成为化学模型的挑战对象。在这些盘的外部，大密度和低温提供了一个特殊的环境，在那里物质与尘埃颗粒的结合可以非常有效，并可以影响气相化学成分。我们试图量化到什么程度的垂直丰度分布和集成的柱密度的分子预测的详细气体颗粒代码的影响，在颗粒的表面的分子氢物理吸附的治疗。我们使用Nautilus气体颗粒代码执行了三种不同的模型。一种模型使用H2在水表面上的结合能（440 K）并产生H2的强粘附。另一个模型使用了23 K的小结合能（就好像已经有一个单层的H2），H $_2$的粘附几乎可以忽略不计。最后，剩下的模型是一个中间的解决方案，称为遭遇解吸机制。我们表明，分子氢键的效率（从而其在晶粒表面的丰度）可以有一个定量的影响，预测的柱密度在气相中的主要物种，如CO，CS，CN，和HCN。
2016-09-06 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
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
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
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
VUV Processing of Nitrile Ice: Direct Comparison of Branching in Ice and TPD Spectra
该研究结合RAIRS与宽带转动光谱，直接比较CH3CN和CH3CH2CN冰经VUV光解后在冰相及TPD气相中的产物分支，并约束异腈红外谱带强度。
2025-05-15 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
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
The SPHEREx Ices Investigation: An Overview
Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI)（韩国天文与空间科学研究所）；Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Johns Hopkins University, Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；Infrared Processing Analysis Center, California Institute of Technology（加州理工学院红外处理与分析中心）；Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；Seoul National University（首尔大学）
SPHEREx通过近十万个预选源的光谱调查，研究星际尘埃颗粒表面冰层的吸收特征，以揭示冰层分布与环境参数的统计关联。
2026-03-23 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The c2d Spitzer Spectroscopic Survey of Ices Around Low-Mass Young Stellar Objects. IV. NH3 and CH3OH
NH3和CH 3OH是天体化学网络中的关键分子，导致形成更复杂的含N和O分子，如CH 3CN和HCOOCH 3。尽管最近有一些研究，但对它们在固态中的丰度知之甚少。(...)在这项工作中，我们调查了41个低质量年轻恒星天体（YSO）的Spitzer IRS（Spitzer Red Spectrograph）光谱的~ 8-10微米区域。这些数据是本系列早期论文中研究的低质量YSO样本中星际冰调查的一部分。我们使用经验和局部连续方法来校正记录光谱中10微米硅酸盐吸收的贡献。此外，我们进行了一个系统的实验室研究的NH3-和CH 3OH的冰，以帮助解释天文光谱。我们在24个低质量YSO中清楚地检测到~9微米的特征。在连续测定的不确定性，我们确定了这一功能与NH3 nu_2伞模式，并得出相对于水的丰度~2和15%之间。与此同时，我们还通过研究16个物体中约9.7微米处该分子的nu_4 C-O伸缩模式，重新审视了CH 3OH冰的情况，得出的丰度与Boogert等人2008年（以下简称论文I）基于同时进行的9.75和3.53微米数据分析得出的丰度一致。我们的研究表明，NH3主要存在于富含H2O的冰中，但在某些情况下，这些冰不足以解释所观察到的窄FWHM。实验室数据表明，CH 3OH存在于几乎纯的甲醇冰中，或主要与CO或CO2混合，这与其在谷物上通过氢化形成一致。最后，我们使用我们推导出的NH3丰…
2010-05-12 astro-ph.GA
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。
2009-08-08 astro-ph.GA
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
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
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
Survey of Ices toward Massive Young Stellar Objects: I. OCS, CO, OCN$^-$, and CH$_3$OH
彗星冰的起源和演化的一个重要示踪剂是与在致密云和年轻恒星天体（YSO）中发现的冰进行比较。我们提出了一个调查的冰在2-5微米的光谱的23个大规模的YSO，采取了美国宇航局红望远镜设施SpeX光谱仪。在20条视线内检测到OCS冰的4.90微米吸收带，是先前已知检测的五倍多。吸收曲线显示出很小的变化，并且与OCS嵌入富含CH 3 OH的冰或质子辐照的H $_2$ S或SO $_2$ -含冰中一致。OCS柱密度与CH $_3$ OH和OCN $^-$的柱密度相关良好，但与H $_2$ O和非极性CO冰的柱密度不相关。OCS与CH $_3$ OH和OCN $^-$的这种联系，坚定地确立了它们在致密云或原恒星包层深处的形成位置。这种冰相朝向大质量YSO的中间组成，以H $_2$ O的百分比表示，为CO：CH $_3$ OH：OCN $^-$：OCS=24：20：1.53：0.15。CS，由于其低丰度，可能不是OCS的主要前体。可能需要CO的硫化，尽管这种硫的来源没有得到很好的限制。与大质量YSO相比，低质量YSO和稠密云具有相似的CO和CH $_3$ OH冰丰度，但较少的OCN $^-$和更多的非极性CO，而OCS等待检测。彗星的含碳物质往往不丰富，但这似乎不是OCS的情况，也许是在原行星盘中生产OCS的信号。
2022-12-27 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
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 $…
2021-05-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
H2 chemistry in interstellar ices: the case of CO ice hydrogenation in UV irradiated CO:H2 ice mixtures
上下文在密集的云层中，冰尘颗粒上的氢化反应是形成分子的关键，如甲醛，甲醇和复杂的有机分子（COM）。这些物质通过CO冰的连续氢化形成。虽然分子氢（H2）的丰度可以比稠密云层中的自由氢原子高四个数量级，但H2的表面化学在很大程度上被忽略了;一些实验室研究表明，H2并不积极参与非高能冰化学，因为需要高活化能。目的。对于CO冰氢化的例子，我们实验研究了当高能处理（即，UV光解）。我们测试是否额外的氢化途径成为可用的CO：H2冰混合物的UV照射后，这种反应机制是否也适用于其他化学系统。方法.在8~20 K的温度范围内进行了超高真空（UHV）实验。用UV光子照射预沉积的CO：H2固体混合物。反射吸收红外光谱（RAIRS）被用作原位诊断工具。通过比较CO：H2和CO：D2冰混合物的结果，研究了单个反应步骤和可能的同位素效应。结果紫外线照射后的CO：H2冰的混合物，两个光子诱导的产品，HCO和H2 CO，明确检测。所提出的反应机理涉及以下反应步骤中的电子激发的CO：CO + Hv->CO*，CO* + H2->HCO + H，其中新形成的H-原子然后可用于进一步的氢化反应。HCO形成产率具有很强的温度依赖性的调查制度，这是最有可能与H2粘附系数。最后，讨论了这一光致反应通道的天文相关性。
2018-09-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ices in starless and starforming cores
冰颗粒地幔通常通过红外光谱观测到致密云、云核、原恒星包层和原行星盘。高达80%的可用氧、碳和氮都存在于这些冰中;最常见的冰成分-- H2O、CO2和CO --在许多恒星形成区的丰度仅次于H2。除了作为一个分子库，冰化学是负责大部分的化学演变，从水到复杂的，益生元分子。结合现有的ISO，斯皮策，VLT和凯克冰数据的结果在一个大样本的冰源（\sime 80），跨越所有阶段的恒星形成和大范围的原恒星光度（<0.1-105 L \odot）。在这里，我们总结了不同的技术，已被应用到挖掘这个冰的数据集上的信息，在不同的环境中的典型冰成分，这意味着什么冰的形成和演变过程中的恒星和行星形成。重点是如何最大限度地利用冰观测的经验约束，其次是从实验和模型的信息的应用。这一策略被用来识别冰带，并限制哪些冰在云形成的早期形成，哪些冰在星前核心形成，哪些冰需要原恒星的热量和/或紫外线辐射才能形成。统计检验，生存分析和冰地图的效用是突出的，后者直接揭示了星前冰的形成发生在两个阶段，分别与H2O和CO冰的形成，大多数原恒星冰的变化可以解释的差异在星前CO冰形成阶段。最后，特别注意直接观察复杂冰的困难，以及气体观测，实验和模型如何帮助限制这一冰化学阶段。
2011-07-28 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
A multigrain-multilayer astrochemical model with variable desorption energy for surface species
本文提出一种多粒度多层天体化学模型，研究表面分子结合能依赖性脱附对气-粒化学的影响，发现多种脱附机制共同调节星际冰成分，解释了主要冰组分比例的普遍相似性。
2024-05-28 astro-ph.GA physics.chem-ph
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
The Ice Chamber for Astrophysics-Astrochemistry (ICA): A New Experimental Facility for Ion Impact Studies of Astrophysical Ice Analogues
天体物理-天体化学冰室（ICA）是位于匈牙利德布勒森核研究所（Atomki）的一个新的实验室终端站。ICA是专门设计用于研究天体物理冰类似物的物理化学性质及其在电离辐射和热处理下的化学演变。ICA是一种超高真空兼容腔室，包含一系列安装在铜支架中的红外透明衬底，该铜支架连接到能够冷却到20 K的闭合循环低温恒温器，该恒温器本身安装在360°旋转台和z线性机械手上。冰通过定量给料气体的背景沉积而沉积到基板上。冰的结构和化学成分的监测通过FTIR吸收光谱在传输模式，虽然使用反射模式是可能的，通过使用金属基板。预制备的冰可以以多种方式加工。2 MV的Tandetron加速器能够将各种高能离子输送到ICA中，ICA模拟宇宙射线、太阳风或磁层离子对冰的处理。ICA还配备了一个电子枪，可用于冰的电子撞击辐解。沉积的和处理的冰的热处理可以通过FTIR光谱和四极质谱来监测。在本文中，我们提供了ICA设置的详细描述，以及所获得的初步结果和未来计划的概述。
2021-09-23 astro-ph.GA astro-ph.IM
Temperature Spectra of Interstellar Dust Grains Heated by Cosmic Rays. III. Mixed Composition Grains
在星际介质和恒星形成区的冰状颗粒由各种物质组成。与简单的单一材料颗粒相比，这种复合颗粒与宇宙射线（CR）粒子的相互作用不同。我们的目标是计算的能量和温度的光谱的混合组成的谷物进行全谷物加热的CR。这些颗粒被认为是由碳和橄榄石的混合物组成，被由碳氧化物和水组成的冰覆盖。能量和温度谱的颗粒半径为0.05，0.1，和0.2微米的影响CRs计算的8个值的柱密度，相关的分子云和恒星形成的核心。该方法考虑到冰的厚度和组成的变化，随着柱密度的增加。这些关于CR与星际颗粒相互作用的详细数据旨在用于天体化学模型。主要的发现是，对颗粒热容和其他因素的更准确的方法可以防止0.1微米或更大的冰粒频繁加热到高温。
2022-09-16 astro-ph.GA astro-ph.IM
Modeling the UV-photon irradiation of CS$_2$-bearing ices in the laboratory with the pyRate gas-grain astrochemical code. New insights into the missing sulfur problem
Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理研究所）；Centro de Astrobiología (CSIC-INTA)（天体生物学中心（西班牙国家科学技术研究委员会-国家航空航天技术研究所））
利用 pyRate 天体化学模型模拟实验室中 CO$_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。
2026-05-05 astro-ph.GA
Thermal H/D exchange in polar ice - deuteron scrambling in space
通过测量H $_2$ O、HDO和D $_2$ O的特征振动弯曲模强度随时间和温度的变化，研究了混合非晶H $_2$ O：D $_2$ O中的热诱导质子/氘交换.实验已经进行了使用超高真空设置配备了红外光谱仪，用于调查的光谱演变均匀混合的冰共沉积在薄膜时，在90至140 K域的温度。用这种非能量检测方法，我们发现一个显着较低的活化能H/D交换- $3840 \pm 125$ K -比以前报道的。这很可能是由于所涉及的星际冰类似物的无定形性质。这提供了反应时间尺度（$T$ $>70$ K的$τ<10^4$年）足够快，使该过程在星际环境中变得重要。因此，D $_2$ O的天文探测将更具挑战性，因为它有可能与H $_2$ O反应形成HDO。此外，额外的实验，以及以前的研究表明，质子/氘核交换也发生在水与其他氢键分子的冰混合物中，特别是在OH和NH部分。我们的结论是，H/D交换冰是一个更普遍的过程，应纳入冰模型，适用于原行星盘或模拟变暖的彗星冰在其通过近日点，检查其影响的程度上的最终氘氢比。
2015-02-12 astro-ph.GA
LIDA - The Leiden Ice Database for Astrochemistry
高质量的振动光谱的固相分子在冰的混合物和天体物理相关的温度需要解释对原恒星和背景恒星的红外观测。在过去的25年里，莱顿天文台的天体物理实验室提供了1100多个不同冰样本的光谱。随着詹姆斯·韦伯太空望远镜最近的发射，我们已经全面升级了莱顿天体化学冰数据库（LIDA），增加了最近测量的光谱。这份手稿的目的是描述有哪些选择可以访问和使用大量的红外光谱，以及H2O冰的紫外/可见光到中红外折射率和面向天文学的在线工具，以支持对红外冰观测的解释。LIDA使用Flask和Bokeh分别生成网页和图形可视化，SQL用于在数据库中搜索冰类似物，Jmol用于3D分子可视化。数据库中的红外数据是通过低温基底上凝结的冰膜的透射光谱记录的。H2O冰的真实UV/vis折射率来自同时使用单色HeNe激光束和宽带Xe-弧光灯产生的干涉条纹，而真实和虚的中红外值从理论上计算。LIDA还提供在线工具。第一个工具，SPECFY，用于创建一个合成光谱的冰向原恒星。第二个工具旨在计算中红外折射率值。LIDA允许搜索、下载和可视化固态天体物理学相关分子的实验数据，并提供支持天文观测的手段。作为一个例子，我们分析的光谱的原恒星AFGL 989使用的资源在LIDA和推导出的柱密度的H2O，CO和CO2冰。
2022-08-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Infrared Spectra of Pyroxenes (Crystalline Chain Silicates) at Room Temperature
辉石晶体在陨石中很常见，但在天文环境中很少有成分被识别。我们提出了定量的室温光谱的17镁-铁-和钙-轴承原-和单斜辉石，和钙-辉石，以辨别趋势指示的晶体结构和广泛的组合物。使用金刚石砧盒产生数据：我们的带强度比在KBr或聚乙烯分散体中测量的带强度高6倍，其中包括数据处理中未解决的路径长度（来自粒度）和表面反射的变化。辉石具有多种光谱：顽火辉石（En $_{99}$）只有10.22~ $μ$ m和15.34~ $μ$ m两个谱带是所有辉石共有的。峰值波长通常随着Mg被Ca或Fe取代而增加。然而，当Fe组分从0增加到60%时，MgFe辉石中的两个谱带向较短波长移动，一个高强度谱带从11.6~ $μ$ m移动到11.2~ $μ$ m，当Fe增加到100%时，仍保持在11.2~ $μ$ m;它类似于通常识别为橄榄石或镁橄榄石的天文特征。在JWST获得的MIRI光谱中，在13~和16~ $μ$ m之间的独特辉石谱带显示出对它们进行鉴别的希望。如果用SPICA望远镜获得的数据，在40 ~ 80~ $μ$ m之间的许多辉石谱带可用于硅酸盐矿物学的诊断。我们的数据表明，顽火辉石和冷$\sim 10-K$天文尘埃特征的室温实验室波段在波长$\gtrsim 28~μ$ m的比较，可以导致识别（Mg，Fe）-辉石含有7- 15%的铁-比他们的真实值，因为一些温度变化模仿一些成分的变化。因此，一些天文硅酸…
2020-07-24 astro-ph.EP astro-ph.GA cond-mat.mtrl-sci
Spectrally-resolved UV photodesorption of CH4 in pure and layered ices
上下文甲烷是星际尘埃颗粒冰幔的主要成分之一，它处于丰富的固相化学网络的起点。量化这些冻结分子的光子诱导解吸产率和理解的基本过程是必要的，以准确地模拟观测和星际介质的各个区域的化学演化。目的。本研究的目的是在实验上确定的绝对光解吸产率的甲烷分子作为光子能量的函数。冰的组成的影响也进行了研究。通过研究层状CH 4：CO冰的甲烷解吸，间接解吸过程中触发的CO分子的激发进行监测和量化。方法.来自SOLEIL同步加速器的CORS光束线的可调谐单色VUV光在7 - 13.6 eV（177 - 91 nm）范围内用于照射纯CH 4或沉积在CO冰样品顶部的CH 4层。在气相中的物种的释放是由四极质谱监测和完整的CH 4的绝对光解吸产率推导。结果对于高于~ 9.1eV（~136 nm）的光子能量，CH 4光解吸。的光解吸光谱如下的吸收光谱的CH 4，这证实了介导的冰中的电子跃迁的解吸机制。当它被沉积在顶部的CO，CH 4解吸8和9 eV之间的CO吸收的图案特征，表示解吸诱导的能量转移从CO分子。结论.在不同的星际环境中，CH 4从纯冰中的光脱附率约为每入射光子2.0 x 10^-3个分子。CO诱导的CH 4的间接解吸的结果提供了有用的见解，这一过程的推广到其他分子与CO共存的冰幔。
2017-04-18 astro-ph.GA physics.chem-ph
The Spitzer ice legacy: Ice evolution from cores to protostars
冰调节恒星形成过程中的大部分化学反应，占可用氧和碳的80%。在本文中，我们使用斯皮策c2 d冰调查，补充云核和高质量的原恒星冰的数据集，以确定标准的冰丰度，并提出一个连贯的图片冰的演变过程中低，高质量的恒星形成。在低质量和高质量的原恒星中，冰的组成H2O：CO：CO2：CH 3OH：NH3：CH 4：XCN分别为100：29：29：3：5：5：0.3和100：13：13：4：5：2：0.6，在云核中为100：31：38：4：-。在低质量样品中，相对于H2O的CH 4、NH3和与H2O混合的CO2组分的冰丰度通常变化<25%，表明与H2O共形成。相比之下，一些CO和CO2冰组分，XCN和CH 3OH在下四分位数和上四分位数之间变化2-10倍。XCN带与CO相关，与其OCN鉴定一致。通过比较不同类型的原恒星和背景恒星的冰存量，通过冰映射，云到云的变化分析，以及冰（反）相关性，限制了不同水平的冰丰度变化的起源。基于分析，第一冰形成阶段是由原子的氢化驱动的，这导致H2O占主导地位的冰。在后来的星前时期，CO冻结和CO冻结水平的变化以及随后的CO化学可以解释大多数观测到的冰丰度变化。最后一个重要的冰演化阶段是原恒星周围的热和紫外线处理，导致CO解吸，冰分离和复杂有机分子的形成。彗星冰丰度的分布与大多数彗星冰具有原恒星起源的想法一致。
2011-07-28 astro-ph.GA
JWST observations of $^{13}$CO$_{2}$ ice: Tracing the chemical environment and thermal history of ices in protostellar envelopes
本研究利用JWST观测了五个Class 0源的$^{13}$CO$_{2}$冰，证明其可作为原恒星加热事件的有效替代示踪剂，并通过五成分分解法揭示了冰的化学环境与热历史。
2024-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
A Chemistry-First Centered Icy Chemical Inventory of Protostellar Sources with JWST
University of Hawaii at Manoa（夏威夷大学马诺阿分校）；RIKEN Pioneering Research Institute（理化学研究所先锋研究部）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）
本研究利用JWST数据分析原恒星源的冰中复杂有机分子，揭示其形成路径及化学环境。
2026-02-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Formation of the simplest amide in molecular clouds: formamide (NH$_{2}$CHO) and its derivatives in H$_2$O-rich and CO-rich interstellar ice analogs upon VUV irradiation
天文学家在不同的恒星形成区和彗星物质中探测到甲酰胺（NH $_2$ CHO），这意味着最简单的酰胺可能在低温下的暗分子云中有早期起源。实验室研究已经证明，在星际CO：NH $_3$冰类似物中，在高能处理时，NH $_2$ CHO的形成是有效的。然而，它仍然是有争议的，是否建议自由基-自由基重组反应形成复杂的有机分子仍然有效，在一个丰富的H $_2$ O环境。这项工作的目的是调查的形成NH $_2$ CHO在H $_2$ O-和CO-丰富的冰的条件下，占主导地位的分子云。因此，在10 K的超高真空室中，对由H $_2$ O：CO：NH $_3$（10：5：1）、CO：NH $_3$（4：1）和CO：NH $_3$（0.6：1）组成的不同冰混合物进行真空紫外光子辐照。傅里叶变换红外光谱被用来监测原位的初始和新形成的物种作为光子注量的函数。红外光谱鉴定是互补的程序升温解吸实验结合四极质谱仪。CO：NH $_3$冰混合物的高能加工主要导致NH $_2$ CHO及其化学衍生物如异氰酸（HNCO）和氰酸根离子（OCN $^-$）的形成。NH $_2$ CHO的形成动力学显示出对冰比率和组合物的明确依赖性;在富含H $_2$ O的冰中发现最高的产率。由此产生的反应网络的天文相关性进行了讨论。
2022-06-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Towards an observationally motivated AGN dusty torus model. I. Dust chemical composition from the modeling of Spitzer spectra
本研究通过对49个近邻活动星系核的斯皮策光谱进行SED拟合，探究尘埃环的化学成分，发现最佳拟合主要采用多孔氧化铝等尘埃，且0.1μm颗粒占尘埃质量的约99%，常用天文硅酸盐并非重现样本硅酸盐特征的最优选择。
2024-05-14 astro-ph.GA
CO$_2$ Infrared Phonon Modes in Interstellar Ice Mixtures
CO $_2$冰是恒星和行星形成区域中碳和氧的重要储存库。与水和CO一起，CO $_2$确定了星际冰粒地幔的物理和化学特征，包括其他冰成分的解吸和扩散能量。详细了解CO $_2$冰光谱是表征星际冰和星际冰类似物实验室实验中CO $_2$与其他挥发物相互作用的先决条件。本文报道了纯CO $_2$冰和含H $_2$ O，CO，O $_2$组分的CO $_2$冰混合物中CO $_2$纵光学（LO）声子模的实验室光谱。我们表明，LO声子模位置是敏感的天文兴趣的各种冰成分的混合比。在JWST时代，这一特征可以用来限制星际冰的成分和形态。更直接的是，LO声子模式光谱提供了一个敏感的探头在实验室中的冰混合，因此应该使扩散测量具有更高的精度比以前可能的。
2016-10-02 astro-ph.GA
