168

日本惑星科学会誌 Vol.14.No.4,2005

特集「水素・酸素同位体分別の起源」

星間分子雲と原始惑星系円盤における重水素濃縮
相川祐理1������������

素をもつ分子の存在度が高いことである．重水素と水素の宇宙元素存在度比が1.5×10-5であるのに対し，ふ

本稿では星・惑星系形成領域での重水素／水素比につうの水素を含む分子とその一部を重水素で置換した

ついて概観する．宇宙空間は希薄なガスで満たされて分子の存在比は10-3－10-1と桁違いに高い（表２）．こいる．密度や温度は場所によって異なる．星は比較的のような現象を重水素濃縮という．

34-3

密度の高く（水素個数密度n（H2）=10 －10 cm ）低温重水素濃縮がおこる仕組みを理解するために，まず（10 ～数10K）な分子雲と呼ばれる領域でガスが重力は分子雲での化学反応について概観しよう．分子雲は収縮することによって生まれる．分子雲はその名のと低温なので活性化エネルギーのある熱化学反応はほとおり分子ガスでできている．分子ガスの化学組成は電んど起こらない．化学反応を駆動する主なエネルギー波や赤外の分光観測で調べられている．宇宙の元素存源は宇宙線と呼ばれる高エネルギー粒子であると考え在度を反映して，最も多いのは水素分子である．重元られている．宇宙線はガスを電離し，生成されたイオ

素からはさまざまな分子ができている（表１）．一酸ンが引き起こすイオン―分子反応が分子雲での主な化炭素，水，アンモニアな表1 � 分子雲の組成

ど地上でもなじみのある分子のほか，炭素鎖分子（C4Hなど炭素が直線状に鎖状に連なった分子）など奇異な
分 子 やHCO+，N2H+と い ったイオン分子も存在する．
これらは地上ではすぐにほかの分子と反応してしまうが，分子雲程度の密度ではほかのガス粒子との衝突は数日に一度しか起きないため分子雲全体では観測できるほどの量が存在できるのである．分子雲の化学組成のもうひとつの特徴は重水

おうし座分子雲における主な気相分子 [12]分子種
水素分子に対する分子種
相対存在度 n(i)/n(H2)CO8(-5)
OHC25(-8)
C 2H
C3H23(-8)
CNNO
3(-8)
HCN
HNC
2(-8)
H2CO
NH32(-8)
C 4H
CH2(-8)CS
C2S8(-9)HCO+

水素分子に対する
相対存在度 n(i)/n(H2)
3(-7)
5(-8)
3(-8)
2(-8)
2(-8)
2(-8)
1(-8)
8(-9)

NGC7538: IRS9 における氷の組成 [13]分子種
H2O を 100 とした
分子種
相対存在度
H2O
100CO
CO220
CH4CH3OH
5H2CO
NH313HCOOH

H2O を 100 とした
相対存在度
16223（脚注：a(-b) は a × 10-b を意味する．）

1. 神戸大学理学部地球惑星科学科

星間分子雲と原始惑星系円盤における重水素濃縮／相川169

反応機構である．最も存在量の多い水素分子は電離

揮発性の高いものはダスト表面を拡散し，昇華する前されるとH2+になり，これがH2と反応するとH3+になる．に他の吸着分子や原子と出会えば化学反応を起こす．

+3

H は重元素原子にプロトンを与えてイオン分子をつ+3くり（X＋H+→ XH ），これが複雑な分子を作る一連の反応の入り口となる．例えば水は+3

O+H

天文学的にもっとも重要なのは水素分子の生成である．気相ではH＋H → H2という反応は生成エネルギーを解放しにくいので反応率が低い．星間ダスト上に+→ OH ＋ H2

吸着した水素原子同士の反応ならば生成エネルギーを++ダスト表面に捨てることができるので気相よりも効率++よく水素分子をつくることができる．水素原子は質量OH ＋ H2 → H2O ＋ H
H2O ＋ H2 → H3O ＋ H+H3O ＋ e → H2O ＋ Hが小さくダスト表面での拡散速度が大きい．ダスト表という反応で生成される．以上は気相での反応である．

面に重元素原子や分子が吸着した場合でも，水素原子一方，星間ダスト表面でも化学反応が起こると考えが付加する反応が最もよく起きる．例えば，ダスト表られている．星間空間にはサブミクロン以下の小さな面に吸着した酸素原子に水素原子が2つ付加すると水ダスト（塵）が存在する．水素に対する存在度は質量（H2O）ができる．この反応は上記の気相での水分子-12比で1%，個数密度でn（dust）/n（H2）～ 10 である．低生成よりも効率がよい．実際，低温な分子雲では酸素温な分子雲内ではガス粒子がダストに衝突すると0.1のうち10%程度がH2O氷になっており，その大部分は－1程度の確率で吸着する．H2OやNH3のように比較

このダスト表面反応で作られると考えられる．分子雲的揮発性の低いものはダストが星形成等で温められ中に多く存在する一酸化炭素分子がダストに吸着されない限りダスト表面にとどまり氷マントルを形成する．

ると逐次水素原子が付加していってH2COやCH3OHが生成される．実際，星が生まれてダストが加熱された

表2 � さまざまな天体における分子の重水素比

おうし座分子雲[14]分子種
重水素比n(XD)/n(XH)
DCO+
1.2(－2)－2.7(－2)
HDCO
5.9(－2)N2D+
6.4(－3)－8(－2)
CH3OD
2.65(－2)

領域ではCH3OHが多く存在し，これらはダスト上で生成されたCH3OHが昇華したものと考えられる．吸
着粒子の拡散速度や昇華速度はダストの温度に強く依存するため，ダスト表面の氷マントルの組成は場所により大きく異なる．例として特に多種の氷が観測されている大質量星形成領域の氷組成を表１に示した．氷の重水素比は残念ながら観測ではわからない．

分子雲コア
分子種
DCO+
N2D+
D2CO

L1544[15][16]重水素比n(XD)/n(XH)
4(－2)
2(－1)
4(－2)

����������
では本題の重水素濃縮の仕組みを解説しよう．重水素のほとんどはHD分子として存在し，これが低質量星形成領域 IRAS16293－2422 [17][18]分子種
重水素比
n(XD)/n(XH)
D2CO
3(－2)－1.6(－1)
CH2DOH
3(－1)
CH3OD
2(－2)
CHD2OH
6(－2)
CD3OH
1(－2)

H3+ ＋ HD → H2D+ ＋ H2+
3+CH ＋ HD → CH2D ＋ H2

（1）（2）などの交換反応を起こす（一般的には活性化エネルギーがあるのですべてのイオン分子についてこのような交換反応が起こるわけではない）．重水素と水素の質
量の違いにより重水素同位体は普通の分子よりもゼロ170

日本惑星科学会誌 Vol.14.No.4,2005

点振動エネルギーが低く これらの交換反応は発熱反分子雲の中でも特に密度の高い(>=105cm‑3)領域を分子雲コアと呼ぶが桁で低くなっていることが初めて観測的に確かめら場なので盛んに観測されている．内部にまだ星の存在しない高密度コ応となる．10K程度の温度では逆反応（吸熱反応）がれたのである．
ぶ．近年サブミリ波でのダスト熱輻射の観測や，背景星の減光観測に※1+3+3起きないので，H やCH は高い重水素比を持つこと密度分布が詳細に測れるようになった．これと一酸化炭素などの分子さらに星なしコアの中心部では周囲のガスよりも高である．またH2D+をはじめ重水素を含むイオン分子してみると，密度がコア中心で最大となるのに対して，一酸化炭素やい重水素比が観測された．表2には例としてL1544と度はコア中心よりも周辺部で強いドーナツ状の分布を示した．コア中いうコアにおける重水素比を示した．このコアは中心ガス分子のダストへの衝突が頻繁で，さらに低温のため多くの重元素密度がn（H2）=1.5×106cm-3と高いことから星形成直前結していると考えられる．ガス分子のダストへの吸着・凍結は分子雲のコアとして注目され多くの分子輝線で観測されてい的考察により古くから予想されていたが，実際にコアの中心部で気相が電子と再結合すると，解離再結合によって重水素原る．一酸化炭素の輝線強度はコア中心よりも周辺部で低くなっていることが初めて観測的に確かめられたのである．

子ができ重水素原子／水素原子比が高くなる．これに高く分子の凍結が進んでいることを示している．

よってダスト上の水素付加反応で生成される分子も高さらに星なしコアの中心部では周囲のガスよりも高い重水素比が観
一酸化炭素の凍結により交換反応（1）で高められ例としてL1544 というコアにおける重水素比を示した．このコアは中た重水素比がさらに増幅することが，理論モデルから106 cm‑3と高いことから星形成直前のコアとして注目され多くの分子理解できる．H2D+の破壊に最も効くのは以下の2つのる．一酸化炭素の輝線強度はコア中心よりも周辺部で高く分子の凍結反応である．
示している．
H2一酸化炭素の凍結により交換反応(1)で高められた重水素比がさらD+ ＋ CO → HCO+ ＋ HD（3）+3になる．上記で述べたようにH は分子雲におけるイオン―分子反応で中心的な存在であるから，H2D+を通して多くの分子が高い重水素比をもつようになるのい重水素比をもつことになる．

������������
重水素濃縮過程は以前からよく知られていたが，最近再び注目を集めている．ここでは最近の話題を3つ紹介する．

3.1 星なしコアにおける重元素分子の凍結と重水素濃縮
分子雲の中でも特に密度の高い（≳105cm-3）領域を分子雲コアと呼ぶ．コアは星形成の現場なので盛ん

または
DCO+ + H2 2D+の破壊に最も効くのは以下の 2 つの反論モデルから理解できる．H+
D++ ＋+ COHD
HH22De �→HCO
H ＋+HD(3)

または
DCO+
または
D ＋+HH22（4）H2D+ + e � H + HD
または
H＋H＋D(4)またはD + H2（1）（3）（4）の反応の釣り合いを考えるとH2D+/H3+またはH + H + D
比は(1)(3)(4)の反応の釣り合いを考えるとH D+/H +比は
23H2D�
k1 n(HD)�k 3 n(CO) � k 4 n(e)H 3�

酸化炭素などの分子輝線強度分布を比較してみると，となり，一酸化炭素ガスの減少に伴って比が高くなることがわかる．となり，一酸化炭素ガスの減少に伴って比が高くなる
分子雲コアモデルにおける分子組成進化を示す[1]．収縮が進むにつれことがわかる．図1に重力収縮する分子雲コアモデル
酸化炭素ガスが減少し，重水素比が上昇していくことが分かる．またにおける分子組成進化を示す[1]．収縮が進むにつれて，を考える上で分子の凍結は諸刃の刃であることが分かる．すなわち分コア中心部で一酸化炭素ガスが減少し，重水素比が上素比(n(XD)/n(XH))は高まるが，重水素化された分子の気相存在度自昇していくことが分かる．またガス分子の重水素比をまうので観測にかかりにくくなるのである．観測では視線方向の情報

密度がコア中心で最大となるのに対して，一酸化炭素考える上で分子の凍結は諸刃の刃であることが分かる．
しまうので，モデルと観測の定量的比較を行う場合，観測から推定さやC2Sなどの分子輝線強度はコア中心よりも周辺部で強いドーナツ状の分布を示した．コア中心は密度が高柱密度の比であることに注意する必要がある．もうひとつ注目に値す
すなわち分子凍結によって重水素比（n（XD）/n（XH））
1よりも大きくなっていることである．
実際L1544
では，重水素濃縮過は高まるが，重水素化された分子の気相存在度自体（nいのでガス分子のダストへの衝突が頻繁で，さらに低なH2D+が観測された[2]．残念ながらH3+は電波で輝線を出さないので観（XD））も減ってしまうので観測にかかりにくくなる

温のため多くの重元素分子がダスト上に凍結しているのである．観測では視線方向の情報はすべて積分されと考えられる．ガス分子のダストへの吸着・凍結は分てしまうので，モデルと観測の定量的比較を行う場合，子雲内の氷の観測や理論的考察により古くから予想さ観測から推定された重水素比は分子柱密度の比であるれていたが，実際にコアの中心部で気相分子の存在量ことに注意する必要がある．もうひとつ注目に値するに観測されている．内部にまだ星の存在しない高密度コアを星なしコアと呼ぶ．近年サブミリ波でのダスト熱輻射の観測や，背景星の減光観測によって星なしコアの密度分布が詳細に測れるようになった．これと一のは，H2D+/H3+比がコア中心部で1よりも大きくなっ※ 1：より正確には HD よりも高分子の重水素同位体はよりゼロ点振動エネルギーが低いためていることである．実際L1544では，重水素濃縮過程

星間分子雲と原始惑星系円盤における重水素濃縮／相川において最も重要なH2D+が観測された[2]．残念なが+3

171[3]．実際IRAS16293E※１ というコアの中心ではH2D+らH は電波で輝線を出さないので観測が難しく，重が検出され，その存在度はモデルの予想通りHD2+に水素比はわからない．しかし，H2D+の存在度は，理近 い[4]．IRAS 16293－2422, Barnard 1, NGC 1333

-9論の予想値（10 ）と同程度であり，これがコア中心はL1544と違ってすでに内部に星をもつコアであるが，での主要なイオンのひとつであることが示唆される．

星ができてからあまり時間が経っていないので，星形成前の低温状態で作られた高い重水素比を保っている

3.2 多重重水素化分子と考えられる．

重水素濃縮の観測的研究では，従来は分子内のひとまた観測されている多重重水素化分子のうち特につの水素が重水素に置き換わった分子が主に観測されH2CO，CH3OHの同位体はダスト表面での生成が期待-2ていた．XD/XHの存在比が仮に10 であったとするされる分子である．IRAS 16293－2422などでは，星と，2つの水素が置き換わった分子は確率的にはもとができる前にダスト表面反応で生成された分子が，生-4の分子に対して10 しかないはずである．これでは期まれた星によるダスト加熱で昇華してきた可能性が高待される輝線強度は大変弱くなってしまうので，従来

い．HD2+やD3+を気相モデルに含めれば解離再結合には複数重水素を含む分子の観測は盛んではなかった．

よって重水素原子が生成される確率も高くなるのでダしかし近年，多重重水素化分子も高い存在度をもつこ

スト表面反応で生成される分子の重水素比も高くなとが分かってきた．表2では小質量星形成コアIRAS

る．

16293－2422におけるH2CO，CH3OHの重水素比を示

しかし理論モデルと観測結果を定量的に比較してした．このコア内ではすでに太陽よりもやや重い程みると，必ずしもよい一致を示すわけではない．例度の小質量星が生まれている．ほかにもBarnard 1 やえば星が生まれる前の高密度コアにおけるD2CO/-3

NGC1333という星形成コアでND3/NH3 ～ 10 というH2CO比 はRobertsら の モ デ ル 計 算 で 再 現 さ れ て い比が得られている．

た[3]．H2COは重水素化されたH3+との反応によってこれらの観測に触発されて，理論モデルの再考もH2DCO+になり，解離再結合によってHDCOが生成進んだ．気相においてはH3+からH2D+への発熱交換反される．D2COの生成も同様である．しかし最近，ポ+2+
3

応と同様，HD ，D も発熱交換反応で作られる．他+

テンシャルエネルギー面の理論計算によりH2COとの分子に重水素を渡す確率がH2D では1/3なのに対H2D+などの反応では重陽子（D+）は炭素の側に付加し，これらはより高い確率をもつ．特に重水素濃縮がされる（H2DCO+）のではなく酸素の側に付加される

進んでH2D+とH3+の比が1近くなった場合，H2D+まで（H2COD+）ことが示唆された．H2COD+の解離再結合しか含まないモデルではXD/XHの比は原理的に0.5において分子内の結合の組み換えが起こらなければ+2+3以上には成り得ない．しかしHD ，D を含んだモデHDCOではなくH2COが生成されるので，観測値を再ルではXD/XH比が1以上になることができ，多重重現するのは難しい[5]．一方ダスト表面反応で生成さ水素分子も作りやすくなる．HD2+やD3+をはじめとすれる分子についてはダスト表面反応のみのモデル計算

る多重重水素分子を組み入れた化学反応モデルを低温から，気相の重水素原子と水素原子の比が0.1－0.3程

6-3（10K）
高密度（10 cm ）の条件で計算してみると，重元+
3素分子の凍結も手伝って重水素濃縮が進みH 同位体の存在比はn（D3+）＞n（HD2+）～ n（H2D+）＞n（H3+）となる．また他の分子についても，H2D+までしか含まないモデルよりもはるかに高い重水素比が得られた

度であれば観測されている存在比を再現できると言われている[6]※2．しかし，このような高い重水素原子／※ 1：IRAS16293 － 2422 の と な り に あ る 別 の コ ア．
IRAS16293 － 2422 は中心ですでに星が生まれた温かいコア
だが，IRAS16293E は冷たく一酸化炭素の凍結が起きている．
※ 2：渡部氏の実験で発見された置換または引き抜き付加反応はここでは考慮されていない

172

日本惑星科学会誌 Vol.14.No.4,2005ていない．DCO+，H2D+はイオン―分子反応によって水素原子比はコアが重力収縮によってある程度高密度5-3（n（H2）～ 10 cm ）になった後でしか得られない．よ生成されるイオン分子である．分子雲から持ち込まれって観測されているような高い重水素比をもつH2CO

たイオン分子は円盤の典型的な年齢よりも短い時間でやCH3OHは重力収縮の最後の時期につくられた氷表再結合してしまうので，これらの観測は分子雲で起こ面に局在している可能性がある[1]．っているようなイオン―分子反応による重水素濃縮反応が円盤でも（すくなくとも円盤外縁部で）起きてい3.3 原始惑星系円盤での重水素比ることを示唆する．

彗星や隕石では高い重水素比が得られている．重水

実際，円盤内の温度・密度分布を考慮して化学反素濃縮は上記のとおり低温で分子－イオン反応を軸に応ネットワークモデルを計算すると，観測から推定起こると考えられており，高い重水素比は太陽系の母されたDCO+やH2D+の存在量がよく再現できる．例と胎となった分子雲で生成された物質が彗星の中に残っして半径300AUにおける温度，密度，気相の分子組ていることを示すのではないかとの議論が長年行われ成の鉛直分布を図2に示す[10][11]．半径数10AU以遠ている．近年原始惑星系円盤の分光観測が盛んに行わにおける円盤の温度は中心星による加熱で決まってれるようになり，当然重水素化分子の輝線も重要なおり，直接星の光を受けられる表層部で数10－100K，++観測対象となっている．今までにDCO ，HDO，H2D+

直接光の届かない円盤中心面では10K程度の低温であ+が検出された[7][8][9]．DCO /HCO 比は0.035である．

る．逆に密度は静水圧平衡により中心面に近いほど高現存する電波望遠鏡は空間分解能が低いのでこの値い．よって中心面では一酸化炭素をはじめとする重元は面積の広い円盤外縁部（半径数10AU以遠）での平素分子がダスト表面に凍結している．実際，一酸化炭+均値である．残念ながらHDO，H2D についてはH2O，素などの輝線は標準的な円盤モデルの柱密度から予想+3

H の観測が困難であることから重水素比は求められされるよりもはるかに弱く，中心面での分子凍結を示

図1 � 重力収縮する分子雲コアにおける分子組成分布(a) コアの重力収縮に伴う密度分布の時間進化．初期の中心密度はnH=2n(H2)+n(H)+n(H+)=2×104cm-3．
(b)(c)(d) 中心密度がnH=3×105 cm-3, 3×106cm-3, 3×107cm-3の時の分子組成分布．
-4(b) t=1.05E+6 yrHD-66-753-12(c) t=1.15E+6 yr

D-7NH2D-8H3+-11NH3-8H2D+DCO+

N2H+
N2D+HDCO
5000(d) t=1.17E+6 yr
HCOD-7HCO+

H2CO-10N2D+
HDCO-6log n(i) / nH

log n(i) / nH

-6-120

H2D+

DCO+-5CO-5-9-4H

10000r [AU]15000

-9NH2D-11NH3

H2CO-10-1220000 0

HCO+H2CO-10 N2H+-11-4

H 3+-9t=0NH3

NH2D-8t=1.05E+6 yr
4CO-5log n(i) / nH

log nH [cm-3]

7-3(a)
t=1.17E+6 yr
t=1.15E+6 yr

H3+

DCO+
HDCO
5000

HCO+

10000

r [AU]

H2D+

N2H+
N2D+
15000

20000

星間分子雲と原始惑星系円盤における重水素濃縮／相川173

唆する．この円盤中心面では重水素化されたH3+が主での追観測が期待できる．SMAはスミソニアン天文なイオンとなっている．DCO+は中心面のすぐ上層部台と台湾中央研究院が共同でマウナケア山頂に建設し分で最も存在度が高くなる．一方，HDOも中心面のたサブミリ波を観測する電波干渉計である．干渉計はすぐ上の層で最も多く存在すると考えられるが，モデ複数の望遠鏡を組あわせることによって高い空間分

ルから予測される存在度は観測値よりも低い．HDO解能を実現する．H2D+を検出した単一望遠鏡のビーは昇華温度が高いため，観測値を説明するにはダストムサイズが25”程度であるのに対し，SMAの同じ周表面からの非熱的な脱着過程が必要である．

波数帯でのビームサイズは0.3”程度である．おうし原始惑星系円盤は空間的広がりが分子雲コアなどと座分子雲中にある円盤を観測する場合，0.3”は42AU比べて小さいので，円盤の分光観測は現在の電波望遠に相当する．高い空間分解能は円盤内での分子の分鏡の性能ぎりぎりいっぱいの厳しいものである．特に布を調べる上で重要であるが，実質的に観測感度を上

H2D+，HDOの輝線プロファイルは回転円盤から予想げることにもなる※1．SMAはすでに稼動しておりCN，されるふたこぶ型をしておらず，検出を疑問視する議HCNなどさまざまな分子輝線で円盤の高空間分解能論もある．また望遠鏡のビームサイズが大きいことか観測が行われている．H2D+輝線を含む周波数帯の分

ら，彗星形成領域（5－30AU）よりも外側の領域か光計は現在開発中である．

らの情報しかとらえられない．今後新しい望遠鏡でより高感度，高空間分解能な観測が望まれる．

さらに2012年にはALMAが本格的な運用を開始す
る．ALMAとは北米・ヨーロッパ・日本の国際共同+

まずH2D は近い将来SMA（Submillimeter Array）プロジェクトで，チリのアタカマ砂漠に建設中の巨大電波干渉計である．SAMが直径6mのアンテナを８台

図2 � 原始惑星系円盤（半径300AU）での温度・密度（上段）と気相分子組成（下段）の鉛直分布組み合わせているのに対して，ALMAは12mのアンテナを64台組み合わせる．おうし座分子雲にある円盤

50nH

ならば数AU程度の空間分解能で輝線強度分布を観測8Tできるので，重水素比だけでなく円盤内での物質進化
730
620

510log density [cm-3]

Temperature [K]40

過程の詳細な観測が期待できる．

�����本稿執筆の機会を与えてくださった北海道大学低温科学研究所の渡部直樹博士、有益な査読コメントを下40
H2O

log n(i)/nH-9

CO/104

さいました北海道大学理学部の倉本圭博士に感謝いたします。

HCO+

����H2D+-10HDO[1] Aikawa, Y. et al., 2005, ApJ 620, 330.

-11H 3+-120

DCO+100200
Z [AU]300400※ 1：ビームサイズが円盤よりも大きいと，信号がビームサイズで“薄められて”しまう．これを beam dilutionという．ビームサイズが小さくなり円盤直径以下のサイズになれば信号が薄まらなくなる．

174

日本惑星科学会誌 Vol.14.No.4,2005[2] Caselli, P. et al., 2003, A&A 403, L37．
[3] Roberts, H. et al., 2003, ApJ 591, L41．
[4] Vastel et al., 2004, ApJ 606, L127.
[5] Osamura, Y. et al., 2005, ApJ 621, 348.
[6] Parise, B. et al., 2004, A&A 416, 159.
[7] van Dishoeck et al., 2003, A&A 400, L1.
[8] Ceccarelli, C. et al., 2005, ApJ 631, L81.
[9] Ceccarelli, C. et al., 2004, ApJ 607, L51.
[10] Aikawa et al., 2002, A&A 386, 622.
[11] van Zadelhoff et al., 2003, A&A 397, 789.
[12] Ohishi, M. et al., 1992, in Astrochemistry of
Cosmic Phenomena, ed. P.D. Singh（Dordrecht:Kluwer）, 171.
[13] Ehrenfreud, P. & Shutte, W.A. 2000, in IAU
Symp. 197, Astrochemistry: From Molecular
Clouds to Planetary Systems, ed. Y.C. Minh &E.F. van Dishoeck（San Francisco: ASP）
, 135.
[14] Saito, S. et al., 2002, ApJ 569, 836.
[15] Caselli, P. et al., 2002, ApJ 565, 344.
[16] Bacmann, A. et al., 2003, ApJ 585, L55.
[17] Ceccarelli, C. et al., 2001, A&A 372, 998.
[18] Parise, B. et al. 2004., A&A 416, 159.