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日本惑星科学会誌 Vol.16.No.2,2007

特集「物質科学的研究・観測的研究で探る惑星系の誕生と進化」

原始惑星系円盤におけるフォルステライト
蒸発の赤外スペクトルへの影響
1211

瀧川 晶 ，横山 聖典 ，橘 省吾 ，永原 裕子 ，小澤 一仁

1（要旨）赤外線分光観測により太陽系外にも結晶質シリケイトが発見され，結晶質フォルステライトが原始惑星系円盤や進化末期の恒星周囲に普遍的に存在することがわかってきた．フォルステライトは高温条件で結晶構造の異方性を反映して，異方的に蒸発し，粒子形状を変化させる可能性がある．我々は，原始惑星系円盤条件に近い水素ガス圧力条件下でのフォルステライトの蒸発実験をおこない，水素中での蒸発異方性が，真空中での蒸発異方性とは異なり，また水素圧力に依存することを明らかにした．実験で得られた蒸発異方性およびその水素圧依存性による粒子形状変化は，観測可能な程度の赤外スペクトルのピーク位置や相対強度の変化をもたらし，赤外分光観測から粒子形状に関する情報を抽出することで，固体物質が経験した温度や圧力条件を推定できる可能性がある．

1.結晶質シリケイトと赤外スペクトルスからの固体の凝縮プロセスや加熱による固体の蒸発プロセスが考えられる．異方的構造を持つ結晶の場合，赤外線宇宙天文台ISOやすばる望遠鏡による星周やその凝縮や蒸発も異方的に進行し，ある特定の結晶軸星間空間の赤外分光観測によって，太陽系外にも結晶方向に粒子が伸長するなど，粒子形状に変化が起こる質シリケイトが発見された．中でも，主要固体形成元ことが期待される．結晶の凝縮や蒸発の異方性の詳細素であるMg，Si，Oから構成され，地球，隕石，彗星，を明らかにし，凝縮や蒸発に伴う粒子形状変化を予測

惑星間塵に広く存在する鉱物であるオリビン（（Mg,することができれば，赤外分光観測で推定される結晶Fe）
2SiO4）のMg端成分フォルステライト（Mg2SiO4）粒子の形状と比較することで，その粒子が経験してきが宇宙空間，特に濃い塵を纏った天体の周囲に一般的た温度・圧力環境を理解することも可能になると考えに存在することがわかってきた（図1）（例えば[1-3]）．

られる．すなわち，粒子形状から，蒸発が卓越するよ

フォルステライトをはじめとするシリケイトは赤外うな環境を経験したか，凝縮による粒子形成が卓越す領域に複数の振動モードをもっており，赤外分光にる環境であったかなどの固体物質進化を推定できるのよってシリケイトの結晶構造を推定することができではないかと考えている．

る．しかし，結晶の赤外スペクトルは結晶構造を反映

本研究では，原始惑星系円盤のような水素に富んだするだけでなく，結晶粒子が存在している環境の温度，環境でのフォルステライトの蒸発による粒子の形状変粒子サイズ，粒子形状などの様々な要素にも依存する化が赤外スペクトルに与える効果に注目する．星間空[4,5]．

間ではシリケイトは非晶質である一方，原始惑星系粒子形状を変化させる要因のひとつとして，高温ガ円盤環境では結晶質シリケイトが観測されており[2,3]，原始惑星系円盤環境でのダスト加熱によるシリケイト

1. 東京大学 大学院理学系研究科 地球惑星科学専攻
2. 東京大学 大学院新領域創成科学研究科 複雑理工学専攻

1の結晶化プロセスの存在を示唆する[6,7] ．また，隕原始惑星系円盤におけるフォルステライト蒸発の赤外スペクトルへの影響／瀧川，横山，橘，永原，小澤

129

図 1： HD100546（Herbig Ae 星：若い中質量星），AFGL4106（赤色巨星），NGC6302（惑星状星雲）の赤外スペクトルとマグネシウム珪酸塩の赤外スペクトルの比較（縦軸は任意）．van Boekel et al.（2005）[2]，周藤ら（2006）[4] を改変．

石に見られる同位体組成の均一性から，太陽系初期に星間物質の大規模蒸発プロセスがあった可能性が指摘

2. 水素雰囲気下でのフォルステライト蒸発実験されている．原始惑星系円盤条件での蒸発プロセスの理解は，原始惑星系円盤でのダスト加熱現象およびそチョクラルスキー法でa軸方向に引き上げた人工フれに伴うダスト蒸発という原始惑星系円盤初期ステーォルステライトの単結晶を1×3×4mmの直方体に切ジでの重要な物質進化プロセスの理解につながると言り出しものを実験の出発物質として用いた．蒸発異方えよう．

性を調べるために，一番大きな面がそれぞれフォルス

これまで，フォルステライトに関する蒸発実験は数テライトの結晶軸（a，b，c軸）に垂直になるように多くおこなわれており，蒸発速度の温度依存性や水素３種類の試料を用意した．重量およびサイズを測定し圧依存性などが明らかにされている[8-13]．真空実験

た３種類の試料をモリブデンメッシュに乗せ，ステン

ではフォルステライトの結晶軸ごとの蒸発異方性も確

レス製真空チャンバー内に設置した円筒形タングステ

かめられているが[10,13]，原始惑星系円盤をなしていンメッシュヒーターで1535℃（1808K）に加熱し，蒸る水素ガス中での蒸発異方性についてはいまだ調べら発実験をおこなった（図2）．3つの試料はヒーターやれていない．本研究では，原始惑星系円盤条件でのフ熱電対からの距離が等しくなるように配置した．水素ォルステライト蒸発速度の異方性とその水素圧依存性

ガスは試料上方約8cmからアルミナパイプ二本（内径を明らかにするため，水素ガス中におけるフォルステ１mm）により導入した．真空チャンバー内は実験中

ライト蒸発実験をおこなった．実験結果に基づき，フもターボ分子ポンプによって連続排気をおこない，水ォルステライト粒子の蒸発とそれに伴う形状変化が赤素ガスの流量を調整することで水素圧力を0.02，0.2ま外スペクトルにどのような影響を与え，その影響は観

たは2Paの一定条件に保ちながら，3-80時間の実験を測可能かどうかを検討した．

おこなった．圧力は真空チャンバーのポートに取り付けられたメタル電離真空計により測定した．また，比1. 非晶質シリケイトの結晶化過程で特定の結晶軸方向への結晶成長が起こることによって，赤外スペクトルが変化する可能性も指摘されている [7]-4

較のための真空条件（チャンバー内圧力10 Pa）での実験もおこなった．

130

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.2,2007㧟㧚⫳⊒ㅦᐲߩ⇣ᣇᕈ࡮᳓⚛࿶ଐሽᕈ ታ㛎೨ᓟߢߩ⹜ᢱߩ㊀㊂ᷫዋഀวߪᤨ㑆ߦኻߒߡ߶߷✢ᒻߦჇടߒߚ ࿑  㧚߹ߚ㧘ห৻ᤨ㑆ߩടᾲߦኻߔࠆ㊀㊂ᷫዋߪ㧘ᦨᄢ㕙߇ E ゲߦ⋥੤ߔࠆ⹜ᢱߢᦨᄢߢ㧘᳓⚛ࠟࠬਛߢ߽ࡈࠜ࡞ࠬ࠹࡜ࠗ࠻ߪ⇣ᣇ⊛⫳⊒ࠍߔࠆߎߣ߇ࠊ߆ߞߚ ࿑  㧚

0.2é¿å±ëOå„ÇÃèdó ïœâª (1-w/w0)

ç-ëÂñ Ç™aéŠÇ…íºå¾ç-ëÂñ Ç™béŠÇ…íºå¾1535�C, PH2=0.2Pa

ç-ëÂñ Ç™céŠÇ…íºå¾0.15

図 3： 1535℃，水素圧 0.2Pa での蒸発による各試料の重量変化．最大面が c 軸に直交する試料の重量減少（c 軸方向の蒸発が重量減少を支配）が他の 2 試料に比べて大きい．

0.1

図 2： 真空高温炉模式図．

実験試料は重量変化を測定し，また，本稿では議論しないが，表面組織の異方性を電界放射型走査型電子0.05顕微鏡（JSM-7000F）で観察した．

3. 蒸発速度の異方性・水素圧依存性0051015

éûä‘ [hour]

実験前後での試料の重量減少割合は時間に対してほぼ線形に増加した（図3）．また，同一時間の加熱に対する重量減少は，最大面がc軸に直交する試料で最大で，
図E4：1535℃フォルステライト蒸発速度の水素圧力依存࿑ ͠㧘᳓⚛࿶㧞2C
ߢߩ⫳⊒ߦࠃࠆฦ⹜ᢱߩ㊀㊂ᄌൻ㧚ᦨᄢ㕙߇ゲߦ⋥੤ߔࠆ⹜ᢱߩ㊀㊂性．Va，Vb，Vc はそれぞれ a，b，c 軸方向の蒸発速度．真空中の蒸発速度も参考のため示してある．水
素中での蒸発速度は水素圧力の 1/2 乗にほぼ比例しことがわかった（図3）．て増加する．実線が表面カイネティクスを無視した

実験試料の重量変化は次式のようにサイズの変化と理想蒸発速度（蒸発係数α =1），破線および点線が ታ㛎⹜ᢱߩ㊀㊂ᄌൻߪᰴᑼߩࠃ߁ߦࠨࠗ࠭ߩᄌൻߣ㑐ㅪߠߌߡ⴫ߔߎߣ߇ߢ߈ࠆ=?㧚
α =0.1，α =0.01 の場合の蒸発速度を表す．

ᷫዋ E水素ガス中でもフォルステライトは異方的蒸発をするゲᣇะߩ⫳⊒߇㊀㊂ᷫዋࠍᡰ㈩ ߇ઁߩ  ⹜ᢱߦᲧߴߡᄢ߈޿㧚

関連づけて表すことができる[9]．

WW0(a  2Vat)(b  2Vbt)(c  2Vct)abc （1） 得られたフォルステライトの水素中での蒸発速度は 
a，b，c軸方向全てにおいて真空より大きくなり，水

ここでW0，Wはそれぞれ出発試料の重量（W0）と蒸素圧の約1/2乗に比例して増加することがわかった
ߎߎߢ 9㧘9 ߪߘࠇߙࠇ಴⊒⹜ᢱߩ㊀㊂ 9 ߣ⫳⊒ᓟߩ⹜ᢱ㊀㊂ 9 㧘V ߪടᾲᤨ㑆㧘C㧘D㧘
発後の試料重量（W），tは加熱時間，a，b，cとVa，Vb，（図４）．
Vcはそれぞれa，b，c軸方向の試料サイズと蒸発速度をフォルステライトは真空条件，および水素ガス中で，示す．３つの試料に対しての（1）式を連立させ，各化学組成や結晶構造を保ったまま調和蒸発することが結晶軸方向の蒸発速度Va，Vb，Vcを求めた．

わかっている[8-13]．このような物質の蒸発速度（表原始惑星系円盤におけるフォルステライト蒸発の赤外スペクトルへの影響／瀧川，横山，橘，永原，小澤*GTV\-PWFUGP ᑼ
面後退速度）はHertz-Knudsen式
VD

Peq:Fo2SmsioRT131によるものであると考えられる．

DVideal （2） しかし，蒸発速度の異方性に着目すると，水素圧の 
増加とともに，蒸発速度の異方性が変化することが明を用いて表すことができる[14]．PeqはSiOガスの平衡らかになり，水素ガスによる熱力学駆動力増加以外のࠍ↪޿ߡ⴫ߔߎߣ߇ߢ߈ࠆ=?㧚2GS ߪ 5K1 ࠟࠬߩᐔⴧ⫳᳇࿶㧘6 ߪ⛘ኻ᷷ᐲ㧘OUKQ ߪ 5K1 ߩ
蒸気圧，Tは絶対温度，msioはSiOの分子量，Rは気体効果も存在することが示唆される．図5にb，c軸方向
ಽሶ㊂㧘 4 ߪ᳇૕ቯᢙ㧘 ǡ (Q ߪࡈࠜ࡞ࠬ࠹࡜ࠗ࠻ߩࡕ࡞૕Ⓧߢ޽ࠆ㧚ࡈࠜ࡞ࠬ࠹࡜ࠗ࠻
定数，ΩFoはフォルステライトのモル体積である．フの蒸発速度（Vb, Vc）のa軸方向の蒸発速度（Va）に対/I5K1  ࡕ࡞ߩ⫳⊒ߦ઻޿㧘5K1 ߇  ࡕ࡞⫳⊒ߔࠆߚ߼㧘5K1 ࠍ↪޿ߡࡈࠜ࡞ࠬ࠹࡜ࠗ࠻ߩォルステライト（Mgする比を水素圧に対して示す．水素圧が上昇するにつ2SiO4）1モルの蒸発に伴い，SiO⫳⊒ㅦᐲࠍ⴫ߒߡ޿ࠆ㧚࡮ߪ⫳⊒ଥᢙ҅࡮࡮҅ ߣ๭߫ࠇ㧘⚿᥏⴫㕙ߢߩේሶ㑆ࡏࡦ࠼
が1モル蒸発するため，SiOを用いてフォルステライれてVb/Vaは１に近づく一方で Vc/Vaは約1.7から約2.6ߩಾᢿ㧘⴫㕙ๆ⌕ේሶߩ᜛ᢔ㧘⴫㕙߆ࠄߩ㔌⣕ߣ޿ߞߚ৻ㅪߩ⴫㕙ࡊࡠ࠮ࠬߩ⫳⊒߳ߩലᨐࠍߔߴߡ฽߼ߚ෻ᔕଥᢙߢ޽ࠆ㧚࡮ ߩ႐ว㧘⴫㕙ࡊࡠ࠮ࠬߩ⫳⊒ࠞࠗࡀ࠹ࠖࠢࠬ߳ߩᓇ
トの蒸発速度を表している．αは蒸発係数（0<α<1）まで増加する．
㗀ߪߥ޿ߣ⠨߃ࠄࠇ㧘⫳⊒ㅦᐲߪᦨᄢߣߥࠆ㧚と呼ばれ，結晶表面での原子間ボンドの切断，表面吸真空中での蒸発異方性は，蒸発に関わる表面プロセ ታ㛎ߢᓧࠄ ࠇߚ⫳⊒ㅦ ᐲࠍ㧘  ᑼߢ⴫ ߐࠇ ࠆ⫳⊒ㅦᐲ ߣᲧセߔࠆ ߣ㧘⫳⊒ଥ ᢙ ߇
着原子の拡散，表面からの離脱といった一連の表面プスの中でも，結晶面ごとの原子間ボンド強度（おそら࡮ ⒟ᐲߢታ㛎࠺࡯࠲ࠍ߁߹ߊ⺑᣿ߢ߈ࠆߎߣ߇ࠊ߆ࠆ ࿑  㧚੹࿁⷗Ⓧ߽ࠄࠇߚ⫳ロセスの蒸発への効果をすべて含めた反応係数である．
く最も結合の強いSi-Oボンド）もしくはボンドの切断⊒ଥᢙ࡮ߪ㧘ㆊ෰ߩ᳓⚛ਛߢߩࡈࠜ࡞ࠬ࠹࡜ࠗ࠻⫳⊒ታ㛎=?ߣ߽⺞๺⊛ߢ޽ࠆ㧚
α=1の場合，表面プロセスの蒸発カイネティクスへ効率の違いに依存している可能性が高い．水素雰囲気 ⌀ⓨߣ᳓⚛ࠟࠬਛߢߩ⫳⊒ߦ߅޿ߡ࡮ߩ୯ߦᄢ߈ߥᄌൻ߇ߥ޿ߎߣ߆ࠄ㧘᳓⚛ࠟࠬዉ౉ߦの影響はないと考えられ，蒸発速度は最大となる．
中では，フォルステライト表面に吸着した水素は原子ࠃࠆ⫳⊒ㅦᐲߩ਄᣹ߪ㧘᳓⚛ࠟࠬሽ࿷ਅߢ 5K1 ߩᐔⴧ⫳᳇࿶߇਄᣹ߒߚߎߣߦࠃࠆߣ⠨߃ࠄࠇࠆ㧚ߔߥࠊߜ㧘᳓⚛࿶ߦᔕߓߚ⫳⊒ㅦᐲ਄᣹ߩਥߥේ࿃ߪ㧘ᾲജቇ⊛㚟േജߩჇᄢߦࠃࠆ
実験で得られた蒸発速度を，（2）式で表される蒸発間ボンドの切断を促進する働きをすると考えられるが，߽ߩߢ޽ࠆߣ⠨߃ࠄࠇࠆ㧚
速度と比較すると，蒸発係数がα=0.1-0.01程度で実験水素圧に対する蒸発速度の異方性の変化は，水素の吸 ߒ߆ߒ㧘⫳⊒ㅦᐲߩ⇣ᣇᕈߦ⌕⋡ߔࠆߣ㧘᳓⚛࿶ߩჇടߣߣ߽ߦ㧘⫳⊒ㅦᐲߩ⇣ᣇᕈ߇ᄌ
データをうまく説明できることがわかる（図4）．今回
着サイト密度が異なるなどの理由で，水素が原子間ボൻߔࠆߎߣ߇᣿ࠄ߆ߦߥࠅ㧘᳓⚛ࠟࠬߦࠃࠆᾲജቇ㚟േജჇടએᄖߩലᨐ߽ሽ࿷ߔࠆߎߣ߇
見積もられた蒸発係数αは，過去の水素中でのフォルンド切断を促進する効果が結晶面ごとに異なることを␜ໂߐࠇࠆ㧚࿑  ߦ D㧘E ゲᣇะߩ⫳⊒ㅦᐲ 8D8E ߩ C ゲᣇะߩ⫳⊒ㅦᐲ 8C ߦኻߔࠆᲧࠍ
ステライト蒸発実験[11,12]とも調和的である．
示唆しているものと考えられる．これらのことを定量᳓⚛࿶ߦኻߒߡ␜ߔ㧚᳓⚛࿶߇਄᣹ߔࠆߦߟࠇߡ 8D8C ߪ㧝ߦㄭߠߊ৻ᣇߢ
8E8C ߪ⚂  ߆
真空と水素ガス中での蒸発においてαの値に大きなࠄ⚂  ߹ߢჇടߔࠆ㧚

的に考察するためには，フォルステライト結晶面のエ
変化がないことから，水素ガス導入による蒸発速度の上昇は，水素ガス存在下でSiOの平衡蒸気圧が上昇しネルギー状態や表面での原子間のボンド強度を結晶面たことによると考えられる．すなわち，水素圧に応じ蒸発異方性の結晶学的議論は本研究の直接の目的かた蒸発速度上昇の主な原因は，熱力学的駆動力の増大らは外れるため，本稿ではこれ以上の議論はおこなわごとに調べる必要がある．

ないが，水素ガス圧の変化に伴い蒸発速度の異方性が変化するという実験結果は，宇宙空間でフォルステライト粒子が蒸発環境に応じて異なる形状になることを意味し，粒子形状から粒子の経験した温度や圧力条件を推定できる可能性を示している．

4. 蒸発に伴うフォルステライト
形状変化が赤外スペクトルに及ぼす効果
本節では実験で得られたフォルステライトの蒸発速度の異方性に基づいて，蒸発による粒子形状の変化が赤外スペクトルに及ぼす効果を見積もる．蒸発前のフ
図 5： 水素ガス圧の変化に対する Vb/Va，Vc/Va の変化．

ォルステライト粒子の形状は球形と仮定する．蒸発温132

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.2,2007
表11535℃，水素圧 2Pa または真空での蒸発によるフォルステライト球の形状変化

c 軸方向のb 軸方向のa 軸方向の蒸発量（c/c0） 蒸発量（b/b0） 蒸発量（a/a0）

a/cb/c

水素圧 2 Pa

0.5
0.2
0.05

0.83
0.72
0.67

0.81
0.69
0.64

1.62
3.47
12.70

1.65
3.60
13.40

真空（全圧 10-4Pa）

0.5
0.2
0.05

0.85
0.77
0.72

0.72
0.56
0.48

1.45
2.80
9.53

1.71
3.8314.40601535°C, PH2 = 2Pa0.05

300.050.20.520c/c0=1(sphere)2

質量吸収係数 [10 cm /g]

400.2201030.5c/c0 =109.6

1010.4 10.8

11.2

11.6

12015202530

120.3
0.050.05

80.2

400.20.2
c/c0=1 0.5

3132

0.10.5c/c0 =133

34353637 45

5055

6065700

波長 [µm]
図 6： 1535℃，水素圧 2Pa でのフォルステライト蒸発に伴う質量吸収係数の変化．蒸発前の球状フォルステライトを点線，c 軸方向に 50%, 80%, 95% 蒸発後（c/c0=0.5, 0.2, 0.05）の粒子のスペクトルをそれぞれ破線，一点破線，実線で表す．蒸発後の粒子形状は表 1 を参照．

度は実験条件と同じ1535℃とし，蒸発ガスの再凝縮なつぶれた形になるが，真空条件ではb軸に伸長した形

どを考えない自由蒸発のみを考慮する．また，蒸発にに，水素ガス中では円盤状になると予想される（表1）．

よって結晶面が発達することも考えられるが，ここで実験における真空条件（10 Pa）や水素ガス2Paの条は簡単のために，結晶軸方向に異なる速度での蒸発に件は，それぞれ進化末期の恒星からの恒星風，原始惑

よって，粒子形状が球形から三軸不等楕円体に変わる星系円盤の地球軌道付近の圧力条件に相当すると考えと仮定する．

られる．

-4

蒸発による粒子形状の変化を表1にまとめる．真空得られた軸比を元に，寒川ら[15]によって合成フォ中での蒸発速度異方性はVc >> Va > Vbであるのに対ルステライト単結晶の反射スペクトル測定からローレし，水素圧2Pa条件ではVc > Va ～ Vb であるため（図ンツ型振動モデルを使って求められたa，b，c軸方向4），蒸発が進行すると，フォルステライトの形状は真の振動モードの共振周波数および振動強度を用い，蒸空条件でも水素ガス存在下でも蒸発によって，ｃ軸に発結果のフォルステライト粒子の形状に対応した質量原始惑星系円盤におけるフォルステライト蒸発の赤外スペクトルへの影響／瀧川，横山，橘，永原，小澤

133

-4

図 7： 1535℃，真空条件（10 Pa）または水素圧 2Pa で c 軸方向に 80% 蒸発（c/c0=0.2）したフォルステライト粒子の質量吸収係数（点線および実線）．球状フォルステライトのスペクトルも比較のために示してある（細い実線）．蒸発後の粒子形状は表 1 を参照．

吸収係数を波長の関数として計算した．ここでは，粒子サイズは赤外線の波長より充分小さいと仮定し，レイリー散乱条件で計算をおこなった．

判別可能な程度の違いを見せる．
真空中，水素ガス中での蒸発の異方性はともに，波長9.8，11.2，16.5，18，23.7，25，28，33.7μm域のピ

図6に水素中での異方的蒸発の進行に伴う質量吸収ーク位置の変化と，49，69μmピークの相対強度変化係数の変化を示す．蒸発が進行し形状が変化するに従として顕著に見られる．9.8，16.3，19，23.6，33.7μm

い，吸収を担う振動モードが変化し，質量吸収係数ス

フィーチャーは水素圧が高い条件での蒸発を経験する

ペクトルのピーク位置と吸収バンドの相対強度比が大ほど長波長側に移動し，10.3，11.8，18，21.5，25，27，きく変化することがわかる．例えば，中間赤外領域で33μmフィーチャーは短波長側に移動する．

は，波長16，19，21，22，24，27μmのピークが長波長

赤外スペクトルは，温度や結晶の化学組成の変化に側に移動し，18μmのピークは短波長側へ移動する（厳よっても変化する[3,4]．しかし，温度や化学組成の変密には卓越する振動モードの変化なので，あるピーク化に対して，スペクトルのピーク位置は一般に波長にの移動という表現は正しくないが，ここではわかりや対して一方向にシフトし，本研究で示したような短すさのため，移動と表現する）．このピークの移動は波長側にも長波長側にもシフトが見られることはない．

最大で1μm程度で，観測の精度と比較しても十分識

そのため，形状変化によるスペクトルのピーク位置や別可能な変化である．

相対強度比の変化は，温度や化学組成によるスペクト異なる圧力条件下で同程度に蒸発したフォルステラ

ルの変化とは区別することが可能であろう．

イト粒子の質量吸収係数を図７に示す．質量吸収係数

ここまで見てきたように，フォルステライトの異方スペクトルのピーク位置と相対強度比は，10μmから的蒸発による粒子の形状変化は観測可能な赤外スペク

70μmまでの幅広い波長域で蒸発時の水素圧に応じてトルの変化をもたらす．蒸発異方性が水素圧に依存し134

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.2,2007て変化することから，粒子形状情報から，ダスト蒸発

質量吸収係数計算コードは寒川尚人博士にご提供いが起こった環境の圧力条件を推察することができる可ただき，質量吸収係数の計算に際しては茅原弘毅博士

能性がある．今後，様々な温度・圧力条件での実験的から助言をいただいた．実験試料の観察に関する試料研究を進める必要はあるが，観測される赤外スペクト準備や装置使用に関して，吉田英人氏にご協力いただ

ルから粒子形状に関する情報を抽出することで，ダスいた．また，小池千代枝博士には本稿に関して，有トの経験した温度圧力条件などの環境情報を推定する益なコメントをいただいた．ここに記して感謝致しまことが可能となっていくだろう．

す．なお，本研究は文部科学省科学研究費基盤研究S（16104007），特定領域研究「太陽系外惑星科学の新展5.まとめフォルステライトの水素ガス中での蒸発実験により，開」（17039002, 17039003）からの補助を受けている．

参考文献

フォルステライトは原始惑星系円盤条件に近い水素ガス圧力条件下で異方的に蒸発することがわかった．水
素ガス中でのフォルステライト蒸発速度は水素圧力の約1/2乗に比例して増加し，蒸発異方性は真空と比べて有意な変化をすることがわかった．
また，フォルステライトの蒸発異方性は広い赤外波[1] Molster, F. J. et al., 2002, Astron. Astrophys.
382, 184.
[2] van Boekel, R. et al., 2005, Astron. Astrophys.
441, 563.
[3] 藤原英明, 2007, 遊星人 本号.

長域で判別可能なスペクトル変化として現れることが[4] 周藤浩士ら, 2006, 天文月報 99, 682.

明らかになった．観測によるスペクトルから固体物質[5] 茅原弘毅ら, 2006, 遊星人 15, 44.の状態あるいは場に関する情報を得るためには，広い[6] 村田敬介ら, 2007, 遊星人 本号.

温度条件での蒸発異方性を調べる必要があり，また，[7] 村田敬介ら, 2006, 日本天文学会2006年度秋季大凝縮による結晶の形の変化も考慮に入れる必要がある．

会講演予稿集, P44a

蒸発の場合と同じように凝縮速度もc軸方向に速いな[8] Hashimoto, A., 1990, Nature 347, 53.

らば，フォルステライト粒子はc軸に伸びた形となり，[9] Nagahara, H. and Ozawa, K., 1996, Geochim.

蒸発時とは異なる形状を示すことになるかもしれない．
これらは今後の課題であるため，今回の実験結果だけから，直ちに系外原始惑星系円盤や赤色巨星，惑星状

Cosmochim. Acta. 60, 1445.
[10] Ozawa, K. et al., 1996, Lunar Planet. Sci., 27,989.

星雲などの観測にあてはめることができるものではな[11] Tsuchiyama, A. et al., 1998, Mineral. J. 20, 113.

い．しかしながら，一見，鉱物学の問題のように思え[12] Kuroda, D. and Hashimoto, A., 1998, Antarct.

る鉱物の物性異方性が，進化末期の星から星間空間を経て，原始惑星系円盤において惑星が誕生するまでの物質進化の場を定量的に理解するための一つの判断要素になりうることを示したという点で，今回の実験結果は重要である．

Meteorit. Res. 15, 152.
[13] Yamada, M. et al., 2006, Planet. Space. Sci. 54,1096.
[14] Paule, R. C. and Margrave, J. L., 1967, in The
Characterization of High-Temperature Vapors,130.

謝辞[15] Sogawa, H. et al., 2006, Astron. Astrophys. 451,357.