无恒星和恒星形成核中的冰

冰质尘埃包层通常通过红外光谱在稠密云、云核、原恒星包层和原行星盘中观测到。高达 80% 的可用氧、碳和氮存在于此类冰中；最常见的冰成分——H2O、CO2 和 CO——在许多恒星形成区域中丰度仅次于 H2。除了作为分子储库外，冰化学还负责从 H2O 到复杂、前生物分子的许多化学演化。结合现有的 ISO、斯皮策、VLT 和凯克冰数据，得到了一个包含跨越恒星形成所有阶段和很大范围原恒星光度（<0.1-105 L\odot）的大样本冰源（\sime80）。在这里，我们总结了为从该冰数据集中挖掘关于不同环境中典型冰组成以及这对冰在恒星和行星形成过程中如何形成和演化的含义而应用的不同技术。重点是如何最大化利用来自冰观测的经验约束，然后应用来自实验和模型的信息。该策略用于识别冰谱带，并约束哪些冰在云形成早期形成，哪些在恒星前核后期形成，以及哪些需要原恒星热和/或紫外辐射才能形成。强调了统计检验、生存分析和冰图的实用性；后者直接揭示了恒星前冰形成分两个阶段进行，分别与 H2O 和 CO 冰形成相关，并且大多数原恒星冰变化可以通过恒星前 CO 冰形成阶段的差异来解释。最后，特别关注直接观测复杂冰的困难，以及气体观测、实验和模型如何帮助约束这一冰化学阶段。