[論文レビュー] First time-dependent study of H2 and H3+ ortho-para chemistry in the diffuse ISM

T. Albertsson, Nick Indriolo+4 more|arXiv (Cornell University)|Mar 25, 2014

Molecular Spectroscopy and Structure被引用数 1

ひとこと要約

本研究は、希薄な星間媒体におけるH2およびH3+の歪位パラ状態比の時間に依存するモデル化を初めて行った。その結果、H3+は最低励起状態の破壊が非効率であるため、熱的平衡にないことが明らかになった。主な発見として、観測値と一致させるには、(1,1)状態の再結合分岐比が(1,0)状態よりも少なくとも1:5以上である必要があり、宇宙線イオン化率が10⁻¹⁵ s⁻¹と高いことが必要であることが示された。これは、H3+の再結合率に関する新たな実験的測定の必要性を強調している。

ABSTRACT

The chemistry in the diffuse interstellar medium initiates the gradual increase of molecular complexity during the life cycle of matter. A key molecule that enables build-up of new molecular bonds and new molecules via proton-donation is H3+. Its evolution is tightly related to molecular hydrogen and thought to be well understood. However, recent observations of ortho and para lines of H2 and H3+ in the diffuse ISM showed a puzzling discrepancy in nuclear spin excitation temperatures and populations between these two key species. H3+, unlike H2, seems to be out of thermal equilibrium, contrary to the predictions of modern astrochemical models. We conduct the first time-dependent modeling of the para-fractions of H2 and H3+ in the diffuse ISM and compare our results to a set of line-of-sight observations, including new measurements presented in this study. We isolate a set of key reactions for H3+ and find that the destruction of the lowest rotational states of H3+ by dissociative recombination largely control its ortho/para ratio. A plausible agreement with observations cannot be achieved unless a ratio larger than 1:5 for the destruction of (1,1)- and (1,0)-states of H3+ is assumed. Additionally, an increased CR ionization rate to 10(-15) 1/s further improves the fit whereas variations of other individual physical parameters, such as density and chemical age, have only a minor effect on the predicted ortho/para ratios. Thus our study calls for new laboratory measurements of the dissociative recombination rate and branching ratio of the key ion H3+ under interstellar conditions.

研究の動機と目的

• 標準的星間化学モデルの予測とは対照的に、希薄なISMにおけるH2とH3+の核スピン励起温度の観測された乖離を解消するため。
• 現実的な星間環境下におけるH2およびH3+の歪位パラ状態比の時間に依存する進化を調査するため。
• H3+の歪位/パラ比を制御する主要な反応を同定し、観測された線強度に与える影響を評価するため。
• 密度、温度、化学的年齢といった物理的パラメータが、モデル予測と観測値の一致を達成するのに果たす役割を特定するため。
• 正確なスピン状態分布のモデル化を妨げるH3+の解離的再結合率に関する重要な不確実性を同定するため。

提案手法

• 希薄なISMにおける主要な気相反応ネットワークを用いた、H2およびH3+の歪位パラ分率の時間に依存する化学的モデル化。
• 特に解離的再結合を含む、H3+の生成・消滅およびスピン状態特異的反応の更新された速度定数の組み込み。
• 観測された多線路測定値（H2およびH3+の歪位パラ遷移の新測定値を含む）とモデル予測線強度の比較。
• 宇宙線イオン化率、密度、化学的年齢といった物理的パラメータを系統的に変化させ、予測された歪位/パラ比に与える影響を評価。
• 解離的再結合における(1,1)および(1,0)状態の分岐比に注目し、H3+の歪位/パラ比を制御する主要なプロセスを特定する感度解析。
• H2のステディステート近似を用いてH3+スピン状態の進化のダイナミクスを分離し、観測値との直接比較を可能にする。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 なぜH3+は希薄なISMにおいてモデル予測とは対照的に熱的平衡から逸脱しているのか？
• RQ2 H3+の歪位パラ比を制御する具体的な反応経路は何か？
• RQ3 宇宙線イオン化率、密度、化学的年齢の変動が予測されたH3+の歪位/パラ比に及ぼす影響はどの程度か？
• RQ4 観測された線強度を再現するには、H3+解離的再結合における(1,1)および(1,0)状態の分岐比はどの程度でなければならないか？
• RQ5 現在の星間化学モデルは、主要な速度定数を見直さずに、観測されたH2およびH3+のスピン状態集団を再現できるか？

主な発見

• H3+の(1,1)および(1,0)回転状態が解離的再結合によって破壊されることこそ、希薄なISMにおけるH3+の歪位/パラ比を制御する主要因である。
• 観測されたH3+線強度と一致させるには、(1,1)状態の破壊が(1,0)状態よりも少なくとも1:5以上優先される分岐比が必要である。
• 宇宙線イオン化率が10⁻¹⁵ s⁻¹と高い値であると、モデルの適合度が著しく向上し、標準的な値が低すぎる可能性を示唆している。
• 密度および化学的年齢の変動は、予測された歪位/パラ比にほとんど影響を及ぼさないため、観測された乖離の主な要因ではない。
• 現在のモデルでは、解離的再結合の分岐比を大幅に見直さない限り、H3+の観測された非平衡的挙動を説明できない。
• 本研究は、星間環境下におけるH3+の解離的再結合に関する実験的データの欠落を特定し、的を射た実験的測定の必要性を提起している。