J. Plasma Fusion Res. Vol.84, No.2 (2008)９
３
‐９
９

解説

高強度レーザーで木星の内部を覗く〜数百ギガパスカルの水素の状態方程式〜
生 駒 大 洋，佐 野 孝 好１），境 家 達 弘２），重 森 啓 介１）
東京工業大学大学院理工学研究科，１）大阪大学レーザーエネルギー学研究センター，２）大阪大学大学院理学研究科（原稿受付：２
０
０
７年１
１月２
６日）

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）を用いた水素の衝撃圧縮実験
によって，木星内部の高圧状態（約 200 GPa）を達成し，水素の状態方程式の確定を目的とした研究をすすめている．その背景には，木星の内部構造理論モデルと形成理論モデルとの矛盾がある．それは，水素の状態方程式の不確定性に起因していることが知られている．本解説記事では，最近はじめた我々のプロジェクトについて解説する．
Keywords:
interior of Jupiter, planet formation, hydrogen, laser-shock experiments, equation of state (EOS), high pressure

１．はじめに

２．木星型惑星の形成理論

この惑星は，夜空でひと際明るく輝いて見える．しかし，木星は，地球のようなシリケイトや鉄からなる岩石惑星

恒星と違い，自らは光り輝いていない．地球の約１３０倍といとは明らかに異なる．質量と半径の観測値［１］（表１）からう大きな球面で，太陽光を我々に向けて反射しているの得られる平均密度は 1.3 g/cm3 である．これは，地球の平均だ．この惑星を望遠鏡で見ると，木目のような茶色の縞模密度（5.5 g/cm3）に比べて圧倒的に小さい．木星の表面組様が見える．まさに，「木星」という名にふさわしい姿だ．

成は太陽表面組成とほぼ同じで，水素とヘリウムが主成分

それは，大気中の微量成分であるアンモニアによって彩らである．この平均密度の低さと表面組成から，木星は水素れているらしい．さらに，我々を睨み返すような大きな目．

とヘリウムを主体とした巨大なガス惑星であると推定されそれは，大赤斑と呼ばれ，地球を一度に４つも飲み込むこる．また，太陽との組成の類似性は，木星が太陽になれなとができる巨大な渦である．この巨大な目を見ていると，かった名残であることを想像させる．

そこから逆に深部を覗きたくなる．大気の下には何がある

太陽のような恒星は，宇宙空間に漂うガス雲の中の密度のか．しかし，その分厚い大気は，我々に深部を直接覗く

揺らぎが成長し，重力的に崩壊することで誕生する．そうことを許してくれない．

したガスの塊は角運動量を持っているためすべてが１点に

我々には深部を覗きたい理由がある．それは，この太陽集まることはできず，生まれたばかりの恒星は必然的にガ系最大の惑星の起源を知る重要な手がかりが隠されている

ス円盤を伴う．この円盤こそが惑星の誕生現場であり，からだ．その手がかりは，大気の底にある―言い換えれば，中心に存在するかもしれない「コア」と呼ばれる部分にある（図１）．コアが存在するか，またその質量しだいで，木星の起源に対する我々の考え方を根本的に変えなければいけない（２章）．一方，コア質量に対する不確定性は極めて大きく，起源に関する議論に耐えられないというのが現状である．それは，主に水素の高圧状態（状態方程式）の不確定に起因する（３，４章）．そこで，我々は，高強度レーザーを用いた水素の高圧実験を行い，木星深部での水素の高圧状態の解明に挑戦している（５章）．本稿では，木星の形成理論について概説し，その内部構造を解明するための高強度レーザーを用いた水素状態方程式研究の計画，および現状について解説する．

図１

木星および土星の内部構造の推定図．Guillot（１
９
９
９）を参考
にした．

Unveiling the Interior of Jupiter with High-Power Lasers: Equation of State of Hydrogen at Several 100 GPa
IKOMA Masahiro, SANO Takayoshi, SAKAIYA Tatsuhiro and SHIGEMORI Keisukecorresponding author’s email: mikoma@geo.titech.ac.jp

９３!2008 The Japan Society of Plasma
Science and Nuclear Fusion Research

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.84, No.2 February 2008

表１

木星の物理特性（観測値）．

質量
赤道半径（1 bar）
極半径（1 bar）
J２（1 bar）
J４（1 bar）
J６（1 bar）

1.8986112（１５）×１
０２７ kg7.1492（４）×１
０７ m
6.6854（１０）×１０７ m
1.4697（１）×１
０−２−5.84（５）×１
０−４0.31（２
０）
×１
０−４

文献［１］
を参考にした．括弧内の数字は，最後の１桁あるいは２桁の観測誤差を示している．

「原始惑星系円盤」と呼ばれる（図２）．原始惑星系円盤（以後，単に「円盤」と呼ぶ）は中心の恒星と同じ組成を持つだろう．太陽の場合は，質量にして９８％が水素とヘリウムで，残りの２％が酸素などの重元素である．このわずかな

図２

コア集積モデルに基づいた木星型惑星（巨大ガス惑星）の形
成過程の概念図．

図３

コア集積モデルに基づいた木星型惑星形成の数値シミュ
レーション結果．

重元素が円盤内で固体となり，地球のような岩石惑星，さらには（もし存在すれば）木星のコアを作ったと考えられる．具体的には，小惑星や彗星の存在が示唆するように，
この重元素が「微惑星」と呼ばれる半径数 km の固体魂となり，それが衝突・合体を繰り返し，原始惑星となったと考えられている（図２）．
一方，木星の大部分を占める「エンベロープ」と呼ばれるガス部分はどのように形成されたのか．その起源が円盤ガスであることは容易に想像できるだろう．問題は，集積の 仕 方 で あ る．こ れ ま で に，そ の 集 積 プロ セ ス に 関 して，２つのモデルが提案されている．一つは，円盤ガスにもともと存在する密度揺らぎが自己重力によってコンパク
トに集まるというモデルである．これは「円盤不安定モデ
ル」と呼ばれ，恒星形成のプロセスと類似している．もう一つは，重元素がまず先に集積し，それが核（コア）となって重力的に円盤ガスを集める―というモデルである．これ
は「コア集積モデル」と呼ばれる．
コア集積モデルについて，もう少し詳しく述べる（図２参照）．木星が存在するような太陽から遠い領域は 100 K

原始エンベロープの「自己重力」という．原始エンベロー

程度と低温である．そこでは，シリケイトや鉄だけでなく，プの自己重力が卓越すると，もはや微惑星によって供給さ酸素と水素が結合してできた H２O も凝結し，固体となっれるエネルギーだけでは不十分になり，原始エンベロープ

た．それらが衝突・合体を繰り返すことで，固体の原始惑

は収縮をはじめ，それ自体の重力エネルギーの解放によっ星が形成される（これが現在のコアに相当する）．その原始て静水圧平衡状態を保とうとする．しかし，収縮の結果，惑星は円盤ガスに埋まっており，それが重力的に円盤ガス

原始エンベロープ深部の密度はさらに上昇する．その結を集めた．問題は円盤ガス獲得のタイミングである．図３

果，さらなる自己重力の増大によって原始エンベロープがに，円盤ガスの集積過程の数値計算結果を示した．図から収縮し，さらに円盤ガスを獲得する．こ の よ う な 正 のわかるように，円盤ガスの獲得はコアの成長とともに徐々フィードバックによって，暴走的な円盤ガス捕獲が起こるに起こるのではない．コアの質量がある臨界値を超えるのである．

と，暴走的に起こるのである．逆に言うと，コアはある臨

それでは，木星の形成プロセスとして，円盤不安定モデ

界値（「臨界コア質量」と呼ばれる）より大きくなければな

ルとコア集積モデルのどちらが正しいのだろうか．答えはらないのである．

後者である―と多くの惑星物理学者は信じている．その理

この暴走的な過程は次のように理解することができる．

由としては，太陽系に固体惑星とガス惑星が存在するとい

原始エンベロープの中では，コアの重力をガスの圧力で支う事実を後者は自然と説明できるという少々稚拙なものかえている（静水圧平衡状態）．その圧力を維持するには熱のら，円盤不安定モデルが要求する初期条件―具体的には，供給が必要である．臨界コアより小さいコアに束縛されて円盤の密度が高く，かつ温度が低い―が非現実であるといいる比較的希薄な原始エンベロープは，微惑星が解放する

う少し物理的なものまで様々ある．しかし，決定的な証拠

運動エネルギーを熱源として温まっている．その後，コアではない．では，この問題の解決のためには，何を知る必が成長し原始エンベロープの質量が増大すると，エンベ要があるだろうか．それが，中心コアが存在するか否か，

ロープの深部も重力源となり上層部をひきつける．これをまた，その質量である．
９４

Commentary

Unveiling the Interior of Jupiter with High-Power Lasers

M. Ikoma et al.

上で述べた形成プロセスからわかるように，円盤不安定面から約 200 GPa，約 6000 度までは水素が分子の形で存在

モデルは必ずしもコアの存在を示唆しないのに対して，コする．しかし，それより高圧下では，水素が非常に高密度

ア集積モデルはコアの存在を予言するという違いがある．

状態にあり，金属のようになっていると推定されている．

しかも，以下の理由によって，コア集積モデルが要求する

この水素を「金属水素」と呼ぶ．この金属水素の層は 4000

コア質量は大きい．観測的に知られていることだが，木星

GPa・約 20000 度まで続く．さらに，このモデルでは，中心の材料物質である円盤ガスには寿命がある．遅くとも１千に水・シリケイト・鉄などからなるコアが存在する．

万年で消失してしまうことが知られている．すなわち，１

それでは，推定されるコア質量はどの程度なのだろう

千万年以内にコアは臨界コア質量に到達し，円盤ガスの獲か．当然であるが，コア質量の推定値は状態方程式に依存得を完了しなければならない．一方，臨界コア質量 #'"の値はコアの形成速度 #-'に依存する［２］．その依存性はする．４章で述べるように，異なる理論や実験に基づいた
様々な状態方程式が存在する．そこで，それぞれの状態方であることが知られている［２］．つまり，早#'"%#-'
く円盤ガス捕獲を開始するには，より大きな臨界コアを程式について，木星と土星について推定されるコア質量を作ったほうが都合よいことがわかる．これまでの詳細な計様の巨大ガス惑星である）．図からわかるように，木星に関

算によれば
［３‐５］
，そのコア質量は少なくとも地球質量のするほとんどの推定値が１０地球質量以下という小さいコア

１０倍より大きい．

の存在を支持している．これは，コア集積モデルを否定す

!!
#!!!
$

図４に並べた［７］（上では述べなかったが，土星も木星と同る結果である．一方，土星に関しては，すべてのモデルに

３．内部構造の推定法

おいて，２０地球質量程度の大きなコアの存在を示してい

それでは，木星にコアは存在するのか．存在するとすれる．無理やり解釈すると，木星は円盤不安定モデルで，土ば，質量はどの程度なのだろうか．現状では，その明確な星はコア集積モデルで形成されたと考えることができる

解答はないと言うべきである．ここでは，内部構造の推定が，そのような都合の良い状況は極めて考えにくい．これ

法とその帰結について述べる．

は，明らかに高圧下での状態方程式の不確定性に問題があ

木星の内部構造の推定は，惑星探査機が取得したデータ

るというべきである．

と整合する内部構造モデルを理論的に作るという方法で行

４．水素状態方程式研究の現状なわれる．これまでに，ボイジャー２やガリレオなど複数の探査機がそのデータを取得した．まず，表面組成は太陽高圧下での水素の状態方程式に関する決定的なモデルはと類似しており，その主成分は水素とヘリウムであること

まだ存在していない．相図上で物性値の不定性が最も大きがわかった．次に，深部の組成は，重力ポテンシャルの情

い領域は，水素分子から金属水素に遷移すると考えられて報を頼りに推定される．木星は自転しており，球対称な構いる領域（遷移層）である．木星内部で遷移層が占める質造からずれている．そのため，重力ポテンシャル &&)"#'を

量は木星全体のわずか１％程度にすぎない．しかし，このわずかな領域での状態方程式の不定性によって，コア質量

#(

$
%
!#
&&
)
"
#'
"!% ! )+" "
'
*,#
#!
'
#
$ （１）
#($
#(&
)
)
(#"

の見積りに１０地球質量の誤差が生じているのである（図４）．上の議論からわかるように，この誤差は，木星の起源のようにルジャンドル展開した際に現れる係数 "#(（重力を知る上で致命的な大きさである．

モーメント）を測定することができる（)は木星の中心から高圧状態の水素については，実験と理論の両面から調べの距離，#は自転軸から測った角度，# は木星質量，!

られている．当然のことだが，木星の内部構造を正確に解は万有引力定数，%)+は赤道半径，$#（',#）はルジャンド( *くためには，木星内部で実現されているすべての圧力・温ル多項式である）．これまでに，"#，"%，"&の値が得られている（表１）．この重力モーメントは，" &$ ))#($ '"(%&' #(&*,#'
#(#!
(
#%)#
+

（２）

のように，内部の密度分布 $&)'と関係している（積分は惑星の全体積 %で行う）．一方，よく知られているように，惑
星内部は重力と圧力勾配がつりあった状態（静水圧平衡状態）にある．つまり，密度 $と圧力 $は，重力 'を介して，
($
$
#!'
()

（３）

という微分方程式で関係づけられる．したがって，圧力と
図４

密度の関係（つまり，状態方程式）があれば，密度分布を決定することができる．
図１に標準的な内部構造モデルを示した［６］．まず，表９５

木星および土星に関するコア質量の推定値（データ提供：
T. Guillot）．５つの異なる状態方程式を用いた場合の結果を並べた［７］．

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.84, No.2 February 2008

度をカバーする状態方程式を得る必要がある．しかし，実験室ですべての状態を再現することは不可能であるため，実験的に検証できる領域は限られている．一方，理論モデ
ルの方も不確定な部分が数多く残されており，実験的に求められたデータを再現するように，モデルに改良が加えられている段階である［８‐１０］．また，やはり限られた条件下
ではあるが，量子分子動力学法などによる数値シミュレー
ションを用いた研究も進められている［１１，１２］．
木星内部の高温・高圧状態を実験的に作り出す方法の一
つが，レーザーによる衝撃圧縮実験である．慣性核融合実験に使われるような高強度レーザーを固体ターゲットに照射することによって，1 TPa（1000 GPa）を超える超高圧を発生させることができる（５章）．
衝撃圧縮実験にはレーザー以外にも，二段式ガス銃や Z
ピンチを用いた方法がある．これらは，圧縮ガスや磁場の力で飛翔体を加速し，試料に高速で衝突させることで衝撃波を発生させている．レーザーを用いる最大の利点は，よ

図５

り高い圧力が実現できることである．現状では，レーザー実験が 100 GPa を超えるような水素の超高圧状態を作り出すことのできる唯一の手段である［１３‐１５］．ただし，二段式ガス銃や Z ピンチによる実験と比べて試料空間が非常に小
さく，短時間の現象となるため，計測精度の向上がレー
ザー実験の一番の課題となっている．
さて，衝撃圧縮実験と理論との比較は，相図上の一本の重水素のユゴニオの実験結果と理論・シミュレーションモ
デル．実験データとしては，二段式ガス銃（●）
［１
２］
，高強
度レーザー（■ ［）７］，Z ピンチ（◆）［１０］などによる衝撃圧
縮の結果を示している．また，標準的な理論モデル［１，２］や，量子分子動力学法［４］・経路積分モンテカルロ法［５］によるシミュレーション結果をそれぞれ破線・点線で示している．現状では１００GPa 程度の圧力での圧縮率に大きなば
らつきがある．高い圧縮率を示しているのはレーザー実験の デ ー タ［７］と 線 形 混 合 モ デ ル［２］で あ る．（図 は Nellis２００２からの転載）線であるユゴニオ曲線を使って行われることが多い．図５
では，液体水素を衝撃圧縮した場合に実験的に得られるユ性を支持する重いコアの存在が許される．つまり，圧縮率

ゴニオ曲線と理論モデルによるユゴニオ曲線を比較したが４倍なのか６倍なのかという矛盾は，木星の起源を知る［１６］．水素の金属化に伴う反射率の増加が実験的に計測さ上では，必ず解決しなければならない問題なのである．

れており，ユゴニオ曲線上では50 GPa程度の圧力で金属水レーザーによる液体水素のユゴニオ計測は過去にまだ一例

素への遷移が起こっていると推測されている［１７］．図からしかなく，しかも誤差の比較的大きな計測方法を用いていわかるように，ちょうど金属化が起こるような高圧領域で，た．したがって，レーザー実験による 100 GPa 周辺での理論モデル・実験結果の圧縮率に大きなばらつきがある．

データを増やすことが必須である．また，計測方法を工夫!

!

50 GPa 以上での圧縮率を比較すると，４倍程度の硬い状!

!

し取得データの高精度化も重要な課題となってくる．

! !

態方程式を示す結果と，６倍程度の比較的軟らかい状態方

木星内部を解明するという視点で見ると，従来の衝撃圧程式を示す結果の２つに大別することができる．二段式ガ

縮実験にはさらに大きな問題が２つある．一つは，従来のス銃［１８］や Z ピンチ［１０］を用いた衝撃圧縮実験では，硬実験では水素ではなくその同位体である重水素が使われてい状態方程式（低い圧縮率）を示唆する結果が得られていいる点である．この理由は，実験の目的が主に慣性核融合

る．一方，軟らかい状態方程式（高い圧縮率）を支持するであったためである．しかし，もし金属化と同時に解離がデータは，レーザー実験によるもののみである［１３］．最近

重要になっているとすると，水素と重水素では状態方程式の実験データや数値計算の結果は硬い状態方程式を支持すに必ず違いが生じるはずである．図５に示されている結果

るものがほとんどであり，二段式ガス銃や Z ピンチによるは，実はすべて重水素によるものである．水素そのものの実験結果の方がやや有利な状況にある．レーザー実験におユゴニオは，ガス銃を用いて10 GPaまでしか調べられていいて圧縮率が大きくなる要因としては，水素分子の解離にない［１８］．したがって，金属水素に遷移する 100 GPa 周辺

エネルギーが使われていることが考えられているが，いまの「水素」の状態方程式を調べることは，惑星科学的な意

だに明らかになっていない．

義が極めて高いと言える．

図５に見られるような圧縮率の不定性が，まさに木星の２つ目の問題点は，衝撃圧縮実験では圧縮された水素のコア質量の誤差（図４）に対応している．一般に，水素の温度が高くなりすぎてしまうことである．200 GPa の圧力状態方程式が 硬 い ほ ど，コ ア 質 量 の 見 積 り は 小さくなを達成させた場合に，水素の温度は 20000 度以上となり，る．４倍 の 圧 縮 率 を 示 す モ デ ル（例 え ば，図４の"SES-

木星内部での 6000 度をはるかに超えてしまう．したがっAME"）
では，１０地球質量をはるかに下回るコアが示唆されて，木星内部と同じ状態を作り出すためには，何かしらのる．一方，圧縮率が６倍の軟らかい状態方程式（例えば，図工夫が必要となる．例えば，弱い衝撃波を複数回伝播させ４の"LM-A"）を用いた場合にのみ，コア集積モデルの妥当ることで，より低い温度で高圧状態を実現させることがで
９６

Commentary

Unveiling the Interior of Jupiter with High-Power Lasers

M. Ikoma et al.

きる．単純な方法としては，衝撃波を反射させることで，に既存の冷却装置（最低温度：13.5 K）を使って液体水素を

二段階の圧縮が可能となる［１４，１５］．レーザー実験では，作成する（この装置は核融合燃料の候補である重水素を液レーザーのパルス波形を階段状にすることで，多段圧縮す化するために設置されていたものである）．レーザー実験ることが原理的に可能である．また，レーザー照射前に，では試料を真空中に配置するので，予め低温にした密閉容

低温で比較的高い圧力まで水素を圧縮しておくことができ器に水素ガスを封入して液化する．水素の三重点は重水素

れば，レーザー衝撃圧縮後の温度の上昇を抑えることがでのそれより低い温度であるが，この冷却装置の性能上問題

きる．このような目的から，ダイヤモンドアンビルセル

なく水素ガスを液化できる．現状では，冷却に約９時間必（DAC）と高強度レーザーを組み合わせた実験の注目度が要なので，液体水素を使った実験は１日１回に限られてし近年高まっている［１９］．

まう．水素を封入する部分はクォーツで密閉されている（図７）．冷却装置とクォーツの接着によってガスを封じ込

５．高強度レーザー実験

めているので，その接着の仕方によってガス漏れの恐れが

我々は，木星起源に関する上述の問題の解明をめざしある．さらにガスの液化の際にも，ガス圧が高過ぎるとて，大阪大学レーザーエネルギー学研究センター（阪大クォーツが破壊される恐れがあるので，クォーツの耐圧を

レーザー研）にあるガラスレーザー激光 XII 号の HIPER

超えない範囲でかつ飽和蒸気圧の数倍程度での封入を繰り照射装置（後述）を用いて，水素の状態方程式を決定する

返し，水素ガスの液化充填を行う．このようにクォーツをために高圧実験を進めている．一つの特筆すべき特徴は，使って水素ガスを封入し液化することが，本実験のもう一

重水素ではなく水素を使うことである．前節で述べたようつの特徴である．ガス封入時のガス圧に対する変形がほとに，木星の主成分が水素であるにもかかわらず，既存のんどなく，冷却装置との接着も容易である．また，その透

データのほとんどが重水素に関するものである．そして，

明性から光学計測が可能であり，水素の状態を直接観測で木星内部の遷移層の状態である約 200 GPa，約 6000 度を実きるので，以下で述べる干渉計測によってこれまでよりも験室で再現し，遷移層での水素の状態方程式を明らかにし精度の良い計測を可能にする．ただ，冷却時にクォーツがていきたいと考えている．まだ最終的な目標には到達して歪んで以下で述べる干渉計測の妨げになる可能性があるのいないが，この１〜２年で蓄積した技術（高強度レーザー

で，オフラインで冷却試験を行ってクォーツ表面やその変による高温高圧状態の発生と液体水素の生成）について簡単に紹介し，さらに，高圧状態の水素の状態方程式を決定するための衝撃圧縮実験のテスト結果を紹介する．
まず，高強度レーザーを用いた高圧状態の発生原理について述べる．激光 XII 号は慣性核融合研究を目的として開発されてきた大出力レーザー装置である．通常１２本のレーザーを正１２面体の各々の面に垂直な方向から球殻状の試料に照射することで核融合の研究が行われている．これらのレーザーの光路をミラーで変え，レーザーを１方向からある１点に照射できる装置（High Intensity Plasma Experimental Research: HIPER）が併設されていて，我々の高圧

図６

HIPER 装置．ミラーで光路を変えられたレーザーは波長変換素子で２倍あるいは３倍高調波に変換されてターゲット
上に集光照射される．

図７

水素ガス充填部の写真（レーザー照射面側から）（a）と側面概略図（b）．上部に冷凍機が接続され，銅製の充填部（先端部）が冷却される．クォーツは中央の開口部にフランジの内側から接着されている．

実験は主にそこで行われている（図６）．試料に高強度レーザーを照射すると，試料表面でそのエネルギーが吸収され，表面はプラズマ化する．このプラズマはさらにレーザーのエネルギーを吸収して，表面から外側に噴出していく（アブレーション）．このアブレーションの反作用で試料内部に衝撃波が誘起され，この衝撃波が試料を高温高圧状態にする．この時発生する圧力（"）は，レーザー強度（!）とレーザー波長（#）を用いて次のような経験則で与えられる［２０］．
#"
$

$
!#"

!
#
"""
!
%! "%
" !
" ［TPa］
!
!
&$μ )
"! '"
(
)#

（４）

HIPER のレーザー照射強度は数 100 TW/cm２，波長は 0.35
μm であり，式（４）からレーザー照射により誘起される衝撃 波 の 持 つ 圧 力 は 数 TPa に 達 す る．し た が っ て，こ のHIPER を用いることにより，木星中心部の圧力状態を実験室で再現することが可能である．
次に，液体水素の生成について述べる．阪大レーザー研
９７

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.84, No.2 February 2008の衝撃波面に移ってしまうので，クォーツ伝播中の衝撃波の速度が得られることになる（図８（c））．衝撃波がクォーツ裏面を抜けて水素中を伝播していく場合も同じように干渉縞がシフト（!!!
（d））．水素中を伝播する"）する（図８
衝撃波面でプローブ光が反射されない可能性があるので，その場合は水素から裏面クォーツへ衝撃波が伝播する時も干渉縞はシフト（!!!
#）するので，衝撃波の伝播時間（時刻!
から水素中を伝播する衝撃波の速度を評
"から !
#まで）
価する．クォーツの状態方程式はよく研究されているので［２２］，レーザー照射面側のクォーツ内を伝播する衝撃波速度と水素中を伝播する衝撃波速度が計測できれば，イン
ピーダンスマッチング法［２３］を使うことで水素伝播中の衝撃波の圧力が決定され，またその衝撃波速度から圧縮密度が求められる．また，試料裏面を衝撃波が通過したときに放射される可視光の発光強度やスペクトル分布から，衝撃波の温度を得る［２４，２５］．
図８試料構造（側面から見た断面図）．（a）
初期状態．（b）
アルミ
ニウム中を衝撃波が伝播している．破線は衝撃波面を示す
（
（c）
‐
（e）
も同じ）
．裏面から入れたプローブ光はアルミニ
ウム裏面で反射している．（c）
クォーツ中を衝撃波が伝播．
（d）
水素中を衝撃波が伝播．（e）
裏面側のクォーツ中を衝撃波が伝播．（f）
VISAR で観測される干渉縞の時間変化．各時
刻は異物質界面を衝撃波が通過する時刻を示す．

現状ではまだ水素の状態方程式を確定するまでには至っていないが，以下で述べるように，我々の計測手法の妥当性を検証することができた．まずは時間的に一様な（一定圧力の）衝撃波，つまり強度を時間変化させない矩形波のレーザーを使って実験を行った．当然のことながら温度は
木星内部状態よりも高くなることは避けられないが，圧力形を観測し，冷却装置とクォーツの接着法やクォーツの厚条件は木星内部と同等に設計した．上述の計測手法の原理

み調節を行い，計測に影響しない程度まで抑制しておく必実証のため，試料の液体水素の部分をポリスチレン（透明要がある．

でかつ状態方程式が既知）に変えた常温模擬実験を行った．

次に，衝撃波伝播速度の測定法および圧力・密度・温度

図９は VISAR による生データ，および干渉縞のシフトかの決定法について述べる．図８（a）
で示されるように，試ら求めた各物質中の衝撃波伝播速度である．この結果から料は５０ミクロン厚のクォーツ（SiO２）で封じ込められた 15

求められるポリスチレンの状態方程式と既存の研究成果

K の液体水素（H２）で，その厚みは１００〜２００ミクロンであ［２６］との比較から，本計測手法の妥当性が確認できた

る．各クォーツの両面には干渉計測用レーザー（プローブ［２７］．

光）に対する反射防止膜がコーティングされている．レー

６．おわりに

ザー照射面側には衝撃波誘起物質（アブレーター）のポリスチレン（CH），アブレーターからの輻射等による試料部

木星の起源の問題は，単なる太陽系の１天体の問題に留への先行加熱防止とプローブ光の反射体としてアルミニウ

まらない．太陽系最大の重力源は言うまでもなく太陽であム（Al）がある．ポリスチレンにレーザーを照射すると，アるが，太陽は周囲の天体に対して単純なケプラー運動を規

ブレーションの反作用で試料中に衝撃波が誘起され，ポリ定するだけである．太陽系の複雑な形成・進化過程は，こスチレンからアルミニウム，クォーツ，水素へと伝播していく．この衝撃波の伝播を速度干渉計（Velocity

Inter-

ferometer System for Any Reflector: VISAR）で計測する［２１］．試料裏面側（レーザー照射面の反対側）からプロー
ブ光を入射し，その反射光の時間履歴を観測する．レー
ザー照射前の状態では，アルミニウム裏面でプローブ光は反射され（図８（b）），その反射光をマッハツェンダー型の干渉計に導入し，一方の光路をエタロン（石英板）に通して遅延を付加すると，干渉縞が観測できる（図８（f））．衝撃波がアルミニウム裏面に達すると，裏面は衝撃波後面の速度（粒子速度）で動き出す．この時，プローブ光はその速度 に 応 じ て ド ッ プ ラ ー シ フ ト し て，干 渉 縞 が シ フ ト（!!!
!）する．この干渉縞のシフト量から粒子速度が得られる．しかし実際は，クォーツ内を伝播中の衝撃波によっ

図９てクォーツの電離が進むと，プローブ光に対してクォーツが不透明になり反射面がアルミニウム裏面からクォーツ内
９８

模擬実験結果．衝撃波がアルミニウムからクォーツ，ポリスチレンへと伝播し，各々の界面で干渉縞のシフトが観測されている．

Commentary

Unveiling the Interior of Jupiter with High-Power Lasers

M. Ikoma et al.

の最大の惑星によって支配されてきたのだ．この地球にtan Guillot 博士にデータを提供していただいたことを感謝

我々生命が誕生したことも，実は，木星抜きでは語れない

します．

のである．一方，木星型の惑星は太陽系固有のものではな

参考文献に存在する木星型惑星がすでに２５０個程度も見つかっていのもとで実施されたものです．本解説記事のために，Tris-［１］T. Guillot et al., Jupiter 35 (2004).
［２］M. Ikoma et al., Astrophys. J. 537, 1013 (2000).
［３］J.B. Pollack et al., Icarus 124, 62 (1996).
［４］S. Inaba et al., Icarus, 166, 46 (2003).
［５］Y. Alibert et al., Astron. Astrophys 434, 343 (2005).
［６］T. Guillot, Science 286, 72 (1999).
［７］D. Saumon and T. Guillot, Astrophys. J. 609, 1170 (2004).
［８］G.I. Kerley, Los Alamos Laboratory Report No. LA-4776(1972).
［９］M. Ross, Phys. Rev. B 58, 669 (1998).
［１０］D. Saumon et al., Astrophys. J., Suppl. 99, 713 (1995).
［１１］T.J. Lenosky et al., Phys. Rev. B 61, 1 (2000).
［１２］B. Militzer and D. M. Ceperley, Phys. Rev. Lett. 85, 1890
(2000).
［１３］J. Lindl, Phys. Plasmas 2, 3933 (1995).
［１４］G.W. Collins et al., Science 281, 1178 (1998).
［１５］A.N. Mostovych et al., Phys. Rev. Lett. 85, 3870 (2000).
［１６］T.R. Boehly et al., Phys. Plasmas 11, L49 (2004).
［１７］M.D. Knudson et al., Phys. Rev. B 69, 144209 (2004).
［１８］P. Celliers et al., Phys. Rev. Lett. 84, 5564 (2000).
［１９］W.J. Nellis et al., J. Chem. Phys. 79, 1480 (1983).
［２０］K.K.M. Lee et al., J. Chem. Phys. 125, 014701 (2006).
［２１］L.M. Barker and R. E. Hollenbach, J. Appl. Phys. 43, 4669
(1972).
［２２］D.G. Hicks et al., Phys. Plasmas 12, 082702 (2005).
［２３］N. Ozaki and K. A. Tanaka, J. Plasma Fusion Res. 80, 432(2004) ［in Japanese］.
［２４］T. Ono, et al., J. Plasma Fusion Res. 80, 442 (2004) ［in Japanese］.
［２５］K. Shigemori et al., Jap. J. Appl. Phys. 45, 4224 (2006).
［２６］N. Ozaki et al., Phys. Plasmas 12, 124503 (2005).
［２７］N. Ozaki et al., submitted to Phys. Plasmas.

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!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!

る．すなわち，木星の起源の解明は，生命発生という非常に特殊な現象と宇宙で普遍的に起きている現象とをつなぐ要となるテーマであると言っても言い過ぎではないだろう．
本記事で解説したように，木星内部の水素の高圧状態を知る我々の試みはまだ始まったばかりである．しかし，着実にノウハウが蓄積されている．一方で，探査・観測のプ
ロジェクトが次々に実施・計画されている．NASA の木星
探査ミッション Juno（２０１１年打ち上げ予定）では，史上初めて木星に周回機を投入し，内部構造の推定に必須の高次かつ高精度の重力モーメント（３節）が取得される．また，日本も参加する Laplace ミッションでは，新たな手法として，木星（あるいは土星）内部の振動をとらえ，より直接的な内部構造の情報を得ようという計画が進んでいる．さら に，フ ラ ン ス が 一 昨 年１２月 に 打 ち 上 げた 宇 宙 望 遠 鏡
COROT は，太陽系外の木星型惑星の質量や半径のデータを取り始めている．これによって，太陽系外惑星の内部構造も知ることができる時代になりつつある．このように，
木星の起源解明に向けて，実験・探査・観測・理論が急ピッチで進歩している．あの木星の大きな目の奥に隠されている真実を見られる日はそう遠くはないだろう．今後の展開に期待していただきたい．

謝辞
本研究のレーザー実験は，大阪大学レーザーエネルギー学研究センターの共同研究「大規模レーザーを用いた超高

こま

まさ

ひろ

東京工業大学大学院理工学研究科地球惑星科学専攻・助教．２００
１年に博士（理学）取得．専門は，惑星形成理論（特に，木星型惑星の形成・進化過程，地球の大気・海洋の起源）．

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い

生 駒 大 洋!!!!!!!!!!!! !!!!!!!!!!!!!!!!

!!!!!!!!!!!!!!!! !!!!!!!!!!!!

圧下での水素の状態方程式実験と惑星内部構造への応用」!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!

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たつひろ

大阪大学大学院理学研究科宇宙地球科学専
攻助教．博士（理学）．２００
５年３月大阪大学
大学院理学研究科物理学専攻博士課程修了
後，大阪大学レーザーエネルギー学研究センター特任研究員を経て，２００
７年４月から現職．専門はプラズマ物理学，惑星内部物質学．現在は，高強度レーザーによる高温高圧実験に加えて，ダイヤモンドアンビルセルを用いて惑星内部物質の物性研究を進めている．

たかよし大阪大学レーザーエネルギー学研究セン
ター助教．博士（理学）．１９９８年東京大学大
学院理学系研究科天文学専攻博士課程修了．その後，国立天文台，メリーランド大学，ケンブリッジ大学でのポスドク研究員を経て，２００
３年より現職．主な研究分野は惑星形成理論と磁気流体シミュレー
ション．

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しげ

もり

けい

すけ

重 森 啓 介大阪大学レーザーエネルギー学研究セン
ター准教授．専門はレーザー核融合，プラズマ応用．核融合と並行して，レーザープ
ラズマ科学を広く深くするための面白い研
究課題を常に探索中．本テーマはその絶好のターゲットと考えている．

!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!

や境 家 達 弘の!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!

さかいさ

佐 野 孝 好!!!!!!!!!!!!!! !!!!!!!!!!!!!

い．この１０年間の天体望遠鏡観測によって，他の星の周り!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!

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