[論文レビュー] The IRAM-30m line survey of the Horsehead PDR: III. High abundance of complex (iso-)nitrile molecules in UV-illuminated gas

P. Gratier, J. Pety+5 more|May 10, 2013

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 61被引用数 37

ひとこと要約

本研究では、ハーショープディスクPDRにおけるIRAM-30mの観測を用いて、ミリメートル波長域で最初の明確なメチルイソシアニド（CH₃NC）の銀河間空間への検出を報告する。CH₃CNは紫外線に照射されたPDRでは遮へいされた高密度核よりも30倍も豊富であることが判明し、光分解のリスクがあるにもかかわらず予想を裏切る結果であった。この過剰な豊かさは、紫外線露出またはショック誘発スパッタリングによって氷被膜に閉じ込められていた複雑なチオシアネート類が脱着することに起因するとされる。

ABSTRACT

Complex (iso-)nitrile molecules, such as CH3CN and HC3N, are relatively easily detected in our Galaxy and in other galaxies. We constrain their chemistry through observations of two positions in the Horsehead edge: the photo-dissociation region (PDR) and the dense, cold, and UV-shielded core just behind it. We systematically searched for lines of CH3CN, HC3N, C3N, and some of their isomers in our sensitive unbiased line survey at 3, 2, and 1mm. We derived column densities and abundances through Bayesian analysis using a large velocity gradient radiative transfer model. We report the first clear detection of CH3NC at millimeter wavelength. We detected 17 lines of CH3CN at the PDR and 6 at the dense core position, and we resolved its hyperfine structure for 3 lines. We detected 4 lines of HC3N, and C3N is clearly detected at the PDR position. We computed new electron collisional rate coefficients for CH3CN, and we found that including electron excitation reduces the derived column density by 40% at the PDR position. While CH3CN is 30 times more abundant in the PDR than in the dense core, HC3N has similar abundance at both positions. The isomeric ratio CH3NC/CH3CN is 0.15+-0.02. In the case of CH3CN, pure gas phase chemistry cannot reproduce the amount of CH3CN observed in the UV-illuminated gas. We propose that CH3CN gas phase abundance is enhanced when ice mantles of grains are destroyed through photo-desorption or thermal-evaporation in PDRs, and through sputtering in shocks. (abridged)

研究の動機と目的

• ハーショープディスクPDRの紫外線に照射された領域と遮へいされた領域における複雑な（イソ）シアニド分子の化学を調査すること。
• PDRと高密度核の2つの異なる環境におけるCH₃CN、HC₃N、C₃Nおよびその異性体の豊度と励起状態を特定すること。
• CH₃CNの励起に電子衝突が果たす役割を評価し、非局所熱平衡（non-LTE）状態における豊度決定の補正を行うこと。
• CH₃NC/CH₃CN や HC₂NC/HC₃N といった異性体比を評価し、宇宙空間における生成経路と化学的平衡を解明すること。

提案手法

• IRAM-30m電波望遠鏡を用いて、PDRおよび高密度核の2地点に対して3, 2, 1 mm帯域の偏りのない高感度ラインサーベイを実施した。
• ベイズ解析を用い、大速度勾配（LVG）放射線輸送モデルを適用して、核密度と豊度を導出した。
• C₃Nの複数の弱いラインを重ね合わせてSN比を向上させ、低SN比条件下での検出を可能にした。
• 非局所熱平衡状態における電子励起効果を考慮するため、CH₃CNの新しい電子衝突率係数を計算した。
• CH₃CNラインの超微細構造を解明することで、ライン同定と豊度制約を向上させた。
• 観測された異性体比（例：CH₃NC/CH₃CN）を理論的予測と比較し、化学経路を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 CH₃CNの豊度は、紫外線に照射されたPDRと紫外線遮へいされた高密度核とでどのように異なっており、光分解のリスクがあるにもかかわらずPDRで高いのはなぜか？
• RQ2 CH₃NCの宇宙空間における最初の検出は何か、そのCH₃CNに対する豊度比は理論的予測とどのように一致するか？
• RQ3 HC₃Nはなぜ高密度核でPDRよりも豊富なのか、これはその生成・消失機構にどのような示唆を与えるか？
• RQ4 電子衝突が低密度PDRガスにおけるCH₃CNの励起と導出された核密度にどの程度の影響を与えるか？
• RQ5 HC₂NCの非検出の意味は何か、その上界は他の天体で知られている値と比較してどうなるか？

主な発見

• PDR位置において、ミリメートル波長域で宇宙空間におけるCH₃NCの最初の明確な検出が達成され、CH₃NC/CH₃CN比は0.15 ± 0.02と算出された。
• CH₃CNはPDR（2.5 × 10⁻¹⁰）で高密度核（8 × 10⁻¹²）よりも30倍も豊富であるが、PDRでは光分解速度がより高いにもかかわらず、この結果は予想を裏切る。
• 電子衝突励起を組み込むと、電子密度が1–5 cm⁻³であるPDRにおいてCH₃CNの核密度が40％低下する。
• HC₃Nの豊度はPDRと高密度核でほぼ同等（8 × 10⁻¹²）であるが、高密度核では励起状態が高いためライン強度が強い。
• HC₂NCのラインは検出されず、HC₃Nに対するHC₂NCの豊度比は、TMC-1およびCRL618で観測された値以下であると制約された。
• 観測されたCH₃NC/CH₃CN比0.15は、Defreesら（1985）が予測した理論的範囲（0.1–0.4）に含まれており、解離的再結合過程中の異性体化平衡が成立していることを支持する。