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星は分子雲コアの重力収縮によって生まれる。近年分子雲コアの詳細な輝線観測によって、分子の存在度比がコア内で空間的に不均一であることが分かってきた。分子輝線観測はコアの構造や星形成過程を探る主要な手段なので、各進化段階・物理状態におけるコアの分子組成分布を解明することに重要である。また分子組成分布はコアの動的進化の時間スケールと各分子の化学進化の時間スケールとの釣り合いで決まる。コアの動的進化時間については、磁場や向転の影響の有無によって様々な理論計算が今までに行われている。コア内の分子組成分布はコアの進化時間を探る有力なプローブとなる可能性がある。
本研究では、気相での化学反応と星間ダスト表面での化学反応を考慮して分子雲コアでの化学反応ネットワークモデルを構築し、分子組成の空間分布を求めた。その結果、分子のダストへの吸着や気相反応による化学進化によって、L1544という分子雲コアで観測された組成分布をよく再現できた。コアの動的進化については、自由落下的なコアのほかに磁場等の影響でゆっくりと収縮するコアについても計算を行った。その結果、自由落下的に収縮するコアがL1544の分子組成を最もよく再現することがわかった。これらの結果は、以前我々の行ったダスト表面反応を考慮しないモデルての結果とほぼ同じである。本研究ではダスト表面反応を考慮したことによって、窒素系分子の存在度がより観測値に近づいただけでなく、メタノールや水の氷マントルが大量に形成された。これら氷マントルは原始星の誕生後に蒸発し、コアの組成に大きな影響を及ぼすと考えられる。
本研究では、星形成コアの電波・赤外観測、および星周円盤(原始惑星系円盤)での化学組成分布の理論計算も行った。赤外観測では悪天候で一部しかデータが取れなかったので、今春引き続き観測を行う。円盤の化学組成については結果をまとめ、Astronomy ＆ Astrophysics誌に掲載される予定である。
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