Aims. In this paper the calibration and in-orbit performance of the Heterodyne Instrument for the Far-Infrared (HIFI) is described.

Ice-coated dust grains provide the main reservoir of volatiles that play an important role in planet formation processes and may become incorporated into planetary atmospheres. However, due to observational challenges, the ice abundance distribution in protoplanetary disks is not well constrained. With the advent of the James Webb Space Telescope (JWST), we are in a unique position to observe these ices in the near- to mid-infrared and constrain their properties in Class II protoplanetary disks. We present JWST Mid-InfraRed Imager (MIRI) observations of the edge-on disk HH 48 NE carried out as part of the Director’s Discretionary Early Release Science program Ice Age, completing the ice inventory of HH 48 NE by combining the MIRI data (5 -- 28 with those of NIRSpec (2.7 -- 5 We used radiative transfer models tailored to the system, including silicates, ices, and polycyclic aromatic hydrocarbons (PAHs) to reproduce the observed spectrum of HH 48 NE with a parameterized model. The model was then used to identify ice species and constrain spatial information about the ices in the disk. The mid-infrared spectrum of HH 48 NE is relatively flat, with weak ice absorption features. We detect CO2 NH3 H2O and tentatively CH4 and NH4+ . Radiative transfer models suggest that ice absorption features are produced predominantly in the 50 -- 100 au region of the disk. The CO2 feature at 15 probes a region closer to the midplane ($z/r$ = 0.1 -- 0.15) than the corresponding feature at 4.3 ($z/r$ = 0.2 -- 0.6), but all observations trace regions significantly above the midplane reservoirs where we expect the bulk of the ice mass to be located. Ices must reach a high scale height ($z/r 0.6$; corresponding to a modeled dust extinction v 0.1$), in order to be consistent with the observed vertical distribution of the peak ice optical depths. The weakness of the CO2 feature at 15 relative to the 4.3 feature and the red emission wing of the 4.3 CO2 feature are both consistent with ices being located at a high elevation in the disk. The retrieved NH3 abundance and the upper limit on the CH3OH abundance relative to H2O are significantly lower than those in the interstellar medium, but consistent with cometary observations. The contrast of the PAH emission features with the continuum is stronger than for similar face-on protoplanetary disks, which is likely a result of the edge-on system geometry. Modeling based on the relative strength of the emission features suggests that the PAH emission originates in the disk surface layer rather than the ice absorbing layer. Full wavelength coverage is required to properly study the abundance distribution of ices in disks. To explain the presence of ices at high disk altitudes, we propose two possible scenarios: a disk wind that entrains sufficient amounts of dust, and thus blocks part of the stellar UV radiation, or vertical mixing that cycles enough ices into the upper disk layers to balance ice photodesorption from the grains.

Sulfur is depleted with respect to its cosmic standard abundance in dense star-forming regions. It has been suggested that this depletion is caused by the freeze-out of sulfur on interstellar dust grains, but the observed abundances and upper limits of sulfur-bearing ices remain too low to account for all of the missing sulfur. Toward the same environments, a strong absorption feature at sim 6.85 mu m is observed, but its long-standing assignment to the NH$_ $ cation remains tentative. We aim to spectroscopically investigate the plausibility of NH$_ $SH salt serving as a sulfur reservoir and a carrier of the 6.85 mu m band in interstellar ices by characterizing its IR signatures and apparent band strengths in water-rich laboratory ice mixtures. We then use this laboratory data to constrain NH$_ $SH abundances in observations of interstellar ices. Laboratory transmission IR spectra of NH$_ $:H$_ $S ice mixtures both with and without H$_ $O were collected. The apparent band strengths of the NH$_ $ asymmetric bending ($ $) mode and the SH$^ $ stretching mode in H$_ $O-containing mixtures were calculated with Beer's law plots. The IR features of the laboratory salts were compared to those observed toward a sample of four protostars (two low-mass, two high-mass) and two cold dense clouds without star formation. Apparent band strengths ranging from 3.2(pm 0.3)-3.6(pm 0.4)times 10$^ $ cm molec$^ $ and 3.1(pm 0.4)-3.7(pm 0.5)times 10$^ $ cm molec$^ $ are calculated for the NH$_ $ mode at sim 6.8 mu m/1470 cm$^ $ and the SH$^ $ stretching mode at sim 3.9 mu m/2560 cm$^ $, respectively, in NH$_ $SH:H$_ $O mixtures. The peak position of the NH$_ $ mode redshifts with increasing temperature but also with increasing salt concentration with respect to matrix species H$_ $O and NH$_ $. The observed 6.85 mu m feature is fit well with the laboratory NH$_ $SH:H$_ $O ice spectra. NH$_ $ column densities obtained from the 6.85 mu m band range from 8-23<!PCT!> with respect to H$_ $O toward the sample of protostars and dense clouds. These column densities are consistent with the optical depths observed at 3.9 mu m (the SH$^ $ stretching mode spectral region). A weak and broad feature observed at sim 5.3 mu m/1890 cm$^ $ is tentatively assigned to the combination mode of the NH$_ $ mode and the SH$^ $ libration. The combined upper limits of four other counter-anion candidates, OCN$^ $, CN$^ $, HCOO$^ $, and Cl$^ $, are determined to be lesssim 15-20<!PCT!> of the total NH$_ $ column densities toward three of the protostars. The redshift of the 6.85 mu m feature correlates with higher abundances of NH$_ $ with respect to H$_ $O in both the laboratory data presented here and observational data of dense clouds and protostars. The apparent band strength of the SH$^ $ feature is likely too low for the feature to be detectable in the spectrally busy 3.9 mu m region, but the 5.3 mu m NH$_ $ + SH$^ $ R combination mode may be an alternative means of detection. Its tentative assignment adds to mounting evidence supporting the presence of NH$_ $ salts in ices and is the first tentative observation of the SH$^ $ anion toward interstellar ices. If the majority (gtrsim 80-85<!PCT!>) of the NH$_ $ cations quantified toward the investigated sources in this work are bound to SH$^ $ anions, then NH$_ $SH salts could account for up to 17-18<!PCT!> of their sulfur budgets.

Protostars contain icy ingredients necessary for the formation of potential habitable worlds, therefore, it is crucial to understand their chemical and physical environments. This work is focused on the ice features towards the binary protostellar system Ced 110 IRS4A and IRS4B, separated by 250 au and observed with James Webb Space Telescope (JWST) as part of the Early Release Science (ERS) Ice Age collaboration. This study is aimed at exploring the JWST observations of the binary protostellar system Ced 110 IRS4A and IRS4B primarily to unveil and quantify the ice inventories towards these sources. Finally, we compare the ice abundances with those found for the same molecular cloud. We used data from multiple JWST instruments (NIRSpec, NIRCam, and MIRI) to identify and quantify ice species in the Ced 110 IRS4 system. The analysis was performed by fitting or comparing the laboratory infrared spectra of ices to the observations. Spectral fits are carried out with the ENIIGMA fitting tool that searches for the best fit out of a large number of solutions. The degeneracies of the fits are also addressed and the ice column densities are calculated. In cases where the full nature of the absorption features is not yet known, we explore different laboratory ice spectra to compare them with the observations. We provide a list of securely and tentatively detected ice species towards the primary and the companion sources. For Ced 110 IRS4B, we detected the major ice species H_2O, CO, CO_2, and NH_3. All species are found in a mixture except for CO and CO_2, which have both mixed and pure ice components. In the case of Ced 110 IRS4A, we detected the same major species as in Ced 110 IRS4B, as well as the following minor species: CH_4, SO_2, CH_3OH, OCN^-, NH_4^+, and HCOOH. A tentative detection of N_2O ice (7.75 μm), forsterite dust (11.2 μm), and CH_3^+ gas emission (7.18 μm) in the primary source was also made. Compared with the two lines of sight towards background stars in the Chameleon I molecular cloud, the protostar exhibits similar ice abundances, except in the case of the ions that are higher in IRS4A. The most clear differences are the absence of the 7.2 and 7.4 μm absorption features due to HCOO^- and icy complex organic molecules in IRS4A. There is also evidence of thermal processing in both IRS4A and IRS4B, as probed by the CO_2 ice features. We conclude that the binary protostellar system Ced 110 IRS4A and IRS4B has a large inventory of icy species. The similar ice abundances in comparison to the starless regions in the same molecular cloud suggests that the chemical conditions of the protostar were set at earlier stages in the molecular cloud. It is also possible that the source inclination and complex geometry cause a low column density along the line of sight, which hides the bands at 7.2 and 7.4 μm. Finally, we highlight that a comprehensive analysis using radiative transfer modelling is needed to disentangle the spectral energy distributions of these sources.