晩期星における珪酸塩ダスト生成の再現実験
木村勇気1, Joseph A. Nuth III21) 東北大学
2) NASA Goddard Space Flight Center, USA(6５)

第27回GFWS／銀河のダスト研究会 2009年10月9日・大阪産業大学梅田サテライト教室

Examples of the cosmic dust
still undefined formation route
C124+
C60+
C364+

Nanotube
Core-mantle grain

Frans J. M. Rietmeijer,Geochimica et
Cosmochimica Acta, (1992) 1668.

Croat et. al., ApJ, 631 (2005) 976.

Giant Fullerenes

Becker et al. Nature 400 (1999) 227.

5 nm

Onion-like carbon

Henning, Th., Astrophysics of Dust, ASP
Conference Series, 309 (2004) 606.

Organic Globules

Garvie & Buseck, Lunar and Planetary
Science Conference (2006) 1455.

Carbyne crystal(Gilkes & Pillinger, In Carbyne
and Carbynoid structures,Heimann et al., Eds., (1999)
p. 17-30)

Examples of the cosmic dust
still undefined formation route

Nanotube
5 nm
Giant Fullerenes

Core-mantle grain

Y. Kimura & C. Kaito, Physica E,
28 (2005) 281.

Y. Kimura et al., Meteoritics &Planetary Science, 41 (2006) 673.

Y. Kimura et al., ApJ, 632 (2005) L159.

5 nm

Onion-like carbon

Y. Kimura et al., Carbon, 42(2004) 33.

Organic Globules
M. Saito & Y. Kimura ApJL,703 (2009) 147.

Carbyne crystal
Y. Kimura et al, Carbon,
40 (2002) 1043.

99% ガス & 1% 固体微粒子~100 nmMaterial of Planets & LifeStar forming region

Planetary nebula
SN remnant

AGB star
Molecular cloudPlanetary system

Credit of all photos: NASA/JPL/Space Science Institute99% ガス & 1% 固体微粒子
Planetary nebula~100 nmMaterial of Planets & Life Star forming region
SN remnant
Comet
Young Star

Planetary Nebula
AGB starλ (μm)

Molecular cloud

W m−2 m−1λ (μm)

Planetary system

AGB star
Wavelength (μm)

Credit of all photos: NASA/JPL/Space Science Institute99% ガス & 1% 固体微粒子
Planetary nebula~100 nmMaterial of Planets & Life Star forming region
SN remnant

シリケイト：非晶質

Comet(Molster & Kemper 2005).
Young Star
Planetary Nebula
AGB starλ (μm)

Molecular cloud

W m−2 m−1λ (μm)

Planetary system

シリケイト：結晶質
AGB star
Wavelength (μm)(e.g., Bradley 2003)
Credit of all photos: NASA/JPL/Space Science Institute問題点
 低い質量放出率の天体において結晶質珪酸塩がほとんど存在しないのはなぜか。Speck et al. 2000
 太陽系のフォルステライト(Mg2SiO4)の前駆体がMg:Si=2:1の組成でなくてはならない。Brownlee et al. 2007
 同位体異常を示すGEMSがフォルステライト組成に対してMgに乏しい理由。Floss et al. 2006; Keller & Messenger 2007
 ほとんどのフォルステライトが太陽系の酸素同位体組成をもつ理由。Messenger & Keller 2005; McKeegan et al. 2006
 オリビン((Mg, Fe)2SiO4)の化学組成が鉄に乏しいのはなぜか。

Smoke Generator

H2-O2-Mg-SiH4 Experiment
Mg block(Nelson et al. 1989; Nuth, Rietmeijer & Hill 2002)

H2-O2-Mg-SiH4 Experiment
Mg blockH2: ~1000 sccm

SiH4: 55 sccm

Si : O = 1 : 4

O2: 110 sccm

フォルステライト(Mg2SiO4)のシリコンと酸素の比に対応

Mid-IR spectra & TEM image
Magnesiosilica grains

 IRスペクトル：非晶質シリケイトに特徴的な9-10 μmフィーチャー
 電子回折パターン： Mg2Si, MgO & metallic Mg
 ガスのSi：Oは1：4だが、 多くのMg2Siが生成している。

加熱によるMIRスペクトルの変化
Magnesiosilica(a) As-prepared(b) At 1000 K(c) At 1200 K

 加熱により、10 μm帯が結晶質のフィーチャーに変化した。
 非晶質シリケイトの結晶化に加え、Mg2Siの酸化により、フォルステライトが生成した。

加熱によるMIRスペクトルの変化
Magnesiosilica(a) As-prepared(b) At 1000 K(c) At 1200 K

1200 Kに加熱した試料のTEM像とEDパターン：
Mg2Siに対応するリングは
 Each spectrum has been shifted for clarity.
見られない。
加熱により、10 μm帯が結晶質のフィーチャーに変化した。
 Mg2Siの酸化により、フォルステライトが生成した。

New formation route of forsterite
フォルステライトのスタンダードな生成モデル：2Mg + SiO + 3H2O --> Mg2SiO4 + 3H2,
その後、加熱により結晶質の割合が増加する。

晩期星におけるダスト生成
2Mg + SiO + H2 --> Mg2Si + H2O
原始太陽系星雲内でのフォルステライトの生成
Mg2Si + 2O2 --> Mg2SiO4
Mg2Siの酸化は結晶の完全性に依存している。
（DSCスペクトルから、本実験の粒子では630K以下）

IDP、隕石、スターダストのサンプルなどのフォルステライトは、原始太陽系星雲内でMg2Siが酸化して作られた！？

H2-O2-Fe(CO5)-SiH4 Experiment 鉄シリサイド粒子の生成は見られなかった。
 この結果は、MgよりもFeが豊富な非晶質シリケイトの生成が優勢になることを示している。
 晩期星に見られる10 μmフィーチャーはFeリッチなシリケイトによるものかも知れない。

Our scenario of Silicate Formation晩期星からの放出ガス
Mg : Fe : Si = 10 : 10 : 10

Mg2Si

残ったガス

原子惑星系円盤中のフォルステライト
Mg : Fe : Si = 2 : 10 : 6
Fe-リッチ 非晶質シリケイト
プレソーラー非晶質シリケイト

 低質量星において結晶質珪酸塩がほとんど存在しない理由。Speck et al.
2000

 太陽系のフォルステライトの前駆体がMg:Si=2:1の組成でなくてはな
らない理由。Brownlee et al. 2007
 同位体異常を示すGEMSがフォルステライト組成に対してMgに乏しい理由。Floss et al. 2006; Keller & Messenger 2007
 ほとんどのフォルステライトが太陽系の酸素同位体組成をもつ理由。
Messenger & Keller 2005; McKeegan et al. 2006

 オリビンの化学組成が鉄に乏しいのはなぜか。

問題点の解決案


問１：低い質量放出率の天体において結晶質珪酸塩がほとんど存在しないのはな
ぜか。Speck et al. 2000

解：進化が進んでいないので、Oに比べてHが相対的に多いから


問２：太陽系のフォルステライト(Mg2SiO4)の前駆体がMg:Si=2:1の組成でなくてはならない。Brownlee et al. 2007

 解：前駆体はMg2Si


問３：同位体異常を示すGEMSがフォルステライト組成に対してMgに乏しい理由。
Floss et al. 2006; Keller & Messenger 2007

 解：Mgはシリサイドに取られるため、晩期星で作られる非晶質シリケイト中のMgの組成比はフォルステライト組成に比べて小さくなる

問４：ほとんどのフォルステライトが太陽系の酸素同位体組成をもつ理由。
Messenger & Keller 2005; McKeegan et al. 2006

 解：Mg2Siが太陽系内で酸化したため


問５：オリビン((Mg, Fe)2SiO4)の化学組成が鉄に乏しいのはなぜか。

 解：Mg2Siが前駆体であるため

詳しくは Y. Kimura & J. A. Nuth III,
ApJL, 697 (2009) L10-13.

Acknowledgements
 Adrian J. Brearley and Ying-Bing Jiang provided
technical support for TEM analysis at theUniversity of New Mexico.
 Grants for Research Abroad from April 2004 toMarch 2006 and KAKENHI (19840048) fromApril 2006 to March 2008 of Japan Society for
the Promotion of Science.
 NASA’s Cosmochemistry Research and Analysis
Program.
 Tohoku University Global COE program for"Global Education and Research Center for Earthand Planetary Dynamics".