星际条件下氢和氘在硅酸盐上的粘附系数

H 和 D 原子在星际尘埃颗粒上的粘附是分子氢形成的第一步，这是星际介质 (ISM) 中的关键反应。在实验和理论上研究了 H2 和 D2 分子在非晶硅酸盐表面的粘附系数后，我们将结果外推至原子粘附系数，并提出一个公式，给出 H 和 D 在硅酸盐和冰尘埃颗粒上的粘附系数。在我们的实验中，我们使用 King and Wells 方法测量了保持在 10 K 的硅酸盐表面上 H2 和 D2 分子的粘附系数。该方法包括使用四极质谱仪 (QMS) 测量样品暴露于分子束期间表面反射的 H2 和 D2 分子信号，温度范围从 20 K 到 340 K。我们测试了先前为水冰表面粘附开发的物理模型的有效性。我们将此模型应用于硅酸盐表面上 H2 和 D2 分子粘附系数的实验结果，通过单次原子复合测量估算了原子粘附系数并提出了一种外推方法。H、D、HD、H2 和 D2 在硅酸盐颗粒上的粘附行为与在冰尘埃颗粒上相同。粘附系数随气体温度降低，并取决于撞击物的质量。两种表面和撞击物的粘附系数均可由解析公式 S(T) 建模，该公式描述了实验结果以及天体物理背景下预期的热分布。参数 S0 和 T0 总结在表中。先前对 H 原子粘附系数的估计与新估计接近；然而，我们发现当考虑同位素效应时，在 T=100 K 时粘附系数的变化幅度可达 2 倍。