星間塵表面反応による星間分子の重水素濃集メカニズム／渡部，長岡，日高，香内175

特集「水素・酸素同位体分別の起源」

星間塵表面反応による星間分子の重水素濃集メカニズム渡部直樹1，長岡明宏1，日高�������������

宏1，香内

晃1

きはあるものの，おおよそ宇宙存在度の102 ～ 104倍の範囲の濃集を示している．惑星間塵（IDP）や隕石

本稿では星間塵表面における星間分子の重水素濃集

中でも高度な濃集は見つかっているが，それでも数10機構に関して議論する．昨年12月の「遊星人」[1]で～ 1000倍程度であろうか．つまり，分子の重水素濃本研究をごく簡単に紹介しているが，その後大きな進集は分子雲の段階でかなり進み，その後の原始太陽系展があったのでここで報告したい．

星雲中でも平衡に達することなく，分子雲の高い濃集

重水素の濃集は程度の差こそあれ，古くから隕石

度の名残をとどめたまま現在に至っていると考えるのや彗星で確認されている[2]．一般的には海水（中のが自然だ．参考までに図１に彗星，IDP，隕石およびH2O）における濃集が知られており，その濃集度は星分子雲中のいくつかの分子における，おおよその重水-5間空間のD原子存在度（D/H ～ 10 ）の10倍程度であ素濃集度を示した．

る．この濃集度は後に述べる分子雲におけるそれに比話を重水素濃集の起源と考えられる分子雲に絞ってべればかなり小さいが，それでも惑星科学者の気を引みよう．分子雲ではこれまで，分子イオンを含め20分

くには充分な濃集といえる．ハレー彗星のH2Oでもほ子種に計27種の重水素原子を含んだ分子（重水素体）

ぼ同程度の重水素濃集が観測されていることから，こが見つかっている（表１）．現在までに同定された星

れら太陽系天体における重水素濃集の起源は分子雲に間分子が141種で，すべての分子が水素原子を含んであるという考え方が一般的に受け入れられている[3,いるわけではないことを考えると，これは結構な数で4]．それでは分子雲中における様々な分子の濃集度はある．これらの重水素体分子の中で特に高い濃集が確どうであろう．分子雲の領域や分子種によってばらつ認されている分子が水[5]，アンモニア[6,7]，ホルム
アルデヒド[8]，メタノール[9]である．これらはいず

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れも重水素体の存在度が水素原子のみを含む分子（標���準体）の零点数％～数十％ほどもあり，異常ともいえ

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る高濃集度を示している．とりわけ目を引くのがアン
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図1 � 分子雲および太陽系における重水素濃集度．左のパネルは分子雲中のH2CO, CH3OH, NH3, H2Oにおける重水素濃集度．右のパネルは太陽系における重水素
濃集（文献[3]より）．星間空間のD/H存在比もあわせて示した．SMOWは標準平均海水の同位体比．
1. 北海道大学低温科学研究所

表1 � これまでに分子雲で見つかった重水素体星間分子．
星間塵表面反応が生成に関わっていると思われる分子を四角で囲った．
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176

日本惑星科学会誌 Vol.14.No.4,2005

モニア（NH3），ホルムアルデヒド（H2CO），メタノが重い（表面で動きにくい）ため，H2生成よりも遅く，ール（CH3OH）である．これらの分子では，重水素

D原子のまま残る傾向になる．イオン-分子反応が活

原子を２つ以上含む重水素体すら観測されているうえ，

発化し分子が大量生産されるのは次の反応でH3+とい

濃集度も水，メタンに比べおよそ一桁大きい．それでう分子イオンが生成された後である．

はこれらの分子の重水素濃集はどのようにして起こる

H2＋H2+ → H3+ ＋ H

(1)

+
2

のだろうか．

ここでH はH2が宇宙線などでイオン化して生成したものである．H3+は効率よく生成され，様々な分子生�������������������

成反応に寄与する．従って，H3+が重水素濃集すれば，他の重水素体分子生成に都合がよい．H3+はHDとの発低温の分子雲では，多くの分子は反応の活性化エネ
ルギーを必要としない気相のイオン－分子反応によっ

熱反応，
H3+ ＋ HD → H2D+ ＋ H2(2)+て生成される（遊星人同号掲載，相川氏の論文参照）．

によりH2D を生成する．反応（２）の逆反応は吸熱

当然，重水素体分子の主要な生成経路も，途中に光化反応になり10 ～ 30K程度では極めて遅く無視して学反応や再結合反応が介在することもあるが，イオン良い．つまり反応（２）は上述の条件①，②を満た－分子反応と考えられている．重水素原子は水素原子

す．充分に時間がたつとH3+に重水素が濃集しH2D+/

よりも重いので，重水素を含む分子の振動の零点エネ

H3+>>10-5の関係になる．そしてH2D+は次の重水素体

ルギーは下がり，解離エネルギーが高くなるため，重分子を生成し，その分子の重水素濃集度を高める．こ

水素体分子は水素原子のみを含む標準体よりも一般にの他にも分子雲の温度によってはCH2D+が介在する濃エネルギー的に安定である．しかし，だからといって集プロセスなどがあるが，ここでは触れない．

無条件に重水素体が選択的にできるかというとそうで

上記のような気相での重水素濃集プロセスは1970年

はない．分子に重水素を濃集させるためには，①効率

代頃から調べられており，その研究は一定の成果を収

よく重水素体を生成するプロセスがあること，②一度めてきた[10]．ところがその後，気相だけの濃集プロ生成した重水素体分子が交換反応などで再び標準体にセスだけでは説明できない分子種が次々と発見されて戻らないこと，の２つが最低限必要になる．現在考えきた[5-9]．それが前章で紹介したNH3, H2CO, CH3OH

られているもっとも標準的な重水素濃集プロセスを定の重水素体である．これらの重水素濃集度は図１にも性的に説明すると以下のようになる．初期条件として示したように，場合によっては標準体の数十％にも及分子雲形成以前のdiffuseな雲を考える．そこではほぶ．複数の重水素原子を含む重水素体（NHD2, ND3,

とんどの軽元素は原子状になっている．もちろん水素

D2CO, CHD2OH, CD3OH）が大量に見つかっている（H），重水素（D）も例外ではない．このときのD/H

ことも特徴である．これらの分子を見たときに，すこ-5比はおよそ10 であることが星間空間の観測から分かしでも星間分子に興味がある研究者は，これらの標準っている．水素，重水素原子はやがて星間塵の上で分体はすべてその生成に星間塵表面反応が関与している子化しH2, HD, D2が生成される．D2の生成は確率的にと考えられている分子[11-13]であることに気づく（表かなり低いので無視するとして，HD/H2比はやはり

１参照．塵上に見つかった分子に関しては文献[14]を-5

10 程度である．分子雲中心部の非常に濃い部分では参照）．NH3, H2CO, CH3OH分子をH，N，COなどの

H2の自己遮蔽効果（同号掲載の倉本＆圦本氏の記事

始原的な原子・分子から気相反応で生成する場合，いを参照のこと）のため，この比はさらに低くなる．また，

くつかの素反応を繰り返さなければならないが，一連細かい話になるが，星間塵上でのHD生成はDの質量の素反応の中に一つでも（活性化エネルギーが高い，

星間塵表面反応による星間分子の重水素濃集メカニズム／渡部，長岡，日高，香内177

吸熱である等の理由で）遅い反応があると気相での生むCHD2OHやCD3OHなどの存在を説明することがで成が困難になる．上記の分子の生成にはそういった反

きない．このモデルの一番の弱点は星間塵表面反応の応が含まれている[15,16] ．いっぽう，塵表面反応では，素過程を適当に仮定するしかないところである．例え気相ではほとんど起こらないX＋Y → XYやXY ＋ Z

ば起こりうる反応のチャンネルなどは実験をしてみな

１)→ XYZタイプの付加反応 が起こりやすい，一度のければ分からないし，HとDの表面での反応性の違い

衝突（single collision）ではなかなか反応しない系でも，もまたしかりである．その意味ではモデルの弱点と言塵表面（反応場）に滞在する時間が充分長いため，反うより，むしろ実験が行われてこなかったことが問題応するチャンスが格段に増す，などの特徴を持ち，気だったといえるかもしれない．

相では期待されない分子を生成することができる[1,このように，星間塵表面反応は星間分子生成だけで17]．また，水素などの軽い原子はトンネル効果により，なく，重水素濃集にも重要な役割を果たしていると考

極低温表面でも反応が進む．NH3, H2CO, CH3OH等のえられる．重水素濃集を包括的に理解するためには，

分子は表面における水素原子付加反応で生成されたと星間塵表面反応の素過程を実験的に解明することが不考えられている．

可欠であるが，残念ながらその試みはこれまで全くさ

Tielensを始め何人かの研究者は星間塵表面反応をれてこなかった．モデルの中には塵表面反応（塵への取り入れた重水素濃集モデルを提唱している[18]．こ凝縮は考慮しているが）を考慮せずに気相反応ネット+

れらのモデルのポイントは，まず反応（２）でH2D

ワークのみで重水素濃集説明しようとするものあるがを生成し，その後[6,19,20]，すくなくともNH3, H2CO, CH3OHなど，上+H2D ＋ e → H2(or 2H) ＋ D (3)述のようにその生成に星間塵表面反応が強く関与して+の反応でD原子を生成する．H2D ＋ eの反応では他にいる分子に関しては，重水素濃集にも何らかの影響がHDを生成するチャンネルもあるが，生成したHDはあると考えた方が自然であろう．

反応（２）によって再びH2D+になり，結果的にD原子が選択的に残ることになる．反応（３）により，104������������������

年後くらいには原子状のD/H原子比は0.1程度まであげることができる（もちろん，H2，HDなどの分子-5

著書らのこれまでの研究で，H2CO, CH3OHは星間を含めれば依然としてD/H比は10 である）
．その後，

塵上のCO分子にH原子が逐次付加して生成されるこ

高いD/H比の原子が星間塵表面に吸着し，表面反応とが明らかになった[1, 21-24]．そこで，それら分子によって重水素体が高確率で生成されることになる．

の表面反応による重水素濃集過程も調べることにした．

このモデルは純気相モデルと比較すると，より観測結

ここからはCO, H2CO, CH3OHとその重水素体H2CO-

果をうまく説明することができる．それでも，メタノ

dn, CH3OH-ddn（M-ddnは分子Mの中のｎ個のH原子がDールなどの異常濃集を再現するには表面に降り注ぐ原子に置き換わったものを意味する）が絡む反応系に

D/H原子比をさらに上げるなどの思い切った仮定が話を絞りたい．H2COやCH3OHに重水素が濃集するに必要になる．また，このモデルでは複数のD原子を含はどうすればよいか．第２章で述べた条件①，②と同

1. ２つの原子と分子（原子）が衝突して１つの分子になる
とき（X + YZ → XYZ タイプの反応），余剰エネルギーが生成される．気相ではそれを逃がすために光を放出するしかないが，その断面積は一般に非常に小さい（もしくは禁制になる）．そのため，X + YZ → XY + Z などの解離を伴ってしまうのが普通である．いっぽう表面反応
は余剰エネルギーを効率よく表面に逃がすことが出来る
ため，解離を伴わない付加反応が起こりやすい．

様に次の２つの条件がすぐに思い浮かぶ：①COへのH原子付加反応に比べD原子付加反応がより速く進む，②標準体にD原子が反応し，H原子と置換するが，逆にH原子が分子内のD原子と取って代わる反応は遅い．
これら①，②を実験で調べる必要がある．このうち，

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日本惑星科学会誌 Vol.14.No.4,2005①は星間塵表面反応の場合，厳密な意味で十分条件で15Kである．反応分子の下にH2O氷を敷くのは，氷マはない．なぜなら，分子雲中で塵に水素原子が衝突しントルを持つ星間塵表面をシミュレートするためであてくる頻度はおおよそ１日に１回くらいで，塵上でHるが，反応場を各実験でそろえ基板のアルミニウム表原子とD原子が他の分子との反応で競合する機会はあ面の影響を消すためでもある．実験装置の詳細は文献

まりない．つまり，仮にH原子の反応速度定数がD原[24]を参照して欲しい．iv) ～ vii)に関しては次号の遊子よりも小さくても，D原子が飛んでくるよりも前に星人で長岡らが詳しく報告するので，ここでは触れな

そこにいる分子と反応してしまえば，反応速度定数のい．実験手順を簡単に述べる．真空度10-10 Torrの超違いは意味をなさなくなる．それでも星間塵表面反応

高真空槽にアルミニウムの冷凍基板を設置し，そこにの情報が極端に不足している現状では，あらゆる可能

真空蒸着法でサンプル固体を作成する．先にH2O氷を性を吟味することは極めて重要である．

作成した後，反応分子のガスを蒸着する．サンプル固本研究の目的は，星間塵表面反応によるH2CO-d
dnお体の赤外線吸収スペクトルをフーリエ変換型赤外分光

よびCH3OH-ddnの生成経路を洗い出し，観測されたよ計（FTIR）を用いた反射測定法で測定する．その後

うな重水素異常濃集が星間塵上で実現できるかどうか

原子線を入射しサンプルの組成変化を再びFTIRで測を実験的に調べることにある．さまざまな反応経路を定する．反応の親分子，生成分子量の時間変化を原調べるために反応の親分子として，始原的なCOだけ

子照射量（fluence）の関数としてプロットすること

でなく，H2CO, CH3OH, およびその重水素体も使用しにより実効的な反応速度定数3)が求まる．原子はマイた．その結果，H2CO-d
dn, CH3OH-ddnを生成する主要な

クロ波放電でH2もしくはD2から生成する．原子のフ経路を初めて明らかにし，実験はもちろん，理論的研ラックスはおよそ5×1014cm-2s-1で，原子の並進温度は究でも考えられて来なかった新しい重水素濃集過程を100K以下である．各測定の原子の総照射量はいずれ特定することに成功した．この一連の実験を本稿と次も分子雲環境で106年程度の照射量に相当する．

2)

号の長岡らの記事で紹介する ．本稿ではH2COの重水素化を中心に述べ，それほど定量的な議論をせず，起3.2 結果こりうる反応経路の特定に重きを置いた．次号，長岡

実験結果の詳細を述べる前に，一連の実験i) ～ vii)

らがより定量的な議論を行い，全体としてまとめる予で調べた反応系のネットワークを図２に示す．図中の定である．

黒実線・破線の矢印は考え得る反応経路で，必ずしも
その反応経路が実際に有効である（その経路を通る反3.1 実験
H2CO, CH3OHにおける重水素濃集に関連して，
これまでに調べた反応系は以下の通りである．i) CO

応が速い）ということではない．以下の結果を読まれる際にこの図を参照して頂くと分かりやすいかもしれない．

＋ D，ii) H2CO ＋ D，iii) D2CO ＋ H，iv) CH3OH ＋ D，v) CH3OH-d
dn ＋ H，vi) CH3OH-d
dn ＋ D，vii) CO ＋ Di) CO + D

＋ H（H，D同時照射）．本稿で報告する実験で用い

H2CO-ddn, CH3OH-ddnを生成する過程として最初に思た表面物質はいずれも30分子層（ML）のH2O氷の上

いつくのは塵の上でもっとも始原的な分子であるCOに反応分子を1ML程度蒸着したもので，表面温度はにD原子が逐次付加する過程である．COは分子雲初

2. 本特集の企画が決まった後，当グループの長岡が惑星科学会の最優秀発表賞を頂き，次号に記事を執筆することになった．内容に若干重なる部分があるがご容赦願いた
い．

3. この実験では原子の表面への吸着係数や拡散係数，原子の表面密度などは知ることはできない．そういう意味では厳密な反応速度定数は決定できないため，“実効的な反応速度定数”という言葉を使った．

星間塵表面反応による星間分子の重水素濃集メカニズム／渡部，長岡，日高，香内

179

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図2 � 本研究で調べたCO, H2CO(H2CO-dn), CH3OH (CH3OH-dn)からなる表面反応ネットワーク．ブロック体，斜体で書かれた分子はそれぞれ本実験で検出された分子，されなかった分子を意味する．これまでに分子雲で観測された分子は四角で囲んだ．黒矢印は理論的に考え得る反応経路で，右（左）方向に流れる矢印はH（D）原子との反応で進む経路．灰色矢印は実験で明らかになった主な反応経路．線の太さはおおよその実効的な反応速度定数を相対的に示した（太い方が速い）．反応速度定数は表面組成に大きく依存する．ここで示したものは本文にもあるよ
うにH2O氷の上に反応分子が存在する場合の結果である．灰色破線の経路については次号（長岡ら）の記事を参照のこと．

wavelength (�m)

期に気相で生成されたものが塵に凝縮したものである．

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Absorbance

4

6

8

10

図３にCO分子にD原子を照射したときの赤外線吸CO

収スペクトルの変化を示す．D原子付加反応
0.002

CO→DCO→D2CO→CD3O(CD2OD)→CD3ODが 起 こ り，COの 減 少 と と も にD2COと そ れ に 続 く
t = 3 min CO�

CD3ODの生成が見て取れる．検出できた生成分子は1200 1100 1000

t = 20 min

D2CO

この２つのみである．表面反応の実験では，照射時間

D2CO（照射量）に応じて卓越する生成分子が移り変わるのが特徴である．例えば，ある時間ではD2COが主成分

1200 1100 1000

t = 80 min

CD3OD

�

�Absorbance(4)であるが，照射量が増えるとそのほとんどはCD3ODに変化してしまう．図２で見ると，この測定で観測し

CD3OD
1200 1100 1000

たのは３角形の反応ネットワークの左端を通る反応になる．中間体DCO, CD3O（CD2OD）が観測されなか

0.002

3000 2000

ったことから，CO ＋ Hの実験[23]の時と同様，逐次1000

付加反応（４）のうち中間体を作る第１，第３段階の-1

Wavenumber (cm )図3 � 上：原子照射前の初期CO固体の赤外線吸収スペクト
ル．温度15K．下： D原子照射にともなうスペクトルの変化．照射後のスペクトルから初期スペクトルを引いたもの．ベースラインより上方のピークは初期値から増加，下方は減少を意味する．COの減少とともにD2COが増加し，その後CD3ODへと移り変わっている様子が見て取れる．

反応が律速プロセスであると考えられる．D原子照射に伴うCO分子の減少を一次の指数関数でフィッティ
ングしてCO ＋ D → DCOの実効反応速度kD(CO)を求
め，以前に行ったCO ＋ H → HCOのkH(CO)と比較したところ，kD(CO)/kH(CO) ～ 0.1となった．つまり，D

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日本惑星科学会誌 Vol.14.No.4,2005

原子の付加反応はH原子付加に比べ1/10と遅く，D原CHD2OH, HDCO, H2CO, CH3OHが 確 認 さ れ た．

子付加反応はH2CO-d
dn, CH3OH-ddnの濃集プロセスの最CHD2OHはD2COにHが逐次付加して生成したもので初のステップにはなり得ない．もっとも，この結果は

あ る．HDCO, H2CO, CH3OHの 生 成 経 路 は，D2CO

実験をする以前からある程度予想は付いていた．COのDが す べ てHに 置 換4)さ れH2COに 変 化 し た 後 にHへの水素原子付加反応はトンネル反応なので，付加すがさらに逐次付加してCH3OHへ至ったと考えられるる原子がDになった場合，質量が倍になることにより（D2CO → HDCO → H2CO → CH3OH）．主要な生成反応のポテンシャル障壁（障壁の高さが活性化エネル

物はすべての照射時間でCHD2OHであったが，最終ギー）をトンネルする確率は格段に下がるからだ．

的（分子雲106年相当）にCH3OH量がCHD2OHに匹敵した．この反応系ではi)の場合と違って付加反応が十ii) H2CO + D

分に起こるのが特徴だ．

i) の結果から，COからスタートした場合にはDCOは出来にくく，塵に降り注ぐ原子の量としてHがより

上記i) ～ iii)の実験で分かったことをまとめる．

多い環境では，H原子付加反応により，むしろH2CO

・安定分子（CO, H2CO, HDCO, D2CO）にD原子がが卓越することが分かった．次にH2COを親分子に付加する速度は非常に遅い．

してD原子を照射する実験を行った．照射後すぐに・H2COにD原子を入射した場合は置換反応し，最H2COの減少と伴にHDCOが生成され，続いてD2CO

終的にD2COに落ち着く傾向にあり，付加は進みが生成された．これらの生成物はH2COへの単純なD

にくい．

原子付加ではなく，H2COのHと入射したDが置換し，・D2COにH原子を入射した場合，置換反応でH2CO

最終的には２度置換が起こってD2COに達したことをを生成するものの，D2COにそのまま付加し，意味する．ここで“置換”の意味は必ずしもHとD原CHD2OHを生成する反応も同程度みられる．生子が“直接交換（たとえば反応（５））”する反応だ

成したH2COはそれに続く付加反応により速やかけを指す訳ではなく，反応（６）のような“H原子引にCH3OHに進む．

き抜き＋D原子付加”の場合も含む．本実験では残念以上のことから，始原分子COが星間塵表面でとりう

ながらどちらが主要な経路か判別することは出来ない．

る主要な進化（重水素化）の経路は，図２のグレーのH2CO ＋ D → HDCO ＋ H(5)

矢印のようになることが分かった．反応速度の相対的H2CO ＋ D → HCO ＋ HD

(6-a)

な違いは矢印の太さで示した（グレー破線の経路に関HCO ＋ D → HDCO

(6-b) .

しては次号に議論する）．分子雲で高度の濃集が観測

H2CO，HDCOにDが 逐 次 付 加 し て， そ れ ぞ れされているD2COを生成するにはCOへのD原子逐次付

CH2DOD，CHD2ODを 生 成 す る 過 程 や，D2COか ら

加よりも，むしろH2CO生成後のH-Dの置換反応が有

CD3ODが生成する反応はあまり見られず，分子雲で効である．CHD2OHの生成には，H2COへのD原子逐106年間に相当するD照射量を与えた後の主要生成物

次付加よりもD2COへのH原子付加の経路が効率的ではD2COであった．これで仮にD2COやHDCOがH原子ある．また，実験的な制約からHDCOを反応の親分子照射によりH2COに戻る反応が遅ければ，このH2COとした実験は行っていないが，D2CO, H2CO ＋ Hの実

における置換反応は重水素濃集プロセスとなりうる．

験結果から，HDCOにH原子が逐次付加してCH2DOHiii) D2CO + H

4. この系では，分子内の D 原子が H 原子と直接交換する反応は吸熱過程なので，ここでの“置換”は”H 原子による分子内 D の引き抜き＋ H 原子付加“を意味する．

D2COにH原 子 を 照 射 す る と， 生 成 物 と し て

星間塵表面反応による星間分子の重水素濃集メカニズム／渡部，長岡，日高，香内181を生成する過程も起こりえるが，むしろ置換反応によCH3OHの重水素化過程を初めて実験的に調べ，これってH2CO生成に向かう過程が主要だといえる．

まで全く情報のなかった重水素体生成経路を明らかにした．星間塵表面における重水素濃集にはD原子の付�������＋����������

加反応だけでなく，H-D置換反応が重要な役割を果たしている．H2O, NH3, CH4では置換反応は確認されず，

ラジカルは反応性が高いため，充分な量を試料固体として用意することは実験的に極めて難しい．それゆこれらの分子における濃集度がH2CO, CH3OHに比べて低いという観測結果と整合する．

え，
本研究では安定分子に至る途中のラジカル（HCO,

本稿ではH2CO-ddnの生成経路に関して得られた定性

DCO, CH3O等）を親として原子を照射する実験を行的な情報を中心に報告した．実際の分子雲ではH，D

うことが出来なかった．ラジカルと水素などの活性原原子がある割合で常に塵に降り注いでいる．分子雲の子の反応は一般的に活性化エネルギーが低く，安定分プロセスを正しくシミュレートするためには，COへH，子との反応よりも格段に速く進み，H，D原子によるD原子を同時に照射する実験（上記vii））が不可欠で反応速度や反応経路の違いも現れにくいと考えられる．

ある．次号（長岡ら）の記事ではこの結果を報告する

したがって，実際の星間塵表面ではH2CO-ddnの生成経と伴に，CH3OH-ddn生成経路と濃集過程に関してより路として，CO ＋ H → HCO; HCO + D → HDCOと定量的な議論と，実験結果と観測との比較を行う予定

いう反応も起こり得るであろう．H2CO, H2CO-d
dnから

である．

CH3OH-ddnに至る経路を考えると，話はややこしくなるが，これに関しては次号（長岡ら）で議論する予定だ．

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この研究を遂行する上で，北海道大学低温科学研究
所技術部の新堀邦夫氏，中坪俊一氏，藤田和之氏に装本研究ではH2O, NH3, およびCH4固体にD原子を照

置開発の面で大変お世話になった．ここで御礼を申し射する実験も行っている．この系に関しては，調べた上げたい．また，名古屋大の奥地拓生氏には本稿に対実験のパラメーターがまだ少ないので最終的な結論にして的確なコメントを頂き感謝します．

は至っていないが，少なくとも表面温度10Kにおいてはいずれの系でも反応は見られなかった．つまり，一����度標準体が生成してしまったら，置換反応による重水素化は起こらないということだ．他の重水素化経路[1] 渡部ほか，2004 「遊星人」vol.13, 226.

としてD原子付加反応（OH ＋ D, NH ＋ D）も考え[2] たとえばRobert, F., Gautier, D., & Dubrulle, B.,られるが，上述のH2COにくらべて重水素化のチャンネルが少ないことは確かなようだ．これはH2O, NH3,

2000, Space Sci. Rev. 92, 201.
[3] たとえばTielens, A. G. G. M. 1997, inCH4における重水素濃集度がH2CO, CH3OHに比べてAstrophysical Implications of the Laboratory

低いという観測結果とも調和的である．

Study of Presolar Materials, eds. T. J.
Bernatowicz & E. K. Zinner, p.523.

���まとめ[4] Geiss, J. & Reeves, H., 1981, Astron. Astrophys.
93, 189星 間 塵 表 面 反 応 に よ る 星 間 分 子， 特 にH2CO,[5] Parise, B. et al. 2005, Astron. Astrophys. 431,

182

日本惑星科学会誌 Vol.14.No.4,2005
547.

[6] Hatchell, J. 2003, Astron. Astrophys., 403, L25[7] Roueff, E., Lis, D. C. et al. 2005, Astron.
Astrophys. 438, 585.
[8] Loinard, L. et al., 2000, Astron. Astrophys. 359,
1169.
[9] Paris, B. et al., 2004, Astron. Astrophys. 416,
159.
[10] たとえば Millar, T. J., Bennett, A., & Herbst,
E., 1989, Astrophys. J. 340, 906.
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Astron. Astrophys. 290, 266.
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Not. R. Astr. Soc. 244, 432.
[13] Tielens, A. G. G. M., & Whittet, D. C. B.,
1997, in Molecules in Astrophysics: Probe andProcesses, ed. E. F. van Dishoeck (Dordrecht:
Kluwer), 45.
[14] Gibb, E. L., Whittet, D. C. B., Boogert, A. C.
A., & Tielens, A. G. G. M., 2004, Astrophys. J.
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[15] Galloway, E. T. & Herbst. E., 1989, Astron.
Astrophys. 211, 413.
[16] Tielens, A. G. G. M. & Allamandola, L. J., 1987,
in Physical Processes in Interstellar Clouds,
eds. G. E. Morfill & M. Scholer (Dordrecht,
Reidel) p.333.
[17] 教科書として，たとえば”Dust and Chemistryin Astronomy” (1993) eds. T. J. Millar & D.
A. Williams, (IOP, Bristol).
[18] たとえばCharnley, S. B., Tielens, A. G. G. M. &Rodgers, S. D., 1997, Astrophys. J. 482, L203.
[19] Roberts, H. & Millar T. J., 2000, Astron.
Astrophys. 361, 388.
[20] Osamura, Y., Roberts, H., & Herbst, E., 2005,
Astrophys. J. 621, 348.
[21] Watanabe, N., & Kouchi, A. 2002, Astrophys.

J. 571, L173.
[22] Watanabe, N., Shiraki, T., & Kouchi, A., 2003,
Astrophys. J. 588, L121.
[23] Watanabe, N., Nagaoka, A., Shiraki, T., &Kouchi, A., 2004, Astrophys. J. 616, 638.
[24] Hidaka, H., Watanabe, N., Shiraki, T.,
Nagaoaka, A., & Kouchi, A., 2004, Astrophys.
J. 614, 1124.