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日本惑星科学会誌 Vol. 24, No. 2, 2015「2014年度最優秀発表賞受賞論文」

TEMによる三次元観察から探るGEMSの起源
松野 淳也 ，圡山 明 ，三宅 亮 ，中村 圭子 ，2MESSENGER Scott
1112

2015年4月13日受領，2015年4月22日受理．

（要旨）彗星塵に存在する GEMS は太陽系初期に存在した非晶質固体微粒子であるが，その起源・形成過程は議論中である．これらに制限を与えることを目的とし，本研究では GEMS の三次元観察を行った．結果，複数の GEMS がクラスターをつくっている様子が確認され，金属鉄・硫化鉄の包有物の数は１つのものや複数のものなど様々であることがわかった．また GEMS の外形が明瞭に確認できるものや，その境界が不明瞭であるものが確認できた．凝縮実験でも金属鉄包有物を一つまたは複数含む球形の非晶質珪酸塩が生成しており，GEMS は凝縮物であることが示唆され，クラスター中で外形が不明瞭な粒子は弱い変成の影響であると考えられる．

太陽系の最も始原的な物質の一つと考えられている

1. はじめにGEMS（glass embedded with metal and sulfides）と宇宙空間には広くダストと呼ばれる固体微粒子（典呼ばれる直径 100-500 nm の非晶質珪酸塩ダストが普型的には 100 nm 程度）が存在しており，進化末期の赤遍的（およそ 50 wt.%）に存在している
（図 1）
．GEMS

色巨星や超新星爆発が放出する高温のガスが冷やされ粒子は 5-50 nm の金属鉄や硫化鉄からなる包有物を含る際に形成されると一般的に考えられている．ダスト

み，その平均化学組成は太陽組成よりも Si に富み，候補物質の分光データ [e.g., 1] と天文観測を比較する

個々の粒子のバルク組成はばらつきが大きいという特ことで，珪酸塩ダストは星周領域では 90 % 以上 [2] が，徴を持つ [5]．非晶質珪酸塩からなるサブミクロン粒

星間空間では 98 % 以上 [3] が非晶質であることが示唆子という鉱物学的特徴に加え，その赤外スペクトルがされる．このような珪酸塩ダストは初期太陽系にも広星間ダストのものとよく合致する事から [6]，GEMSく存在したと考えられており，惑星形成の出発物質とは星間ダストの生き残りではないかと唱えられ，天文考えられている [e.g., 4].

分野において広く受け入れられてきた．GEMS の中に一方，彗星は太陽系外縁部の低温領域で形成されたは 10 nm 程度の微小結晶が含まれており，その外形が天体であるため，初期太陽系に存在していたダストをGEMS の外形とよく一致するという報告もあることか現在まで保持していると考えられており，太陽系の物

ら，GEMS は星間空間で結晶が非晶質化したものだと質進化を考えるには重要な天体である．実際に，彗星いう考えもある [7]．一方で，GEMS の大多数は初期由来と考えられる惑星間塵（成層圏中で捕獲される 10

太陽系の高温ガスの凝縮物であるという説も提唱されµm 程度の宇宙塵のうち，ほぼコンドライト組成で多ている [5]．このモデルでは，大多数（全体の 94 %）の孔質なタイプの惑星間塵で CP-IDP, chondritic porous

GEMS は太陽系の酸素同位体組成を持つこと，またinterplanetary dust particle と分類されるもの）
中にはGEMS の硫化鉄は GEMS 表面にのみ存在しているよ
うにみえることから，原始太陽系星雲において，高温

1. 京都大学大学院理学研究科
2. NASA ジョンソンスペースセンター
jmatsuno@kueps.kyoto-u.ac.jp■2015遊星人Vol24-2_製版.indd

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ガスから forsterite（Mg2SiO4）や金属鉄といった平衡凝縮理論における高温凝縮物が先ず凝縮し，その残渣で2015/06/17

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TEMによる三次元観察から探るGEMSの起源／松野 他

87となる物質である．

(a)

このように GEMS は太陽系形成初期の記憶をとどめる天文学的にも惑星科学的にも極めて重要な物質であり，GEMS の起源・形成過程を絞り込むことによって原始太陽系星雲や星間空間での環境に関する情報（高温ガスの冷却時間や宇宙線照射時間など）が引き出せるであろうと期待される．また若い星の星周で起きているとされるカンラン石や輝石などの非晶質珪酸塩からの結晶化 [e.g., 1,2,10] においても重要な物質で，100#nm

(b)

SFeO

GEMS はその出発物質の候補と言える．先に述べた二つの形成過程・起源論に制約を与えるため，電子線トモ グ ラ フ ィ ー に よ る 三 次 元 観 察 を 行 っ た． 従 来 のIDPs 中 の GEMS の 組 織 観 察 は 透 過 型 電 子 顕 微 鏡（TEM, transmission electron microscope）を用いた二次元観察にとどまっている．しかしながら，切片の厚みに対して十分に大きいわけではない GEMS の組織（包有物の空間分布，形状など）をもってその形成過程を議論するには，従来の二次元の投影像だけでは不十分 で あ る と 言 わ ざ る を 得 な い． そ こ で 本 研 究 で はGEMS の起源と形成過程に制約を与えるため，電子線100#nm

トモグラフィーによる三次元観察を行った．

図1： Cluster CP-IDP L2036AA10cluster4中 のGEMSのSTEMによる二次元観察．
（a）HAADF-STEM像．輝度が明るいほど，重い元素を含むことを意味する．
（b）：（a）の元素組成像．
赤，緑，青がそれぞれS，Fe，Oに対応．緑の矢印は金属鉄，黄の矢印は硫化鉄に対応．

2. GEMSの三次元観察ある Si に富むガスから金属鉄を含む非晶質珪酸塩が影法）とは，物体をある軸の回りに 180 度回転させな凝縮し，さらに低温でその粒子表面付近に存在した金がら撮影した透過像を再構成し，物体内部の組織を取属鉄がガス中の硫黄と反応することによって GEMS得する撮像・分析手法である．近年では放射光 X 線をは形成されたと考えられている．

用いた X 線 CT によりはやぶさ粒子の形状や内部組織

2.1 電子線トモグラフィー
CT（computed tomography, コンピューター断層撮

また GEMS は彗星塵中だけにみられるのではなく，を非破壊で分析した例がある [11] が，さらに粒径が小最近では極めて始原的な炭素質コンドライトの水質変

さい GEMS のようなサブミクロンサイズの微粒子に成をほとんど受けていないマトリックスから類似した対しては空間分解能（約 40 nm/ 画素）が不十分である．

組織をもつものが報告されている [8]．さらに，わず

そこで本研究では TEM の電子線を用いた CT 撮影（電かに水質変成を受けたマトリックス中にも GEMS を子線トモグラフィー）を GEMS に対して行い，その形水質変成実験したときに特徴的にみられる組織と類似状や内部組織を評価した．また本手法では 3 次元構造

し た 組 織 が 見 つ か っ た [8,9]． こ の こ と は， か つ てが得られるだけでなく，2 次元観察では試料厚み（通GEMS は少なくとも一部の炭素質コンドライト母天体

常 70 nm）により制限されていた空間分解能が TEM形成領域から彗星形成領域までの初期太陽系に広く存透過像の画素サイズ（数 nm）程度まで上げることが原在した極めてありふれた始原的物質であるということ理的には可能になるため，ナノメートル単位での不均を示唆し，初期太陽系での物質進化を考える上でも鍵一性をもつ GEMS には極めて有効な観察手段といえ■2015遊星人Vol24-2_製版.indd87

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る．
ところで通常の超薄切片を用いた電子線トモグラフ

ィーでは，試料の回転角度が大きくなるとホルダーや超薄切片をマウントしているグリッドが電子線を遮るため 180 度の回転角で透過像を取得することはできず，回転範囲は約± 65°程度に制限されてしまう．この場  

合でも再構成し一連の CT 像を得ることができる（不完全トモグラフィー）[12] が，取得された CT 像には偽像が出現し，また電子ビームの照射方向に像が伸びるため，三次元形状の評価が厳密には行えないという問題が生じる．

2.2 完全トモグラフィーの為の試料作成
本研究ではこの問題を解決するための手法開発を行(b)い，完全トモグラフィーによる(a) GEMS の三次元観察を行った．京都大学大学院理学研究科に設置してある"W "nTEM（JEM-2100F, JEOL）を用い，明視野透過顕微鏡(b)(a)法（BF-TEM），および高角散乱環状暗視野走査透過顕微鏡法（HAADF-STEM）法により透過像を取得した．

"W "n

また TEM に搭載されている EDS（energy dispersive
Pt@depeed leed lesample

(a)
(b)
(a)
(b) eed lespectroscopy, エネルギー分散型分光法；JED-2300T,"n"W"ne"Wedeeed l(c)(behind"a"needle)

W "needleJEOL）
を用いて組成分析を行った．
Pt

sample(d)""""""""""""""""""groove"(e)" clip（cluster CP-IDP）の断面をまず樹脂に埋めた彗星塵

W "needle
W needle

sample"W "needle
FE-SEM（field emissionPt
scanning electron microscope,clip(behind"a"needle)(c)(e) Pt(d)(d)""""""""""""""""""(e)"(c)(e) Pt(d)(d)""""""""""""""""""(e)"samplesamplePtsample

2 μm

W needle

FE-SEM; JSM-7001F,
JEOL）で観察し，三次元観察を
sample"

TEM $hold er$w hich$had $been$d2"μm2"μm2 μm （a）樹脂埋めした
図2：W完全トモグラフィー用の試料準備方法．
needle
IDP試料断面をFIBにより彫り，W針で引き上げる．試料表面にはビーム照射保護用のPt膜で覆ってある．
（b）引き上げた試料を別のW針に載せ替える．
（c）試料サイズをFIBにより整え，針状に削る．
（d）完成した針状試料の後方散乱
電子像．高さは約4µm，太さは試料部で約400 nm．
（e）図（d）のBF-TEM像．

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882"mm

お こ な う 領 域 を 決 め た． 次 に 集 束 イ オ
ン ビ ーp ム
The$samle$w
as$p laced $on$a$2"mm$holder$w hich$had $been$d（focused ion beam, FIB; Quanta 200 3DS, TEMFEI）
を用い
sample"m odifie as$p$by$cu
ing$the$top $The$samp le$w
laced7$on$a$
Ptて，観察領域の周囲を彫り込み，あらかじめ電解研磨
2"μm
of$
the$
retainer$
TEM
$hold
er$w
hich$had$been$dW "needle
samplemmsample"m od$by$cuing$the$top $法 に て 先 端 を 約 5 2"µmまで尖らせた
タifie
ング
ス テ7ン
2"μm
of$the$retainer$
W "needle（W）
The$samp le$w2"
as$p
針により引き上げた（図 2（a））．なお FIB のガリ
mmlaced $on$a$Pt~"4µmsample~ 4µmsample

~ 4µm

Pt

~"4µm

"W "n"""""""""""""""groove"(e)"⑥ (d)"
TEM"""holderW "needle
W needle

Pt@depPt-depclip

clip

samplesample(c) sample~"4µm"W

Pt@depPt-depd le"neegroove"(behind"a"needle)(behind"a"needle)

samplesamplelesample⑥ TEM "holder
W "needle
図3： 試料を載せたW針をTEMホルダーに装着した様子（光学顕微鏡像）．通常のTEMホルダーを用いると高傾斜角度におW "needle
Pt@depいてホルダーの縁が影となり電子線を遮るため，ホルダー
samplegroove"先端部を切断してある．なお図の垂直方向中央部が電子線
W "needle
トモグラフィーの回転軸となる（W針と回転軸はおよそ一W "needle⑥ TEM "holder致する）．

le(b)(b) eed le"n"W"ne"Wedsample⑥ TEM "holder~"4µm(a)(a)eウム（Ga+）
イオンによる照射ダメージを抑えるため，
The$samp le$w
as$p laced$on$a$
m od ifie$by$cu7 ing$the$top$
TEMof$$hold
hich$had $been$
d 薄膜を堆積させた．この試
the$er$w
retainer$
試料表面にはプラチナ（Pt）
m od ifie $by$cu 7 ing$the$top $of$the$retainer$
料を別のW 針に載せ換え（図 2（b）），形状を整えた後，FIB を用いて先端部分の観察領域約に 400 nm の太さになるまで加工した（図 2（c））．詳細な加工条件は，
文献 [13] を参照されたい．
このようにして作成した針状試料（図 2（d）（e）, ）を，

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Pt-depGEMS
w/ abundant
Fe/FeSinclusions
epoxyresin

GEMS
w/ singleinclusion

200 nm

図4： Cluster CP-IDP L2036AA10 cluster4の 針 状 加 工 試 料 のHAADF-STEMによる完全トモグラフィーのCT像．エポキ
シに埋まった多数のGEMSが確認できる．多数の包有物を含むGEMSや，包有物を一つしか含まないGEMSが見られる．試料上方のPtはFIB加工時に堆積させたもの．

図5： 3Dプリンターで約30万倍に拡大出力した図1のGEMSの模型．HAADF-STEM-CT像と元素組成図（図1（b））をもとに
GEMSの外形，金属鉄，硫化鉄を抽出し，それぞれ透明色，緑色，黄色の紫外線硬化型液体ポリマーを用い造形した．
（カラー図は電子版のみ）

先端部を切断加工した TEM ホルダーに装着した（図GEMS でばらつきがあることが確認でき，複数の包有3）．このホルダーは高傾斜角度においても，通常の物を持つ粒子や，観察した倍率においては包有物がひTEM ホルダーのようにホルダー縁が電子線を遮るこ

とつしか確認できない GEMS もあった．なおこの針とはないように設計されている．このようにして透過状試料の直径は観察部で約 400 nm と電子線が十分に像を回転角度約± 90°の範囲で取得することで，完全透過するにはやや大きいため，樹脂部と GEMS の珪トモグラフィーによる CT 像を得ることに成功した．

酸 塩 部 分 の コ ン ト ラ ス ト 差 が つ き づ ら く， 各 々 の2.3 完全トモグラフィーによる観察
Cluster CP-IDP（L2036AA10 cluster4）中 の GEMSの観察を図 4 に示す．図 4 は HAADF-STEM で撮影した透過像をもとに再構成した CT 像で，3 次元の画素GEMS の外形抽出や各包有物の相同定は行えなかった．
今後，より細い試料を作成することで，これらの分析が可能になると考えている．

2.4 3次元プリンターによる造形（ボクセル）サイズは 2.443 nm である．試料中には多

このようにして得られた 3 次元構造の理解を容易に数の GEMS がクラスターを作って存在していることするには，3D プリンターを用いた造形が有効である．

が確認できた．なお球状や，やや楕円形状の GEMS今回用いた 3D プリンター（Connex3, ストラタシス・の外形が確認できる粒子もあれば，各粒子の境界が不ジャパン）では，紫外線により硬化する液体ポリマー明瞭なものもあった．また GEMS の包有物の数も各を噴出し即座に紫外線ランプで硬化させレイヤーを重■2015遊星人Vol24-2_製版.indd

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ねることで，その３次元構造を忠実に造形できる．図数である [14] という特徴と類似している．このことは，1 に示す cluster CP-IDP（L2036AA10 cluster4）の超薄球〜楕円形状の外形の GEMS が高温ガスから凝縮し切片中の GEMS に対して HAADF-STEM による電子た GEMS の一次粒子であり，個々の粒子の外形が不線トモグラフィーを行って得られた CT 像を，拡大出明瞭になっている部分は，凝縮した複数の GEMS 一力した（図 5）．この模型では，非晶質珪酸塩の部分を次粒子がお互いに何らかの弱い変成（熱変成など）を受無色透明ポリマーで作っているため，GEMS の包有物けたということを示唆する．この変成が惑星間塵の母である金属鉄（緑色）や硫化鉄（黄色）を見ることができ天体（彗星）上で局所的に起こったものなのか，あるいる．硫化鉄が GEMS の表面に存在するのに対し，金は母天体に集積する前に，弱い変成を受けた GEMS

属鉄は GEMS の内部に存在する様子が確認できた．

クラスター上に変成を受けていない GEMS 一次粒子今回みられた包有物の分布は，GEMS の硫化物は金属が付着したものなのかは今のところわからないが，い鉄が硫黄を含むガスと反応して硫化したものであるとずれにせよ，GEMS クラスターの表面構造は GEMSする先行研究のモデル [5] と調和的である．の局所的な弱い変成を示唆しているようにみえる．
GEMS の 酸 素 同 位 体 比 の 分 析 の 結 果， 大 部 分 の

3. GEMSの形成過程・起源

GEMS は太陽系の酸素同位体比を持つことから大部分の GEMS は原始惑星系円盤で形成される必要がある

先行研究 [5] では GEMS が初期太陽系に存在した高[5].

温ガスからの凝縮物であるというモデルを提案してい今回の観察結果もまた，多くの GEMS が原始惑星るが，GEMS が高温ガスから生成されることを再現す系円盤内の高温ガスから凝縮したことを支持している．

る実験は今までに報告されていない．室内実験により惑星間塵の大気圏突入時に受けた加熱でも GEMS がGEMS を再現することは極めて重要であり，我々の研変成し，元素組成や同位体比が変化してしまうという究チームは GEMS を再現するための凝縮実験も行っ主張 [16] もあるため厳密にどの程度の太陽系の酸素同ている [14]．東京工業大学（現在は九州大に移設）の誘位体比をもつ GEMS が太陽系を起源にしているのか

導熱プラズマ装置（induction thermal plasma, ITP）はよくわからないが，彗星塵に存在するカンラン石や[15] を用いた GEMS 平均組成の高温ガスの凝縮実験に輝石などの結晶質珪酸塩は気相からの凝縮で形成したより，直径約 100 nm の球状の非晶質珪酸塩中に直径と考えられている [17]．多くの GEMS が初期太陽系の10-30 nm 程度の金属鉄粒子を１つまたは複数包有す高温ガスから凝縮したとすると，彗星塵にみられる珪る粒子が合成された．特に，金属鉄は非晶質珪酸塩内酸塩の多くは気相からの凝縮物であるといえる．

部に分布するのに対し，硫化鉄は非晶質珪酸塩表面になお惑星物質に対して完全トモグラフィーに成功し分布していた．この粒子は先行研究で報告されているた例は本研究が初の報告となる．ところで，本手法でGEMS の鉱物学的特徴（含まれる鉱物相，粒子サイズ用いる針の太さは一般的な TEM 薄片試料よりも厚いなど）や赤外線スペクトルとよく似ていることから，ため，EDS を用いた特性 X 線による元素分析の際に高温ガスの凝縮により GEMS が再現できたと結論づ

は試料の X 線吸収が無視できなくなり，針状試料中のけた [14]．今回行った GEMS の三次元構造観察結果も元素の定量分析が困難となる．針試料の元素分析を行

この凝縮実験生成物の特徴とよく一致（特に金属鉄・う場合には電子線トモグラフィー後にさらに FIB を用硫化鉄の空間分布）したことから，GEMS が高温ガスいて薄膜化を行うなど追加工が必要となる．彗星塵やから凝縮したという形成モデル [5] に矛盾がない．

コンドライトマトリックスなどにはサブミクロンサイ

先に述べたように，今回三次元で観察した GEMSズの始原的物質が多く含まれており，本研究で開発しのクラスター中には個々の粒子形状が不明瞭な部分もた TEM による完全トモグラフィーによって，それらあれば，球〜楕円形状の外形が確認できる粒子もあり，の起源・形成過程も明かされてゆくことが期待される．

その粒子の金属鉄・硫化鉄の包有物の数は１つのものもあれば複数の物もあった．これらの特徴は，凝縮実験の合成物は球形で金属鉄包有物の数は１つまたは複■2015遊星人Vol24-2_製版.indd

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謝 辞（株）システムインフロンティアの堀井則孝氏，（株）
日本電子の青山佳敬博士，大西市朗博士，（株）メルビルの宮崎伸介氏，福岡大学の藤昇一博士には，TEMトモグラフィーの技術指導，ご助言を頂きました．また査読者である東北大学大学院理学研究科の中村智樹教授には本稿に対し有益なコメントと適切な指摘を頂きました．これらの方々に感謝致します．本研究は日本学術振興会の特別研究員奨励費（13J01031）の助成を受けておこないました．

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