星間ホルムアルデヒド

星間ホルムアルデヒド（天体化学に関連するトピック）は、1969年にL.スナイダーらによって国立電波天文台で初めて発見されました。 ホルムアルデヒド（H 2 CO）は、4830 MHzでの1 11 - 1 10基底状態回転遷移によって検出されました。 [1] 2014年8月11日、天文学者はアタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計（ALMA）を使用して初めて、C/2012 F6（レモン）彗星とC/2012 S1（アイソン）彗星のコマ内のHCN、HNC、H 2 CO、およびダストの分布を詳細に説明した研究を発表しました。[2] [3]

最初の発見

ホルムアルデヒドは、1969年にL.スナイダーらによって国立電波天文台を用いて星間空間で初めて発見されました。H 2 COは、 4830MHzにおける1 11 - 1 10 基底状態 回転遷移によって検出されました。 [4]

ホルムアルデヒドは星間物質で最初に検出された多原子 有機分子であり、最初の検出以来、銀河の多くの領域で観測されています。[5]銀河系円盤における[ 12 C]/[ 13 C] 同位体比は、約 50% 以下であると測定されました。[6]ホルムアルデヒドは、局所的な明るい星のグールドベルト 近くにある暗黒雲の運動学的特徴をマッピングするために使用されています。 [7] 2007 年には、最初の H 2 CO 6 cmメーザーフレアが検出されました。[8]これは、 IRAS 18566 + 0408 での短時間の爆発であり、2 つのガウス成分の重ね合わせと一致するラインプロファイルが生成され、メーザーガス外部のイベントが 2 つの異なる場所で同時フレアを引き起こしたと考えられるようになりました。[8] これは最初に検出されたメーザーフレアであったが、H2COメーザーは1974年以来、ダウンズとウィルソンによってNGC 7538で観測されている。[9] OH、H2O、CH3OHとは異なり、ホルムアルデヒドメーザー放射を伴う銀河の星形成領域は5つだけであり、これは110 → 111遷移を通じてのみ観測されている。[9]

Arayaらによると、H 2 COは他のメーザー（OH、CH 3 OH、H 2 Oなど）よりも弱く、非常に若い大質量星の近くでのみ検出されている点で他のメーザーとは異なります。 [10] OH、H 2 O、CH 3 OH とは異なり、5つの銀河系星形成領域のみがホルムアルデヒドメーザー放射を伴い、1 10 → 1 11遷移を通じてのみ観測されています。[11] 星間ホルムアルデヒドへの関心が高まったため、近年、広範囲に研究され、NGC 253、NGC 520、NGC 660、NGC 891、NGC 2903、NGC 3079、NGC 3628、NGC 6240、NGC 6946、IC 342、IC 860、Arp 55、Arp 220、M82、M83、IRAS 10173+0828、IRAS 15107+0724、IRAS 17468+1320などの新しい銀河系外源が発見されました。[12]

星間反応

ホルムアルデヒドを生成する気相反応は、中程度の障壁しか持たず、これまで観測されたほどの量のホルムアルデヒドを生成するには効率が悪すぎる。[13] 生成メカニズムの一つとして提案されているのは、以下に示すCO2氷の水素化である。[13]

H + CO → HCO + H → H 2 CO （反応速度定数=9.2*10 −3 s −1）

これがH2COを生成する基本的なメカニズムです。David Woonによれば、反応の各段階では、粒子上の氷の性質に基づいたいくつかの副反応が起こります。[13] 提示された速度定数はCOの水素化のものです。HCOの水素化の速度定数は、HCOがラジカルであるため、COの水素化の速度定数よりもはるかに大きいため、提供されていません。[14] Awadらは、これは表面レベルの反応のみであり、計算では単層のみが考慮されていると述べています。これには氷の亀裂内の表面も含まれます。[14]

ホルムアルデヒドは、星間物質中の気相化学においては比較的不活性である。その作用は、主に星間雲中の塵粒子の表面化学に集中している。[15] [16] ホルムアルデヒドが関与する反応では、CH、CO、OH、CN結合を含む分子が生成されることが観測されている。[16] これらの生成物は必ずしもよく知られているわけではないが、Schutteらは、これらが高温におけるホルムアルデヒド反応の典型的な生成物であり、例えばポリオキシメチレン、メタノールアミン、メタンジオール、メトキシエタノールなどであると考えている（表2 [15]参照）。ホルムアルデヒドは、アミノ酸を含む星間物質中の複雑な有機物質の大部分の主たる前駆物質であると考えられている。[16] ホルムアルデヒドは、NH 3、H 2 O、CH 3 OH、CO、そしてそれ自体H 2 COと最も頻繁に反応する。[15] [16] 以下に主要な3つの反応を示す。[15]

H 2 CO + NH 3 → アミン（[NH 3 ]:[H 2 CO] > .2の場合）
H 2 CO + H 2 O → ジオール（[H 2 O] > [H 2 CO] が常に優勢）
H 2 CO + H 2 CO → [-CH 2 -O-] n （ [NH 3 ]:[H 2 CO] > .005のときNH 3 によって触媒される）

これらの反応に関する速度論的データは存在しません。反応全体が検証されておらず、十分に理解されていないためです。これらの反応は、氷が粒子上で温まり、分子が放出されて反応する際に起こると考えられています。反応は40K～80K程度の低温で始まりますが、さらに低い温度でも起こる可能性があります。

UMIST RATE06 データベースには他の多くの反応がリストされていることに注意してください。

観察の重要性

ホルムアルデヒドは、気相での反応性が低く、1 10 - 1 11および2 11 - 2 12 K二重項遷移が比較的明瞭であることから、天体化学者にとって有用なプローブであると考えられます。ホルムアルデヒドは、様々な用途で、以下のような多くの系の研究に用いられてきました。

  • 銀河系円盤内の[ 12C ]/[ 13C ]比が50未満であると判定された。[6]
  • 局所的な明るい星のグールドベルト付近に位置する暗黒雲の運動学的特徴のマッピング。[10] これらの雲の視線速度の測定から、サンドクヴィストらは、これらの雲が局所的な水素ガスと明るい星のシステムの膨張に関与していると考えています。[10]
  • オルト/パラH 2 CO比から分子形成温度を決定する。H 2 COは、ガス相の原始星環境では核スピン変換の確率がほぼゼロであるため、このプロセスに適した候補です。[17]
  • 明るさの異なる複数の銀河におけるH2と高密度ガスの空間密度の決定（銀河の一覧については「その後の発見」を参照）。 [12]計算された空間密度は10 4.7～ 10 5.7 cm −3 の範囲にあり、計算された高密度ガスの質量は0.6x10 8～ 0.77x10 9太陽質量の範囲にある。[12] Mangumらは、赤外線輝度が低い銀河は高密度ガスの質量も低いことに注目し、データセットが小さいにもかかわらず、これが実際の傾向であるように思われると述べた。[12]

回転スペクトル

30 K における基底状態振動レベルでのH 2 COの回転スペクトル。
オルト/パラ分裂を示した 30 K におけるH 2 COの回転エネルギー準位図。

上は、30 KにおけるH 2 COの基底状態振動準位における回転スペクトルです。このスペクトルは、Mullerら[18]のPgopherおよびS-Reduction回転定数を用いてシミュレートされました。 観測された遷移は、6.2 cm 1 11 - 1 10および2.1 cm 2 12 - 2 11 K二重項遷移です。右は回転エネルギー準位図です。オルト/パラ分裂はK aのパリティによって決定され、K a が奇数の場合はオルト、K a が偶数の場合はパラとなります。[17]

参照

参考文献

  1. ^ スナイダー, LE, ビュール, D., ズッカーマン, B., パーマー, P. 1969, 物理学改訂論文集, 22, 679
  2. ^ ズブリツキー、エリザベス；ニール＝ジョーンズ、ナンシー（2014年8月11日）「RELEASE 14-038 - NASAの彗星の3D研究、化学工場の稼働を明らかに」NASA . 2014年8月12日閲覧。
  3. ^ Cordiner, MA; et al. (2014年8月11日). 「アタカマ大型ミリ波サブミリ波干渉計を用いたC/2012 F6（レモン彗星）とC/2012 S1（ISON）彗星の内側コマにおける揮発性物質放出のマッピング」.アストロフィジカル・ジャーナル. 792 (1): L2. arXiv : 1408.2458 . Bibcode :2014ApJ...792L...2C. doi :10.1088/2041-8205/792/1/L2. S2CID  26277035.
  4. ^ Snyder, LE, Buhl, D., Zuckerman, B., & Palmer, P. 1969, Phys. Rev. Lett. , 22, 679
  5. ^ ザッカーマン、B.; ビュール、D.; パーマー、P.; スナイダー、LE 1970、天体物理学ジャーナル、160、485
  6. ^ ab Henkel, C.; Guesten, R.; Gardner, FF 1985, 天文学と天体物理学, 143, 148
  7. ^ サンドクヴィスト、A.;トンボリデス、H.リンドブラッド、PO 1988、天文学と天体物理学、205、225
  8. ^ ab Araya、E. _et al_. 2007、天体物理ジャーナル、654、L95
  9. ^ ab ホフマン, IM; ゴス, WM; パーマー, P. 2007, アストロフィジカルジャーナル, 654, 971
  10. ^ abc Araya et al. 2007, Astrophysical Journal , 669, 1050
  11. ^ ホフマン、IM; ゴス、WM; パーマー、P. 2007、アストロフィジカルジャーナル、654、971
  12. ^ abcd JG Mangum他2008年、Astrophysical Journal、673、832。
  13. ^ abc Woon、DE 2002、Astrophysical Journal、569、541。
  14. ^ ab Awad et al. 2005, Astrophysical Journal , 626, 262.
  15. ^ abcd WA Schutte et al. 1993, Science , 259, 1143.
  16. ^ abcd WA シュッテら。 1993、イカロス、104、118。
  17. ^ ab M. Tudorie他2006,天文学と天体物理学, 453, 755.
  18. ^ HSP Mullerら、 2000年、「Journal of Molecular Spectroscopy」、200、143。

出典

  • Woon、デラウェア州、2002 年、天体物理学ジャーナル、569、541
  • Tudorie, M. et al . 2006, 天文学と天体物理学, 453, 755
  • Muller, HSP et al . 2000, Journal of Molecular Spectroscopy, 200, 143
  • S. Brunken他2003, Physical Chemistry Chemical Physics, 5, 1515
  • WA Schutte他1993, Science, 259, 1143
  • WAシュッテら。 1993年、イカロス、104、118
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