2015/9/6 第６講 星間化学 Ken Tatematsu 星間化学 • 低密度(HI 雲) – 紫外線による光化学 • 中密度(暗黒星雲） – 宇宙線によるイオン分子反応 • 高密度（分子雲のコア） – 中性反応、生成された分子のダストからの蒸発 1 2015/9/6 暗黒星雲での反応 • 一般に, A + B (AB)* C + E E は生成熱 • A + B (AB)* には活性化エネルギーが必要 • T = 10Kの暗黒星雲には, 活性化エネルギーがな い • そこで活性化エネルギーがいらないイオン分子 反応が重要 – イオンが分子に遭遇すると、分子がクーロン相互作 用で分極する – その結果、イオンと分子のの断面積が大きくなる – 温度依存性がない 電離度 • 電離度x • 宇宙線電離率 CR ~ 3X 10‐17 s‐1 2 2015/9/6 イオン分子反応 • 宇宙電が H2 を電離 • H2 はすばやくH3+を形 成 • H3+ が陽子をほかの分 子に移す(e.g. HCO+) • H3+ やほかの分子が鉄 などの微量金属原子 と電荷交換をする。 分子雲での電荷分布 3 2015/9/6 エネルギー収支 ガス相での成分 オリオン座KL方向の分子線サーベイ 4 2015/9/6 観測されている分子 星間物質と星周物質 気体中の化学 • ダスト上でのH2 分子の形成のタイムスケール 分子雲では典型的に 106 年 • 分子を通じたガス中の化学進化のタイムス ケール ３x10５ yr程度 5 2015/9/6 暗黒星雲の分子存在量 ガス相の化学 • 紫外線がCOを光解離, その結果できたC が分 子を生成する • CO 解離率と分子の形成率のバランスにより C/COは6 x 10‐3となる。 6 2015/9/6 鈴木博子ほか1992 ApJ 392, 551 鈴木博子ほか1992 ApJ 392, 551 CCS と NH3 の存在量モデル X 10 5 yr 7 2015/9/6 鈴木博子ほか1992 ApJ 392, 551 C+CCO MODEL Suzuki et al. 1992 CnS formation scheme 8 2015/9/6 鈴木博子ほか1992 CCS と NH3 の観測値 ●：星なし分子雲 ○：星あり分子雲 平原ほか1992, ApJ 394, 539 TMC‐1 9 2015/9/6 Mt. Fuji Submillimeter-wave Telescope 富士山頂サブミリ波望遠鏡 Univ. of Tokyo, NRO, & IMS • Radome Main Dish 1.2m dia. (Gore Tex) SIS Rx (492 & 345 GHz) Radome Tower Synth CPU Air con Synth HD Driver IF DAT Driver IF 1m Monitor Encoder AOS Monitor PSD AOS UPS IDU Satellite comm. Altitude 3724 m 富士山望遠鏡の設置 • 1998年７月 ヘリコプターによる設置 • 夏季はブルドーザーによる物品の輸送が可 能 10 2015/9/6 おうし座の電波画像 • Color: 富士山望遠 鏡で観測したC原子 の雲 • 黒の等高線: 野辺 山４５ｍによるCO 分子雲（星の誕生 の場） 11
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