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日本惑星科学会誌 Vol.19, No.4, 2010

宇宙速度衝突による珪酸塩蒸発過程のその場
時間分解発光分光観測
黒澤 耕介 , 門野 敏彦 , 杉田 精司 , 重森 啓介 , 弘中 陽一郎 ,456768
尾崎 典雅 , 城下 明之 , 長 勇一郎 , 境家 達弘 , 橘 省吾 , 大野 宗祐 ,3948
藤岡 慎介 , Tommaso Vinci , 兒玉 了祐 , 松井 孝典
1,2*

3

133

2010年10月12日受領，2010年10月20日受理．

（要旨）惑星形成過程末期では>10 km/sの “宇宙速度衝突”が頻繁に起こっていた. ところが, 個々の衝突で生じる珪酸塩の相変化, 蒸気内の化学反応の理解は進んでいない．本研究では珪酸塩鉱物試料を～ 1 TPaまで衝撃圧縮し，圧縮直後から断熱解放までを時間分解分光計測することで, エネルギー分配過程を直接観測した．その結果，宇宙速度衝突の場合，電子が電離/電子再結合を介してエネルギー貯蔵庫として振る舞うことが示唆された．この電子挙動は衝突後の珪酸塩蒸発率や衝突蒸気雲の運動に影響を与える．そのため巨大衝突後の原始月円盤の初期状態や後期隕石重爆撃期の大気形成，有機物合成過程に関する従来の理解が変化するかもしれない.

1. はじめに気雲中での生命前駆物質生成 [e.g., 8]，（3）原始火星の（4）Spherule bed の起源 [e.g.,
大気吹き飛ばし [e.g., 9]，

アポロ計画による月の詳細探査や各種固体惑星 / 衛星探査の結果から，太陽系内では衝突が普遍的に起こ10] などの諸問題に重要な役割を果たしたと考えられている．

り，その進化に影響を与えてきたことがわかっているところがその重要性にも関わらず，実験的な困難の[e.g., 1]．寡占的成長段階を経て形成された火星サイズために個々の衝突で引き起こされる珪酸塩の相変化，の原始惑星は，その後の巨大衝突段階で，衝突合体を衝突蒸気雲中での化学反応はほとんど未解明であり，くり返し，最終的には，地球サイズの天体と火星サイ

上記の 4 つの過程は大きな不定性を含んでいる．これズの天体の衝突が起こることも予想され [e.g., 2]，そのは天体衝突で達成される極限状況（>10 GPa，>10際に放出された物質によって月が形成されたとも言わK）における珪酸塩の状態方程式が大きな不定性を持れている（巨大衝突仮説）[3-5]．原始惑星同士が衝突をっていることが原因である [e.g., 11]．状態方程式は衝繰り返して地球や金星程度の質量まで成長すると，天突天体の運動エネルギーの分配過程を支配し，衝突後体同士の衝突速度は 10 km/s を超える．理論的にはの蒸発率や流体運動を決定する．この研究の遅れは，>10 km/s の衝突が起こると内惑星の主要構成要素で>10 km/s の衝突に相当するような衝撃圧縮を室内実ある珪酸塩でさえも蒸発すると推定されている [6]．

験で再現することが困難であったために実証的な研究（2）衝突蒸珪酸塩蒸気の発生は（1）月の起源 [e.g., 7]，がほとんど行われてこなかったことによる．核爆発，

1. 東京大学大学院 新領域創成科学研究科
2.日本学術振興会
3.大阪大学レーザーエネルギー学研究センター
4.大阪大学大学院 工学研究科
5.福井大学附属国際原子力工学研究所
6.東京大学大学院 理学系研究科
7.大阪大学大学院 理学研究科
8.千葉工業大学 惑星探査研究センター
9.Laboratoire pour l'Utilisation des Lasers Intenses, Ecole Polytechniquekurosawa@astrobio.k.u-tokyo.ac.jp

24

レールガン，3 段式軽ガス銃など >10 km/s の衝突に相当する，あるいはそれ以上の速度を持つ衝撃波を発生させる手法は存在するが，物理量計測に十分な圧縮領域（>0.1 mm）を作り出せない，運転コストや環境負荷が大きすぎるといった問題点があった．この状況は近年発達してきた大型レーザーを用いた実験によって大幅に変わりつつある．～ 1 kJ を超えるレーザーで

宇宙速度衝突による珪酸塩蒸発過程のその場時間分解発光分光観測／黒澤 他

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飛翔体を加速，あるいは試料に直接照射することで，ために我々は解放過程も含めた観測を行っており（i.e.,

光学計測に十分な領域を >10 km/s の衝突時と同等まoff Hugoniot），その点で工学分野の先行研究とは異なで衝撃圧縮し，極限状況にある物質の状態方程式構築っている．これまでに時間積分型分光計による計測をのためのデータを取得することが可能となってきた

行い，（1）宇宙速度衝突によって確かに珪酸塩が蒸発[e.g., 12，13]．

すること，（2）衝撃圧縮された珪酸塩の定積比熱の上石英（SiO2）は最も単純な珪酸塩であるため，惑星科昇率には物質依存性があることを示してきた [16]．こ

学分野で盛んに研究されている物質である．近年ではの実験においては，過去の衝突実験と比べて桁違いに工学分野においても加工のしやすさ，透明度，強い衝

強力な衝突閃光，及びレーザー光由来の予期せぬ迷光

撃圧縮時に金属化を起こすなど，計測時に好都合な挙の影響によって装置が破壊される可能性があったため，動を示す利点をもっているために，衝撃圧縮実験の参光路を分割し装置の安全を優先させた．その結果，安照物質として頻繁に用いられるようになってきており，全に光学計測を行う手法を確立することができた．こ

1TPa 程度までの Hugoniot 曲線上での圧縮率，比熱なの結果を受けて，昨年度は時間分解型分光計を用いてど の デ ー タ が 揃 い つ つ あ る [14，15]．Hicks et al.

Diopside（CaMgSi2O6）の衝撃圧縮—断熱解放過程をそ（2006）による SiO2 の比熱計測では，>100 GPa の衝撃の場観測し，エネルギー分配過程を直接調べる実験を圧縮を加えると，定積比熱 Cv が固体比熱の高温極限行った．今回は特に電離状態に焦点をあてて計測を行である 3R（R は気体定数；Dulong-Petit 則）よりも上昇った．通常は圧力が高いほど電離しにくいと考えられすることが示されている．これは SiO2 の分子構造のるが，高圧条件下では隣接する原子の電子雲同士が干破壊にエネルギーが使われるためだと解釈されている． 渉するために電離状態がどうなっているのかは自明で彼らは物性計測の専門家なので，それ以上の議論は行なく，実験で検証する必要がある．電子が保持できるわれていないが，この結果は宇宙速度の天体衝突の描エネルギーは格子振動や化学結合に対して同程度以上像を大きく変化させ得るものである．比熱の増加は衝に大きいため，電子挙動を観測することは衝撃圧縮 -撃圧縮時のエントロピー変化量を大幅に上昇させるた

断熱解放におけるエネルギー分配過程を理解するため

め，衝突後の珪酸塩の蒸発率は従来考えられてきたよの基本的な情報となる．本稿ではその結果を報告し，りも，大幅に高くなる．もしより現実的な珪酸塩でも惑星科学上の重要性について議論したい．

Cv の上昇が起こるならば，巨大衝突後の原始月円盤の初期状態や，後期隕石重爆撃期に惑星表層で頻繁に2. 実 験

発生していた衝突蒸気雲の組成を大きく変化させ得るが，他の珪酸塩に対する実測例はない．以上のような実験は大阪大学レーザーエネルギー学研究センター

理由から主要珪酸塩に対する宇宙速度衝突時の圧縮率に設置された大型レーザー「激光 XII 号 HIPER」を用や 比 熱 を 計 測 し， 圧 力 － エ ン ト ロ ピ ー 平 面 上 のいて行った．装置の詳細に関しては参考文献を参照しHugoniot 曲線を決定，衝撃圧縮から断熱解放の流れて頂きたい [e.g., 12]．我々の実験系は基本的には，（1）の中でのエネルギー分配過程を理解し，宇宙速度衝突

激光 XII 号，（2）真空チェンバー，（3）
3-D の標的位置時の珪酸塩を記述する状態方程式を構築することが強調整装置，（4）
集光光学系，（5）
時間分解型高速分光計

く望まれている．

（浜松ホトニクス，C7700）から成る．実験の概念図をこの状況を受けて我々は平成 19 年度から大阪大学
レーザーエネルギー学研究センターの 高強度レーザ
ー「激光 XII 号」を用いた珪酸塩の衝撃圧縮実験を開図 1 に示す．今回は標的に直接レーザーを照射し，標的を衝撃圧縮する手法を用いた．
以下に実験条件を整理する．レーザーのエネルギー，始しており，複数の珪酸塩鉱物（Quartz，Diopside，波長，持続時間，照射直径はそれぞれ，270-1030 J，Forsterite）の衝撃圧縮実験を行っている．工学分野に

351 nm，2.5 ns，600 μm である．このときのレーザ

おいては衝撃圧縮直後（i.e., on Hugoniot）の計測が中ー照射強度は 25-150 TW/cm となる．標的には 20μ心であるが，衝撃圧縮に続く断熱解放過程において流m 厚 の CH 燃 料（ポ リ ス チ レ ン）
，40 μm 厚 の Al 板，体運動が駆動され，相変化，化学反応が起こる．その100 μm 厚の Diopside（透明）の 3 層構造試料を用いた．

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図1： 実験装置模式図.

CH 燃料にレーザーを照射することで，超高温の CHプラズマが発生し，急激に膨張する．その反作用でAl 板，珪酸塩試料内に衝撃波が伝播する．Al 板は CHプラズマが放つ X 線から珪酸塩試料を守る役割があ

図2： 時間分解発光スペクトル. レーザー照射強度は150 TW/2cm . 530 nm付近の吸収帯はレーザーの2倍波から計測装置を守るために設置したNotch filterによるものである.

る．また Al は珪酸塩と似たような Shock impedance

スペクトルの 3 次元プロット，分光感度補正後の発光を持つために，効率よく衝撃波が伝播するという利点スペクトルを示す．強い黒体輻射による連続光から珪もある．Diopside を用いる理由は試料が透明で光学計酸塩蒸気由来の輝線発光へ移り変わり，輝線強度比，測に適していること，Ca，Mg，Si，O は観測波長域輝線幅が変化している様子がわかる．これは衝撃圧縮に強い原子 / イオンの発光輝線を持つためである．分

直後の超臨界流体状態（※気体ではないので黒体放射

光視野はレーザーの照射直径よりも小さくしてあり，を放つ）から相変化して蒸発し，さらに蒸気の温度，試料背面の直径 400 μm の領域である．分光観測波長

電子数密度が時々刻々変化していることを示している．

域は 360-720 nm であり近紫外から可視光領域のほぼ発光成分の時間変化を見て行くと，最初期に卓越して全域を観測している．分光計の露光時間 500 ns である．

いた黒体放射は急速に減衰し O の輝線が現れてくる+++++

この条件での波長及び時間分解能（半値全幅）はそれぞ（～ 50 ns）．O 輝線が減衰してくると Si ，Ca ，Mg

れ 1.8 nm，2 ns である．この時間分解能は標的内の衝の輝線が出現し（～ 100 ns），観測時間の後半に Ca や撃波伝播時間（～ 5 ns）より短い．分光計の波長及びMg の輝線が観測された（～ 350 ns）．観測波長域に分

感度校正には水銀灯と NIST-traceable のタングステ子バンド発光を持つ MgO や CaO [17] の発光は観測さン－ハロゲン灯を用いた．

れなかった．
輝線の出現順序はイオン化エネルギーの大小でうま3. 実験結果

く説明できる．最初に出現する輝線がイオン化エネル+ギーの高い O の輝線であることや，真空への断熱解++時間分解型分光計を用いた結果，時間変化していく放中であるにも関わらず Ca ，Mg の輝線の強度が一発光スペクトルを得ることができた．初期の連続スペ度上昇していることから，Ca や Mg に関しては 2 階のクトルから Hugoniot 曲線上の温度を，発光輝線から電離まで起こしていると推測される．つまり初期には蒸発後の Diopside 蒸気の温度，電子密度をそれぞれCa や Mg が卓越していたが，電子再結合によって推定した．以下では（a）発光成分の時間変化，（b）

衝撃波到達～ 100 ns 後に Ca ，Mg が生成され，発光Hugoniot 曲線上温度，（c）Diopside 蒸気の温度，電子輝線を出すようになったと解釈できる．

密度の時間進化について，その詳細を述べる．

（b）
Hugoniot 曲線上温度 : 発光最初期の黒体放射温（a）発光成分の時間変化：図 2，図 3 に得られた発光度から Hugoniot 上温度を計測した．観測スペクトル2+2+++

宇宙速度衝突による珪酸塩蒸発過程のその場時間分解発光分光観測／黒澤 他

図3： 分光感度校正を施した発光スペクトル. 図2のスペクトルと同じshot. 特定できた輝線には図中に元素名を記した.と温度を変化させた Planck 関数を比較して，最小二乗法で黒体放射温度の最尤値を決定した．Fitting による誤差は Bootstrap 法を用いて評価した [e.g., 18]．
図 4 にレーザー照射強度に対する Hugoniot 上温度の測定値を示す．レーザー照射強度の上昇と共に温度が上昇していることがわかる．
（c）Diopside 蒸気の温度，電子数密度進化 : 観測された発光輝線強度比と輝線の半値全幅から蒸気の温度と電子数密度を推定した [e.g., 19，20]．以下ではその+詳細を述べる．観測時間初期（< 50 ns）では O の 407nm，465 nm を，観測時間中盤，後期は Ca の 430 nm，+559 nm，612 nm，646nm と Si の 413 nm の輝線を用+いた．O の輝線が観測されている時間では，輝線幅が太すぎて輝線同士が重なってしまうために，通常用
い ら れ て い る Boltzmann plot 作 成 に よ る 温 度 測 定

図4： レーザー照射強度に対するHugoniot上温度.

335

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日本惑星科学会誌 Vol.19, No.4, 20102

図5： スペクトル比較例. レーザー照射強度は150 TW/cm . (a)レーザー照射直後, 温度を変化させたPlanck関数と比較し+ている. (b) レーザー照射 25-50 ns後. 温度, 電子数密度を変化させた場合のO の理論合成スペクトルと比較. 理論的には425-445 nmにもO+の輝線が存在するが, 今回の実験では観測されなかった.

図6： Diopside蒸気の温度, 電子数密度の時間進化. 温度, 電子密度を推定するのに用いた輝線は図中に記した.

[e.g., 20，21] を行うことはできなかった．そこで温度， 子数密度 ne=1022-3m のときの半値全幅）である [19，+電子数密度を変化させた O の理論合成スペクトルを22]． 温 度 推 定 の 際 の 分 光 定 数 に は O に 対 し て は作成し，観測スペクトルと比較することで最尤値を決NIST Atomic spectra database を，Ca 原子に対して定した．今回はイオン化が卓越している状況であるのは Sugita et al.（1998）でまとめられたもの [21] を使用

で， 輝 線 形 状 モ デ ル に は 電 子 衝 突 に 由 来 す る 2 次した．図 5 にスペクトル比較の結果を，図 6 に温度，Stark 効果と装置による輝線広がりを考慮した．観測

電子数密度の時間進化を示す．時間と共に単調に減少++

時間中盤 - 後期（100-450 ns）では Si の輝線形状から電していく様子が観測されている．このように時間分解子密度を計測し，Ca の原子輝線群の Boltzmann plot

分光計を導入することで，1 shot のデータから珪酸塩++から温度を推定した．O ，Si の輝線に対して用いた蒸気の温度，電子数密度の時間変化を推定することがStark parameter はそれぞれ 0.0174 nm，0.099 nm（電可能となってきている．

宇宙速度衝突による珪酸塩蒸発過程のその場時間分解発光分光観測／黒澤 他337であるとして計算したものである．310 GPa まで圧縮

4. 議 論した先行研究の結果は理論曲線とよく一致しているのに対して [16，25]，今回の結果は理論曲線よりも大幅

本章では実験結果から明らかになってきた宇宙速度に低温であることがわかる．この温度の不一致を説明

衝突時の電子挙動の重要性とその惑星科学上の意義，するには，Hicks et al.（2006）で計測された SiO2 の場

特に巨大衝突仮説や後期隕石重爆撃期への応用につ合よりも大きな定積比熱の上昇が必要となる．その理いて議論する．

由としては SiO2 と同様の珪酸塩の構造破壊に加え，

図 7 に Hugoniot 曲線上での温度，圧力の実験と理イオン化エネルギーの小さな Ca，Mg が含まれること論の比較を示す．今回 Diopside が経験した Hugoniotに起因する電離による吸熱が挙げられる．この場合，上圧力を実測することはできなかったので，レーザー衝撃波通過によって上昇するエントロピーはさらに大光と CH プラズマの相互作用を考慮した一次元数値流きくなる．また輝線出現直後は，観測されるほとんど体計算「ILESTA」[23] 及びレーザー照射強度に対するの輝線がイオン由来のものであること，観測波長域に達成圧力の経験式 [24] から求めたモデル圧力を使用し強いバンド発光を持つ MgO，CaO が観測時間内ではていることを注意しておく．理論曲線は定積比熱が固観測されなかったことは，宇宙速度で衝撃圧縮された体比熱の高温極限である“Dulong-Petit の値”で一定

珪酸塩内では電離がおこりやすく，観測した蒸気が高いエントロピーを持っているという推定と調和的であ

表1： 種々のエネルギーの比較. 単位は[kJ/mol].

る．また，真空中に急激に断熱膨張している珪酸塩蒸
気のレーザー照射後 25-50 ns の気体温度が Hugoniot温度と近い値になっていることからも電子挙動の重要性がわかる．同じ時刻で電子数密度は 1/4 まで激減している．これは電子再結合による発熱が珪酸塩蒸気の熱力学状態に影響を与えていることを示唆している．
表 1 に電離に必要なエネルギーと種々のエネルギーとの比較を示す．このように電子の束縛エネルギーは他のエネルギー（格子振動，化学結合，構造破壊）に比べて同程度以上に大きい．このように宇宙速度で珪酸塩を衝撃圧縮すると電子が電離及び電子再結合過程を介し，一つのエネルギー貯蔵庫としてエネルギー分配過程に重要な役割を果たしうることが明らかとなってきた．我々は以前，Hugoniot 曲線上での定積比熱の温度に対する上昇率は珪酸塩の種類によって大きく異なることを示した [16]．これは珪酸塩の組成や構造の違いに起因すると考えている．この考えが正しければ，衝撃圧縮時の電子挙動も珪酸塩の種類の違いによって大きな違いがある可能性が高い．今回用いた Diopsideでは >15 km/s を超えるような衝突でないと電離や構造破壊による定積比熱上昇は重要ではないと考えられるが，他の珪酸塩（例えば Forsterite，Enstatite など）

図7： Hugoniot上圧力に対する温度. 本研究のHugoniot上圧力は数値流体計算と経験式から推定した. 理論曲線は定積比熱がDulong-Petitの値1152 J/K/kgで一定として計算したもの. Hugoniot上圧力を達成するために必要な衝突速度(Diopside同士の衝突を仮定)を上X軸に示した.

ではより低速の衝突から定積比熱が上昇する可能性がある．今後他の主要珪酸塩に対して同様の実験を行い，結果の違いを調べることによって，電子挙動を決定する物理過程を解明することができると思われる．

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この電子挙動は珪酸塩の衝突蒸発過程に関する今までの理解を変える可能性が高い．衝撃圧縮直後の電離

5. まとめは，定積比熱を上昇させ衝撃加熱による昇温を抑えるために，エントロピー変化量が増加する．そのため衝珪酸塩鉱物である Diopside を～ 1 TPa まで圧縮し，突の際の珪酸塩の蒸発率は従来考えられてきたよりもその場時間分解分光観測を行うことでエネルギー分配高くなる [26]．さらに断熱解放中の電子再結合は衝突過程を直接観測した．その結果，超臨界流体状態から蒸気雲の流体運動に大きく影響を与えうる．電子がエの蒸発及びイオン化を直接観測することができた．輝

ネルギーを溜め込んでしまうと，気体の比熱比が減少

線の出現順序はイオン化エネルギーとよい相関があり，し，衝撃圧縮によって不可逆的に蓄えられた内部エネ

宇宙速度衝突時の珪酸塩は電離しやすい状態にあるこルギーから膨張の運動エネルギーへの変換効率が小さとが示唆された．また～ 1TPa 圧縮時の Hugoniot 上くなる．そのために従来考えられてきたよりも，ゆっ温度は理論推定よりも大幅に低いという結果は電離にくりと長い時間をかけて膨張をすることになる．原始エネルギーが使われることによって比熱の上昇が起こ月円盤の解像度を上げた巨大衝突時の数値計算結果にったと解釈できる．Diopside 蒸気の温度，電子密度のよれば，初期蒸発率が高い場合，角運動量の損失が起時間進化からは電子再結合による発熱が珪酸塩蒸気をきて，月材料物質が原始地球に落下してしまうという保温する役割を果たしている可能性が高いという結果問題点がある [7]．従来の ANEOS などを用いた巨大衝が得られた．このように宇宙速度衝突時には電離 / 電突の数値実験によって月を形成可能な衝突条件が調べ

子再結合による吸熱 / 発熱によって電子が一つのエネ，られてきた（脱出速度程度の斜め衝突が最適）[e．g．

ルギー貯蔵庫として振る舞い，エネルギー分配過程に5] が，電子挙動によって珪酸塩の蒸発率や発生した珪重要な役割を果たすという描像がみえてきた．月形成酸塩蒸気の膨張速度が変化すると，巨大衝突仮説の成過程や後期隕石中爆撃期における珪酸塩蒸気の役割を立条件を見直す必要があるのかもしれない．また珪酸明らかにするためには，電子挙動を考慮した珪酸塩の塩の蒸発率は後期隕石重爆撃期における大気形成や有状態方程式を構築することが必要である．

機物合成にとっても重要な変数である．珪酸塩の蒸発率が増加すると遊離酸素によって蒸気雲内の組成が酸謝 辞化的になるため，衝突脱ガスで形成される大気組成はCO2 に富むような酸化的な大気になりやすく，HCN

本研究は大阪大学レーザーエネルギー学研究センタなどの生命前駆物質は酸化され CO や NO に分解されーの共同利用・共同研究「宇宙速度衝突実験による珪てしまうかもしれない [e.g., 8]．また衝突蒸気雲の減酸塩の蒸発・化学反応過程解明」のもとに実施された．

温率が従来考えられてきたよりも小さくなることによ大阪大学レーザーエネルギー学研究センター，ターゲって，化学反応のクエンチ温度が下がる．この場合，ット部，レーザー部，計測部の方々に感謝致します．

K/P 事件時の SO3 のような低温安定成分や，生命前駆本研究をまとめるにあたり多くの有意義なコメントを物質である HCN などの微量成分の生成量推定値は大下さった，東京大学の阿部豊博士，永原裕子博士，鈴幅に変更される可能性がある．

木宏二郎博士，岡田真人博士，JAXA の藤田和央博士，

以上では今回の実験結果から考えられる惑星科学的千葉工業大学の千秋博紀博士に御礼申し上げます．査

応用を述べてきた．宇宙速度衝突時の珪酸塩の熱力学

読者の玄田英典博士には，適切なコメントを頂きまし

挙動を実測し，実験に基づいた状態方程式を構築するた．御礼申し上げます．

また本稿執筆を勧めて下さことの重要性は大きい．これまでに基本的な実験手法， った千葉工業大学の和田浩二博士に感謝致します．本
計測手順は確立されており，今後は主要珪酸塩鉱物に研究は日本学術振興会の支援を受けており，ここに感対して同様の計測を行い，衝撃圧縮時のエントロピー謝の意を表します．

上昇量や電離状態の計測を行っていく予定である．

宇宙速度衝突による珪酸塩蒸発過程のその場時間分解発光分光観測／黒澤 他

Res., 95, B5, 6943.

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