Grain Formation Workshop/銀河のダスト研究会（2009年9月9日 大阪産業大学梅田サテライト教室）

非晶質シリケイトの結晶化実験による星周塵化学組成の制限
土`山 明・村田敬介・今井悠太・茅原弘毅・小池千代枝
大阪大学理学研究科宇宙地球科学専攻
MENU・ 村田Ｄ論の紹介
Murata et al. (2007) ApJ 668, 285
Murata et al. (2009) ApJ 696, 1612
Murata et al. (2009) ApJ 697, 836(Murata et al. (2009) ApJ 698, 1903)

・ 星周塵化学組成の議論

Circumstellar and interstellar dust
・ Evolved stars (e.g., Waters et al., 1996)
Amorphous silicates (AS) (~95 %)Crystalline silicates (~5 %)olivine (OL): (Mg,Fe)2SiO4 Mg#(=Mg/(Mg+Fe)) > 0.9
pyroxene (PX): (Mg,Fe)SiO3
Amorphous silicates condensed from gas → Crystallization(Seki & Hasegawa, 1981; Gail, 1999; Rietmeijer et al., 1999)
・ Interstellar medium (Kemper et al., 2004)
Amorphous silicates (AS)・ Young stars (e.g., Waelkins et al., 1996)
Amorphous silicates (AS) (80-90%)
Crystalline silicates (10-20%)
olivine (OL): (Mg,Fe)2SiO4 Mg# > 0.9(?)
pyroxene (PX): (Mg,Fe)SiO3
Crystallization of interstellar amorphous silicates(Bockelee‐Morvan et al., 2002; Hallenbeck et al., 1998)

宇宙における鉱物（crystalline silicates）の主役たち

パラサイト（石鉄隕石）
オリーブ色の部分がカンラン石

カンラン石（olivine）(Mg,Fe)2SiO4

コンドライト隕石
放射状の輝石から成るコンドリュール（径：~1 mm）

Caに乏しい輝石（Ca-poor pyroxene）(Mg,Fe) SiO3

Crystallization experiments of amorphous silicates (AS)Crystallization experiments of amorphous silicates (AS)

0.6

0.4

Si-Mg-Fe triangle

Solarabundance
1
Si:Mg:Fe~1:1:1
S~0.5
Al, Ca, Ni, Na<0.1
0.8
O>C

SiO

Primitive amorphous silicates(1) CI (=solar abundance)(2) GEMS (Glass embeddedwith metal and sulfides)

2

GEMS-metal
EnC,C'FoEn80 GEMS
B'pyroxene

olivine

A=CI

0.200MgO

0.20.4x0.60.8

Amorphous silicate SM(1) CI and derivatives
A: CI
B: CI-FeS (FeO=∑Fe-FeS)
C: CI-∑Fe(Fe+FeS; FeO=0)(2) Olivine composition
Fo: Mg2SiO4(3) Pyroxne composition
En: MgSiO3
En80: (Mg0.8Fe0.2)SiO3

SiO2-MgO-FeO-X system(X: Al2O3-CaO-NiO-Na2O)
A, C
1
FeO
SiO2-MgO-FeO system
B’, C’

Crystallization time scale and activation energy
OL crystallization (A-comp.: Murata et al., 2007, ApJ 668, 285)
PX crystallization (C’-comp.: Murata et al, 2009b, ApJ 697, 836)
Degree of crystallization, C, ֚ IR spectrum
Crystallization time scale, τ, ֚ Fitting of time evolution, C(t), by JMA eq.
Activation energy, E, and pre-exponent term, ν0 ֚ Arrhenius plot of τT (K)

1073
106

0.8

Pyroxene (enstatite)from C’-comp. at 790oC

0.6

C∞ = 0.841±0.017
τ = 4.25±0.11 hr
n = 2.61±0.25
R2 = 0.997

0.4

0.2

0.0

0102060

70

NBO
-0.47
1.86

E/k (K)~6x1041.12(3)x1051053

1023

Pyroxene (enstatite)from C’-comp.

105

10480103

heating duration (h)Experiments
OL from A
PX from C’1063

τ (s)degree of crystallization

1.0E/k = 1.12 x 105 K
ln (ν0 [s-1]) = 93
0.93

0.94

0.95

0.96

0.97

0.98

1000 / T (K-1)

ln ν0 (s-1)~5293(2)mode of crystallization
growth from pre-exist. xst.
nucleation and growthCrystallization around evolved and young stars
TTT (Time-Temperature-Transformation) diagram for ol & px crystallization
Degree of crystallization, C, ֚ IR spectrum
Crystallization time scale, τ, ֚ Fitting of time evolution, C(t), by JMA eq.
Activation energy, E, and pre-exponent term, ν0 ֚ Arrhenius plot of τExperiments
NBOE/k (K)OL from A -0.47~6x104
PX from C’ 1.86
1.12(3)x105

Evolved star: cooling paths

Tc*px)

Tc*(ol)ln ν0 (s-1) mode of crystallization~52
growth from pre-exist. xst.
93(2)nucleation and growth

Young star: heating pathpx crystallizationol crystallization

Crystalline dust around evolved stars
・ Condensation of AS as spheres
followed by・ Partial crystallization of the spheres

Forsterite nano-spheres crystallized
from AS at 800oC for 3 hr

can explain following observations:・ Population of crystalline dust (~5 %)・ Unidentified 33 μm feature in the IR
spectra for olivine

100 nmfrequency

mean Tc
Tc*(px)Tc*(ol)Tc*(px)~1010-1060 K

Tc

Crystalline dust around and young stars
・ Narrow temperature interval for crystallization
for AS dust falling towards the central star
OL:~30oC, PX:~10oC⇒ Zonal distribution of AS, OL and PX along the heliocentric distance

vapor

ol+px

ol+asasas+icedustpx crystallization

pyroxene-richolivine-richWatson et al. (2009), Sergent et al. (2009)ol crystallization

非晶質宇宙塵の化学組成への制約（1）Mg-richな星周塵結晶質ケイ酸塩の化学組成
Evolved stars: Mg#>0.9
Young stars: mostly Mg#>0.9⇒ ASとOL間のFe-Mg元素分配実験（Murata et al, 2009a, ApJ 696, 1612)（2）星周塵におけるOLとPXの共存
Evolved stars: ？
Young stars: Mixture of SiO2-poor and rich ASs⇒ 結晶化実験：出発物質（AS）の化学組成依存性
OL/PX crystallization vs. NBO
NBO: Number of bridging oxygen（架橋酸素数）

ASとOL間のFe-Mg元素分配
OL crystallization (B’-comp.: Murata et al., 2009a, ApJ 696, 1612)
Degree of crystallization, C, ֚ IR spectrum
Mg# of olivine as a function of C, ֚ XRD
Chemical composition of residual AS (Mg#) as a function of C
⇒ Effective distribution coefficient of Mg-Fe between OL and AS, KD,eff(Mg Fe)ASK D ,eff == 0.4 ± 0.1(Mg Fe )OLMg# of olivine

1.00.9KD,eff= 0.4±0.1
K ' = 0.4
D

0.8

0.7

0.0

0.1

0.2

0.3

0.4

0.5

0.6

0.7

degree of crystallization

0.80.91.0Mg-richな星周塵結晶質ケイ酸塩の化学組成
1SiO20.60.4

Si-Mg-Fe triangle

0.8

GEMS-metal
En
En80 GEMS
B'C,C'
Fo Fo90

pyroxeneolivine

A=CI0.2KD,eff = 0.4
for Fo90 (Mg#=90)00MgO

0.20.4x0.6

0.8

1FeO

GEMS
GEMS (glass with embedded metal and sulfides) (Bradley, 1995)
彗星起源の宇宙塵（無水惑星間塵）を特徴づける始原的な非晶質ケイ酸塩
SEM images

TEM images

TEM images

Jessberger et al. (2002)

WUST HP

Bradley (2003)

出発物質（AS）の化学組成依存性：OL/PX?

1

SiO2

1

SiO2

0.4

0.80.6

olivineGEMS-metal
EnC'FoEn80 GEMS
B'pyroxene
0.4Si-Mg-Fe triangle

0.6olivine
pyroxeneolivine(gel)pyroxene(glass)Si-Mg-Fe triangle

0.8+X(Al2O3,CaO,NiO,Na2O)

GEMS-metal
CGEMS

pyroxeneolivineolivine

CI

A=CI

0.2

0.2

KD,eff = 0.4
for Fo90 (Mg#=90)KD,eff = 0.4
for Fo90 (Mg#=90)
00MgO
00.2

0.4

x0.6

0.8FeO
10MgO+X

0.2

0.4

x0.60.8

1FeO+X

非晶質/結晶質シリケイトの構造

ネソ珪酸塩[SiO4]4-

ソロ珪酸塩[SiO3.5]3-

サイクロ珪酸塩[SiO3]2-[SiO4]4- 配位４面体

フィロ珪酸塩 [SiO2.5]イノ珪酸塩[SiO3]2-, [SiO2.5]-陽イオン：
Mg2+, Fe2+, Ca2+, Ni2+, Al3+, Na+…

非晶質シリケイトの模式的な構造

テクト珪酸塩[SiO2]

珪酸塩鉱物（結晶）の分類

NBO(Number of Bridging Oxygen) 架橋酸素数
架橋酸素（bridging oxygen）： ２つのSiO4四面体を共有する酸素（ Si-O-Si結合）
非架橋酸素（ non-bridging oxygen）： SiO4四面体を共有しない酸素
架橋酸素数（NBO）：Si原子１個あたりの架橋酸素の平均数
olivine

NBO=0（ネソケイ酸塩）
pyroxene

NBO=2（イノ珪酸塩, chain silicate）

Olivine/pyroxene crystallization vs. NBO
olivinepyroxene

1Fo(TP)C(gel)

C'(gel) En(gel)0.9
0.8
Mg#GEMS-metalKD,eff = 0.4
for Fo90 (Mg#=90)

0.7En80(gel)En80(glass)B'(gel)olivinepyroxene

0.6GEMS0.5olivine
pyroxene
GEMSA(gel)0.4-101NBO

23

晩期星星周塵でのOL/PXの共存
SiO21・非晶質シリケイトの化学組成：
不均一の場合NBO<1.5 ~ >2 まで変化
組成変化の原因：
摂動 or 時間変化？

Si-Mg-Fe triangle

・ 非晶質シリケイトの化学組成：+X(Al O ,CaO,NiO,Na O)
2 32
ほぼ一定の場合
0.8
NBO~1.5-2
NBO=3AS の構造（凝縮温度などに依存）でOL/PX
CI組成（-Fe）よりもややSiO2-rich？0.6
2.5
pyroxene GEMS-metal（GEMS的）？
20.4CI-ΣFe(C)olivine GEMS

CI-FeS(B)1.5 pyroxene
10.5
NBO=0olivineCI(A)0.2

KD,eff = 0.4
for Fo90 (Mg#=90)

00
MgO+X

0.20.4・ いずれにせよ
Fe の少なくとも一部はFeS, metalとして存在（low FeO）
Mg-rich OL/PX だけでなくPX の結晶作用も説明できない

x0.6

0.8

1FeO+Xまとめ••

星周塵（晩期星/若い星）に観測される結晶質シリケイト（OL/PX）は非晶質シリケイトの加熱による結晶作用によって生成されたという作業仮説の基で、非晶質シリケイトの結晶化実験から星周塵の化学組成を議論した。
Murata (2009, D-thesis) のレヴューをおこなった。作業仮説により、晩期星星周塵における結晶質シリケイトの割合が説明できる。
（Murata et al., 2009b）。
若い星で観測されたOL/PX分布（Watson et al., 2009; Sergent et al.,2009）が説明できる。

•

ASのMg#は、OL-AS間のFe-Mg分配実験（Murata et al., 2009a）より、制限を受ける（Mg#>0.8）。

•

OL/PXのどちらが主要な結晶相であるかを、ASのNBO（架橋酸素数）によりおおよそ説明できる。

•以上より、星周塵の平均的な化学組成はCIよりSiO2-richである可能性があること、Feの多くの部分はFeSやmetalとして存在している（low-FeO組成）ことが示唆される。