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日本惑星科学会誌 Vol. 25, No. 4, 20162015年度日本惑星科学会最優研究者賞受賞記念論文

衝撃蒸発・脱ガス実験から探る初期太陽系天体
表層環境
黒澤 耕介

1

2016年10月12日受領，査読を経て2016年11月4日受理．

（要旨）高速度天体衝突は惑星の表層平均場に非平衡場を作り出し，惑星システムへのパルス的な環境変動を与える．そこからの緩和過程は惑星システムそのものに依存し，その多様性を強調する可能性がある．筆者らの研究グループは平衡場を乱す主要因であると考えられる高エネルギー密度領域の物理・化学過程に注目し，その素過程の解明を目指して実験的研究を進めてきた．本稿ではその成果を紹介するとともに，近年の惑星形成理論の進展と合わせて初期太陽系天体の表層進化を推定するための展望について述べる．

1. はじめに

2. 天体衝突現象の熱力学的記載

初期地球の表層環境を解明することは，地球がなぜ

地球マントル試料の強親鉄性元素濃度や，月面のク

生命あふれる惑星に成長できたのか？という比較惑星

レータ計数などから金属核形成後の地球には数億年の学の根本的な問に答えるために必須であろう．しかし間に～10ながら，現在のところ地質試料がジルコン粒子に限ら[e.g.，
1]．この質量は地球質量の 0.1-1 wt% に対応し，れる「冥王代」の地球表層環境で何が起こっていたの地球がおよそ 10 km 太ったことになる．この時期の地か？を探ることは難しい．本稿ではこの時代が天体重球への典型的な衝突速度は v ～20 km/s であると推定

爆撃の最中であること，そして頻発していた天体衝突されている [2]．天体衝突で達成されるエネルギー密が表層進化の主要な駆動力であったことに着目し，天度は e = v /2 = 200 MJ/kg に達する．このエネルギー

体衝突現象の理解から初期地球，そして初期太陽系の密度を温度 T と圧力 P に対応させると，それぞれ T =惑星 / 衛星 / 小天体表層進化を探るための方針を述べ

e/Cp=2 x 10 K，P = ρe = 6 x 10 GPa となる．ここでることにしたい．

Cp ～10 J/kg/K，ρ～3 x 10 kg/m はそれぞれ典型

22kg の物質が集積したことがわかっている

2

5

3

2

3

3

以下に本稿の構成を述べる．2 章では天体衝突現象

的な岩石の定圧比熱，密度である．地球では中心核まの特異性とその熱力学的記載について解説し，特にで含めてもこのような高温あるいは高圧条件に達する「エントロピー法」の有用性について紹介する．3 章で場所は存在しない．すなわち天体衝突は地球上の平均

はエントロピー法を用いて単発の天体衝突の帰結を推場では決して駆動されない特異な物理・化学過程を引定するための筆者らの研究を紹介する．4 章では個々

き起こしていただろう．言い換えると天体衝突は惑星の天体衝突に関する知見と，近年の惑星形成理論の進システムに非平衡場を作りだしていたと推定される．

展を結びつけ天体重爆撃を記述するための確率論的モ

その後，復元強制力によって平衡に慣らされていくこ

デルの構築について紹介する．最後に 5 章ではこの数とになるが，この環境応答は惑星システムそのものに値モデルを用いた初期太陽系天体の表層環境の推定に依存し，惑星の多様性を一層強調する一因になりえる．

向けて展望を述べる .

そして，復元過程においては平均場では生じない特異1. 千葉工業大学 惑星探査研究センター
kosuke.kurosawa@perc.it-chiba.ac.jp■2016遊星人Vol25-4.indd

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な地質試料が残される可能性がある．この痕跡を紐解くことで過去の惑星システムの表層環境についての知2016/12/05

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衝撃蒸発・脱ガス実験から探る初期太陽系天体表層環境／黒澤137

過程（エントロピー変化 dS = 0）とみなせる．不可逆加熱によってエントロピーは上昇しているので，もとの圧力，あるいはもとの体積まで膨張したときには相図上の異なる点に到達する．このとき相境界をまたいでいれば断熱膨張中に相変化が起きた，ということになる．この挙動を理解するにはエントロピー S を横軸に圧力 P，あるいは温度 T を縦軸にとった図を用いると便利である [e.g.，3]．図 1 に S-P 平面にプロットした橄 欖 石 [3]， 炭 酸 塩 [4]， そ し て 水 [5，6] に つ い て の
Hugoniot 曲線と気液相境界を示す．衝撃圧力が 1-10
GPa を超えると衝撃波が発生し，エントロピーが顕著に上昇することがわかる．気液相境界は S-P 平面では上に凸の曲線として表され，しばしば Liquid-vapor
dome などと呼ばれる [e.g.，7, 8]．ドームの内側は気相
図1： エ ン ト ロ ピ ー － 圧 力 平 面 上 の 橄 欖 石， 炭 酸 塩， 水 の
Hugoniot曲線と気液相境界．断熱膨張過程はこの平面でX
5軸への垂線として表せる．圧力の単位は１ atm = 10 Paである．黒澤（2016）[27]のFig.1を改変．

と液相が共存している状態（部分蒸発状態）
である．部
分蒸発状態は P-T 図上では一本の直線である蒸気圧
曲線上の点に対応することを注意しておこう．ドームの頂点は臨界点，臨界点よりも低エントロピー側は蒸見を得ることができるかもしれない．これが天体衝突発開始に必要なエントロピー Siv を圧力の関数として時の高エネルギー密度領域を研究する重要性であり，表した曲線，臨界点よりも高エントロピー側は完全蒸

面白さであるといえよう .

発に必要なそれ Scv に対応している．S-P 平面図では天体衝突によって引き起こされる全ての物理・化学

断熱解放曲線は X 軸（エントロピー）への垂線で表さ過程は衝突天体が持ち込んだ運動エネルギーが衝突天れる．このことから Hugoniot 曲線と解放後に興味あ体そのものと被衝突天体物質の運動エネルギーと内部る圧力 における Siv，Scv が既知であれば，ある速度でエネルギーへ分配された結果である．筆者らの研究グ

天体衝突が起こったときに蒸発が起こるのかどうか，

ループは衝突現象の中でも蒸発が起こるような特に高そして蒸発が起こるならば発生する蒸気量はレバール

エネルギー密度領域の素過程の解明に取り組んできた．

ールを用いて計算することが可能になる．このように

以下では熱力学を用いてどのように衝突現象を記述でエントロピーを用いて整理することで，天体衝突が起きるのか？そしてその理論的枠組を用いるために必要きたときに何が起こるのかを推定する際の見通しがよ

な実験データは何か？について述べていく．

く な る． こ の 理 論 的 枠 組 は Ahrens and O＇keefe

最初に衝突によって熔融や蒸発といった相変化が起こる理由を相図上の挙動として解説する．衝突によって発生した圧縮波の伝播速度が標的の音速を超えると1（1972）[9] によって提案され広く用いられている [e.g.，3，4，6-9]．以下本稿では「エントロピー法」と呼ぶ．
ここでエントロピー法を用いるために必要なデータ，

衝撃波が発生し，相図上で Hugoniot 曲線上の点に移すなわち衝撃圧縮時に増加するエントロピー，そして動する．このとき衝撃波面の前後で質量，運動量，エ

解放後のエントロピーについて解説する．エントロピ

ネルギーは保存するが，不可逆加熱によってエントロ

ーは直接計測できる物理量ではないので，実験データ

ピーは増加する．数 km/s という高速度衝突で達成さを用いて適当な熱力学的演算を行う必要がある．まずれる温度・圧力は周囲の環境に比べて高温・高圧であ衝撃圧縮実験で得られた種々のデータを用いて S-Pるため，希薄波の到達とともに圧縮された物質が周辺平面上で Hugoniot 曲線を計算する手順について述べ

空間に急激に膨張する．周辺物質に与える仕事で失わる．原理的には熱力学第一，第二法則の定義に従ってれる内部エネルギーは，膨張による内部エネルギーのエントロピーの変化量変化に比べて無視できるほど小さく，この過程は断熱

1. 多くの場合，1気圧が参照値として用いられる．

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dS =d E Pth
+
dV
T
T

（1）

衝撃実験で C0，s を決めると衝撃圧力 PH は一意に定まる．しかし Pth と PC を独立に決定することはできない．

を Hugoniot 曲線上の圧力まで積分すればよい（以下，

熱圧力 Pth を推定するために Mie-Grüneisen EOS が頻

エントロピー積分と呼ぶ .）．ここで E，T，Pth，V は繁に用いられる ．物質の熱・弾性情報を全て内包しそれぞれ内部エネルギー，温度，熱圧力，比体積であた体積 V の関数である Grüneisen parameter Γ（V）をる．エントロピーは状態量であるため，積分経路は自用いることで熱圧力は PH = Γ E/V と表される ．任意

3

4

由に決めてよいが，経路に沿って上記の物理量が既知の 体 積 に お け る の Γ の 値 が 既 知 で あ れ ば Mie-

であることが求められる．過去の一段式火薬銃 [e.g.，

Grüneisen EOS を用いて衝撃圧縮状態における熱圧力10]，二段式軽ガス銃 [e.g.，11]，高強度レーザー [e.g.，を計算できる ．続いて E と T の関係，つまり比熱に12]，核爆発 [e.g.，13] などを用いた実験によって地球

つ い て 述 べ よ う． エ ン ト ロ ピ ー 積 分 を 行 う 際 に は科学的に興味のある物質の圧力 P，比体積 V，内部エ

Hugoniot 曲線に沿って比熱が既知である必要がある．

ネルギー E 空間上での Hugoniot 曲線は得られている

衝撃温度計測は熱力学的には物質の比熱を計測するこ場合が多い [e.g.，13，14]．そこで積分経路を Hugoniotとと等価である．従って衝撃温度データが報告されて曲線にとることが有効である [e.g.，7，15-17]．よく知らいれば，実験データを用いてエントロピー積分を実行

5

れているように Rankine-Hugoniot 方程式は PH，V，E， することができる．残念なことに衝撃温度計測は不透
Vs，up の 5 つの未知数と 3 つの式からなっており，こ明試料に対しては精確な計測が困難であることから十の中の 2 つを計測することで他の物理量を一意に決定分なデータが存在しない場合が多くある．この場合はできる [e.g.，5]．ここで PH，Vs，up はそれぞれ衝撃圧力， 比熱を固体比熱の高温極限である Dulong-Petit の値
衝撃波速度，粒子速度である．Vs と up の間には Vs =2

（Cv = 3nR /μ，ここで Cv，n，R，μ はそれぞれ定積

C0 + sup という線型関係式 が多くの物質について成

比熱，物質を構成する原子数 気体定数，平均分子量）

立することがわかっている．ここで C0，s はそれぞれで一定であると仮定することが多い．この手法で計算

バルク音速，定数である．そこで多くの場合 Vs と up

した衝撃温度とエントロピーは過去に一段式火薬銃，が実験的に計測され，C0 と s が報告される [e.g.，
13, 14]．

二段式軽ガス銃を用いた衝撃圧縮実験で得られたデー

Vs と up の関係が既知になると衝撃圧縮時の比体積 V

タをよく再現する [17]．ただし，Grüneisen parameterを標準比体積 Vo と Vs と up を使って書き下すことがでの体積依存性や比熱に仮定が含まれ，計算結果がそのきる．従って Vs と up の計測は物質の圧縮率を計測し仮定に依存することには注意が必要である．また珪酸たことと等価である．Vs > 20 km/s というような高塩に対する >10 km/s の衝突の際には熔融，解離，電速度領域についても上記の線型関係式がよい精度で成離といった内部自由度が持つ比熱がエントロピー上昇

立することが確かめられている [e.g.，12，13]．エントに与える影響を無視できないことも注意しておこう．

ロピー積分を実行する際に必要な V，E についてはこ

これについては後ほど 3.2 節で議論する．10 km/s 以のようにして求めることができる．残された問題は，

上の天体衝突の帰結を調べるためにはやはり衝撃温度

PH と Pth の関係，そして E と T の関係の 2 つである．

を実測することが必要である．ここでは Hugoniot 曲

まず PH と Pth の関係について述べる．衝撃圧力 PH は線を積分経路にとる方法を紹介したが，物質によって（Thermal
内部エネルギーの変化に起因する熱圧力 Pthpressure）と内部エネルギーに依存しない“冷たい”圧
pressure）の和
力 P（ColdCP（E）= Pth（V，E）+ P（V）

H V，
C

（2）

で表される．（1）式中の圧力は熱力学の定義から内部エネルギーの変化によって生じる圧力，すなわち熱圧力である．従ってエントロピー積分を実行する際には
熱圧力 Pth が既知である必要がある．前述したように■2016遊星人Vol25-4.indd

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2. この関係式はHugoniot曲線上でP-V-Eの関係を与える．すなわ
ちHugoniot曲線上でのみ成立する状態方程式である[e.g., 5].
3. Cold pressure を推定する場合には Birch-Murnaghan EOS や
Vinet EOS が用いられることが多い [e.g., 18]．
4. これは理想気体の状態方程式と同じ形式である．Grüneisenparameter は気相における比熱比に対応する変数と言える．
比熱比は気相の膨張時の内部エネルギーから運動エネルギーへの変換効率を支配する変数である．
5. 多くの場合 Grüneisen parameter の体積依存性は既知でなく，経験的仮定 [e.g., 18] を用いて計算を進めることが多いことを注意しておこう．実験的に計測することは不可能ではない [e.g.,19] が，試料の準備と測定の困難さからデータが限られる．
Grüneisen parameter の体積依存性については [20] に詳しい．

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衝撃蒸発・脱ガス実験から探る初期太陽系天体表層環境／黒澤139は異なる経路をとったほうが精度のよい熱力学データ

る衝撃圧力を受けなければ脱ガスを起こさない [25]．

が揃っていることもあるようである [7]．特に物質強この矛盾はよく知られていたが，先行研究の実験結果，度の影響が無視できないような低圧条件での理論推定値の双方に問題点 [26] があり，2011 年の時点

Hugoniot 計測データの中には後に改訂された例 [e.g.，では未解決のままであった．過去の衝突実験の問題点

21] もあり，データの吟味が重要である．

はその多くが閉鎖系衝突実験であったこと，数少ない

次に気液相境界について述べる．原理的には液相と開放系衝突実験の報告も S/N が低いことである．開気相が持つ Gibbs free energy を比較することで相境放系衝突と閉鎖系衝突の違いについては「地球化学」

界を決定することができる．珪酸塩鉱物の蒸発を取り

誌の総説 [27] にまとめたのでそちらをご参照頂きたい．

扱う際の困難は純金属が蒸発する場合と異なり，気相理論推定値の問題点は使用する EOS によって Pid が化学種が複数現れることであろう．この場合は鉱物組

33-70 GPa と 大 き く 変 動 [e.g., 25，
28-30] し，EOS の 信成から現れ得る気相化学種を予め予測した上で熱力学

頼性に強く依存することであった．上述の Pid= 55

データベース [e.g.，22] をもとに気相での平衡組成を求

GPa は，EOS の中でも 2016 年現在もっとも信頼されめ，その混合 Gibbs free energy を用いる必要がある．

て い る 炭 酸 塩 の ANEOS（ANalytical Equations Of

理想気体の状態方程式が適用可能な低圧条件（大気圧State）[31] による計算値である．この状況を踏まえて程度）であれば，熱力学データが豊富に存在する上に筆者らの研究グループはエントロピー法の妥当性を検混合 Gibbs free energy を計算することができるので，証することを目的に炭酸塩岩を用いた衝突実験を計画

上記の計算は比較的簡単に実行できる．このようにしした．方針は開放系かつ高精度で炭酸塩岩からの衝突て計算された 1 気圧における各種鉱物の蒸発開始，完

脱ガス量を計測して実験データの決定版を出し，理論

全蒸発エントロピー Siv，Scv は例えば [9] に示されてい推定値と比較することである．

る．これらのデータと前段落で述べた衝撃圧縮状態の開放系における衝突蒸発 / 脱ガス計測の非常に先駆

エントロピーが用意できれば，ある衝突速度の天体衝的な取り組みに Sugi et al．
（1998）[32] がある．彼らは突が起きた後に 1 気圧まで断熱膨張した状態の蒸発率

弾丸加速時にガスを用いない電磁銃を使って，水氷へ

や，化学平衡組成を求めることができる．

の低速衝突実験（< 0.4 km/s）を実施した．衝突が起こる実験チャンバに四重極質量分析計を連結し，発生し3. 個々の天体衝突後の蒸発と化学反応

た水蒸気の高精度定量計測も可能にしていた．優れた実験系であるが，達成可能な弾丸速度が低く，そのま

3.1 炭酸塩岩を用いたエントロピー法の実証実験

までは炭酸塩岩の衝突脱ガスを調べることはできなかった．そこで筆者らはこの技術を宇宙科学研究所の 2

前章で紹介したように衝突蒸発現象を熱力学的に記段式水素ガス銃の実験系に拡張することを試みた．2

述する枠組はよくできているように思われる．しかし，段式水素ガス銃は標準状態にある“冷たい”
任意の組成，

エントロピー法による予測値と実験結果が矛盾するケ

サイズの弾丸を～9 km/s まで加速できる理想的な加ースが報告されていたことを紹介しよう．炭酸塩岩の速器の一つである．この弾丸速度は主要堆積岩からの衝突脱ガス（CaCO3 ─ > CaO + CO2）を起こす衝撃圧

衝撃脱ガスや水氷の衝撃蒸発を調べるには十分である．

力の閾値 Pid である．標準状態にある試料が一回の衝

しかし，衝撃脱ガス量計測や衝撃発生蒸気の化学組成

撃波の通過で衝撃圧縮状態に達した場合のエントロピ

計測を行おうとすると，弾丸加速に用いる火薬燃焼ガーは前章で述べた計算によって一意に定まるため，

スや水素ガスが実験チャンバ内に侵入し，化学汚染を

Pid の矛盾はエントロピー法の妥当性に警鐘をならす

引き起こしてしまうという致命的な弱点があった．筆ものである．一般に蒸発（vaporization）と脱ガス（de-者らは 2 段式水素ガス銃につきまとうこの弱点を克服

volatilization）は区別して表現されるが，熱力学的にすることができれば，惑星科学的に興味ある物質の衝は両者は同様に扱える．実験を行うと 20 GPa 程度の突誘起相変化・化学反応の理解が飛躍的に深まるとい衝撃圧力で脱ガスを開始する [23，24] という報告があう展望を抱き，2011 年頃からこの問題に取り組んだ .

るのに対し，エントロピー法の予測は 55 GPa を超え

我々は実験チャンバへの化学汚染ガスの混入を極力■2016遊星人Vol25-4.indd

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ら求めた．計算値は図 2 中に異なるαに対して 3 本の点線で示した．α = 2 － 3 を用いると P > 50 GPa で実験結果を概ね再現できていることがわかる．この衝撃
圧力減衰指数の値は相変化を伴うような強い衝撃波伝
播のときには妥当とされる値である [5]．P < Pid でも有意な脱ガスを検出しているが，これはシアバンドへのエネルギーの局所的な集中や，低衝撃圧条件で強度が効くときに引き起こされる粘性加熱などに起因すると推定される．前者の局所的なエネルギー集中は過去の 2 段式水素ガス銃を用いた平板衝突実験時の自発光
観測結果 [33] と調和的である．後者の過程は最近筆者らが行っている iSALE を用いた数値実験で観察されており，その影響は現在検討中 [34] である．いずれに
図2： 炭酸塩岩の開放系衝突脱ガス実験結果．1次元インピーダ
ンスマッチング法を使って計算した衝突直下点の衝撃圧力を横軸にとっている．弾丸に用いたアルミナと炭酸塩岩のHugoniotデータには文献[5，14]にまとめられた値を使用した．Kurosawa et al. (2012)[4]のFig.10を改変．

防ぐため，2 段式水素ガス銃の実験系に２つの工夫を施した．1 つは小型実験チャンバ（～40 L）の上流側にしてもこれらの過程による脱ガス効率は低く，P >Pid で系全体が一様に加熱され，大規模な脱ガスが引き起こされるようである．P > Pid における実験結果と計算値の一致はエントロピー法の妥当性を実証的に示したはじめての例といえよう．

3.2

珪酸塩鉱物の熱力学データ

汚染ガス拡散用の巨大ガス溜め（～2000 L）をとりつけ

前節の実験からエントロピー法の枠組は妥当でありたこと，2 つ目は極薄プラスチックフィルム（12μm

そうなことが確かめられた．すなわち珪酸塩鉱物に対厚）で実験チャンバと巨大ガス溜めを含む 2 段式水素して衝突時のエントロピー増加量と S-P 平面上の気ガス銃の真空ラインを分離した上で，実験チャンバ内

液相境界の形状が分かれば，天体衝突の帰結を定量的を若干陽圧にしたことである．弾丸は極薄フィルムをに推定することができると期待できる．ところが，2

容易に貫通し標的に衝突するが，巨大ガス溜めへ拡散

段式水素ガス銃は珪酸塩鉱物の衝撃蒸発現象を調べる

して薄くなった汚染ガスは実験チャンバに侵入できなには力不足であると言わざるを得ない．これは装置をいという仕組みである．実験手順，条件，データ解析

壊さずに達成可能な弾丸速度が 8-9 km/s であり ，珪の詳細については Kurosawa et al．
（2012）[4] をご参照

酸塩鉱物を大規模に蒸発させることができないからで頂きたい．図 2 に衝撃圧力に対する CO2 の発生量を示

あ る． こ の た め >10 km/s の 天 体 衝 突 が 作 り だ すす．ここでの衝撃圧力は衝突直下点で達成される最大＞ 200 GPa の極限状態については長らく未踏領域であ圧力である．過去の実験研究と理論研究の脱ガス閾値

り，衝突時のエントロピー増加量については既存のデを 2 つの縦線で示している．過去の実験研究と同様にータの外挿で推定されているのみであった．この状況～20 GPa の衝撃圧力で有意な脱ガスを検出したが，は 2000 年以降に基礎科学研究にまで解放されるよう

6

Pid の理論推定値である～50 GPa を境にして脱ガス量になった超高強度レーザーの登場によって打破された．

の傾向が変化し，効率よく脱ガスを起こすことを見出

日本では大阪大学レーザーエネルギー学研究センター

した．続いてエントロピー法を用いて実験条件におけに設置されていた「激光 XII 号」が 2006 年以降に全国

る脱ガス量の推定値を求めた．ここでは単純に自己相似的な衝撃波伝播を仮定し，衝撃圧力減衰指数αをパラメータとした．実験チャンバの雰囲気圧力（2700
Pa）における脱ガス開始と完全脱ガスエントロピーは
Ca : C : O = 1 : 1 : 3 の元素組成における化学平衡計算か■2016遊星人Vol25-4.indd

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6. 2段式水素ガス銃は火薬で断熱圧縮した高温高圧の水素で弾丸を加速する装置である．弾丸の到達速度の上限は高温水素ガスの音速に比熱比で決まる定数を掛けた値になり，断熱圧縮条件によっては>10 km/sになる．一発のショットで装置を壊す覚悟と予算があれば，原理的には>10 km/sの加速も可能である．

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図3： 大阪大学レーザーエネルギー学研究センターで行った珪酸塩鉱物の衝撃蒸発実験で得られた時間分
解発光スペクトルの例．ここではカウント値そのものを示しており, 感度較正を行っていないことを注意しておく．
（a）透輝石試料．掃引時間は500 ns．灰色放射の連続光に続いて，種々の発光輝線が現れている．発光輝線ごとに異なる強度進化をしていることがわかる．Kurosawa et al.（2012）[37]のFig. 2を改変．
（b）橄欖石試料．掃引時間は20 ns．試料中を伝播していく衝撃波を時間分解して観測できている．試料中を衝撃波が伝播していく段階ではなめらかな連続光が観察されている．従って放射率が既知であれば，輝度温度を計測できる．実際の温度計測はバンドパスフィルターを装着した別の計測器で空間分解して行われることが多い．ある時刻で試料裏面に衝撃波が到達し，発光強度が急激に現象する．これはShock breakoutと呼ばれている．

共同利用施設になった．高強度レーザーを標的に照射

線は気相から放たれるものなので，この結果は素性のすると標的の表面が超高温・高圧のプラズマが発生し，わかった衝撃波を作用させたときに，>300 GPa の衝急激に膨張する．その反作用によって標的は 2 段式水撃圧縮後の断熱膨張中に珪酸塩鉱物が蒸発したことを

素ガス銃では達成不可能な粒子速度まで加速される．

明確に示した例である．筆者らの研究グループの主要

日本では門野敏彦氏を中心とする研究グループが世界

な結果は（1）発 光 分 光 計 測 に よ っ て 珪 酸 塩 鉱 物に先駆けてこの技術を惑星科学研究に応用し成果をあ（Quartz，Diopside，Forsterite）が ～300 GPa の 衝 撃

げている [35-42]．その中で筆者は博士論文研究の一環

圧力を受けると確かに蒸発を起こすことを実証したことして珪酸塩鉱物の衝撃蒸発実験に取り組んだ．高強と [36-38]，（2）時間分解発光分光計測によって衝撃圧度レーザーを珪酸塩鉱物に照射すると最大で～1000

縮を受けた珪酸塩プラズマの時間変化を詳細に観察し，GPa，珪酸塩鉱物同士の～30 km/s 衝突で達成される

種々の発光輝線種の強度進化からエネルギー分配過程

衝撃圧力を達成することができる [e.g.，43]．この実験

において電子が電離吸熱，再結合発熱を介して一つのの内容についてはすでに遊星人に報告している [44] のエネルギー貯蔵庫として振る舞い比熱に寄与する可能で詳細はそちらに譲り，ここでは結果を簡単に紹介す性が高いことを提案したことである [37]．また衝撃圧

る．図 3 に高強度レーザーの照射によって衝撃圧縮さ縮状態にある珪酸塩鉱物の自前のデータと近年報告された珪酸塩鉱物の可視光領域における時間分解発光ス

れていた文献値を用いて >200 GPa の石英，透輝石のペクトルを示す．衝撃波が珪酸塩鉱物試料中に伝播す

S-P Hugoniot 曲線を計算した結果，現在のところ惑

ると灰色放射の連続スペクトルが観測されている．従

星科学分野で最頻出 EOS である M-ANEOS は，>200って放射率を別途計測することによって衝撃圧縮時のGPa の衝撃圧縮で上昇するエントロピーを系統的に過輝度温度を計測できる．衝撃波が試料背面に達すると小評価していることを指摘している [38]．このことは超臨界状態にある珪酸塩プラズマが真空中に膨張する．

珪酸塩鉱物が従来想定されてきたよりも衝撃に弱く，その過程で種々の発光輝線が観測されている．発光輝

分解し易いことを意味している．M-ANEOS の開発グ

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Table1： 高強度レーザーあるいはZ-machineを用いて得られた珪酸塩鉱物の熱力学データ．ここでup-Vs，
P-Tはそれぞれ圧縮率計測，比熱計測を意味し，ここではそれぞれについて計測された粒子速度，
衝撃圧力範囲を示す．

鉱 物 名
石英（SiO2）
頑火輝石（MgSiO3）
橄欖石（Mg2SiO4）酸化マグネシウム（MgO）

up-Vs
4 – 20 km/s
9 – 13 km/s
6 – 13 km/s
6 – 14 km/s

ループはこういった近年の発見を受け M-ANEOS の改訂に着手しているようである [45]．この結果が持つ

P-T
70 – 1000 GPa
190 – 450 GPa
270 – 970 GPa
180 – 950 GPa

3.3

参考文献
[46, 48][49][43, 50][47, 51]

衝突化学

惑星科学的な意義については 5 章で触れることにする．

3.1.，3.2 節でエントロピー法の理論的枠組みは確か

本章の最後に珪酸塩鉱物についての熱力学データにらしいことと，近年の実験，計算技術の向上によってついて近年の結果を紹介しておこう．2009 年以降は珪酸塩鉱物についての熱力学データが充実しつつある

米国の Sandia National Laboratory に設置されていることを述べてきた．本節ではこれらを元にして衝突時

Z-machine が基礎科学研究に解放され，利用されはじに合成され環境に放出される化学種の推定方法についめている [8，46，47]．Z-machine は電磁力で金属の平板て 述 べ る． こ の 方 法 は Ohno et al．
（2004）[54]，飛翔体を～40 km/s まで加速し，標的に衝突させるこIshibashi et al．
（2013）[55] によって確立されてきたもとができる装置である．大規模施設のため今のところのである .

衝撃温度計測のための機器が導入されていないようで

最初に >10 km/s の衝突で引き起こされる化学反応

あるが，～2000 GPa までの P-V-E Hugoniot 曲線の高を研究する上での基本方針を述べる．図 1 でみたよう精度のデータが得られている．Table 1 に高強度レーに >10 km/s で天体衝突が起こった際に達成される温ザー，もしくは Z-machine を用いて珪酸塩鉱物につい

度圧力は一般的に物質の臨界点を超える．従って衝突て得られたデータ [12，43，46-51] をまとめておこう．筆

直 後 に は 衝 突 天 体 が 超 臨 界 流 体 化 す る． 減 圧 中 に者らの研究グループは幅広い P-T 領域で連続的な衝

Liquid-vapor dome を横切るところで，超臨界流体か

撃温度データを取得することを目指し，高強度レーザ

ら気相と液相が分離し 2 相以上が入り交じる“衝突蒸ーを用いた橄欖石の衝撃圧縮実験を実施した．現在デ気雲”が形成される．珪酸塩鉱物の臨界点の温度はータ解析中である．今のところマグネシウム珪酸塩の5000-15000 K と推定されており [3，9]，この段階ではデータに限られている理由は，光学計測の都合上試料化学反応が速やかに進行し，化学平衡に達するだろう．

が可視光領域で透明である必要があり，現在の計測手

蒸気雲内の温度が高く，化学反応速度が十分に速い間法は不透明な鉄珪酸塩にはそのまま適用できないためは断熱膨張に伴う減温減圧に追従して化学平衡組成がである．このため不透明試料にも適用可能な X 線トム

変化していくと予想される．更なる降温に伴って化学

ソン散乱を利用した衝撃温度計測手法が登場し始めて反応速度が低下し反応特徴時間が膨張特徴時間を上回いる [52]．続いて気液相境界，つまり Siv，Scv のデー

ると，それ以上化学反応が進行しないことになる．こタについて述べよう．2 章で述べたように大気圧よりれを化学凍結（クエンチ）と呼び，その時の温度は化学

低圧条件では既存のデータを用いた熱力学平衡計算に

凍結温度と呼ばれる．典型的な天体衝突における化学

よって Siv，Scv を計算できる．近年では第一原理分子

凍結温度は 2000-3000 K 程度と推定されている [56]．

動力学計算によって臨界点近傍における珪酸塩プラズ

従って衝突天体の化学平衡組成と，化学凍結温度が既マの熱力学データを計算する試みが行われ始めている知であれば，衝突後に環境に放出される化学種を推定

よ う で あ る [53]． こ れ が 実 現 さ れ る と Liquid-vapor

できる．ある温度で全ての化学反応が停止するというdome の形状をより精確に決定できるようになるだろ仮 定 が 置 か れ る 場 合 が 多 い． こ れ は“Freeze-out

う．今後の進展に期待したい .

model”[57] と呼ばれ第一次近似として広く利用されている．理想気体の EOS が適用可能かつ熱力学デー■2016遊星人Vol25-4.indd

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タが存在する温度条件（多くの場合 <6000 K）であれば，Gibbs free energy 最小化法を用いて各温度圧力における化学平衡組成を計算することができる．このとき系全体の混合エントロピーも得られる．衝撃圧縮時の温度圧力に対して相対的に低温低圧の P-T 領域で絨毯爆撃的に計算を実施すると P-T-S の格子点が得られることになる．それぞれの格子点上のエントロピーと
衝撃圧縮時のエントロピーを対応させることで，格子点のそれぞれが何 km/s の衝突後に辿る温度圧力になっているのかがわかる，ということになる．図 4 にこのように計算した衝突天体の P-T 平面における断熱解放経路を示す．この計算では CI コンドライトの元
素組成 [58] を用いて化学平衡計算を行った．参考のため Hugoniot 曲線と橄欖石に対応する気液相境界も示している．カラーバーはエントロピーを対応する衝突速度に換算し色分けしたものである．ここでは衝突天体物質が一様に一次元インピーダンスマッチング法で計算される衝撃圧力を受けると仮定している．今のところ隕石そのものを用いて >200 GPa の Hugoniot 曲線
データを取得した例は存在しないので，橄欖石のデー
タをモデル曲線として用いている．橄欖石と実際の隕

図4： 圧力-温度平面上におけるCIコンドライト様天体衝突時の断熱膨張曲線．CIコンドライトのHugoniot曲線として，
橄欖石のそれを近似的に用いた. この計算では10気圧まで
理想気体のEOSが適用可能であると仮定して1000-6000 K，-5
10 －10 気圧の温度圧力領域で化学平衡計算を実施した.
橄欖石同士の正面衝突を仮定し，2章に示した手順で衝突速度に対応するHugoniot曲線上のエントロピーを計算し，化学平衡計算で得られた系の混合エントロピーと対応づけた．参考のためM-ANEOSによる橄欖石の気液相境界も示した．黒澤（2016）[27]のFig.8を改変．

石物質の組成の違いによる影響は今後のデータの蓄積によって明らかになってくるであろう．図 5 に化学凍成の衝突速度依存性を示す．左図は主要気相成分，右結温度を 1600 K であると仮定した場合の化学平衡組

図は気相と凝縮相の間の酸素の分配を示している．こ

図5： 1600 KにおけるCIコンドライト組成の衝突蒸気雲の化学平衡組成の衝突速度依存性．（a）主要気相成分，（b）酸素分-6

配と金属ガス．上X軸には断熱膨張経路で1600 Kに対応する系の全圧を示した．自由分子流領域（< 10 気圧）でも化学平衡に達するまで化学反応が進行すると仮定していることを注意しておこう．現実的にはより高温で化学凍結を起こすと考えられる．黒澤（2016）[27]のFig.9を改変．

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model の登場 [e.g.，64] 以来，太陽系のガス惑星の軌道がその誕生から現在に至るまで一定であったという制
約がなくなり，様々なガス惑星の軌道進化モデル [e.g.，
64-66] が提案された．これらの研究の進展が引き金となり，1970 年から議論されてきた地球 - 月系の天体重爆撃についてようやく破綻のない衝突頻度モデル“Asawtooth-like timeline”[67] が提案された．また 2000
年以降，衝突天体群のサイズ分布 [68，69]，衝突速度分布 [2，
66]，衝突総質量 [e.g.，
1，70，71] についても新し
図6： 確率論的重爆撃モデルの計算出力の一例．原始地球への天体衝突を想定している．個々の点が一つの衝突イベントで持ち込まれる運動エネルギーに対応している．

い制約が次々に得られている．天体重爆撃の理解に関する近年の進展に関しては [27] の総説にまとめたので，そちらもご覧頂たい .
天体重爆撃の天体群の素性が具体化してきたことにのようにエントロピー法の枠組で必要なデータが揃え

よって，モンテカルロ法を用いて，天体群のサイズ /ば，最終的に発生する蒸気の量やその組成まで定量的

衝突速度 / 衝突角度分布から天体を一つずつ選び出し，に推定することができる．図 5 の結果については 5 章

衝突総質量に達するまで計算を続けるような確率論的で再度議論することにしよう .

重爆撃モデルを作ることの意義がでてきた，と筆者はここで紹介した衝突蒸気雲中で生成される化学種の考えている．図 6 にこのモデルのテスト計算例を示す．

推定法は，（1）生成され得る化学種を予め予測してい個々の点が一回の天体衝突イベントに対応し，衝突天ること，（2）ある化学凍結温度で全ての化学反応が停

体が持ち込む運動エネルギーを示している．このモデ止すると仮定していること，などいくつかの仮定をおルの最大の長所は個々の計算点では衝突天体サイズ，

いていることには注意が必要である．注目している化

衝突速度，衝突角度といった衝突条件が既知であるた

学種については実験との比較を通じて，その都度そのめ，室内衝突実験や数値衝突計算から得られた新たな信頼性を検討する必要があると考えている．3.1. 章で知見を簡単にモデルに組み込むことができるところで紹介した開放系気相化学分析技術は生成化学種の定量ある．

分析にそのまま流用可能である．現在，千葉工業大学

モデルの試用のために衝突掘削の物理をモデルに実

惑星探査研究センターの高速衝突実験施設で，宇宙科

装し，原始金星への天体重爆撃で発生する衝突放出物学研究所に設置したものと同様の実験系を構築中であの総量を計算した．原始金星は集積時に現在の地球海

る．彗星の衝突や氷衛星表面での衝突化学にも拡張で

洋質量程度の水を獲得したと考えられている．それにきるように標的の冷却システムを新規に製作した [59]．

対して，現在の金星表層は極度に乾燥している．このまた数値衝突計算コード iSALE[60-62] の導入によって， 問題に対して，金星は太陽に近いので海洋を形成せず
室内衝突実験で得られた結果を物理的に解釈するために水蒸気大気をまとっている，水蒸気大気は光化学的の体制づくりも行っている．今後は衝突実験と数値実に不安定なので，水素と酸素に分解して流体力学的散験を相補的に行い衝突化学の理解を深めていく予定で逸によって宇宙空間へ失われた，という説明がなされある．

てきた．実際には水素は散逸できるが，金星サイズの惑星から 240 気圧相当の酸素を取り除く機構は未解明

4. 天体���

であった．計算の結果，酸化反応によって余剰酸素を取り除くのに十分な量の細粒岩石が放出されることが3 章では単発の天体衝突現象について解説した．本わかった．この研究の背景，モデルの詳細については

章ではその知見を天体重爆撃期の惑星表層の理解に向Kurosawa（2015）[72] を参照されたい．この機構は金

けてどのように活かしていくか，について述べていく．

星と地球の表層水の相の違い（水蒸気大気 or 海洋）が1995 年 の 系 外 惑 星 の 発 見 [63] や，2005 年 の Nice

天体重爆撃に対する表層環境の応答を変化させ，表層■2016遊星人Vol25-4.indd

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図7： CIコンドライト様天体衝突時の酸素生成量の衝突速度依存性．先行研究で提案された衝突天体サイズと化学凍結温度の関係式をそのまま適用した衝突天体サイズ依存性も示している．黒澤（2016）[27]のFig.10を改変．

図8： 衝突誘起電気化学勾配の概念図．

環境の劇的な違いを生じる原因となった可能性がある

い衝突史が決まった場合の初期惑星 / 衛星 / 小天体のことを示している．今後は衝突実験と数値衝突計算を

表層環境も同時に決めることを目指してモデルの拡充

相補的に駆使して衝突素過程の理解を深め，特に「地を実施していく予定である .

質に証拠を残す過程」に注目してモデルに実装していく予定である．

5. 天体���期の����星��星�
��星の����の��に���

本稿の最後にこのような検討の一例として原始地球への CI コンドライトの衝突後の環境応答と地質に残り得る証拠について述べる．4 章で紹介した近年の軌
道進化モデル [66，67] は，ガス惑星の移動に伴って地球と月への衝突速度の中間値が～2 倍に上昇すること

本章ではここまで紹介してきた知見からどのようにを予見している．図 5 に戻って CI コンドライトの衝

初期太陽系天体の表層環境を探っていくかの方針を示

突後の生成物へ衝突速度の上昇が及ぼす影響をみてみし，予察的な結果 [73] を紹介する．衝突現象の帰結はよう．衝突速度が上昇すると珪酸塩鉱物が分解し，強衝突速度やサイズといった衝突条件に依存する．そし（Fe，Mg，
酸 化 的 な ガ ス（O2，OH）と 強 還 元 的 ガ スて衝突条件は太陽系天体の軌道進化と密接に関連してSiO）が同時に生成されていることがわかる．これまいる．ある衝突史を与えた場合に前章で述べたモンテ

で CI コンドライトの衝突時の炭素の行方に注目した

カルロ計算を複数回行うことで地質に影響を残すよう

研究は実験的にも理論的にも行われてきたが，～50

な衝突の発生確率を得ることができる．地球上の地質

mol% に迫る酸素の行方についての検討例は少なかっ

試料，惑星探査によるリモセンデータ，隕石試料，天た．これは衝突時に珪酸塩が分解したとしても，断熱体からの回収試料（月，イトカワなど）との比較を通じ

膨張中に再度珪酸塩として凝縮すると仮定されてきたて，45-35 億年前の太陽系の姿を解き明かすためのこ[e.g.，74] ためである．今回の筆者らの計算結果は高速れまでになかった制約を与えることができるようにな

度衝突時にはこの仮定が成立せず，珪酸塩が分解してると期待している．その計算出力として同時に天体重気相へ放出され得るということを示唆している．レー

爆撃が及ぼす惑星表層への物理的・化学的影響も得ら

ザー照射実験ではこうして放出された酸素が衝突天体れる．例えば環境に放出される気相化学種，前章でみに含まれる炭素を酸化することが示されている [55]．

たような衝突放出物量などである．統計的に尤もらし

図 7 に衝突天体質量で規格化した酸素生成量の衝突速■2016遊星人Vol25-4.indd

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度依存性を示す．先行研究で提案された化学凍結温度

異常（MIF-S）が 22-23 億年前に消失している [e.g.，79]．

の衝突天体サイズ依存性 [75] を用いて酸素生成量の衝

これは地球史における酸素分圧の上昇とリンクしてお

突天体サイズ依存性も同時に示している．もし 41 億り，酸素分子が光化学反応ネットワークを壊すことに年前を境にして衝突速度が 2 倍になるという予測が正よって MIF-S が起こらなくなったと考えられている．

しければ，生成される酸素量は～3 桁ほど上昇するこ

硫黄の光化学反応ネットワークは大気中の酸素の混合とになる．化学凍結後の衝突蒸気雲がどのように環境率が 10 ppm を超える程度で乱されると推定されていに放出されるか ? には更なる検討が必要であるが，こる [80]．比較的規模の大きい一発の天体衝突で達成でこでは凍結時の組成を保ったまま初期地球大気に放出きる酸素分圧である．23 億年以前の大規模衝突起源

されることを考えてみよう．大気のスケールハイトよ（例えば Spherule beds [e.g.，81]）の地層中の MIF-S のりも大きい天体の衝突時には蒸気雲は宇宙空間へ断熱消失を検出できれば，超高速度衝突による全球的な環

膨張し，十分に希薄になった後に地球大気に全球的に境変動を実証できるのかもしれない．また火星隕石

再供給されると考えられるので，比較的大規模（直径

ALH84001 中の炭酸塩の酸素同位体分析結果は 41 億

>10 km）の天体衝突時にはもっともらしい仮定である年前の火星にはオゾン層があったことを示唆する [82]．

と思われる．珪酸塩の分解によって生じた強還元ガス

最近 Curiosity が発見した表層のマンガン酸化物は火（Fe，Mg，SiO）は上層地球大気と混合して圧力を受星が過去に強酸化的な大気を持っていた証拠と考えら

けると凝縮し，強還元微粒子として大気中を沈降してれている [83]．今後はこれらの火星地質試料と天体衝いくと予想される．それに対し，強酸化ガス（O2，

突現象の関連も調べていく予定である．

OH）はそのまま大気中にとどまるであろう．このような状況では酸化還元の電位化学勾配による復元強制力

6. まとめが働き，環境中で徐々に元の珪酸塩に戻っていくだろう．このときに化学ポテンシャルの差分だけ自由エネ

本稿では衝突蒸発現象を熱力学的に記述する枠組を

ルギーを環境中に放出すると期待される．我々はこれ紹介した．筆者らは 2 段式水素ガス銃を用いた開放系

を「衝突誘起電気化学勾配」と名付け，検討を進めて気相化学分析技術を確立し，代表的な堆積岩である炭いるところである．概念図を図 8 に示す．頻発する天酸塩岩について，この方法で脱ガス量を定量的に推定体衝突が無機物である珪酸塩を分解し，地球上の分子可能であることを確かめた．2000 年以降に基礎科学

化学進化を語る上で絶対不可欠な自由エネルギー [e.g.，

研究に解放された高強度レーザーや Z-machine によっ76] を供給し得るというのはこれまでに見落とされててこの枠組で造岩鉱物の衝突蒸発を扱うための熱力学

いた視点である．レーザー衝撃実験から見出された造データがそろいつつある．時を同じくして，惑星形成

岩鉱物が従来考えられてきたよりも衝撃に弱いという理論の発展から地球 - 月系への天体重爆撃について破

衝突物理の最新の知見が，冥王代地球表層環境研究に

綻のないモデルが提案された．このような 2000 年以

新たな展開をもたらし得るという例になるのではない

降に得られた衝突物理・化学，高圧物性物理，惑星形か？と期待している．我々は天体衝突で発生する酸素成理論の進展によって，天体衝突現象の帰結を「探針」に注目したが，同時に発生するはずの強還元的成分にのように用いて太陽系初期 10 億年の惑星表層進化をついても注目され始めている．例えば微小隕石の超高実証的に探ることができる時代になってきたと筆者は速度衝突が起きた場合でも鉄蒸気が発生する．この鉄考えている．今後は室内衝撃実験と数値衝突計算を相蒸気が周辺岩石の表面で強制的に冷却され凝縮したも補的に用いて，過去の惑星 / 衛星 / 小天体の表層環境のが宇宙風化を引き起こす鉄ナノ微粒子の起源であるを復元していく研究を展開していく予定である．

と す る 指 摘 も あ る [77]． こ の 過 程 は“Impact
reduction”と呼ばれている [78].

謝 辞

前段落で述べた天体衝突による過渡的酸素大気形成
仮説は地質分析から検証できる可能性がある．例えば

本稿は日本惑星科学会 2015 年度最優秀研究者賞受

原始地球では地質試料中の硫黄の非質量依存型同位体

賞記念論文として執筆させて頂きました．私に高速度■2016遊星人Vol25-4.indd

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衝撃蒸発・脱ガス実験から探る初期太陽系天体表層環境／黒澤147

衝突現象の面白さとその比較惑星学における重要性を

process. Oxford University Press, New York.

教えて下さった大学院生時代の指導教員である杉田精[6] Stewart, S. T. et al., 2008, Geophys. Res. Lett. 35,

司先生に心より感謝致します．ここで紹介した研究は多くの方々との共同研究で得られたものです．この場をお借りして御礼申し上げます．学生時代に研究の「い

L23203.
[7] Kraus, R. G. et al., 2012, J. Geophys. Res. 117,
E09009.

ろは」をご指導頂いた門野敏彦，石橋高，大野宗祐，[8] Kraus, R. G. et al., 2015, Nature Geosci. 8, 269.

関根康人，千秋博紀，和田浩二，石丸亮，吉越丈倫，[9] Ahrens, T. J. and O'Keefe, J. D., 1972, The Moon 4,

鳥海崇，松井孝典の各氏，2 段式水素ガス銃について教えて下さった長谷川直，川合伸明の両氏，大阪大学
レーザーエネルギー学研究センターにおける実験で多大なるご助力を頂いた弘中陽一郎，境家達弘，重森啓介，佐野孝好，尾崎典雅，関根利守の各氏，学位論文

214.
[10] Stewart, S. T. and Ahrens, T. J., 2005, J. Geophys. Res.
110, E03005.
[11] Mosenfelder, J. L. et al., 2007, J. Geophys. Res. 112,
B06208.

研究の中間発表で衝突研究における EOS の重要性に[12] Hicks, D. G. et al., 2005, Phys. Plasmas 12, 082702.

ついてのコメントを下さった阿部豊氏，衝突研究会で[13] Trunin, R. F. et al., 2001, Experimental Data on Shock

いつも的確なコメントを下さった荒川政彦，中村昭子，Compression and Adiabatic Expan- sion of Condensed

柳澤正久の各氏，最新の研究について教えてくれ，議Matter, Russ. Federal Nucl. Cent., Sarov, Russia.

論に付き合ってくれた鎌田俊一，黒川宏之，桑原秀治[14] Marsh, S. P., 1980, LASL Shock Hugoniot Data.

の各氏，実験装置についての私の拙いアイデアを具体

University of California Press, Berkeley, California.

化し，いつも素晴らしい実験システムを製作してくだ[15] 高木靖彦, 水谷仁, 1990, 惑星科学 8, 1.

さった ADCAP Vacuum technology の青島国広氏に[16] Senshu, H. et al., 2002, J. Geophys. Res. 107, E12,

御礼申し上げます．数値衝突計算コード iSALE は私

5118.

の研究の幅を大きく広げてくれ，室内実験と数値実験[17] Sugita, S. et al., 2012, AIP Conf. Proc. 1426, 895.

を相補的に組み合わせた研究展開が可能になりました．

[18] Tange, Y. et al., 2009, J. Geophys. Res. 114, B03208.

iSALE の 開 発 者 で あ る Gareth Collins，Kai Wün-[19] Asimov, P. D., 2012, AIP Conf. Proc. 1426, 887.

nemann，Boris Ivanov，H．Jay Melosh，Dirk Elbes-[20] 土屋卓久, 2004, 高圧力の科学と技術 14, 61.

hausen の各氏に感謝致します．丁寧な査読をしてく[21] Sekine, T. et al., 2008, Earth Planets Space 60, 999.

ださった査読者の玄田英典氏に感謝致します．ここで[22] Chase, M. W., Jr., 1998, NIST-JANAF Thermochemical

紹介した研究は科学研究費補助金 21244069，24244071，

Tables, Fourth Edition, American Chemical Society

23840057，25871212，15H01067 の援助を受けて行われました．また筆者は科学研究費補助金 26610184 の援助を受けています .

and American Institute of Physics, Melville, New York.
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