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分子雲から星・惑星系が形成される過程において、ガスや氷(固体)の分子組成は系の物理的進化を反映しつつ非平衡に進化する。その詳細な理解は我々の住む地球や生命の起源などの根源的な問いに迫る上で重要である。本研究は分子雲から原始惑星系円盤に至るまでの分子組成進化を理論的に明らかにすることを目的とする。
本年度は主に、昨年度開発したダスト成長モデルとガス・固相化学反応モデルをカップルした数値計算コードを用い、原始惑星系円盤内の分子組成分布とその時間発展を調べた。その結果、円盤内の分子分布は、大きく成長した氷ダストの中心星方向への移動、氷の昇華、一酸化炭素(CO)を他分子へと変換する化学反応の3つのプロセスの競合でおおよそ決まることを明らかにした。この結果を基に、観測から導出されたCO雪線内側のCO分子存在量とモデルの予測を比較することで、TW hya円盤の重要な物理パラメータ(氷ダストの衝突破壊速度と宇宙線電離率)に制限を加えた。以上の結果は学術論文にまとめており、まもなく投稿予定である。
理論予測と実際の観測を直接比較するために、上記の円盤モデルを基にした疑似分子輝線観測シミュレーションに着手した。現段階では科学的に意義のある結果を得るまでに至っていないが、計算コードの準備などの今後研究を進めていく上での下地を整えることができた。
また、星形成領域における固体(水氷)表面上での水素分子のオルソ・パラ転換効率を定式化することに成功した。その結果を用い、固体表面上でのオルソ・パラ転換が気相での転換よりも効率的なことを示した。従来の分子組成進化モデルでは固体表面上でのオルソ・パラ転換は考慮されてこなかったため、既存のモデルはオルソ・パラ比を過大評価している可能性が高い。この結果は論文にまとめ、学術雑誌に受理された。
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