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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、および塵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で初めて星間空間で発見されました。H 2 COは4830MHz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。 [4]
ホルムアルデヒドは星間物質で検出された最初の多原子 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]銀河系円盤内の[ 12 C]/[ 13 C]の 同位体比は、約50%以下であると決定されました。[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 付近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、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を生成しました。これは、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す。[8] これは最初に検出されたメーザーフレアであったが、H 2 CO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、H 2 O、CH 3 OHとは異なり、ホルムアルデヒドメーザー放射を伴う銀河系の星形成領域は5つだけであり、これは1 10 → 1 11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という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つの銀河系の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、最近では広範囲に研究されており、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、新たな銀河系外源が発見されている。[12]
星間反応
ホルムアルデヒドを生成する気相反応は、適度な障壁を有し、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] 生成のメカニズムとして提案されているものの1つは、以下に示すCO氷の水素化である。[13]
- H + CO → HCO + H → H 2 CO （速度定数=9.2*10 −3 s −1）
これは H 2 COに至る基本的な生成メカニズムです。David Woon によると、反応の各ステップで、粒子上の氷の性質に基づいたいくつかの副反応が発生します。[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ると述べています。これには氷の亀裂内の表面が含まれます。[14]
ホルムアルデヒドは、星間物質の気相化学では比較的不活性である。その作用は、主に星間雲の塵粒子の粒子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することが観察されている。[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、これらが高温での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であると考えている（表2を参照[15] ）。ホルムアルデヒドは、アミノ酸を含む星間物質の複雑な有機物質のほとんどの主要な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、およびそれ自体H 2 CO と最も頻繁に反応する[15] ,。[16] 3つの主要な反応を以下に示す。[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（常に[H 2 O] > [H 2 CO]として優勢）
- 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）
これらの反応については、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、動力学データはありません。これらの反応は、氷が粒子上で温まり、分子が反応する間に起こると考えられています。これらの反応は 40K - 80K の低温で始まりますが、さらに低い温度で起こることもあります。
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 二重項遷移がかなり明確であることから、天体化学者にとって有用なプローブであると思われます。ホルムアルデヒドは、さまざまな用途で使用されており、次のような多くのシステムの調査に使用されています。
- 銀河系円盤内の[ 12C ]/[ 13C ]比が50未満であると判定された。[6]
- 地元の明るい星のグールドベルト付近にあ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Hガスと明るい星の地元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]
- 明るさの異なるいくつかの銀河における H 2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ります。 [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く、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ことに注目しました。[12]
回転スペクトル
上記は、30 K におけるH 2 COの基底状態振動レベルでの回転スペクトルです。このスペクトルは、Mullerらによる Pgopher および S-Reduction 回転定数を使用してシミュレートされました。[18] 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レベル図です。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になります。[17]
参照
参考文献
- ^ スナイダー、LE、ビュール、D.、ズッカーマン、B.、パーマー、P. 1969、Phys. Rev. Lett.、22、679
- ^ 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研究で化学工場の稼働が明らかに」NASA 。 2014年8月12日閲覧。
- ^ 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彗星C/2012 F6 (レモン) とC/2012 S1 (ISON) の内側コマにおける揮発性物質の放出のマッピング」.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.
- ^ スナイダー, LE, ビュール, D., ズッカーマン, B., パーマー, P. 1969, Phys. Rev. Lett. , 22, 679
- ^ ザッカーマン、B.; ブール、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
- ^ ab ヘンケル、C.; ゲストン、R.; ガードナー、FF 1985、天文学と天体物理学、143、148
- ^ 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
- ^ ab Araya、E. _et al_. 2007、天体物理学ジャーナル、654、L95
- ^ ab ホフマン、IM; ゴス、WM; パーマー、P. 2007、天体物理学ジャーナル、654、971
- ^ abc Araya et al. 2007, Astrophysical Journal , 669, 1050 より
- ^ ホフマン、IM; ゴス、WM; パーマー、P. 2007、天体物理学ジャーナル、654、971
- ^ abcd JG Mangum他2008年、Astrophysical Journal、673、832。
- ^ abc Woon、DE 2002、Astrophysical Journal、569、541。
- ^ ab Awad et al. 2005, Astrophysical Journal , 626, 262.
- ^ abcd WA Schutte et al. 1993, Science , 259, 1143.
- ^ abcd WA シュッテら。 1993、イカロス、104、118。
- ^ ab M. Tudorie et al. 2006,天文学と天体物理学, 453, 755.
- ^ HSP Muller et al. 2000, Journal of Molecular Spectroscopy , 200, 143.
出典
- Woon、DE 2002、天体物理学ジャーナル、569、541
- トゥドリー、M .他2006、天文学と天体物理学、453、755
- ミュラー、HSP他2000年、分子分光法ジャーナル、200、143
- S. Brunken他2003, 物理化学化学物理学, 5, 1515
- WA Schutte et al . 1993, Science, 259, 1143
- WAシュッテら。 1993年、イカロス、104、118