原始惑星系円盤における結晶質シリケイトの形成： 非晶質シリケイトの加熱実験／村田，茅原，𡈽山，小池，高倉，野口，中村 119

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結晶質シリケイトの形成： 非晶質シリケイトの加熱実験
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村田 敬介 ，茅原 弘毅 ，𡈽山 明 ，小池 千代枝 ，123
高倉 崇 ，野口 高明 ，中村 智樹（要旨）原始惑星系円盤におけるシリケイトの結晶化過程を調べるために，コンドライト組成を持つ非晶質シリケイトの加熱実験を行った．主にオリビンの結晶化が見られ，加熱試料の赤外吸収スペクトルのフィッティングから結晶化度を求めた．求めた結晶化度の時間発展を Johnson-Mehl-Avrami の式を用いて解析したところ，不均一核形成と拡散律速による結晶成長を伴う結晶化モデルでうまく説明できた．これは非晶質試料中に微小な結晶が存在することと調和的であり，星周シリケイトの円盤での結晶化を考える上で，赤外観測では検出され得ない微小結晶の存在がその結晶化プロセスに大きな影響を及ぼすことが示唆される．

1. 原始惑星系円盤における非晶質シリケイトと結晶質シリケイトであり，「宇宙鉱物学」という学問分野として，観測，理論，実験的研究が進められている．
赤外線宇宙天文台（ISO, 1995-1998）やすばる望遠鏡に宇宙空間における物質は，大部分は気体であり，一よる赤外線観測は，Herbig Ae/Be型星やT-Tau型星の星周部が固体となっている．それら固体物質は主に有機物領域あるいは彗星における，オリビン（（Mg, Fe）
2SiO4）やシリケイトで構成され，1ミクロン以下の微粒子（ダやパイロキシン（（Mg, Fe）
SiO3）などの結晶質シリケイスト）であると考えられている．ダストは星間物質のトの存在をつきとめた（e.g. [1, 2, 3]）．一方，希薄な星間質量のおよそ1％程度でしかないが，紫外光や可視光空間の分光観測からは結晶質シリケイトの欠乏が主張されの高いエネルギーの輻射を吸収し再輻射する性質を持ており，星間ダストを構成するシリケイトはほぼ完全に非つために，星形成や原始惑星系円盤の形成でエネルギ晶質であると考えられている[4]．非晶質な星間シリケイト

ー収支を支配するという重要な役割を果たす．ダスト

ダストが，原始惑星系円盤，あるいは我々の太陽系星雲にの再輻射の波長が赤外線領域にあたるため，赤外線のおける結晶質シリケイトの原材料物質であり，円盤に取り分光観測を行うことで，ダストやその環境に関する情込まれた非晶質シリケイトが何らかの加熱プロセスを経て報を得ることができる．また，隕石や小惑星，ひいて結晶化しているということを，これらの観測結果は示しては惑星などのより大きいスケールの固体物質・天体へいる．の物質進化過程を考えると，ダスト自身がその原材料

ダストがどのような物質であり（鉱物種，化学組成，サ物質であると考えられる．ダストについての物性研究

イズ・形状など），どのような物理化学環境で，どのようは，惑星科学・天文学における重要なテーマのひとつなプロセスを経て進化するのかを調べるためには，模擬物質を用いた室内実験，特に赤外線観測との直接の対比が可

1. 大阪大学 大学院理学研究科 宇宙地球科学専攻
2. 茨城大学 理学部 自然機能科学科
3. 九州大学 大学院理学府 地球惑星科学専攻

能な，赤外分光実験による研究が有効であり[5, 6]，その成果としてダストの持つ様々な情報が分かってきている．

120

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.2,2007

例えばオリビンやパイロキシンのフィーチャーがそのの蒸発を防ぐことができる利点がある．ダスト中の鉄化学組成によって異なる波長にピークを持つことから，はシリケイトに含まれるか，金属鉄や硫化鉄，酸化鉄星周環境に存在する結晶質シリケイトはマグネシウムで存在しているであろう．本実験では過去に行われたに富んだ組成を持つことや[5]，温度によってピークマグネシウムシリケイトの実験と比較するため，CI位置，半値幅が変化することから，ダストの温度が数コンドライト組成を仮定した場合の最も鉄に富んだシ十から200 K程度であることなどが分かっている[6]．

リケイト組成として，全ての鉄が非晶質シリケイトと過去に行われているダストの結晶化を模擬した室して存在していると仮定した．Mg/Si/Fe が元素比内実験（e.g. [7]）では，結晶化の進行，言い換えるで 1.07/1/0.9 であり，マグネシウムと鉄が元素比でと「結晶化度」の変化，を定量的に取り扱ったものは1:1 のオリビンと近い化学組成である．合成したゲルない．星周領域でのダストの結晶化の進行を議論するを，鉄の酸化を防ぐため還元雰囲気下400℃で乾燥させ，ためには，時間・温度条件に対する結晶化度の変化をゲル化過程で含まれる有機物を取り除いた．

取り扱う必要があり，そのための室内実験データが必

出発試料の加熱実験は，１気圧シリコニット炉を要である．また，過去の結晶化実験では，結晶質シリ用いて，H2-CO2ガスフローを用いた酸素分圧制御下ケイトがマグネシウムに富んだ組成であるという観測（iron-wüstiteバッファ）で行った．加熱条件として，結果を受けて，非晶質のマグネシウムシリケイトを用

加熱時間を0.5 時間一定とし，加熱温度を660-1200℃いている．しかし，太陽組成を考慮すると，大きな存と変化させた実験と，加熱温度を680℃一定とし，加在度を持つ鉄の存在は無視することはできない．彗星

熱時間を0.5-12 時間と変化させた実験とを行った．各起源だとされる惑星間塵（cluster type の anhydrous

条件での加熱実験に対して，個別の出発試料を用いた．

chondritic porous IDPs），あるいは Stardust ミッシ

試料が設定温度に到達するまでにかかる時間はおよそョンにおける彗星塵リターンサンプルの化学組成は，3 分，加熱後の冷却速度は20-30 K/分であった．

ほぼコンドライト組成であることが，実験室での精細な分析から分かっている[8, 9]．

加熱実験出発試料および加熱試料は，XRD，TEM，赤外吸収分光を用いて分析した．XRDは高エネル

そこで本研究では，鉄を含んだコンドライト組成のギ ー 加 速 器 研 究 機 構 物 質 科 学 研 究 所 の 放 射 光X線

非晶質シリケイトの加熱実験を行い，その結晶化過程（beamline 3A, Photon Factory）を利用したイメーを赤外分光法やX線粉末回折（XRD），透過型電子顕

ジングプレートガンドルフィカメラと，大阪大学のイ微鏡（TEM）の分析手法を用いて解析した．測定しメージングプレートX線回折計（Rigaku R-AXIS IV,た赤外スペクトルから加熱試料の結晶化度を定量化し，モリブデン管球）を併用した． 測定の際，試料は5その時間発展を定式化することで，原始惑星系円盤にμmのガラスファイバにグリコールフタレートで付着おけるシリケイトの結晶化について考察した．

させた状態でX線を照射した．TEM分析については，

2. 実 験

試料をウルトラミクロトームで超薄切片とし，茨城大学の透過型電子顕微鏡 JEOL JEM-2000FX II を用い加熱実験の出発試料として Na2O-MgO-Al2O3-SiO2-て行った．赤外吸収分光は京都薬科大学のフーリエ変

CaO-FeO-NiO 系の，コンドライト組成を持つ非晶質換型赤外線分光光度計 Nicolet Nexus 670 を用いて行シリケイトを，金属アルコキシド（テトラエチルオルった．瑪瑙乳鉢で1μm 程度以下に細かくした試料を，ソシリケイト，Si（OC2H5）4）を用いたゾルゲル法に中間赤外領域（1.4-25μm, 7000-400 cm ）は臭化カリより調製した．ゾルゲル法は比較的低温での非晶質

ウム，遠赤外領域（15-200μm, 700-50 cm ）はポリ物質合成を可能とし，ナトリウムなどの揮発性元素エチレン媒体に埋め込み分散させることで測定用ペレ-1-1

原始惑星系円盤における結晶質シリケイトの形成： 非晶質シリケイトの加熱実験／村田，茅原，𡈽山，小池，高倉，野口，中村 121
ットを作製し，その透過率スペクトルを室温で測定し-1た．波数分解能は1.0 cm とした．測定した透過率ス
ペクトルT から，以下の式を用いて質量吸収係数κを求めた．
κ= S/M ln（1/T）

（1）

S は測定用ペレットの断面積，M は試料の質量である．

3.結果

3.1 出発試料の分析
出発試料のXRDプロファイルには，2θで35°付近
θに非晶質シリケイトによるハローパターンが見られる（図1（a）最下段）．加えて非常にブロードなピー
クも幾つか見られた．これらのピークはマグネタイト（Fe3O4）とフェリハイドライト（5Fe2O3・9H2O）と同定できた．回折ピーク幅の拡がりは結晶子の小ささによるものである．TEM像では20 nm程度の粒状結晶とナノメーターオーダーの繊維状結晶が見られ，XRDの結果を考慮すると，粒状のものがマグネタイ
ト（図1（b）の矢印A），繊維状のものがフェリハイドライトであると考えられる（図1（b）の矢印B）．一方，赤外スペクトルは，10μm帯と20μm帯にブロードな吸収を示す（図2（a）最下段）．これは非晶質シリケ
イトの典型的な赤外フィーチャーであり，10μmの吸収はSi-Oの伸縮振動，20μmの吸収はO-Si-Oの変角振2-

図 1： (a) 出発試料及び加熱試料の放射光 XRD パターン．
X 線の波長は 2.1597 Å．略号は以下のとおりである．
o: オリビン，p: パイロキシン，t: テーナイト，mw:マグネシオウスタイト，m: マグネタイト，fh: フェリハイドライト． (b) 出発試料の TEM 像．非晶質シリケイトに加えて，粒状のマグネタイト ( 矢印 A)，繊維状のフェリハイドライト ( 矢印 B) と思われる結晶が見える．

動モードによる．6.7μm の小さな吸収はCO3 のC-O伸縮振動モードによる吸収とよく似ていて，試料の一よりどのような鉱物が結晶化しているのかが分かる

部が空気中の二酸化炭素と反応している可能性が考え（図1（a））．680℃で0.5 時間加熱した試料では，オリられる．マグネタイト，フェリハイドライトのフィービン，マグネシオウスタイト（（Mg, Fe）O），テーチャー [10, 11] は特に認められないことから，合成しナイト（（Fe, Ni））の結晶化が見られた．オリビンはた出発試料は，そのほとんどが非晶質シリケイトであ非晶質シリケイトから結晶化し，マグネシオウスタイ

り，一部の鉄がマグネタイトやフェリハイドライトのトとテーナイトはマグネタイトやフェリハイドライト微小結晶になっているものと考えられる．

が還元されてできたのであろう．より高温の加熱温度

3.2 結晶化実験
XRDや制限視野電子回折分析の結果から，加熱に（758℃）では，主にオリビンが結晶化し，テーナイトやパイロキシンも存在した．マグネシオウスタイトは還元されてテーナイトになったものと考えられる．ま122

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(a)

(b)

図 2： (a) 加熱時間一定 (0.5 時間 ) で加熱温度を変化させた試料の赤外吸収スペクトル．点線は Koike et al. (2003) で報告されているオリビン (Mg# = 0.907) である．3 μm, 6 μm 帯に吸着水の，3.4 μm, 7 μm 帯に測定用ペレット作製の際に使用したエタノールの吸収が見える． (b) 加熱温度一定 (680℃ ) で加熱時間を変化させた試料の赤外吸収スペクトル．

た，より長時間の加熱（6 時間）では，高温での加熱Mg/Fe比を反映している．オリビンのマグネシウムと同様に，オリビンが結晶化し，マグネシオウスタイ及び鉄端成分であるフォルステライトとファヤライトが還元されてテーナイトとなった．

トの回折パターンのリファレンスデータ（Powder

オリビンのXRDピークの回折角度は，オリビンのDiffraction File database files No. 34-0189 and原始惑星系円盤における結晶質シリケイトの形成： 非晶質シリケイトの加熱実験／村田，茅原，𡈽山，小池，高倉，野口，中村 123である．加熱が進むにつれて，非晶質シリケイトによるブロードな吸収からオリビンのシャープなフィーチャーが，徐々に伸びている様子が分かる．赤外スペ
クトルのオリビンピーク位置は，結晶化が進むに従い，長波長（短波数）側にシフトした（主なピークシフト
として，11.1-11.3, 23.6-24.4, 27.8-28.0, 33.8-34.5 μm）．
過去の室内実験を考慮すると[5, 12]，これはオリビンのMg#変化による赤外吸収ピークのシフトである．
XRDで見られたマグネシオウスタイトは，その量の少なさのため吸収スペクトルからは認識できなかった．
図 3： 式 (2) による測定スペクトルのフィッティング例．
フィッティング領域はオリビンの最強ピークである
10.6 － 11.7 μm とした．実線は加熱試料 (700℃，0.5時間 ) のスペクトル，破線はフィット曲線である．1
点破線は出発試料，2 点破線は San Carlos オリビン
(Mg# = 0.907) のスペクトル [11] で，点線は測定ス
ペクトルとフィット曲線との差分を示す．

34-0178）を用いて，結晶化したオリビンのマグネシウムナンバー（Mg#:オリビン固溶体の元素比で Mg/

また，テーナイトは測定領域に赤外活性モードを持たない．

4. 議論

4.1 結晶化度の定量化とその定式化（Mg+Fe））を求めると，結晶化のあまり進んでいな非晶質シリケイトの結晶化プロセスを議論するうえい試料（680℃，0.5-1 時間，690℃，0.5 時間，700℃，で，試料の「結晶化度」を定量的に求めることは重要

0.5 時間での加熱試料）では，オリビンのMg#はほとである．ここで我々は，結晶化途中の赤外スペクトルんど1であり，より長時間の加熱を受けた試料では徐々が，非晶質シリケイトと結晶質シリケイトの赤外スペに鉄に富んだ組成になっていき，680℃で12 時間加熱

クトルの線形結合で表すことができると仮定する．式

した試料では，Mg#は0.87となっていた．より高温でで表すと，の加熱試料（758℃, 0.5 h）では，Mg#は0.75であった．

κint =（1 － Ct）
κas + Ct κxt（2）

これは，非晶質シリケイトからはほとんどマグネシウとなる．ここで，κint，κas，κxtはそれぞれ結晶化途

ムピュアなオリビンが結晶化し，その後に試料中に含中のシリケイト，非晶質シリケイト，及び結晶質シリまれる酸化鉄と反応してMg#を減らしているというケイトの質量吸収係数であり，赤外スペクトルから決プロセスを示唆している．本実験では出発試料として定される結晶化度としてCtが定義できる．

酸化鉄を含んだものを扱っているので，非晶質シリケ式（2）を用いることで，本実験の加熱試料の結晶イトの厳密なMg#の測定は困難であり，結晶化する化度Ctを求めることを試みた．前述のとおり，結晶オリビンのMg#についての定量的な議論はできない化するオリビンのMg#はおよそ1から0.75の間で変化が，この非晶質シリケイトとそこから結晶化する鉱物しているので，κxtとしておよそ平均的に近い組成でとの化学組成の関係については，今後の研究で明らかあるSan Carlos（Mg# = 0.907）のオリビンスペクトにしていきたいと考えている．

ル [12] を用いた．微妙なMg#のずれはフィッティン

図2（a）,（b）は出発試料及び加熱試料の赤外吸収ス

グ結果には大きく影響しない．κasとしては加熱前のペクトルと，Koike et al.（2003）[12] で測定された出発試料のスペクトルを用いた．非晶質シリケイトのオリビン（San Carlos, Mg# = 0.907）のスペクトル

化学組成はオリビンの結晶化に従って変化しているの

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日本惑星科学会誌 Vol.16.No.2,2007(a)（4 b））．この結果は，本実験では完全な結晶化は起こらずに，非晶質シリケイトが常に残った状態であることを示している．非晶質シリケイトの組成を考えると，オリビンが結晶化した後に残るアルミニウムやカルシウム，ナトリウムを多く含んだ非晶質シリケイト相は，加熱前のマグネシウム，シリコン及び鉄に富んだ相よりも，結晶化速度が一般的に非常に遅い．そのために本実験では，主にはオリビンと幾つかのマイナーな結晶とともに，結晶化の起こらなかった非晶質シリケイ(b)トが残ったと思われる．
得られた結晶化度の680℃での時間発展（図4（b））を，Johnson-Mehl-Avrami（JMA）の式 [13] でフィットすることを試みた．JMAの式は次のように書ける．
nX = 1 - exp {-（t/τ）}

（3）

ここで，X は変態率，τは変態の時定数，nは変態のキネティクスに依存する無次元パラメータである．このJMAの式を，本実験のために以下のように書き換える．
nCt = C∞ [1 - exp {-（t/τ）}]

（4）

C∞ は時間が無限での結晶化度Ctに対応し，最後まで
図 4： (a) 加熱時間一定 (0.5 時間 ) で加熱温度を変化させた試料の結晶化度． (b) 加熱温度一定 (680℃ ) で加熱時間を変化させた試料の結晶化度．実線は式 (4) でのフィット曲線である．

残った非晶質相による結晶化の上限を表している．

で，そのスペクトルも変化しているはずである．そこびC∞は，1.16 ± 0.17，9140 ± 1300 秒，及び0.638 ±で，10μm付近にピークをもつ非晶質シリケイトの吸0.033と求めることができる．JMA式のキネティック

収の組成変化による影響を少なくするため，オリビン

パラメータnは，結晶化モデルに対応してその値が与の最強ピークである11.2μmの吸収帯（10.6-11.7μm）

えられている．一定数の核からの拡散律速での3次元に限ってフィッティングを行った．また，量の少ない的な結晶成長を伴うモデルの場合，nは1.5であるとさマグネシオウスタイトやテーナイト，パイロキシンにれている．また，核形成速度一定の核形成と3次元的よるフィッティングへの影響は，ほとんど無いと思わな結晶成長を伴うモデルの場合，nは2.5である．これれる．

らの理論的な結晶モデルによる考察とフィッティング

図4（b）に示されている曲線は，各時間における結晶化度の式（4）でのフィット結果であり，n，τ，及測定スペクトルの式（2）による最小自乗フィット結果を比較すると，nがおよそ1.2である本実験の結果の例を図3に，求められた結晶化度を図4（a）（b）,に示す．

は，核形成を伴わない拡散律速成長と調和的である．

加熱時間一定の試料では，温度が高くなるにつれて結つまり，出発試料において非晶質シリケイトと共存し晶化度が大きくなっている（図4（a））．また，加熱温ていた微小な酸化鉄やフェリハイドライトを核とした度一定の試料では，加熱時間につれて徐々に結晶化が不均一核生成と，それに続く結晶成長と考えることが進み，そのうちおよそ0.65で飽和することが分かる（図できる．

原始惑星系円盤における結晶質シリケイトの形成： 非晶質シリケイトの加熱実験／村田，茅原，𡈽山，小池，高倉，野口，中村 125
以上のように，赤外スペクトルから結晶化度を求め進行する様子が赤外スペクトルから見られ，「ストーることで，非晶質シリケイトの結晶化過程について，ル」を挟んでその後，また結晶化が再開していることその時間発展をJMA式で表すことができた．本稿のから，核形成による遅延だと単純に言うことはできな研究では加熱温度が十分に振れていないので，結晶化い．Hallenbeckらが用いた煙微粒子についてのTEMの時定数τの温度依存を正確には求めることはできな分析も報告されており，それによると出発試料は，非いが，n，C∞ として680℃での値を仮定すると，1 次晶質シリケイトに加えて，トリディマイト（SiO2）や近似として各温度に対する時定数 τ を求めることがでペリクレース（MgO），フォルステライトの微結晶がきる．τについてアレニウスプロットを行い，結晶化含まれている不均一なものであった．それを踏まえての活性化エネルギー Ea/kBと振動数因子 v0 を求めたと我々は，Hallenbeckらの実験で見られた「ストール」

412-1ころ，それぞれ 4 x 10 Kと1 x 10 s であった．今後を挟んでの2回の結晶化は，次に述べる2種類の結晶化のさらなる実験によって正確なパラメータを出すことプロセスの組み合わせで起こっているのではないかとで，任意の温度条件でのシリケイトの結晶化度の時間考えた．まず1つは本実験と同じように，元々存在し発展を議論することが可能になるであろう．

た核形成サイトからの核形成を伴わない結晶成長であり，もう1つはJMA式の n = 2.5で表されるような，4.2 シリケイトダストの結晶化プロセスとその前駆物質核形成と結晶成長を伴う結晶化である．後者は核形成

Hallenbeckらはマグネシウムシリケイトの煙微粒ール」として表れているのではないかと考えることが子を作製し，加熱に伴う赤外スペクトルの変化を観察できる．Hallenbeckらの出発試料である煙微粒子でしている[7]．その変化過程において，非晶質のブロは，完全に非晶質の微粒子と，結晶子を含む微粒子とードなスペクトルからオリビンのフィーチャーが成が混在していたのではないであろうか．そして加熱の長していくのだが，一度始まった結晶化がある時点で初期段階では，結晶子を含む微粒子からの結晶化が先停滞し，その後加熱を続けていくと，再び結晶化が進に起こり，その結果として赤外スペクトルの変化が現んでいくという現象が見られた．この停滞現象を，結れ，「ストール」が終わった後では，ようやく核形成晶化の「ストール」として報告している．これは，結を終えた非晶質微粒子の結晶化が主に赤外スペクトル晶化が徐々に進んでいった本実験では見られなかったの変化に反映されていたのではないだろうか．あるい現象である．Kamitsujiらによって行なわれた，マグは，加熱実験の温度条件（1027 K）ではイオンの拡ネシウムシリケイト煙微粒子の結晶化実験のTEMそ散が遅いので，元々存在した核形成サイトからは限らの場観測では、試料を加熱すると結晶化が起こる以前れた大きさまでしか結晶成長できず，「ストール」後に像に変化が起きたことが報告されている[14]．こうの結晶化の進行にはもっと離れた場所での新しい核形いった結晶化が見られる以前の変化過程は，核形成に成が必要だった可能性も考えることができる．

による結晶化の遅延を伴うので，その時間差が「ストよる結晶化の遅延で説明することができるだろう．核マグネシウムシリケイトを用いたHallenbeckらの形成と拡散律速による結晶成長を伴う結晶化プロセス

実験と比較すると，本実験は鉄の入った組成を用いは，典型的にはJMA式の n = 2.5 の場合で表すことがている．
「ストール」以前の加熱では，非常にマグできて，結晶化度は時間に対してシグモイダルに増加

ネシウムに富んだオリビンが結晶化するという点で，し，結晶化の初めの段階では結晶化度の増加する速度

Hallenbeckらと同様にマグネシウムイオンの拡散がは遅い．

重要であるが，その後の結晶化プロセスではオリビン

しかし，Hallenbeckらの実験では，まず結晶化がのMg#は小さくなっていく．この段階では鉄イオン

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図 5： 原始惑星系円盤におけるシリケイトの結晶化の時間進化．Type-A はもともと存在する核形成サイトからの拡散律速による結晶成長を伴う結晶化プロセス (n = 1.5 の式 (4))，Type-B はもともと存在する核形成サイトからの拡散律速による結晶成長を伴う結晶化プロセスと，新しい核形成とそれに続く結晶成長によるプロセスの組み合わせであり，途中に「ストール」を含む．Type-C は核形成と拡散律速による結晶成長を伴う結晶化プロセス (n = 2.5 の式 (4))．の拡散が重要になってくる．鉄イオンはマグネシウムの結晶化プロセスは，星間ダストの特性によって，図イオンよりも一般に拡散が速いので，オリビンの結晶5のように表すことができる．加熱イベントを受ける

成長は「ストール」を起こすことなく進行していった

前のシリケイトが完全に非晶質であり，全く結晶子を可能性が考えられる．

含んでいない場合，結晶化は核形成と結晶成長とをこれまでに述べた我々の実験や過去に報告されてい必要とし，典型的には n = 2.5のJMA式で表されるよる実験は，結晶質シリケイト前駆物質の特性が，それうなプロセスを経て結晶化する（図5, Type-C）．また，自身の結晶化プロセスに対して大きな影響を与えるこ

我々やHallenbeckらの実験のように微小結晶を含んとを示している．原始惑星系円盤におけるシリケイトでいる場合は，初めの核形成は必要ない．本実験のよ

ダストの前駆物質は星間ダストであると考えられておうに鉄を含んだシリケイトの場合，n = 1.5のJMA式

り，赤外観測によると星間シリケイトは非晶質であるで表されるプロセスで結晶化するであろうと思われる[4]．しかし，我々やHallenbeckらの加熱実験の出発（図5, Type-A）．さらには，Hallenbeckらのように鉄試料は完全な非晶質ではないにも関わらず，赤外スペを含まないマグネシウムシリケイトの場合，結晶化過クトルは非晶質のフィーチャーを示す．これら室内実程で「ストール」を示すと考えられる（図5, Type-B）．

験の結果は，ダストに非常に小さな，しかし結晶化プ

星間シリケイトの化学組成は詳しく知られていない

ロセスに影響を及ぼすであろう結晶（例えばオリビンが，星周領域においては，中間赤外線分光観測で見や酸化鉄）が含まれていても，赤外分光観測ではそこられるオリビンの11.2μmピークや，より鋭敏にMg#までの検出はできないことを表している．さらには，を反映する遠赤外領域の69μmピークの検出 [15] から，Hallenbeckらはマグネシウムピュアな化学組成，我々非常にマグネシウムに富んだシリケイトが存在するとは太陽組成を仮定して最も鉄に富んだ組成での実験を主張されている．本稿の実験では，予察的ではあるが，行っているが，星間シリケイトの化学組成についても非常に鉄に富んだ非晶質シリケイトから，マグネシウ十分な情報は得られていない．

ムに富んだオリビンが結晶化する可能性が示唆されて以上の結果及び考察をまとめると，星周シリケイトいる．また，赤外スペクトルから結晶化度を求めるこ原始惑星系円盤における結晶質シリケイトの形成： 非晶質シリケイトの加熱実験／村田，茅原，𡈽山，小池，高倉，野口，中村 127とで，結晶化プロセスを議論できるようになり，さらTransformation in Metals（England:には結晶前駆物質の特性によってプロセスが異なるこPergamon）とが示されている．近い将来，星間空間や原始惑星系[14] Kamitsuji, K., et al. 2005, A&A 436, 165.

円盤の高感度，高空間分解能の観測が進み，星間・星[15] Malfait, K., et al. 1998, A&A 332, L25.

周シリケイトの化学組成や観測的に求められた結晶化度，星周領域の物理化学環境についての精密な情報が得られれば，我々の行うダスト模擬物質の室内実験結果と合わせて考察することで，ダストが経験してきた物理化学プロセスの履歴に大きな制限を与え，原始惑星系円盤における始原物質進化の解釈を正しい方向へと導くであろう．

謝辞

本研究を遂行するにあたり，九州大学の赤木剛氏はじめ中村研究室放射光チームの皆様，大阪大学の有馬寛氏，谷篤史氏，神奈川大学の本田充彦氏，京都大学の下林典正氏にお世話になりました．また，東京大学の橘省吾氏は本研究を紹介する機会を与えてくださいました．ここに深く感謝の意を表します．筆者は日本学術振興会の援助を受けています．

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