太陽程度の質量の恒星は、暗黒星雲と呼ばれる低温(〜10K)、高密度(水素分子の密度〜10⁴cm^-3以上)の領域で形成されている。暗黒星雲では、100種ほどの分子が存在していることが電波、赤外線観測などで明らかにされており、星形成過程を解明するために精力的にミリ波サブミリ波帯の分子輝線観測が進められている。現在までの観測的研究によると、暗黒星雲では重力収縮が起こって"コア"と呼ばれる特に高密度のガス塊が形成され、さらに収縮が進んで原始星が生まれると考えられている。このようにして原始星が生まれた後の主系列星に至る進化については、理論的にも観測的にも理解が進んでいるが、高密度コアの形成過程についての理解は不十分である。

　近年、暗黒星雲コアの進化を探る上で、その物理的、力学的状態とともに、化学組成の変化を調べることが重要であると認識されている。その理由としては、暗黒星雲コアでは化学反応が平衡に達しておらず、多くの分子の存在量がコアの年齢とともに鋭敏に変化していると予想されているためである。暗黒星雲コアで起こっている化学反応機構、化学進化を解明するために、本論文ではHCN、その構造異性体であるHNC、および¹³C同位体、重水素置換体であるH¹³CN、HN¹³C、DNCの観測を行い、20-30個の暗黒星雲コアにおけるこれら分子種の存在量、分布について詳細に調べた。また、C³⁴S、CCS、DCO⁺、H¹³CO⁺など、他の分子輝線観測のデータも用いて、それぞれの暗黒星雲コアの化学組成の違いとその進化段階について議論を行った。

　観測は主に国立天文台野辺山にある、口径45mのミリ波望遠鏡を使用して行った。図1の左図は、典型的な暗黒星雲コアTMG1で観測されたH¹²CN、H¹³CN、HN ¹³Cの分子輝線である。観測した輝線は全てJ＝1-0の遷移で、周波数は86-89GHz帯にある。本来、HCNのJ＝1-0遷移のスペクトル線には、図に示したように強度比5:3:13の本のスペクトルが現われるはずだが、自己吸収の影響を強く受けて、強度比が異常を示している。HNCも同様に、自己吸収の影響を強く受けることが知られており、HCN、HNCの存在量を知るためには、自己吸収の影響のない稀少な同位体H¹³CNやHN¹³Cの観測が必要である。

　それぞれの分子の柱密度は、LVGモデルによる統計平衡の計算をもとに決定した。その際、暗黒星雲コアの温度は10Kを仮定し、密度はC³⁴S分子の2輝線観測(J＝1-02-1)の結果から得られた値を用いた。計算の結果、H¹³CN、HN¹³Cは光学的に薄いことが確認された。

　今回の観測で得られた暗黒星雲コアにおけるHCN、HNCの水素分子に対する存在量と、巨大分子雲Orion Molecular Cloud-1(OMC-1)における観測結果(S〓i leke tal 1992)を比較したものが図1の右図である。暗黒星雲コアでは、HCNとHNCの存在量に正の相関があることがわかる。また、暗黒星雲コアでは、星形成の有無によらずHNC/HCN比は0.54-4の範囲に分布しており、エネルギー的に不安定な異性体であるHNCの存在量の方がHCNに比べてやや高くなっている。一方、OMC-1では、HNC/HCN比はほとんどの観測点で1より小さく、HNCの存在量が小さくなっている。特に、大質量原始星が形成され、温度が高くなっているOrionKL付近ではHNC/HCN比は1/90程度まで減少している。化学反応モデルでの解析によると、温度が10K程度の暗黒星雲コアではHCN、HNCはともに気相中でのHCNH⁺イオンの解離性再結合反応で生成し、温度が高い領域OMC-1ではHNCが気相における中性反応によって分解している可能性が示唆される。HCNH⁺イオンの解離性再結合反応の分岐比は、HCN、HNCの生成がそれぞれ40%、60%となっていることが簡単なモデル計算によって明らかになった。暗黒星雲コア、巨大分子雲におけるHCN、HNCの生成・分解反応について、総合的かつ定量的な解析が行われたのは、今回が初めてである。

図1:暗黒星雲コアにおけるHCN、HNCの観測結果。(左)TMC-1におけるH¹²CN(89GHz)、H¹³CN(86GHz)、HN¹³C(87GHz)のスペクトル線。縦軸で示した輝線の強度は、対応する黒体放射の温度(アンテナ温度)に換算して示してある。また、H¹²CN、HN¹³Cについては、0.5K、1Kのオフセットを加えてある。横軸は、輝線の周波数をドップラー速度に換算して示してある。H¹²CN、H¹³CNは超微細構造によってスペクトルが3本に分裂するため、見かけ上異なる速度に輝線が観測されている。(右)暗黒星雲コアにおけるHCN、HNCの存在量と巨大分子雲OMC-1の比較。

　次に、暗黒星雲コアのDNC、HN¹³Cのスペクトル線観測を行った。温度が10K程度の暗黒星雲コアでは、重水素原子を含む分子の存在量が、水素を含むものに対して相対的に高くなる重水素濃縮が起こっていることが知られている。これは、分子に重水素が取り込まれる反応が、わずかに発熱反応であるために起こる。本研究では、暗黒星雲コアでの生成反応が十分理解されているHNCの同位体DNCの重水素濃縮に注目し、暗黒星雲コアにおける重水素濃縮度の違いと、その原因について詳細に調べた。図2の左図に、L1512で観測されたDNC、HN¹³C、H¹³CO⁺のJ＝1-0遷移のスペクトル線を示した。これらの周波数帯は76-87GHzである。この天体の観測では、DNCのスペクトル線の超微細構造を初めて検出することに成功した。

　29の暗黒星雲コアにおけるDNC、HN¹³Cの観測の結果、DNC/HN¹³C比は0.50-7.3となっており、天体によって有意に異なっている兆候が見つかった。温度、密度などの物理的パラメータ、DCO⁺/H¹³CO⁺比などの化学組成と比較した結果、DNCの重水素濃縮とDCO⁺の重水素濃縮に正の相関があることがわかった。また、重水素濃縮が他の天体に比べて有意に低くなっている天体として、L1495、BL1521、BL1521Lが見い出された。これらの天体は全て、アンモニアの存在量がきわめて小さいにもかかわらず、CCSやHC₃Nのような炭素鎖分子の存在量が高いという共通の特徴があり、"炭素鎖分子形成領域(carbon-chainproducing region)と呼ばれている。また、これら3天体では星形成の兆候が発見されていない。

　暗黒星雲コアの化学進化に関して、Suzuki et al.(1992)はNH₃/CCS比を進化段階の指標にすることを提唱している。CCSは化学進化の初期段階で、NH₃は化学進化の後期段階で存在量が多くなるため、コアの進化に伴ってNH₃/CCS比は大きくなっていくと予想されている。図2の右図は、暗黒星雲コアにおけるNH₃/CCS比とDNC/HN¹³C比をプロットしたものである。この図の中で、NH₃/CCS比、DNC/HN¹³C比がともに系統的に小さくなっている炭素鎖分子形成領域の3天体は左下にプロットされている。これらのことは、天体によるDNC/HN¹³C比の違いが、暗黒星雲の進化段階の違いによるものであるという解釈が可能なことを示唆している。つまり、図の左下にあるDNC/HN¹³C比、NH₃/CCS比が小さいコアは化学進化段階初期にあり、右上にあるDNC/HN¹³C比、NH₃/CCS比が高いコアは化学進化段階後期にあると考えられる。このような化学組成の変化は、暗黒星雲コアにおける化学反応モデル計算によっても、予想されている。

図2:暗黒星雲コアにおけるDNC、HN¹³C観測結果。(左)L1512におけるDNC(76GHz)、HN¹³C(87GHz)、H¹³CO⁺(87GHz)のスペクトル線。HN¹³C、H¹³CO⁺については、アンテナ温度に1K、2Kのオフセットを加えてある。(右)暗黒星雲コアにおけるDNC/HN¹³C比とNH₃/CCS比の関係。

　DNC/HN¹³C比とNH₃/CCS比の相関は、おうし座分子雲にある暗黒星雲コアTMC-1におけるDNC、HN¹³Cのマッピング観測によっても見い出されている。図3はTMC-1におけるDNC、HN¹³C、H¹³CO⁺の積分強度図である。DNCは北西部(アンモニアピーク付近)に強いピークがあり、その分布の仕方はNH₃分子と類似している。しかし、HN¹³Cは南東部(シアノポリイン(HC_nN)ピーク)にも有為なピークがあり、DNCに比べると、一様な分布に近い。そのため、TMC-1におけるDNC/HN¹³C比は、南東部のシアノポリインやCCSのピークに比べて、北西部のアンモニアピークやIRAS点源周辺で高くなっている。シアノポリインはCCS同様に年齢が若いコアで、NH₃は進化が進んだコアで存在量が多くなっていることが、理論的に予想されている。TMC-1のマップは、進化が進んだコアほど重水素化物の濃縮度が高くなっているというこの予想と良くあっている。また、L1512、L1544、L63におけるマッピング観測では、DNC/HN¹³C比がコアのH¹³CO⁺ピーク付近で高くなっている傾向が見い出された。このことは、収縮が進んだ高密度コアで化学進化が進んでいるという解釈で理解できる。

図3:TMC-1における(a)DNC、(b)HN¹³C、(c)H¹³CO⁺の積分強度図。+は赤外線星IRAS 04381+2540。(c)には、DNC/HN¹³C比(グレースケール)も重ねて描いてある。

　以上のことから、本論文では、天体によるDNC/HNCの重水素濃縮度の違いが、暗黒星雲コアにおける化学進化段階の違いを反映していると結論した。

　本論文は、全4章、及び、appendixから成っている。第1章は、星間分子の関わる一般論、歴史的経緯、これまで知られている分子形成モデル、等、本研究の位置づけ、意義を理解するに必要となる学問的背景が記述されている。第2章は、HCN、H¹³CN、および、HN¹³Cの観測と、それから得られた暗黒物質中でのこれらの分子生成モデルについて議論している。第3章は、DNCおよびHN¹³Cの観測に関わるもので、これまで指標とされてきた他の分子の存在比と比較しながら、重水素が化学組成進化の重要な指標になるとの結論を導き出している。第4章は、本研究のまとめと結論である。

　太陽程度の質量の恒星は、低温(10K)、高密度(10⁴個/cm³程度以上)の暗黒星雲と呼ばれる領域が"前駆体"となって形成される。暗黒星雲内では重力収縮により"コア"と呼ばれる高密度のガス塊が形成され、これがさらに収縮して原始星が生まれるというわけである。このようにして生まれた原始星がどのように進化して主系列星に至るかは、理論的にも観測的にも理解が進んでいるが、原始星形成以前の高密度コアにいたるまでの過程には不明な点が多く残されている。

　電波観測、赤外線観測などは、暗黒星雲には100種ほどの分子が存在していることを明らかにした。ところでこのような暗黒星雲内の各種分子の生成、解離過程は十分に遅く、化学反応は平衡に達していないので、各種分子の分布はコアの年齢を敏感に反映し、その進化を研究する重要な指標の一つになると予想される。本論文では、このような暗黒星雲コア内における化学反応機構、化学進化のプローブとして、H¹³CNとその構造異性体であるHN¹³C、及び、重水素置換体であるDNCの観測を行い、20-30個の暗黒星雲コアにおけるこれら分子種の存在量とその分布を系統的、詳細に観測した。次に、これをC³⁴S、CCS、DCO⁺、H¹³CO⁺、など既存の分子輝線観測のデータと比較することにより、暗黒星雲コアの進化と化学組成の関連を明らかにしようと試みている。なお、本研究では、存在量の限られている同位体置換分子をプローブとすることにより、暗黒星雲内における自己吸収の影響を極力抑え、その存在量を正確に評価する事に成功している。

　本論文第2章においては、HCNとHNCの存在比を、暗黒星雲コアと巨大分子雲Orion Molecular Cloud 1について比較し、暗黒星雲コアではこの比が0.54-4.5となり、エネルギー的に不安定な異性体であるHNCの方がやや多いことを見いだした。これは、既に大質量原始星が形成され、温度が高くなっているOrion KL付近における比0.01と好対照となっている。本論文では、これらの観測結果を化学反応モデルにより解析し、暗黒星雲内におけるHNCとHCNの生成分解反応をはじめて総合的、定量的に解析、議論した。

　本論文は、次に暗黒星雲コアにおけるDNCとHN¹³Cの存在比とその年齢を議論している。一般に、重水素置換体の束縛エネルギーは軽水素で構成された分子に比べてわずかに深いため、軽水素から重水素への置換が進行して、重水素濃縮が起こることになる。暗黒星雲コアの典型的な温度(〜10K)と密度ではその進行はゆっくりとしていて、ちょうど問題とする暗黒星雲の年齢がかかわる程度となるので、その濃縮度は暗黒星雲進化の有力な指標になることが予想される。ところで、CCSは化学進化の初期段階で、NH₃は後期段階で存在量が多くなることが知られており、その存在比NH₃/CCSは暗黒星雲コアの進化の指標になると考えられている。本論文では、29の暗黒星雲コアにおけるDNCとHN¹³Cのスペクトル線強度を観測し、その比が0.5から7.3といった広い範囲に分布し、また、NH₃/CCSと正の相関を持っていることを示した。これは、HNCにおける重水素濃縮が暗黒星雲コアの化学進化段階の新たな指標になりうる可能性を指摘したものとして注目される。

　本研究は、数人の研究者が関わる実験的研究であるが、論文申請者は、研究テーマの設定、解析等実験の全般に関わり主体的に分析及び検証を行ったもので、論文提出者の寄与が十分であると判断される。従って、博士(理学)の学位を授与できると認められる。