2018/02/20

高温プラズマ中でのスパッタリングによる宇宙固体微粒子の破壊
野沢 貴也（国立天文台 理論研究部）○ 宇宙固体微粒子（ダスト、宇宙塵）- 大きさ0.001～100 µm- 宇宙の至るところに存在
星間ダスト： 星間空間に存在するダスト➜ 大きさ: 0.001～1 µm

0-0. 自己紹介
○ 野沢 貴也（のざわ たかや）・ 2006年 北海道大学 大学院理学院 地球惑星科学専攻 博士後期課程修了
学位（理学、北海道大学）、指導教官：小笹 隆司教授
・ 2006-2008年 北海道大学 大学院理学院 学術研究員
・ 2008-2014年 東京大学 カブリ数物連携宇宙研究機構 特任研究員（Kavli IPMU, Institute of the Physics and Mathematics for the Universe ）・ 2014年-現在 国立天文台 理論研究部 特任助教（国立天文台フェロー）

私の研究対象・ 宇宙ダストの起源と進化、ダストの物理素過程
・ ダストが天体形成および天文観測に与える影響

0-1. はじめに
ビッグバン（１３７億年前）

地球（現在）

水素・ヘリウム（と微量の軽元素）
ガス（気体）からなる様々な元素（酸素・窒素・鉄など）
気体・液体・固体物質からなる・ 太陽系の諸天体を構成する物質はいつどこでできた？
・ 生命はどのようにして誕生したのか？

0-2. 惑星の原材料としてのダスト
惑星（planets）
R ～ 2000-100000 km

微惑星（planetesimals）
R ～ 0.1-1000 km

星間ダスト（dust grains）
R ～ 0.001-1 µm

小石/石（pebbles/rocks）
R ～ 0.1-100 cm

1-1. 星間ダスト
可視光線で見た天の川銀河 ➜ 多くの領域が暗く見える

赤外線で見た天の川銀河 ➜ 可視光で暗い領域が明るい

ダストは紫外可視光線を吸収し、赤外線を放射する

1-2. 宇宙ダストの役割○ 星の光を吸収・散乱、赤外線で熱輻射➜ 星や銀河の見かけを大きく変える➜ 星間空間のエネルギーバランスを制御○ 表面上における分子の形成➜ 分子雲中での星の形成を促進➜ 有機物の形成場所○ 地球などの固体惑星の原材料（構成物質）➜ ダストの集積で惑星を形成➜ 生命を生み出す基盤に

1-3. 星間ダストは何からできているか？
宇宙に存在する元素（太陽の元素組成）のトップ10(Asplund+2009, ARAA, 47, 481)

Element Log10(n)Ratio to H

H

12.00

1.00

He

10.93

8.51x10-2O

8.69

4.90x10-4C

8.43

2.69x10-4

Ne

7.93

8.51x10-5N

7.83

6.76x10-5

Mg

7.60

3.98x10-5

Si

7.51

3.24x10-5

Fe

7.50

3.16x10-5S

7.12

1.32x10-5星間ガス相における元素の存在量（太陽の元素組成に対する比）(Savage & Sembach 1996, ARAA, 34, 270)

COC, O: 30-70 %Mg, Si: 90-95 %Si

Fe: >99 %Mg
Fe

炭素・酸素のおよそ半分、シリコン・マグネ
シウム・鉄の90%以上はガス相にない➜ 固相（ダスト）として存在するはず

1-4. 星間ダストの組成・サイズ・存在量○ 炭素質ダスト・ graphite （グラファイト）・ 非晶質炭素〇 ケイ酸塩（シリケイト）ダスト・ MgxFe(1-x)SiO3 （輝石）MgSiO3、FeSiO3

・ Mg2xFe2(1-x)SiO4 （かんらん石）
Mg2SiO4、Fe2SiO4、MgFeSiO4・ SiO2 （石英）〇 星間ダストのサイズ分布
古典的モデル (Mathis, Rumpl, & Nordsieck 1977)➜ べき乗分布 dn/dt ∝ a^{-3.5} between a = 0.005-0.25 μm〇 銀河系の星間ダストの総質量 （～5x108 Msun）
ガスの質量のおよそ1％ (DISM ～ 0.01)、全重元素量の半分シリケイトと炭素質ダストの質量比 ： Msil / Mgra ~ 2

1-5. 宇宙ダストの形成場所
星間空間内では、密度が低すぎてダストは形成できない○ 宇宙ダスト（固体微粒子）の生成条件
・ 密度が高い (> ~106 cm-3)・ ダストの原材料である重元素が豊富に存在する・ 温度が低い（1500℃以下に減少する）○ ダストは星の進化末期に形成される- 中質量星（太陽質量の2-8倍）の進化後期に放出されるガス中 ➜ 主に漸近巨星分枝（AGB）星- 大質量星（太陽質量の8倍より重い星）から起こる
超新星爆発

ここまでのまとめ〇 星間ダストは惑星形成の基本構成物質と考えられている〇 ダストは紫外可視光線を吸収し、赤外線を放出する➜ 光の吸収・散乱・熱輻射の効率は、ダストの組成・サイズ分布・量に依存〇 銀河系の星間ダストの組成とサイズ➜ 炭素質ダストとシリケイト、典型的なサイズ（0.005-0.3 µm）〇 銀河系内の星間ダストの量➜ ガスの質量のおよそ1％（～5x108 Msun）、全重元素量の半分➜ Mg, Si, Fe原子のほぼすべてがダストに取り込まれている〇 ダストは進化末期の星（AGB星と超新星）で形成される

2-1. 宇宙におけるダストの生成と進化
ビッグバン

分子雲中でのダストの成長

星間空間中でのダストの破壊・変性
星間空間

原始惑星系円盤

惑星系の形成分子雲星の誕生

大質量星

中質量星

超新星爆発

星間空間へのダスト供給

質量放出

ダストは様々な天体現象と密接に関わっており、銀河中のダストのサイズ分布・存在量は星形成活動とともに時々刻々と変化する

2-2. 星間ダストの供給と破壊〇 星（AGB星・超新星）からの星間ダストの供給率

星形成率=星の消失率

星がAGB星・超新星となる
割合

AGB星・超新星から放出されるガスの割合

ダストが凝縮する割合〇 超新星の衝撃波による星間ダストの破壊効率

超新星が起こる頻度

衝撃波が掃く
ガスの質量AGB星0.004 Msun/yr

超新星
0.006 Msun/yr

星間空間での ダストが破壊ダストとガスの される割合
質量比

星間ダストの破壊効率は供給率を上回る➜ 星間ダストの量は時間とともに減少するはず

2-3. 高温ガス中でのダストの破壊過程○ 高温プラズマ中でもダストは蒸発しない➜ ガス密度が非常に低いため➜ ダストの温度は高々100K程度（電子の衝突加熱とダストの熱放射冷却のバランスで決まる）○ スパッタリング（sputtering）
高エネルギーのイオンの衝突により、固体表面の原子がはじきだされる物理過程➜ ダストの表面が徐々に削られる
スパッタリングイールド Y(E)：
入射イオン一個の衝突あたりに固体から放出される原子の数

2-4. スパッタリングイールドの見積もり〇 スパッタリングイールドの理論公式 (Bohdansky 1984)## backward sputtering, normal incidence（垂直入射）K (free parameter) ➜ 実験との比較から決定

2-5-1. スパッタリングイールド(1)Nozawa+2006

2-5-2. スパッタリングイールド(2)Nozawa+2006

2-6-1. スパッタリングによるダストの破壊(1)〇 球形ダストの体積変化〇 スパッタリングによるダスト半径の減少率

スパッタリングによる半径の減少率は、ダストの初期半径に陽に依存しない

2-6-2. スパッタリングによるダストの破壊(2)Nozawa+2006

横軸： イオンの温度（熱速度分布）

横軸： ダストとガスの相対速度

・ スパッタリングによるダスト半径の減少率は、105 K（数十km） から急激に増加し、107-108 K（500-1000 km/s）にピークをもつ
・ T > 106 Kでは、半径の減少率は温度にあまり依存しない

3-1. スパッタリングによるダスト半径の減少率〇 宇宙空間でのスパッタリングによるダストの半径の減少率〇 地上（核融合炉）でのスパッタリングによる浸食率

スパッタリングイールドは過大評価されていないか？

3-2. ガスイオンの衝突のタイムスケール〇 原子ガスの衝突のタイムスケール〇 半径1 µmのダスト（ビーム領域）に対して## 半径1 µmのダストのエネルギー散逸のタイムスケール : ～10-6 s

地上実験ではprojectilesは、doseとして入射される➜ 宇宙環境でのダスト破壊に適用できるのか？

3-3. 星間ダストが有限サイズである効果〇 前提
・ 垂直入射・ バルク物質を仮定
ダスト

星間ダストは有限サイズ（< 1 µm）であり、それがどのような効果をもたらすのかよくわかっていない3-4. 超新星衝撃波による星間ダストの破壊
Nozawa+2006

超新星残骸の密度・温度進化

超新星残骸中のダストの進化

高温プラズマ中では、小さいダストが支配的に破壊される

3-5. ダストのサイズ分布の変化
Nozawa+2006

破壊前

破壊後

3-6. スパッタリングによるダストの破壊効率
Nozawa+2006

衝撃波による星間ダストの破壊効率

衝撃波により掃かれるガスの質量

4-1. 星間ダストの供給と破壊〇 星（AGB星・超新星）からの星間ダストの供給率

星形成率=星の消失率

星がAGB星・超新星となる割合

AGB星・超新星から放出されるガスの割合
dust

MAGB星
0.004 Msun/yr

ダストが凝縮する割合= 0.6 Msun / SN

〇 超新星の衝撃波による星間ダストの破壊効率

超新星
0.006 Msun/yr

Mdust = -6 Msun / SN
超新星が起こる頻度

衝撃波が掃くガスの質量

星間空間での ダストが破壊ダストとガスの される割合
質量比

星間ダストの破壊効率は供給率を上回る➜ 星間ダストの量は時間とともに減少するはず

4-2. SN 1987A内の大量のダストの観測
SED of 25-years old SN 1987A

Matsuura+2011, Science
Indebetouw+2014

HerschelやALMAによる遠赤外線の観測は、SN 1987A内に ~0.5 Msunものダスト（温度20K）が形成されていることを明らかにした4-3. 後退衝撃波による生成したダストの破壊

Nozawa 2014, 天文月報

超新星内部で形成したダストは、やがて後退衝撃波によって掃かれ、その多くは破壊されてしまう

4-4. 超新星残骸内でのダストの進化
モデル : Mpr= 20 Msun (E51=1), nH,0 = 1 cm-3
ダストの軌道○ 超新星残骸内でのダストの進化は、ダストの初期半径と組成に強く依存する

aini = 0.01 μm (dotted lines)➔ 完全に破壊される
ダスト半径の時間進化

aini = 0.1 μm (solid lines)➔ shell中に捕獲される
aini = 1 μm (dashed lines)➔ 星間空間に放出される

4-5. 超新星爆発時に放出されるダストの性質
Nozawa+2007, ApJ, 666, 955
放出されるダスト量
ダスト形成時のサイズ分布‐破壊後のダストのサイズ分布は大きい
半径（> 0.1 μm）のものに支配される‐星間空間の密度が高いほど、より多くのダストが破壊される‐nH = 1 cm-3の星間ガス密度では、0.07-0.4 Msunのダストを星間空間へ

衝撃波による破壊後のサイズ分布

まとめ〇 星間ダストの破壊効率は、星からのダスト供給率よりも高い➜ 現在の銀河系の星間ダストの総量を説明できなさそう〇 スパッタリングによるダスト半径の減少率➜ バルク物質に対する地上実験結果に基づいている➜ 宇宙環境で有限サイズの星間ダストに適用できるか？

〇 超新星内部で形成されたダストも、後退衝撃波によって掃かれ破壊される➜ 超新星による星間ダストの供給量に大きな影響