重水素濃縮で探る大質量星形成

重水素濃縮で探る大質量星形成

　星間分子雲中の分子には、重水素原子が多く含まれることが知られており、重水素濃縮と呼ばれる。本研究では、大質量星形成領域における重水素濃縮度を系統的に調べる目的で、野辺山 45 m 望遠鏡により DNC (J = 1-0) および HN¹³C (J = 1-0) のサーベイ観測を行った。廣田らによって行われた低質量星形成コアにおける結果と比較したところ、低質量星形成コアでは DNC/HNC の柱密度比が 0.05 程度またはそれ以上であるのに対し、大質量星形成コアでは 0.01 以下のものが多く存在した（図）。
　低質量星形成領域では，母体となるコアの温度が低く、Depletion も進んでいるため、重水素濃縮度が高くなる。重水素を含む分子（特に中性分子）は星形成後も10⁵ yr 程度は壊されずに残るので、現在はすでに星が生まれているコアであっても重水素濃縮度に関しては星形成が起こる前の情報を保持している可能性が高い。したがって、大質量星形成領域で重水素濃縮度が低い傾向にあることは、母体となるコアの温度が高く、重水素濃縮が進まなかったためと考えられる。今回の結果は、重水素濃縮度を指標として星形成コアの過去の物理状態を知ることができる可能性を示している。なお、HDCS/H₂CS に関しても観測を行ったところ、同様の結果が得られた。

図: Plot of the HN¹³C and DNC column densities for various star forming regions. For massive star forming regions (diamond marks), DNC tends to be deficient in comparison with HNC.

星形成過程の観測研究