第27回Grain Formation Workshop/
平成21年度銀河のダスト研究会 (2009年10月8-10日)

星間空間における炭素クラスター（フラーレン）の探査

三澤 透*、Poshak Gandhi*、飛田 聡+、玉川 徹*、山口智弘+（理化学研究所）(*宇宙放射線研究室、 +極微デバイス工学研究室)

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研究の動機
遠方宇宙のＩＧＭをクェーサー吸収線で研究• 銀河系内の星間空間ガスによる未同定吸収線の存在; ~300 DIBs (e.g., Merrill 1934)• 未同定（高分子）物質の存在を示唆• 実験室で様々な試料の吸収線を測定し比較(e.g., Pendleton+ 2002)• わずかな例を除き、いまだに未同定のまま驚き！

まずは近場の未解決問題から

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イントロダクションCox+ (2005)

Diffuse Interstellar Bands (DIBs)

4/23• 可視から近赤外域にわたって存在する幅の広い吸収線群。
• 現在までに300本以上検出されている。
• 1934年の発見以来 (Merrill+ 1934)、いまだに吸収物質（キャリア）が同定されていない。

Cox+ (2005)

Diffuse Interstellar Bands (DIBs)

近赤外に存在する２つのDIBs (9577A & 9632A) についてのみキャリアの候補あり（C60+ ;Foing+ 1997).

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Foing & Ehrenfreund (1997)

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望遠鏡

Foing+ (1997)

9577Å

9632Å

吸収線波長が一致！
実験室

Fulara+ (1993)

9632Å

Robert F. Curl, Jr.
9577Å
Harold Kroto
Richard Smalley

ノーベル化学賞

Cox+ (2005)

Diffuse Interstellar Bands (DIBs)

近赤外に存在する２つのDIBs (9577A & 9632A) に+ ;Foing+ 1997).
ついてのみキャリアの候補あり（C60
このDIBsは、銀河系内の様々な方向で検出されている (e.g., Galazutdinov+ 2000).
しかし同時に存在すべき吸収線が検出されていないという問題がある (Jenniskens+ 2000).

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Foing & Ehrenfreund (1997)

研究の背景と現状（おさらい）
天文学
1934

DIBの発見 (Merrill,PASP)
C60 フラーレンの発見

1985
1990

物理化学
(Kroto, Smalley et al. Nature)

アーク放電によるフラーレンの多量作製法の確立(Krätschmer, Huffman et al. Nature)

1994

2 DIBs と C60+ の関係を示唆

1997

存在すべき他のラインがDIBとして検出されていない(Foing & Ehrenfreund, Nature)

他のフラーレン: C70, C84

カーボンナノチューブ(Jenniskens+, A&A)

2008

DIBはいまだに未同定

ナノチューブピーポッド

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ＳＴＥＰ．１
天体観測によるアプローチ

高分散分光観測 (Subaru + HDS)
星間減光量が大きい領域→ 固体微粒子が豊富に存在+

紫外線強度にも依存？
E(B-V) = 0.33
E(B-V) = 0.21

すばる望遠鏡DIB (C60+)

E(B-V) = 0.03

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可視高分散分光器

Reddeningに対するDIB強度の依存性

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Reddening (E(B-V)) とDIBの等値幅 (EW) の間に相関がある (Galazudinov+ 2000)
単一の星間ガス(Orion Nebula)においても、DIB吸収強度の非一様性がみられるダスト量だけでなく、紫外光強度とも相関がありそう
IP(C60)= 7.6 eV, IP(C60+)= 11.3 eV(Foing & Ehrenfreund 1997)

吸収強度比率は～１でほぼ一定 (Galazdinov+ 2000)

DIBとC60+を結びつける新証拠
I

実験室Fulare+ (1993)

H G F E DCB A分光観測（ＤＩＢ）

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ＳＴＥＰ．２
実験室測定によるアプローチ

星間空間での炭素クラスター生成再現実験の試み

C60フラーレン C70フラーレン
飯島澄男 博士

ナノチューブ

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15/23• C60 以外のフラーレンも存在しているのでは？
アーク放電による炭素クラスターの• 実際、実験室でのアーク放電法では、様々な質量スペクトル脂肪族・芳香族炭化水素フラーレン・ナノチューブが同時に生成される。
フラーレン

そこで、C60の次に豊富に生成されるフラーレン

C70+による吸収波長を測定し、DIBの同定を試みる→ 同定の信頼度が劇的に向上
なぜ C70 なのか？

実験室でのC70+吸収波長測定
＋＋＋

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① 純度99.5%のC70 を購入② 約700 K で加熱・気化する

C70
気化したC70
C70+③ ArF による 8eV 紫外光を入射しC70の一部をイオン化④ 電場をかけて、イオン化した
C70(C70+)を局在化させるC70+C70 (純度99.5%)

ー700ーKー⑤ 約10Åセグメントに分けた入射光の減光量を測定する⑥ 吸収スペクトルを再現する

実験室測定の結果
強い吸収C70+ の吸収度

弱い吸収A = log 10 ( I 0 / I )波長セグメントをより狭くした測定が必要 → 今後の課題

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今後の展望19/23

天体観測から：• Orion Nebula 方向に対してより大規模なDIBサーベイを行う （岡山天体物理観測所/HIDES）• Telluric Line による影響を受けないSpaceでの分光観測により、近赤外DIBsの検出精度を高める (Hubble Space Telescope/STIS)• 遠方宇宙でのDIB検出 （Subaru/IRCS）
実験室測定から：• 波長分解能の向上。
• アーク放電法でフラーレンと同時に作製される、カーボンナノチューブについても同様の実験室測定を行う（すでに試料を購入済み）。

大規模サーベイ

EW(DIB)/E(B-V)

岡山188cm+ HIDES

電離度が不十分or ダスト吸着？

過剰電離・破壊？
E(B-V)
Jenniskens+ (1994)

opticalDIB
λ6284
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Space での分光観測

HST+STIS+G750M(grating 分光)
波長領域: λ = 5450-11150Å
分解能: R ~ 4870-9950
分散: 0.56Å/pixel

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遠方宇宙

Subaru+IRCS

DIBキャリアどこに存在しているのか？

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現在の最遠方記録
およそ５０億年前（ただし、すべて未同定DIB）

銀河系内部の分子雲近傍銀河(Sollerman+ 2005)

マゼラン雲(Cox+ 2005)

遠方銀河内部の吸収
ガス (York+ 2006)

星・クェーサー23/23

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group
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