这张图片由NASA詹姆斯·韦布空间望远镜的近红外相机所拍摄，使用了两种类型的红外滤镜（在这张图片中，1.5微米的颜色为橙色，冰在不同压强下的熔点，4.1微米的颜色为蓝色），描绘了距我们630光年的暗分子云“蝘蜓座I”的中心区域。图片左上方呈向外流动状的年轻的原恒星Ced 110 IRS 4（橙色）发出的红外光照亮了图片中心絮状的低温云物质（蓝色）。来自分子云背景中多颗恒星（橙色的点）的光，可用于探测分子云中的冰，这些冰吸收了穿过它们的恒星光。
图片来源：NASA、ESA、CSA和ESA的M·扎马尼（M. Zamani）
把正在熔化的冰拿到温度为0摄氏度的房间里，冰能继续熔化，因为冰的熔点是0摄氏度。在常压环境下，冰的熔点为0℃。0℃水冻结成冰时，体积会增大约1/9。据观测，封闭条件下水冻结时，体积增加所产生的压强可达2500大气压。
利用美国航空航天局（NASA）詹姆斯·韦布空间望远镜（James Webb Space Telescope）近红外相机（NIRCam）、近红外光谱仪（NIRSpec）和中红外仪器（MIRI）的数据，一个国际天文学家团队获得了迄今为止在分子云（molecular cloud）中测量到的最深、最冷的冰的详细信息。除了仅由水分子组成的简单的冰之外，研究团队还能够识别各种分子的冰形式，从羰基硫、氨和甲烷，到结构最简单的复杂有机分子甲醇。这是迄今为止对可用于形成未来几代恒星和行星的冰成分所进行的最全面的调查，这些冰在年轻恒星形成过程中会因温度上升而消失。
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荷兰莱顿天文台（Leiden Observatory）的天文学家梅利莎·麦克卢尔（Melissa McClure）说：“对于星际尘埃颗粒上的冰，我们的研究结果提供了它在形成之初的黑暗化学阶段的信息，这些冰后续将长成几厘米大的卵石状物质，也就是原行星盘（protoplanetary disk）的起点。”梅利莎是观测计划的首席研究员，也是描述这一结果论文的主要作者，“这些观察为构成生命基石所需的简单和复杂分子的形成途径打开了一扇新窗口。”
除了已识别的分子外，研究团队还发现了比甲醇更复杂的分子存在的证据，尽管他们没有明确地将这些信号归因于某些特定分子，但这首次证明了复杂分子是在恒星诞生之前形成于分子云的冰冷深处的。
“对像甲醇和可能存在的乙醇这样的复杂有机分子的鉴定也表明，在这片特定的分子云中诞生的许多恒星和行星系统将‘继承’一些化学状态相当超前的分子。”参与研究的莱顿天文台天文学家威尔·罗查（Will Rocha）补充说，“这可能意味着行星系统中生命起源前分子前体的存在，是恒星形成的一个常见结果，而并非我们太阳系独有的特征。”
天文学家获得了迄今为止在分子云中测量到的最深、最冷的冰的详细信息。使用背景恒星之一的NIR38的光，研究人员照亮了暗分子云“蝘蜓座I”。分子云中的冰吸收了特定波长的红外光，留下了被称为吸收线的光谱指纹，代表着分子云中存在的特定物质。这些图表显示了詹姆斯·韦布空间望远镜三个仪器的光谱数据。除了像水分子这样的冰，研究团队还识别出了各种分子的冷冻形式，从二氧化碳、氨和甲烷，到最简单的复杂有机分子甲醇。
图片来源：NASA、ESA、CSA和空间望远镜科学研究所的J·奥姆斯特德（J. Olmsted）
通过检测含硫的冰，也就是羰基硫，研究人员首次估算出了嵌入恒星形成前冰尘埃颗粒中的硫含量。虽然测得的量大于之前观察到的量，但它仍然小于根据其密度预计存在于这一分子云中的总量，对于其他的CHONS元素也是如此。天文学家面临的一个关键挑战是，找到这些元素所隐藏的位置：是在冰里，煤烟般的物质里，还是在岩石中。每种物质中的CHONS含量决定了这些元素中有多少最终进入了系外行星大气层，又有多少存在于行星内部。
分子云内的冰分子会吸收来自分子云之外的恒星光，在韦布可观测的特定红外波长下可以得到相应的吸收光谱，将吸收光谱的特征曲线与实验室数据进行比较，可以确定分子云中存在哪些冰分子。在这项研究中，研究团队瞄准了暗分子云“蝘蜓座I”（Chamaeleon I）中一个观测难度高、温度极低的致密区域中的冰，“蝘蜓座I”是恒星形成区 “蝘蜓座分子云”（Chamaeleon complex）中的一个分子云，距离地球大约630光年，目前正有数十颗年轻的恒星正在形成。这片分子云中冰的温度约为10开尔文（-263摄氏度），被认为是迄今为止测定到的最冷的冰。
“如果没有韦布，我们根本不可能观察到这些冰。”参与这项研究的美国巴尔的摩空间望远镜科学研究所（Space Telescope Science Institute，STScI）韦布项目科学家克劳斯·蓬托皮丹（Klaus Pontoppidan）说道，“在背景恒星光连续统一的吸收谱中，这些冰呈现出了明显的波谷。在如此低温且致密的区域，来自背景恒星的大部分光线都被阻挡了，对于探测恒星光并由此识别出分子云中的冰来说，韦布的高灵敏度是必不可少的。”
在常压环境下，冰的熔点为0℃。冰的熔点与压强存在着一种关系：在2200大气压以下，冰的熔点随压力的增大而降低，但非常不明显，大约每升高130个大气压降低1摄氏度；超过2200大气压后，冰的熔点随压力增加而升高：3530大气压。
这项研究是“冰期”（ Ice Age）计划的一部分，“冰期”计划则是韦布13个“早期发布科学”（ Early Release Science）计划之一。这些计划旨在展示韦布的观测能力，同时让天文学家们了解充分利用韦布各仪器的方式。“冰期”计划团队打算进一步观察，并希望追踪冰从形成到组成冰彗星的过程。
冰的熔点是0摄氏度，0℃水冻结成冰时，体积会增大约1/11。冰的熔点与压强存在着一种关系，在2200大气压以下，冰的熔点随压力的增大而降低，但非常不明显，大约每升高130个大气压降低1摄氏度；超过2200大气压后，冰的熔点。
“这只是我们将获得的一系列光谱数据中的第一波，最终我们将了解冰是如何从最初的合成演化到原行星盘的彗星形成区域的。”麦克卢尔总结道，“这将告诉我们哪些冰的混合物，具体一点就是哪些元素，最终可以被送到类地系外行星的表面，或是融入到气态巨行星或冰态巨行星的大气层中。”
相关研究结果发表于1月23日的《自然-天文学》（Nature Astronomy）杂志上。
[1]
[2] McClure，M.K.，Rocha，W.R.M.，Pontoppidan，K.M. et al. An Ice Age JWST inventory of dense molecular cloud ices. Nat Astron (2023).
冰的熔化热是3.36×10^5J/kg。水的比热是4200 J/(kg·K)，Q=cm·△t+熔化热·m Q是吸收的热量，c是水的比热，△t是前后温度差（如果融化前后都是0℃，即只计算溶化吸收的热量，△t取0），m是质量。冰融化时。
