放射光による彗星塵衝突トラックの非破壊分析／𡈽山，中村281

放射光による彗星塵衝突トラックの非破壊分析1

𡈽山 明 ，中村智樹

2（要旨）放射光を用いたマイクロトモグラフィー撮影とＸ線蛍光分析により，彗星塵捕獲時にシリカエアロジェル中に形成された衝突トラックの３次元構造（長さ・幅・体積など）の定量的な解析と，彗星塵粒子の元素組成及びその分布を求めた．エアロジェルに突入した塵は多くの破片にわかれ，分岐したトラックの終端にある比較的大きな粒子だけでなく，トラック内壁にも微細な粒子が広く分布していた．トラック内部から塵に由来する多量の鉄が検出され，その総量は突入した彗星塵粒子の質量と関係している．３次元構造解析から求めたトラックの体積が突入粒子の運動エネルギーに比例すると仮定する事で，彗星塵は低分子有機物や氷などの高揮発性物質を含むことが示唆され，それがトラックのバルブ状部分の形成に寄与したと考えられる．今後，より多くのトラックについて同様の研究をすすめることにより，トラック形成の物理と突入粒子の再現に迫ることができる．

1. はじめに集まり（無水惑星間塵的なもの）が突入時に破壊して形成され，強度の高い結晶性粒子が奥まで侵入して細スターダスト探査機は木星族彗星であるヴィルト２長いトラックを作ったと考えられている [3,6]．

彗星に接近して，彗星塵を採取し地球に持ち帰った

本稿では，国際共同研究で行われた彗星塵試料初期[1]．彗星塵は探査機との相対速度が6.1 km/秒と大き分析の一環として，筆者らを中心とした日本の初期分いため，エアロジェルと呼ばれる超低密度多孔質シリ析グループがおこなった衝突トラックの３次元構造カガラス（5-50 mg/cc）を用いて捕獲された [2]．エ

解析と元素組成分析，及びその分布に関する研究結アロジェルに突入した彗星塵は衝突トラックと呼ばれ

果 [7] についての概要を述べる．また，2006年12月をる細長い空隙を作り，粒子は最大数十μm以下の多くもって初期分析が終了した後も，本稿に述べるテクニの破片にわかれて捕獲されていた．そのため，突入しックを使用して更なる詳細分析は現在も進行中であり，た彗星塵そのものを再構成することには非常に困難

機会があればまた紹介したい．

を伴うが，初期分析の結果，彗星塵は脆くて微細な粒子と比較的大きな結晶性のよい粒子の集合体であり

2. 実 験

[3,4]，彗星塵全体の化学組成はCIコンドライトと大差ないことがわかった [5]．

NASAジョンソンスペースセンターのスターダス

彗星塵の衝突トラックは，入口付近のズングリとし

ト・ラボラトリー [2] において，塵捕獲器から取り出たバルブ（電球）状の部分とその先の細いトラックかされたエアロジェルは彗星塵試料とそのトラックを含らなる（例えば図１a）．バルブは脆くて微細な粒子のむように，キーストーンと呼ばれるおおよそ1mm程度の大きさの３角形の平板に切り出された（図１b）．

1. 大阪大学大学院理学研究科
2. 九州大学大学院理学研究院

我々のグループは，初期分析で４つのキーストーン282

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.4,2007
を変えることなく，高空間分解能マイクロトモグラフ
ィー撮影とＸ線蛍光分析をおこなうことにある（図２）．
これらによりトラックの３次元構造の定量的な解明と，トラック内部に存在する彗星塵由来の様々な元素の分布を求めることができる．
分析に先立って最初にトラック全体のＸ線投影像撮
影をおこない（ラジオグラフィー）
（図１b）
，トラッ
ク形成時に分裂してしまった塵粒子のなかでも比較的大きな塵粒子（～10μm）の位置を確認し，Ｘ線蛍光分析をおこなう領域を決定した．次に，その領域をＸ線蛍光法により12元素（S, Ca, Cr, Mn, Fe, Ni, Zn,Cu, Ga, Ge, AsおよびSe）の分析をおこなった．Siはエアロジェルの主要成分であるため，また Mg などSi 以下の軽元素は大気と試料自身による吸収が大きいので測定できなかった．その後，トモグラフィー撮

図 1： トラック 68（スカイロケット）の分析例．（a）キーストーンに含まれる彗星塵とその衝突トラックの光学顕微鏡写真．E: トラック入口，B: バルブ状の部分，
TG-M: メイントラックの終端粒子，TG-S: サブトラッ
クの終端粒子．（b）キーストーン全体のＸ線透視像（ラジオグラフ）とＸ線蛍光分析個所（四角で囲んだ領域および大きな突入粒子破片：P1-P4）．（c）CT 像の一例（T: トラック空隙，A: 高密度化したエアロジェ
ル，C: 放射状クラック，G: 粒子破片）．（d）３次元
CT 像をもとに，画像処理により求めたトラックの伸長方向の断面像．

影をおこない（実効空間分解能は約1 μm）（図１c），スライス像（CT像）を積み重ねることによって３次元像を得た（図１d）．長いトラックは一度にすべてを撮影できないので，位置をずらして複数回撮影して，画像処理によりこれらを３次元的に繋げた．得られた３次元像は，独自に開発した３次元画像処理用ソフト
ウェアSLICE [8]を用いた画像解析により衝突トラッ
ク長や幅・体積などの定量的なデータを得た．分析した４つのトラックのうち１つは破損していたので，残り３つのトラックについて解析をおこなった．これらは，その形状により「ゴボウ」（図３a, 長さ940 μm），「ナメクジ」（図３b, 同120 μm）「，スカイロケット（ロケット花火）」（図３cとd, 同2640 μm）と名づけられた．

図 2： 実 験 装 置（Spring-8 の ビ ー ム ラ イ ン BL47XU）．A:
Ｘ線ビーム入射口，B: サンプルステージ，C: Ｘ線像検出器（トモグラフィー），D: 蛍光Ｘ線検出器．サンプルステージの正方形の一辺が 5 cm．

3. CT像による衝突トラックの３次元形状解析
図１cに示したCT像において，塵粒子による衝突トラックは周囲よりもより暗く写った空隙として表示さの衝突トラックのマイクロトモグラフィーによる３次れる．トラック壁面のほとんどの部分には，粒子突入

元内部構造撮影とＸ線蛍光分析をSPring-8放射光施による衝撃波によって融けたか，あるいは圧縮されて設でおこなった．本施設における実験の最大の特徴

高密度化したエアロジェルが明るく写っている．また，は，サンプルステージに搭載したキーストーンの位置

この高密度化したエアロジェルの壁を突き破って，ク放射光による彗星塵衝突トラックの非破壊分析／𡈽山，中村283

図 4： 定量的なトラックの形状．入口からの距離 , z, の関数としての半径 , r, が，それぞれトラック体積 , Vt,の 1/3 乗で規格化してある．キャロットタイプのトラックであるゴボウとスカイロケットもバルブ部分が発達していることがわかる．

ラック全体にわたり広く分布している．１枚のCT像
で放射状のクラックと見えたものは実際にはＵ字状になっており，その中心部からサブトラックが分岐して行くことがわかる（図３d）．
得られたCT像より，トラック入口からの距離（深図 3： トラックの３次元形状を示す鳥瞰図．矢印は突入粒子の入口を示す．（a）トラック 46（ゴボウ）トラッ
ク長：940 μm，（b）トラック 67（ナメクジ）トラッ
ク長：120 μm，（c）トラック 68（スカイロケット）トラック長：2640 μm，（d）スカイロケットのバルブ部分の拡大図．矢印 ST はサブトラックの出射方向を示す．

さ）におけるトラック空隙の断面積を得ることができる．これにより，衝突トラックの体積だけでなく，その断面を円相当径で近似することによりトラック形状を定量的に求めることができる．体積の1/3乗で規格化した定量的なトラック形状を図４に示す．いずれのラックが放射状に発達している．突入してきた粒子のトラックも入口は狭く，その奥で拡がってバルブを作

破片は，孤立した明るい粒子として，トラック終端（終っていることがわかる．

端粒子），トラック壁や放射状のクラック内に存在している．これらのトラック構成要素を画像より抽出し，トラックの３次元外形を求めた．ゴボウは細長いキャ

4. 化学組成・元素分布とトラック形状との比較

ロットタイプのトラックでややカーブしている（図３Ｘ線蛍光分析によって12元素全てが測定できたトラa）．ナメクジはバルブのみからなっており，その終端ックはスカイロケットのみであり，他の２つは微量元に複数の終端粒子が存在している（図３b）．スカイ

素濃度が分析機器の検出限界以下であったため Fe あロケットもキャロットタイプのトラックであり，ゴボるいは Ni のみ測定した．スカイロケットのバルブ領

ウ同様にメイントラックはややカーブしている．また，域には Fe が多く存在し，バルブ内部全域に多くの微バルブ部分の先，または途中から複数の細長いトラッ細粒子破片が存在していることがわかる．分岐したトクが分岐している．分岐したトラックの終端にはすべラックの終端に存在する比較的大きな粒子破片にもて粒子破片が認められる（図３c）．粒子破片は終端だ

Fe が存在しており，トラック全域から求められた総けでなく，バルブ内部や細長いトラック壁，さらにク鉄量のうち32 %を占めていることがわかった．化学組

284

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.4,2007

成のデータの詳細は文献 [5] に初期分析結果の一部として掲載されている．

謝 辞

トラックの総鉄量は突入粒子のもつ Fe の質量そのものなので，元の塵粒子が太陽系平均元素組成を持つ地球外サンプルが採取され，人間の手で分析できると仮定すると，塵粒子の質量が推定できる．彗星塵ののは，アポロ計画やルナ計画によってもたらされた月エアロジェルへの突入速度は一定とみなすことができのサンプル以来，おおよそ30年ぶりのことである．こるので，塵粒子の運動エネルギーはその質量のみの関のような機会に参加できたことは，本当にありがた数となる．トラックの体積は運動エネルギーに比例すいことである．キーストーンの実物を最初に見たとる [9] と考えると，総鉄量とトラック体積の比は一定き，これが宇宙を旅して彗星から地球に帰還したサンにならなければならない．しかしながら，バルブのみプルなのかと胸踊り感激したことは，生涯忘れられなからなるナメクジ（図３b）はこの比が有意に小さく，いであろう．アメリカの惑星探査の実力とサイエンス他の２つのトラックと比べて相対的に Fe に乏しいこの懐の深さを改めて感じた．このような機会を与えてとがわかった．

いただいた Don Brownlee 博士をはじめとする初期彗星塵を（１）無水惑星間塵的な脆くて微細な粒子分析チームリーダーに感謝したい．また，共同研究者の集まり，（２）CAIやコンドリュールに類似した鉱である，上杉健太朗，鈴木芳生，竹内晃久博士（以上

物の集合体からなる結晶質粒子 [3, 4]，（３）低分子SPring-8），中野司博士（産総研），岡崎隆秀，飯田の有機物や氷などの高揮発性成分の集合体と仮定しよ

洋祐氏（以上大阪大学），赤木剛博士，城後香里氏（以う．上記それぞれの成分に関してトラック体積が運動上九州大学）に感謝する．SPring-8における実験でエネルギーに比例し，さらにこれらの間に加成性があは，多くのビームラインスタッフや様々な大学の研究るすれば，総鉄量とトラック体積の比の比較から，彗者，大学院生に協力していただいた．

星塵粒子には高揮発性成分が存在する必要があり，それはナメクジに最も多く含まれていることが予想され参考文献

る．このことは，バルブ形成には（１）の微細粒子集合体だけでなく，衝突時に失われた（３）の高揮発性[1] Brownlee, D. et al., 2006, Science 314, 1711.

成分が寄与している可能性を示唆しているが，今後よ[2] 中村 圭子, マイケル・ゾレンスキー , 2007, 遊星

り多くのトラックの分析が必要であろう．

人 本号.
[3] Zolensky, M. et al. 2006, Science 314, 1735.

5. まとめ[4] Nakamura, T. et al., 2007, Meteorit. & Planet.
Sci.（Stardust Special Issue）, in press.

以上のように，放射光を利用したマイクロトモグラ[5] Flynn, G. F. et al., 2006, Science 314, 1731.

フィーとＸ線蛍光分析を用いることにより，非破壊で[6] Hörz, F. et al., 2006, Science 314, 1716.

彗星塵の衝突トラックの３次元構造と元素組成・分布[7] Tsuchiyama, A. et al, 2007, Meteorit. & Planet.

を得ることができた．今後，多くの衝突トラックにつSci.（Stardust Special Issue）, under revision.

いて研究をすすめることでトラック形成の物理と突入[8] 中野 司ら，2006，財団法人高輝度光科学研究セした彗星塵粒子の再現に迫ることができると考えられンター．Slice Home Page（web）, http://www-る．

bl20.spring8.or.jp/slice/[9] Kadono, T., 1999, Planet. Space Sci. 47, 305.