彗星氷に含まれる分子の原子核スピン異性体比と重水素／水素比／河北183

特集「水素・酸素同位体分別の起源」

彗星氷に含まれる分子の原子核スピン異性体比と重水素／水素比
河北秀世1

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において星団の一員として誕生した可能性が示唆されるようになってきた[1,2]．本稿では，太陽系の始原天微惑星残存物である彗星に含まれる物質の性質から太陽系形成初期の様子を探ることは，彗星科学にとっ体の一つである彗星に焦点を当て，太陽系形成初期の温度環境について議論する．て極めて重要なテーマのひとつである．彗星は氷と塵

ふと気がつけば夜空に突然現れ，長い尾をたなびかを含む小天体であるが，本稿では特に氷に着目し，氷せて星々の間を駆け抜けてゆく彗星の本質は，わずかに含まれる分子の原子核スピン異性体比および重水素数kmから数十kmの大きさの核にあると言っても過言／水素比から太陽系形成初期の温度環境について議論ではない．現在の彗星科学における重要なテーマの一する．H2Oをはじめとするいくつかの分子種におけるつが，彗星核に含まれる物質の起源である．この彗星

原子核スピン異性体の存在比，重水素／水素比の観測

核は，原始太陽系円盤中で微粒子（難揮発性の塵とそから，太陽系の母体になった分子雲の温度環境は約の周りを覆う氷）が集まって出来た微惑星であると考30K程度と考えられる．すなわち，暗黒星雲のようなえられている．微惑星が更に集積することで原始惑星，環境（～ 10K）ではなく，比較的暖かな，むしろ巨大そして惑星が誕生するのであるが，その過程で惑星と分子雲中のように星が星団として誕生するような環境して集積されなかった残存物が彗星核であると考えらに近かった可能性が高い．

れている．この微惑星残存物は，現在では太陽から30天文単位以上離れた黄道面付近のディスク（カイパー�������������ベルト），あるいは太陽から数万天文単位離れた球殻状の分布（オールト雲）として存在している．しかし，太陽系は約46億年前に分子雲から分子雲コア，そしこれらの領域にある彗星核は，もともとその場で作らて原始太陽系円盤を経て誕生したと考えられている．

れた微惑星ではない可能性がある．特にオールト雲は，しかし，その詳細については，未だに明確になってい原始太陽系円盤中で巨大惑星が形成された領域から重ない点もある．たとえば，太陽のような小質量の単独力散乱で放逐された微惑星によって作られたと考えら星は，おうし座分子雲のような極低温（10K程度）のれている．カイパーベルト中の天体についても，原始暗黒星雲から誕生したと一般に考えられてきた．しか太陽系円盤中での巨大惑星の移動にともなって，現在し，オリオン分子雲のような大質量形成領域でも小質の位置よりも内側から運ばれたという考えもある[3]．

量星が大量に作られていることが明らかになり，またいずれにせよ，彗星核がH2Oを主体とする揮発性隕石中の消滅核種の研究や，太陽系外縁部のカイパーの氷を含む以上，原始太陽系円盤中の氷雪線（snow

ベルト天体の軌道分布から，太陽は大質量星形成領域line）よりも外側で作られた微惑星であることは間違

1. 京都産業大学理学部物理科学科

いない．微惑星形成から40億年以上もの間，太陽から184

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遠く離れた場所に保存されてほとんど熱変性を受けては原子核スピン1 ／ 2を持つフェルミ粒子である．そいない彗星核は，46億年前の原始太陽系円盤中の物質のため，空間的に対称な位置に水素原子を持つ分子にを閉じこめた始原天体であると考えられる．

は，等価な水素原子の交換に対して分子の波動関数が彗星の氷に着目してみると，その成分はほとんどが反対称でなければならないという制約が生ずる．このH2Oである．H2Oが100に対し，CO2やCOが20ほど存ため，分子の回転エネルギー準位は異なるグループに在しているようである．そして，その他にNH3やCH4，分類することができる．H2Oの場合，2つのグループ（原HCN，C2H2，C2H6，CH3OH，H2COなどの物質がそ子核スピン異性体）が存在し，「オルソ」と「パラ」

れぞれ1 ～ 0.1程度，含まれている．こうした氷の成と呼ばれている．これらはH2Oの持つ水素原子の原子分比は，原始太陽系円盤中で起こった物質化学進化の核スピンの方向がそろっているか反対かによって分類結果を反映していると考えられる．彗星から昇華したされる．この2つのグループ間には，電気双極子放射ガスの組成を多くの彗星について調べた結果，彗星による遷移も，衝突による遷移も許されていない．

ごとにCOなどの成分はバラエティがあることが分か

ここで，彗星コマ中に観測されるガスのオルソ／パってきた．これは彗星が誕生した環境（特に温度）ラ比が何を反映しているかは，自明ではない．例えば，の違いを反映しているのではないかと考えられてい水素原子が交換されるような化学反応が起こるとオルる．しかし，一方で，何度か太陽の周りを周った彗星ソ・パラの変換が可能である．また，彗星核中に固体では，揮発性の高いCOなどが表層付近から選択的にとして存在している間に彗星核の内部温度で平衡に達欠乏している可能性がある．実際，私を含むメンバーするかもしれない．幸い，彗星核から蒸発したガスのは，2005年7月に行われたNASAのDeep Impact計画

水素原子交換反応については，普通の彗星に観測され（重さ370kgの子機を彗星核に衝突させ，放出物を探る程度のガス密度ではほとんど起きないと考えられて査機から観測する計画）に際して，9P/Tempel 1といいる[5]．そのため、観測されるガスのオルソ／パラう彗星では表層と内部で氷の組成が異なる事を地上観比は、少なくとも彗星氷中に含まれていた分子のオル測から明らかにした[4]．この彗星は周期が約６年とソ／パラ比を反映していると考えられる．彗星核中で短く（カイパーベルト起源の彗星とされている），表のオルソ・パラ変換については，実験的にも理論的に面は太陽による加熱の影響を大きく受けていたと考えも十分に理解されていないが，その時間スケールが短られる．放出物の組成比が，オールト雲起源の長周期ければ彗星核内部の温度を探るプローブとして，反対彗星において観測される組成比に近かったことから考に時間スケールが長ければ彗星氷の作られた温度環境えると，周期の長い彗星については，ほとんど変性をを探るプローブとして使えるのではないかと考えられ受けていないのかもしれない．ていた．こうしたアイデアをもとに，初めて彗星H2O

このように氷の組成比から彗星物質の起源を探るののオルソ／パラ比を測定したのは，NASA・ゴダーは，多少，注意が必要である．別の視点から，彗星のド・スペースフライトセンターのM. J. Mummaであ起源を探ることはできないだろうか．

る．
M. J. Mummaは1986年に大気中の水蒸気を避けて�������������

航空機からHalley彗星を観測し，初めて彗星中のH2Oを検出し，そのオルソ／パラ比を明らかにした．オル彗星に含まれる分子の中には，H2Oのように対称ソ／パラ比が熱平衡状態で決まったと仮定して得られ位置に水素原子核を持つ分子がいくつもある（NH3，た温度（核スピン温度）は，29Kであった[5]．その後，

CH4，CH3OH，H2COなど）．水素原子核（つまり陽子）

H2O分子のオルソ／パラ比については彼のグループが彗星氷に含まれる分子の原子核スピン異性体比と重水素／水素比／河北表1185

これまでに観測された彗星分子の核スピン温度 [6,7,8,9,10,12,13]彗星

H2O1P/Halley

29±2C/Wilson≧50注１）

NH3CH4

力学的起源
オールト雲
オールト雲

C/1996 B2≧50注２）＋10－626

オールト雲

C/1995 O128±2C/1999 H1＋15－6オールト雲

30C/1999 S4≧30

27－2＋3オールト雲

C/2001 A2＋4－323＋1－225

オールト雲

C/2000 WM128±３30－3＋5オールト雲

オールト雲＋7－4153P/Ikeya-Zhang

32＋11＋531－6C/2004 Q2 (Machholz)

34±3

オールト雲

103P/Hartley 236±3

カイパーベルト

2P/Encke

31－4

オールト雲

C/2001 Q4 (NEAT)

≧3333

オールト雲

カイパーベルト

注１）H2O 基本振動の一部の遷移しか観測されていないため，決定精度に問題があるとの指摘がある．また，オールト雲から初めてやってきた彗星であったため，彗星核表層の H2O 分子は宇宙線被爆によってオルソ／パラ比が３にリセットされていた可能性が指摘されている．
注２）この値は Preliminary な結果として出されたものなので，注意を要する．著者にコンタクトをとったが，査読付き論文誌での出版予定は無いとのこと．
注３）H2O の核スピン温度は，以前は大気圏外からの基本振動バンドの観測によっていたが，近年，ホットバンド輝線の地上観測によってオルソ／パラ比を求める手法が開拓され，この１，２年で多くの彗星について結果が増えつつある．

中心となって研究を続けており，これまでに複数の子種に依存せずに核スピン温度が決まっているならば，彗星において核スピン温度が決定されている[6,7,8,9]．

それは各分子に共通した熱平衡過程の存在を示唆しこれらの中には，周期６年～数十万年以上の彗星までているからである．しかし，H2O以外に有望であった含まれる．周期の異なる彗星（遠日点距離が異なる）

NH3の核スピン温度決定も，世紀の大彗星と言われたにおいては核内部の平均的な温度も異なると予想されHale-Bopp彗星（1997年）でさえS ／ N比の不足からるが，これらの彗星においていずれもほぼ同じ核スピン温度が得られており，彗星核中のオルソ／パラ比再平衡の可能性は少ないと考えられている[1]．つまり，観測されるオルソ／パラ比は彗星氷が形成された環境を反映している可能性が高い．しかしそれでも，物理温度の指標として核スピン温度を用いることが妥当かどうかという疑問が残る．観測されたオルソ／パラ比が最終的に熱平衡過程で決まっているならば核スピン温度は物理温度の指標となりうるが，その仮定は正しいのであろうか．
1990年代終わり頃から，こうした疑問に対するアプローチとして他の分子種の核スピン温度を探ることが重要だと認識されるようになってきた [7]．もしも分

図1�原子核スピン異性体の存在比と核スピン温度．高温極限値を１として規格化してある．水の場合，原子核スピン統計重率比は3であり，高温度限界がこれに対応す
る（50K以上では，オルソ／パラ比はほぼ3になっている）．分子種によって，核スピン温度に対する依存性が異なる．

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断念されていた[7]．しかしこの頃，NH3が太陽紫外72 000に設定し，NH2の発光スペクトルを得た．一方で，線で壊れてできるNH2ラジカルの可視光域における発IRCSを用い，波長３ミクロン付近の高分散分光観測

光スペクトルから，NH2のオルソ／パラ比を求め，そを行った（波長分解能はR=10000）．この波長域には，

こから逆にNH3のオルソ／パラ比を決定するという手

C-HやN-H，O-Hの伸縮振動バンドが見られ，様々な法を筆者らが開拓した[10]（河北他の2002年の遊星人

分子の輝線が観測される．我々はこの波長域でH2Oとの記事を参照）．NH2の発光効率は高く，当時，ファCH4の顕著な輝線を観測することに成功した．近赤外ーストライトを迎えた直後の「すばる望遠鏡」
によって，域の観測では，通常，彗星分子の輝線が地球大気中の高いS ／ N比のスペクトルが得られるようになった事

同じ種類の分子によって吸収されるため，大きな困難も幸いであった．こうした経緯で初めて測られた彗星を伴う．彗星が地球に対して大きな速度差を持つ場合

NH3の核スピン温度は，28Kであった（C/1999 S4 リにのみ，かろうじて観測が可能となる．そういった意ニア彗星）．一般に，化学反応において生じる生成熱は，味で，この彗星は明るさの面からも，地心速度の面か生成された分子の並進運動，電子励起，振動励起，回らも最適のターゲットであった．こうして得られた核転励起などに分配される．オルソ／パラ比について重スピン温度は，H2Oが31K，NH3が31K，CH4が33Kと要なのは，回転エネルギー間の分布であるが，それになった．同一の彗星において三つの核スピン温度が得対してどれくらいのエネルギーが分配されるかは，分られたのは，これが初めてである．以上の結果は，オ子種によって異なると考えられる．そのため，H2Oとルソやパラといった原子核スピン異性体の比率が熱平

NH3が同じ核スピン温度を示すという事は，分子種に衡において決定されたとする説と調和的であり，核ス依存しない，つまり何らかの熱平衡状態においてH2Oピン温度が物理温度の良い指標であることを意味してやNH3のオルソ／パラ比が決まったためと考えられいる．

た．例えば，低温度の塵表面における化学反応などで表1に，これまでに得られている彗星分子の核スピは，塵が熱浴として生成熱を効果的に逃がすことがでン温度をまとめた．全ての分子で，ほとんどの彗星がきるため，上記のような条件が達成される可能性があ30K前後の値を示していることが分かる．また，彗星

る．実際，H2Oの生成反応において効率よく生成熱がの力学的起源（オールト雲かカイパーベルトか）と核散逸している様子が実験室で観測されている[11]．

スピン温度は無関係であるように思われる．なお，表こうした観点から，異分子間での核スピン温度の一中，核スピン温度が50K以上となっているものが二つ致は，重要な意味を持つと考えられる．そこで他の分子種についても核スピン温度の測定を試みた．筆者
らのグループでは，NH3のオルソ／パラ比の決定を精力的に進める一方，同一の彗星において，H2O，NH3，CH4の3種について同時に核スピン温度を測定することにも成功している[12,13]．
筆者らは，2004年5月にC/2001 Q4 (NEAT)彗星を，すばる望遠鏡によって観測した．用いた装置は，可視光分散分光器（HDS）と，近赤外分光撮像カメラ（IRCS）である．HDSは可視光領域で波長分解能（波長／最小分解波長）R＝160000を達成することができる高分散分光器である．我々の観測では，波長分解能

図 2 � NH2 の観測とモデルの比較．C/2001Q4（NEAT）彗
星の場合．高い波長分解能で観測することで，オルソとパラに属する輝線を分離して調べることができる．図中，主なオルソ・パラの輝線を示してある．

彗星氷に含まれる分子の原子核スピン異性体比と重水素／水素比／河北187あるが，これらはオールト雲に滞在している間に彗星た分子雲の温度である．Boudin et al.（1998) [14] が核表層の氷が宇宙線などの照射によって変性した可能提唱したように，分子雲中で出来た氷が，ほぼそのま性を示唆していると言われる（ただし，いずれも観測ま彗星核に持ち込まれたとすれば（但し，COなどのされた輝線の本数が少ないなど，観測データにも問題揮発性の高い物質の部分的な昇華があったと考えていがある）．

る），核スピン温度は分子雲の温度環境を反映するこ

このデータを，全ての彗星でほぼ一定（～ 30K）とになる．すなわち，太陽系は約30Kの分子雲から誕と見るか，彗星ごとに若干のバラツキがあると見るか生したということになる．ちなみに30Kという温度は，で，この先の議論が分かれる．仮に後者であるとすると，大質量星形成領域である巨大分子雲中の分子雲コアのこれは原始太陽系円盤中の温度勾配に対応した差異で典型的温度にほぼ等しい．このように，彗星氷の核スあると考えられる．つまり，原始太陽系円盤中の場所

ピン温度は，太陽が大質量星形成領域中で星団の一員を示唆していると考えられる．しかし，Dello Russoとして誕生したという可能性を支持している．

らは，彗星氷組成と核スピン温度の相関について否定

これまでに行われた彗星氷物質の形成環境について的である．なぜなら，揮発性の高いCOやCH4の組成の他の研究としては，たとえば，彗星分子中の重水素比が核スピン温度と相関している様子が見られないか／水素比をモデル計算や星間における観測値と比較

らである（Dello Russo et al. 2005）[8]．もっとも，彗したものがある（後述）．また，H2O氷中に捕獲され星毎の熱履歴（太陽への回帰の回数など）によって彗た希ガスやCOなどの組成比を実験結果と比べる研究

星核表層の氷組成比に影響があった可能性もある．まや，C2H2やC2H6，C3H4の組成比を手がかりにするとた，表１中H2Oで比較的低い核スピン温度を示す彗星いう研究もあった．こうした研究のすべてが，同様には，NH3でも低い温度を示す傾向があり，彗星毎に核25 ～ 40K前後の温度環境を示唆していることは，大変，スピン温度にばらつきがある可能性を完全には否定で興味深い[15-23]．

きない．しかし，現状では「核スピン温度は誤差の範囲でほぼ一致している」とするのが安全な立場であろ���������������

う．
微惑星の誕生した場所が異なると考えられるオール

低温度環境下の化学反応において，重水素体が濃集ト雲起源の彗星とカイパーベルト起源の彗星で核スピする現象（重水素濃集）が見られる．これは，星間のン温度に差がみられないこともあわせて考えれば，核低温分子雲などで顕著であり，時には宇宙組成（D ／スピン温度はこれらの彗星に共通した環境の温度を示

H＝1.5×10－5）に比べて何桁も重水素が濃集される場していると考えられる．つまり，太陽系の元となっ合がある．重水素濃集の程度は，温度にも依存するし，

表 2 � これまでに報告された彗星分子の D ／ H 比 [12,24]

H2O

HCN
NH3CH4H2CO
CH3OH
H2S

3.1×10－４
2.9×10－４
3.3×10－４
2.3×10－３＜ ４×10－２＜ 1.5×10－２＜ ２×10－２＜ 1.4×10－３＜ 0.2

探査機（ハレー彗星）
電波観測（百武彗星）
電波観測（ヘール･ボップ彗星）
電波観測（ヘール・ボップ彗星）
電波観測（ヘール・ボップ彗星）
赤外線観測（C ／ 2001 Q4）探査機（ハレー彗星）
電波観測（ヘール・ボップ彗星）
電波観測（ヘール・ボップ彗星）（注）上限値については，これまでに得られている最も小さな値のみを示した．

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見ている分子種にも依存する．そのため，重水素濃集せよ，水やシアン化水素に比べると，更に大きな重水は分子生成環境の温度を探るための強力なプローブと素濃集が起きていることになる．

して利用されることが多い．実際，前節の最後でも紹そこで筆者らは，3年前から彗星のメタンにおける介したように，彗星分子の形成温度を探る手がかりとD ／ H比を決定するという目標に取り組んできた．しして使われてきた．

かし，これはそう容易な事ではなかった．彗星におけ

しかし，残念ながら，彗星における重水素体の検出るメタン分子（CH4）の観測そのものが，10年前までは非常に稀である．Hale-Bopp彗星などの極めて明るは成功していなかったのである．メタン分子（CH4）い彗星や，Halley彗星のように探査機が直接，その場は，球対称コマと呼ばれ，慣性モーメントが全て等しい．

観測を行った彗星でのみ，重水素／水素比が得られてその対称性の高さゆえ，分子の永久電気双極子モーメいる．彗星で最も豊富に存在するH2Oについて，そのントはゼロであって，放射を伴う回転遷移が生じない重水素体であるHDOは，Halley彗星，Hyakutake彗星，（但し，衝突遷移は起きる）．つまり，H2OやHCNのHale-Bopp彗星において検出されており，いずれの彗ような極性分子と違って，電波領域での観測ができな－4星でも，HDO ／ H2O比からD ／ H ～ 3×10 と得らいのである．厳密には，メタン分子も高速回転するよれている．原始太陽における元素組成比はD ／ H=1.5うになると（大きな回転角運動量を持つと），遠心力－5×10 と考えられているので，一桁程度の濃集が見ら歪みの効果でほんのわずかな電気双極子モーメントをれることになる．更に，Hale-Bopp彗星において，彗持つが，それはH2OやHCNの10万分の1程度しかない．

星核内部から噴出してきたジェット中では水のD ／メタン分子の観測は，現在，赤外線領域で行うのが－3H比が～ 2×10 であったという結果も報告されてい主流である．彗星の場合には，波長3.3ミクロン付近るが，関係者の間では疑問の声がある．また，Hale-にあるC-H伸縮振動のバンドが用いられている．このBopp彗星ではシアン化水素（HCN）の重水素体DCN

波長は，ちょうど彗星の塵による太陽散乱光スペクトも検出された．DCN ／ HCN比より，D ／ H ～ 2×ルのピーク（波長500nm付近）と熱輻射スペクトルピ－310 と得られている．シアン化水素については2桁もーク（太陽から１AUでは10ミクロン付近）の間にあの重水素濃集が起こっていることになる．残念ながら，これ以外に重水素体が検出された例は無い．上限値が得られているのみである．表２に現在までに知られている彗星のD ／ H比についてまとめた[24]．
Hale-Bopp彗星において得られた水とシアン化水素のD ／ H比は，温度が30K程度の分子雲中での気相化学反応の結果として説明できる[15, 16]．一方，分子雲の温度が10K程度（典型的な暗黒星雲の温度）であっても，原始太陽系円盤中の化学進化を考慮すれば，同様の結果が彗星氷中の分子に期待できるとされている[19]．一体，どちらが正しいのであろうか．実は，これら二つのモデルでは，メタン分子のD ／ H比に大きな違いが見られる．前者では，重水素体であるCH3DとCH4の比が0.02程度になる一方で，後者のモデルでは比は0.1程度にまで大きくなる．いずれに

図３� 彗星メタン分子の輝線と地球大気による吸収．図中
上が観測された彗星のスペクトルで，メタンガスによる輝線と塵によって散乱された太陽光などが一緒になっている．吸収はほぼすべて地球大気によるもので，彗星メタン輝線のすぐ左側（波数の大きい側）にある吸収が地球のメタンによるもの．下の図はガスによる輝線成分のみ取り出したもの．メタン以外にも様々な分子の輝線が検出される．

彗星氷に含まれる分子の原子核スピン異性体比と重水素／水素比／河北189り，ガス輝線の観測という立場では背景光が減って都遷移のバンドがいくつか持っている．筆者が彗星コマ合がよい．しかし，地球大気がこの波長域で光ってい中での発光効率を検討した結果，ちょうどCH4の3.3るため，地上からの観測では大気からの放射が邪魔にミクロン・バンド（ν3）のすぐ近くに，ν4という強なる．更に，地球の大気中にもメタン分子が含まれてい振動バンドが存在していることが分かった[25]．詳いるため，彗星と地球の相対速度がゼロ付近では，彗しいモデル計算の結果，仮にCH3D ／ CH4比が0.1で星からのメタンの輝線が地球大気に吸収されてしまあれば，すばる望遠鏡などの8m級望遠鏡を用いれば，って検出できない（典型的には検出のために相対速度十分に検出可能と考えられたのである．

10km ／ s以上が望ましい）．10年ほど前から近赤外波

こうした研究を背景に，初めてのCH3D探索は，長域においても波長分解能の高い分光観測が実現でき2002年のIkeya-Zhang彗星において，すばる望遠鏡るようになり，彗星においてもメタン分子が検出されとIRCSを 用 い て 行 っ た[26]． 観 測 し た 高 分 散 ス ペるようになってきた．もちろん，地球大気圏外からはクトル中には顕著なCH4の輝線は確認されたものの，更に容易にメタンの輝線が検出されるが，現在，波長CH3Dの 輝 線 は 検 出 で き ず， 上 限 値 と し てCH3D ／3ミクロン付近を分光できる観測衛星はなく（1997年

CH4＜0.3という値が得られただけであった．これでごろにはISOと呼ばれる赤外線観測衛星が運用されては前述の二つのモデルは区別できない．次のチャンス

いたが），主に地上観測によってメタン分子は観測さは，2004年のC/2001 Q4 (NEAT)彗星であった．このれている（図３）．

彗星の観測は前節でも述べたように非常に良い条件にメタンの重水素体の一つであるCH3Dについては，恵まれたが，それでもCH3Dの検出はかなわなかった．

状況は更に深刻である．この分子は対称コマと呼ばれとはいうものの，観測データのS ／ N比は非常に高く，て永久電気双極子モーメントを持っている．つまり電CH3D ／ CH4比に対して0.06という上限値（3σ）が波観測が可能なはずであるが，その永久電気双極子モ得られたのである[12]．

ーメントの値はHCNなどに比べて3桁も小さい．しか

この観測によって，ようやく前述の二つのモデルも重水素を含むのだから，存在量も極めて少ない（CH4の区別が可能となった．温度10Kの分子雲を初期状態でさえH2Oに対して1％弱程度しか彗星氷中には存在として計算したモデルでは，H2OやHCNに関してはしない）．幸い，CH3DはCH4同様に赤外線領域に振動原始太陽系円盤中の化学進化によって観測されているD ／ H比を説明できるが，CH4についてはD ／ H比を説明できない．10K程度の低温度環境では，メタンの重水素体を作りすぎてしまうようである．一方，
C/2001 Q4彗星において得られたCH3D ／ CH4比の上限値は，温度30Kの分子雲における化学進化の結果と矛盾しない．ただし，参照したモデルは気相中の化学反応による重水素濃集によるものであって，塵表面での重水素濃集を考慮していない．一般的には，気相反応のみの場合に比べて，より高温で同程度の重水素濃集が可能なようである．したがって，30K程度あるい

図４� C/2001 Q4 (NEAT) 彗星における CH3D 輝線の位置（図４下の一部を拡大）．CH3D ／ CH4 比が 0.1 だった
場合に予想される輝線を重ねてある．図中の点線が1 σエラーレベルであり，CH3D 輝線の上限値からメタンの D ／ H 比上限値を得た [12]．

はそれ以上の温度，と考えるべきかもしれない．残念ながら塵表面反応については反応速度に関する実験室データが十分ではないので，今後，反応速度について

190

日本惑星科学会誌 Vol.14.No.4,2005の実験が進むことが強く望まれる．

2.2×10－4という上限値（３σ）が，地上と衛星を使

その後も，筆者らはCH3Dの探索を継続している．

った電波観測から得られたらしい（過去に報告された

2005年1月 に は，C/2004 Q2（Machholz） 彗 星 を ハ

水のD ／ H比～ 3×10－3）[28]．残念ながら，まだ査

ワイ・マウナケア山頂のKeck2望遠鏡（口径10m）と読付き論文誌には報告されていないが，D ／ H比はNIRSPEC（近赤外線高分散分光器)を用いて観測する彗星ごとにバラツキがあるのかもしれない．もしもDことに成功した．気象条件は必ずしも良くなかった／ H比が彗星ごとに異なるならば，それは原始太陽が，NIRSPECの波長分解能は，IRCSの倍である．彗

系円盤内でのD ／ H比進化（物質の輸送を含めて）星のガスは速度幅が小さいため，弱い輝線を探すにはを示唆している可能性がある．今後の彼らの詳細な解NIRSPECの方が有利なのである．現在，暫定的な解析結果を待ちたい．

析の結果，CH3Dらしき輝線を検出している．得られたCH3D ／ CH4の暫定値は，およそ30K以上の分子雲�������������

中での気相化学反応による重水素濃集として説明されうるものであった（今後，更に詳細な確認作業を行う

本稿では，これまでに筆者らが行ってきた彗星に含予定である）．この結果は，H2OとCH4という共に塵まれる分子の原子核スピン異性体比，重水素／水素比

表面反応で生成されたとされる分子について，D ／に関する研究を紹介した．分子の原子核スピン異性体H比にして1桁以上異なる値が得られたことを意味し比から得られる核スピン温度（約30K）は，彗星のもている．最近，低温度基盤上のCH3OH氷にD原子をとになった塵の表面に氷が形成された際の，塵の温度照射する実験で，CH3OHのH原子とD原子が交換されを反映していると考えられる．この温度は太陽系の母てD体が生成されるという報告がされている[27]（同体となった分子雲における環境を反映している可能

号掲載の記事参照）．一方で，H2OやNH3にD原子を照性が高い．重水素／水素比の観点から見ると，少なく射した実験では，H原子とD原子の交換反応が起こらとも10Kの分子雲（太陽のような低質量星の母体とさないようである．塵表面における水素原子付加反応がれる暗黒分子雲の典型的温度）からスタートした化学

H2O，NH3，CH4などの分子生成のメイン・パスであ進化モデルではD ／ H比についての観測結果が説明ったとすると，生成される分子のD ／ H比は気相中できていない．10Kという低温度ではCH3D ／ CH４～のD原子とH原子の量比に依存し，H2OとCH4で極端0.1（D ／ H ～ 2.5×10－2）程度の大きな重水素濃集をに大きな違いが生じるとは考えにくい．そのため，彗生じてしまう．この大きなD ／ H比は原始太陽系円星氷において観測された結果は，これらの分子の生成盤中での気相反応によって幾分変化するものの，ほぼにおいて気相反応の寄与が大きかった可能性を示唆しそのままの大きなD ／ Hが彗星氷に反映されてしまう．ているのかもしれない．また，分子種によって形成さ気相中で重水素濃集が起こったとするモデルでは，ガれた時期に差があり，その時期ごとに気相中のD原子スの温度が25 ～ 35K程度と考えられる．塵表面反応の存在量が変化していた可能性もある．いずれにせよ，が重水素濃集に大きく寄与している場合には，塵の温塵表面反応を含めた化学ネットワークを解いて氷組成度はそれよりも高い可能性がある．の時間発展を調べる必要があり，そのためにも塵表面彗星氷の化学組成から推定される温度環境との比較反応の反応レートを実験から求めることが急務である．

については，彗星核表層における熱的進化の影響（彗最後に，極最近になって得られた彗星H2OのD ／ H

星核形成後の超揮発性物質の部分的損失）を考える

比上限値を紹介しておきたい．Ikeya-Zhang彗星でと，彗星コマの観測から得られているガスの化学組成－4

H2OのD ／ H＜2.8×10 ，Machholz彗 星 でD ／ H＜

が彗星氷の形成環境を反映しているかどうか疑問が残彗星氷に含まれる分子の原子核スピン異性体比と重水素／水素比／河北る．とは言うものの，これまでに観測から得られてい191します．

る彗星のCO ／ H2O比の範囲が，約30Kの固体表面におけるH2O氷形成＋CO分子のH2O氷中への捕獲によ����って説明できるとする実験結果[22]は非常に興味深い．
観測されている彗星コマの分子組成が彗星氷の始原的な組成であるとすれば，推定された温度が核スピン温度や重水素／水素比から得られる温度と同程度なのは当然かもしれない．
こうした一連の結果は「太陽系の母体となった分子雲の温度が約30Kであった」というシナリオに調和的であろう．この温度は太陽が巨大分子雲中で星団の一員として誕生した可能性を示唆しており，隕石中の消[1] Irvine, W., et al., 2000, in Protostar and Planets
IV, 1159.
[2] Goswami, J. N., & Vanhala, H. A. T. 2000, inProtostars and Planets IV, ed.V. Mannings, A.
P. Boss, & S. S. Russell (Tucson: Univ. Arizona
Press), 963.
[3] Levison, H. F., & Morbidelli, A., 2003, Nature,426, 419.

滅核種の存在やカイパーベルトの軌道分布などについ[4] Mumma, M., et al., 2005, Science 310, 270.ての研究結果とも調和的である．しかし，原子核スピ[5] Mumma, M., 1987, Astron. Astrophys. 187, 419.

ン異性体比と重水素／水素比が本当に何を反映してい[6] Mumma, M., et al., 1993, in Protostar andるのか，必ずしも自明ではない事を再度，注意しておPlanets III, 1177.

きたい．彗星核の熱的進化の影響についても懸念は残[7] Crovisier J., 1999, Faraday Discuss. 109, 437.っている．原子核スピン異性体比については観測的に[8] Dello Russo, N., et al., 2005, ApJ 621, 537.

その可能性は低いと考えられるが，重水素／水素比に[9] Bonev, B., et al., 2005, in the 37th DPS meeting,

ついてはその限りではない（観測サンプル数が非常に16.01, poster presentation.

少ないため）．固体中でのオルソ・パラ変換やD ／ H[10] Kawakita H., et al., 2001, Science 294, 1089.

比変換についての実験的・理論的研究が強く望まれる．

[11] Biener, J., Lang, E., Lutterloh, C., & Küppers,

以上，彗星氷に含まれる分子の原子核スピン異性体

J. 2002, J. Chem. Phys. 116, 3063.

比，D ／ H比について簡単にまとめた．今後，H2CO[12] Kawakita, H., et al., 2005, ApJ 623, L49.

やCH3OHの高S ／ N比スペクトルに基づいた核スピ[13] Kawakita, H., et al., 2005, submitted to ApJ.

ン温度の決定や，メタンやその他の分子のD ／ H比[14] Boudin, N., Schutte, W. A., & Greenberg, J. M.のより精密な決定が，新しい知見をもたらす鍵となる

1998, Astron. Astrophys. 331, 749.と考えている．来る大型干渉計ALMA時代には，よ[15] Meyer R., et al., 1998, Science 279, 842.

り多くの彗星について様々な分子種のD ／ H比を得[16] Meyer R., et al., 1998, Science 279, 1707.

ることができ，こうした疑問に答えられるようになる[17] Blake, G. A., et al., 1999, Nature 398, 213.のではないかと期待している．

[18] Bergin E., et al., 1999, ApJ 510, L145.
[19] Aikawa Y., & Herbst E., 1999, ApJ 526, 314.

最後に，本研究の共同研究者である渡部潤一助教授（国立天文台），古荘玲子さん（早稲田大学），布施哲治さん（国立天文台ハワイ観測所）に感謝いたします．
また，本稿に対して有意義なコメントをいただいた山本哲生教授（北海道大学低温科学研究所）に感謝いた[20] Stern A., et al., 2000, ApJ 544, L169.
[21] Krasnopolsky V. A., et al., 1997, Science 277,1488.
[22] Notesco G., & Bar-Nun A., 2005, Icarus 175,546.192

日本惑星科学会誌 Vol.14.No.4,2005[23] Herbert, J., et al., 2004, Astron. Astrophys. inpress.
[24] Bockélee-Morvan, D., et al., 2005, in COMET II(Arizona Univ. Press), 391.
[25] Kawakita, H., & Watanabe, J., 2003, ApJ 582,534.
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[27] Nagaoka, A., et al., 2005, ApJ 624, L29.
[28] Biver, N., 2005, private comm..
[29] Goldsmith, P. F., 1987, in Interstellar Processes,ed. D. J. Hollenbach & H. A. Thronson, Jr.
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