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日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 1, 2021

2019年度最優秀研究者賞受賞記念論文

分子雲から原始惑星系円盤に至るまでの化学組成進化
古家 健次1
2020年12月19日受領，査読を経て2021年2月1日受理（要旨）星間分子雲から星・惑星系が形成される過程において，ガスや氷の分子組成は系の物理的進化を反映しつつ非平衡に進化する．その詳細な理解は我々の住む地球や生命の起源などの根源的な問いに迫る上で重要である．本稿では分子雲で水が生成されてから原始惑星系円盤に輸送されるまでの過程や水素及び窒素同位体分別過程について，筆者自身の関わった研究を中心に紹介する.

1. はじめに

2. 星・惑星系形成領域における化学星は分子雲と呼ばれるガス塊の中で誕生する．生
まれたばかりの星( 原始星 ) には原始惑星系円盤が2.1星・惑星系形成領域における化学過程

付随し，円盤内で惑星は形成される．太陽系も約46星形成の現場である分 子雲は，水素分 子を主成億年前に分 子雲の中で生まれたと考えられている．

分とするガスとケイ酸塩などの難揮発 性物質から成分子雲には既に，水や様々な有機物が，ガス中とダスるダスト粒子（ 典型的には半 径 0.1μm程度）で構成

トを覆う氷として存在することが知られている．ではされる．分子雲は極低温・低密度環境（10 K，103 〜「我々の太陽系に存在する水や有機物は，太陽系の104 cm-3 程度）であり，そこでの化学は地上でのそれ母体となった分 子雲を起源とするのだろうか？」「分と大きく異なる．星間空間における化学過程は大き子雲から円盤，さらに惑星が形成される過程においく分けて，気相反応（イオン- 分子反応，紫外線光解て，星間物質はどのような物質進化 (ガス，氷分子組離），気相と固相間での分配（ 脱離，吸着），ダスト上成の進化 ) を経るのか？」これらの問いは物質科学

での表面反応の３つに大別できる[ 1]．

の観点から見た星・惑星形成論の主要課題であり，分子雲の化学は宇宙線により駆動される．水素分

地球や生命の起源などの根源的問いに迫る上でも子 ( H2)が宇宙線で電離され，H2+ が生成される．H2+

重要である．

は別のH2 と即座に反 応しH3+ が 生 成される．H3+ は

筆者は星・惑星系形成領域における分子進化を主

重元素 (ヘリウムより重い元素 )を含む分子生成の起に理論的な手法を用いて研究を行っている．本 稿で点となる分子である．分子雲のガスは弱電離状態では，星・惑星系形成領域における化学について基本あり，イオン分子は中性分子に比べて存在量が少な的事項を手短にまとめた上で，これまで筆者自身がい．しかし，分子雲は極低温なため，反応障壁のな行ってきた研究である「分 子雲で水が生成されてかいイオン- 分 子反 応で様々な分 子が生 成される．例

ら原始惑星系円盤に輸送されるまでの水の進化」とえば炭素原子から一酸化炭素 (CO)は(1) C + H3+ →「窒素同位体分別過程 」に関する研究を紹介する．

CH+ +H 2 , (2) CH+ + H2 → CH2+ + H, (3) CH2+ + e-

1.自然科学研究機構→ CH + H，(4) CH + O → CO + H という一連の反

国立天文台

科学研究部

応で生成される．

分子雲から原始惑星系円盤に至るまでの化学組成進化／古家

ダストは分子雲の化学にとって２つの点で重要である．一点目は紫外線の遮蔽である．分子雲は銀河

53. 重水素濃縮から探る水の進化

内の星からの紫外 線 ( 星間紫外 線 )にさらされていこれまでの天文観測によって，分子雲から原始惑

る．ダストが紫外線を吸収することで，分 子雲内部

星 系円盤に至るまでの様々な進化 段階にある天体

では光解離による分子の破壊が抑えられる．二点目に，H2O 分 子は普遍的かつ豊富に存在することがは，表面反応である．ガス中の原子及び分子がダス

分かっている[6]．例えば，1 太陽質量の分子雲中にトと衝突するとダスト表面に吸着する．吸着した原子は地球の海の質量の1012 倍以上のH2Oが氷として含/分子は表面上を拡散し，反応相手と出会うと(よりまれると推定される．

大きな) 分子を生成する．H2 やH2Oは主にダスト表面
反応で生成される．

2. 2

化学反応ネットワークモデル

その一方で星・惑星形成領域における水の進化，「分 子雲で生成された水がどのようにして原始惑星系円盤まで運搬されるのか？」，あるいはよりシンプ
ルに「原始惑星系円盤の水はその場でつくられたの星・惑星形成領域の分子組成は上で挙げたようなか，あるいは分子雲で生成されたものが持ち込まれ様々な化学過程の競合で決まる．そのため分子組成たのか？」ということはH2Oの観測のみからは分から

進化の研究には，数値シミュレーションが大きな役ない．これらの問いは太陽系の水の起源に関連深い割を果たしてきた．気 相及びダスト表面上での化学のに加え，より一般に物質進化が分子雲から円盤へ

素反 応を列挙した反 応速度 式（反 応ネットワークモと連続的に起こるのか，それとも何らかの理由で一デルと呼ぶ）を数値的に解くことで，星・惑星形成領

度リセットされて円盤内でまた一から再スタートする

域にどのような分子がどれほどの量で存在するかをのか，という観点から興味深い．この問いに迫るに予測できる．

は水の水素同位体組成 (H2O, HDO及びD2Oの存在

反応ネットワークモデルの予測精度は化学素反応量比)が有用である．星・惑星系形成の各進化ステーをいかに正確にモデルに組み込むかに左右される．

ジにおける水の水素同位体組成を比較することで，そのため，化学素過程を明らかにする室内実験や理観測的に水の「進化」を追跡することができるのであ論化学の研究者と協働することが星・惑星形成の化る．

学の研究を推し進めていく上で極めて重要である．

この節では，水素同位体分別 ( 重 水素濃 縮 ) 過程

本 稿では詳しく述べないが，実際に筆者も原子・分の基 本事項と水の水素同位体組成に関する観測事

子のダスト表面への吸着・拡散，水素分子のダスト実を説明し，分子雲における水の生成からその原始表面でのオルソ- パラ核スピン転換などの宇宙におけ惑星 系円盤への輸送に至るまでの現状の理 解を筆る物質進化の理解に不可欠な物理化学素過程につ者らの数値シミュレーションによる研究に基づいて

いての共同研究を行ってきた [2– 4]．本 稿で紹介す紹介する．この研究については既に日本語の解説記

る水の水素同位体や窒素同位体分別過程について事 [ 7] があるので，ここでは簡単に結果をまとめる．

は個々の反応素過程がよく理解されており，予測精度の高いモデルを構築することが可能である．

3.1

水素同位体分別過程

化学反応の効率は温度・密度・紫外線輻射場など

星間空間において重 水素 ( D) の水素 ( H )に対するの物理量に依存する．また，星・惑星形成領域は，(地

元素存在量比 (以下 [ D] / [ H ] 比と書く)はおよそ10万球上と比べ) 低温・低密度・強い紫外線輻射場という分の1である[8]．一方，低温度環境下で生成された極限環境であり，ガスや氷の分子組成は系の物理的分 子は，[ D] / [ H ] 比に比べて，極めて高いD/ H 比

進化を反映しつつ非平衡に進化していく．したがっを持つ ( 重 水素体に富む）ことが理論や分子雲の観て，化学反応ネットワークモデルを現実的な系の物測から分かっている．例えば分 子雲におけるN 2D+ /理的進化を考慮した上で解くことも肝要である[ 5]．

N2H+ 存在量比は0.1程度にも達する[ 9]．重水素の濃縮の程度は温度に強く依存するため，分子のD/ H 比はその分子の生成環境を探る強力なプローブとして

6

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 1, 2021

図1： 原始星天体及び彗星におけるHDO/H 2O比の観測値．彗星67PのHDO/H 2O比は1.1x10 - 3 である．比較のために，
地球の海及び重水素の元素存在量比([D]/[H]比)を示す．値は[12,14]及びその中の引用文献より．

用いられる．

情報を保持する始原的な天体である．一方，原始星

重 水素濃 縮は以下の同位体交換反応を起点に進行する[ 10] :天体で観測される水は，星形成前に生成された水氷が昇華したものと解釈されている．この図から読み++H3 + HD ⇄ H2D + H2

取れる情報の一つは太陽系と原始星天体に存在す

左向きの逆反応は吸熱反応であり( H2D+ 分子のゼロ+

る水のいずれについても，顕著な重水素濃縮を示し

点振 動エネルギーが H3 分 子のそれより低いことにていることである．このことは，これらの水が低温度起因する)，右向きの順反応は発熱反応である．結果

環 境で生成されたことを示している．加えて興味深++として，分子雲程度の低温度下では，H3 はH2D にいことに，原始星と彗星のH D O/ H2O比は非常によ

一方的に変換され，H2D+ / H3+ 存在量比は[ D] / [ H ]く似ている1．この類似性は，太陽系の母体となった比よりもずっと高くなる． 2 節で述べたように，H3+ は分 子雲で生成された水が 彗星や隕石中に現在に至分子雲における化学反応の起点となる分子であるたるまで残っている，という可能性を提示する．

め，H3+ の重水素濃縮はその他の分子にも伝搬する

さらに近年になって，H2OとH D Oに加えて，D2Oことになる．温度が上がるにつれ吸熱な逆反応が進の 検 出も報 告され 始 めた．原 始 星 天 体 に お いてみやすくなり重水素濃縮の効率は落ちる．そのため，

D2O/HDO存 在 量比は HDO/H2O存 在 量比よりも1重水素の濃縮の程度は温度に依存する．またC Oが桁程度高いということが明らかになった[ 13]．さらにダストに吸 着し気 相から減 少 すると重 水素濃 縮 がロゼッタ彗星探査機により67P/チュリモコフ・ゲラシ++

進行しやすくなる．H3 とH2D はC Oとのプロトン移

メンコ彗星 (以下，彗星67P )についても同様な傾向

動反応で主に壊されるので，C O 存在量が減少するであることが明らかとなった [ 14]．単純に考えると++ことでH3 とH2D の寿命が延びるためである．重 水

D2O/HDO比はHDO/H2O比の 0. 25になると期待さ

素濃縮過程のより詳細については[ 7, 11]を参照されれるので 2 ，前者の方が1 桁高いというのは予想外のたい．

ことである．にもかかわらず，分子雲で生成された水

3. 2

水の重水素比の観測

これまでに，彗星や原始星近傍の高温 (>100 K )なガスで水の重水素比(HDO/H2O存在量比)が観測から求められてきた(図1)．彗星は原始太陽系円盤の1
彗星のHDO/ H 2O比は，地球の海のHDO/ H 2O比と同じ程度のものもあれば，2, 3倍程度高いものもある．オールト雲彗星と木星族彗星で系統的な違いは見られない．
2
水 氷のダスト表面での生成を考えるとHDOは”O → OH →HDO”と” O → OD → HDO”の２経路あるのに対し，H 2OとD 2O は1経路ずつしかないため．

分子雲から原始惑星系円盤に至るまでの化学組成進化／古家7と彗星67Pの水で同様な傾向が観測されたことは，
分 子雲の水が円盤に持ち込まれ 彗星67Pの材料となった，という可能性を支持する．現状，観測から得られているのは分子雲と彗星という断片的な進化段階での知見のみであり，観測を適切に解釈するには
理論モデルの構築が必須である．

3.3 分子雲から円盤へ：水の生成と輸送
以上のような背景のもと，筆者らは分子雲から円盤に至るまでの水の水素同位体組成進化の反応ネッ
トワーク計 算を行った[ 15–17]．計 算は2 つのステップからなる．
1. 分子雲 (コア)での水氷の生成，
2. 水氷の原始惑星系円盤への輸送．
以下にそれぞれのステップで得られた主要な結果を

図2：分子雲および分子雲コアで生成される氷マントルの層構造
の概念図．

まとめる．
最初に分子雲及び分子雲コアにおける反応ネット

0. 25となるが，氷マントル全体でみると下層に豊富にワーク計算を行った．分子雲(コア)は低温なため，ダ存在するH 2 O によりH D O/ H 2 O 比が薄められ，結

スト表面上に原子/分 子が 吸 着することでダストは果としてD2O/HDO比はHDO/H2O比より大きくなる

氷マントルに覆われる．シミュレーション結果を基にのである．原始星天体で観測される水は氷マントル

得られた氷マントル構造の概念図を図2に示す．分子全体が昇華したものなので，筆者らのモデルは観測雲において，星間紫外線はダストによって減衰され，をよく説明できる[ 16]．

原子が分子へと徐々に変換される．水素原子がまず次にステップ 1で 得られた 気 相と氷の 分 子 組 成

水素分子に変換される．その後，炭素・酸素原子はが，原始惑星系円盤に輸送されるまでにどのような気相C OやH2O氷に変換される．ダスト表面では，最分子組成進化を経るかを明らかにするため，分子雲

初にH2O氷に富んだ層( 下層) が生成される．分子雲

コアが 重力収 縮し星と原始惑星 系円盤を形成するよりもさらに密度が高く，星間紫外線が (ほぼ ) 完全までの円盤形成の物理進化モデルと反応ネットワーに遮蔽された分子雲コアにおいて，H2O氷に富んだクモデルを組み合わせたシミュレーションを行った層の上にC O やメタノール (CH3OH) に富んだ 層 ( 上(図3)．

層) が生成される．上層にもいくばくかのH2O氷は含

その結果，星形成前に生成された水氷の大部分まれるが，氷マントル全体で見ると下層にH2Oの大は高温 過程や紫外線による破壊を逃れて円盤まで

部分 が含まれる．気 相 C O がダストへ吸 着すること運搬されるが，一部は中心星からの紫外線によってで重 水素濃 縮が進行しやすくなるため，氷マントル破壊され，再生成され円盤に持ち込まれることが分の下層に比べ，上層は重水素に富んでいる．

かった．ここでの再生成の意味は，紫外線により水筆者らのモデルから予測される分子組成，同位体

分子が酸素原子に戻され，再び酸素原子から水分子

組成のどちらにおいても不均一な構造を持った氷マが作られる，ということである．つまり円盤に含まれントルは，D2O/HDO比が HDO/H2O比よりも1桁高

る水には分子雲(星形成前) 起源のものと星形成後にいという観測結果を自然に説明できる．氷マントル再生成されたものが混在することが分かった．

内の重水素濃縮度の勾配のため，H2Oは下層に主にこの両者は水素同位体組成から明瞭に見分けら存在するにもかかわらず，H D OとD2Oは氷マントルれる．図 4は，横軸に円盤に輸送される間に水氷にの上層に主に存在する．この場合，氷マントル上層

照 射される中心星からの紫外 線 量，縦 軸に [D2O/

のみを見ると確かにD2O/HDO比は HDO/H2O比のHDO]/[HDO/H2O]比を取った図である．横軸で約8

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図3：円盤形成モデルの概略図．分子雲コアの重力収縮により，原始星と星周円盤が形成される．原始星近傍からアウトフ
ローが噴き出す．原始星とその周りの円盤は，元あった分子
雲コア(エンベロープと呼ぶ) のガスが降着することで成長する．ガスが円盤に降着する流線に沿って分子組成進化を計算する．

図4：円盤に輸送される間に水氷に照射される中心星からの紫外線 量 とHDO/H 2O 比 お よ び [D 2O/HDO]/[HDO/H 2O]
比の関係．各点が各流体素片に対応する．横軸は適当な値で規格化してある．破線より右側が水氷の再生成が重要な領域である．図は[1７]を改変．

起きると考えられるダストの合体成長を考慮していない．図 4から読み取れるように，円盤に輸送される
水氷の水素同位体組成にはバリエーションがある．
円盤 の中でのダストの運 動はダストサイズによって400以上（破線の右側）が星からの紫外線によって壊異なるため，円盤内で異なる水素同位体組成を持つ

され再生成された水氷に対応する．つまり図 4 から水氷が混合されると考えられる．今後，円盤内におは破壊され再生成された水氷は星形成前に生成さけるより現実的な水の同位体組成とその空間分布をれた水氷とは異なり，0.1程度の低い [D2O/HDO]/

明らかにするには円盤内でのダスト進化と分子組成[HDO/H2O]比を持 つことが 読み取れる．したがっ

進化の両者を考慮したモデルが必要である．また本て，[D2O/HDO]/[HDO/H2O]比から両者の区別が稿では水素同位体に着目したが，酸素同位体分別を可能である．一方でHDO/H2O比を見ると，星形成考慮した同様なモデルの構築も進めていく必要があ

前に生成された水氷とその後破壊され 再 生成されるだろう．

た水氷は同程度の値であり，両者の区別はつかな
い．

3.4

今後の展望

以 上のシミュレーション結果 から， 高 い [D2O/
HDO]/[HDO/H2O]比を持つ彗星67Pの水は太陽系

4. 窒素同位体分別機構
4.1

太陽系物質と星形成領域の分子で観測される窒素同位体分別の母体となった分子雲起源であると考えるのが自然

窒素には質量数の異なる２つの安定同位体が 存である．現状，D2Oが観測されているのは彗星67P在する( 14Nと 15N)．太陽風の観測から，太陽系全体のみであり，今後，より多くの彗星についてD2O (及の 14Nと 15Nの元素存在量比 ( [ 14N]/[ 15N]比 ) は4 41でびHDO，H2O)を観測することが太陽系の水の起源ある[ 18]．一方で，隕石や彗星などの太陽系始原物を明らかにするうえで重要であろう．そのような観測14
N/ 15N比は4 41よりも低い (= 15Nに濃 縮して質では，には大型電波干渉計A L M Aを用いた彗星の (サブ )いる)ことが 知られている．例えば 彗 星 氷中のNH 3

ミリ波帯における分光観測が有効かもしれない．

やH C Nの 14N/ 15N比は~15 0 であり，3 倍程 度 15Nがまた本 稿で紹介したモデルでは，0.1μm程度の濃 縮している[ 19, 2 0]．太陽系始原物質に見られる星間ダストを常に仮定しており，円盤内で効率的に窒素同位体分別がいつ・どのようなメカニズムで起分子雲から原始惑星系円盤に至るまでの化学組成進化／古家9

ニズムについて考える．
星形成領域において，窒素同位体分別を起こしうる原因は大きく分けて２つある．( 1) 気相での同位体交換反応と( 2) N2 分子の同位体選択的光解離である[25]．3.1節で述べたように水素同位体分別の主要因
は同位体交換反応である．一方，同位体交換反応による窒素同位体分別に関しても多くの理論研究が行われてきた．同位体交換反応を組み込んだモデル計
算によると，N2 が 15Nに富む傾向になり，観測とは逆センスである( 14N15Nが 14N2 に比べゼロ点エネルギーが小さく，低温では 14N15Nが増えるため)．さらに最図5：分子雲コアL1544における分子の14N/15N比．[21]の表１を基に作成．

近の研究では 15N分別を引き起こす起点になると思われていた交 換反 応に反 応障壁があることが 分か
り，同位体交換反応による窒素同位体分別は極めてこるのかについてはよく分かっていない．窒素同位

非効率であるということが明らかになった[26]．以上

体分別の起源やメカニズムを探るには星形成領域ののことから，同位体交換反応で観測を説明するのは観測が有効である．例えば，もし太陽系始原物質に難しい．

含まれる分 子が太 陽系の母体となった分 子雲を起次に同位体選択 的光 解離について説明する．N 2

源とするなら，分子雲中の分子は 15 Nに富んでいるは分 子は特定の波長の紫外線を吸収すると光 解離すずである．

る．分 子雲の表面から紫外線が入ってくるとき，N 2

近年の分子雲コアの観測によって明らかになって15分子を解離する波長の紫外線は分子雲の表面付近

きたのは分子雲中のガス分子は Nに富んでいない，に存在するN 2 分子に吸収されることで弱くなる．こということである( 氷分子ではないことに注意)．図 5

れを自己遮蔽効果と呼ぶ．分子雲のある程度内部でに分子雲コアL1544中の分子の14N/15N比の観測値

は，14N2 は自己遮蔽効果により光 解離の効率が落ちを示す．分子種によって Nに乏しいものや同位体分るが，存在量の少ない14N15Nは自己遮蔽効果が効き別を示さないものがあることが分かる3．最も不思議なづらく，効率的に光解離する．このような領域におい

15

+

15

のは，N2H 分子が Nにひどく乏しいことである．こては 14N15Nが選択的に光解離で破壊されることになれは，その親分子であるN 2 分子が Nにひどく乏しるため，N 2 分子は 15 Nに乏しくなる．この傾向は観測いことを意味している 4 ．N 2 分 子は窒素の主要な存と整 合的である．分 子雲の中心領域では星間紫外在形態の一つであるため，他の存在量の小さな分子線がダストに十分遮蔽され，分子の光解離は無視で( HC NやC N )に比べて同位体分別の影響を受けにくきる．したがって，同位体選択光解離は分子雲の限いと期待されるため不思議なのである．L1544以外られた領域 ( 正確にはガス中の窒素の存在形態が N

15

+

15

の分子雲コアについてもN2H 分子は Nに乏しいこ原子からN 2 分子に遷移する領域)でのみ有効に働く．

とが分かっており，L1544が特殊な天体であるといでは，N2H+ 分子に見られる15 Nの欠乏は同位体選

うわけではない[24]．以下ではN2H+ 分子( N2分子)が択的光解離で説明できるのであろうか？一般に分子15

雲コアは密度が 高く，星間紫外線が十分に遮蔽さNに乏しいことを手掛かりに窒素同位体分別のメカ

3

現在の星間空間における[ 14 N ] / [ 15N ]比は200~300と推定されている[22]．太陽系の[ 14 N ] / [ 15N ]=441との違いは，太陽系誕生後の46 億年間に起こった星々の元素合成の結果であると考えられている [23]．
4
N 2 分子は等核2原子分子のため双極子モーメントを持たず直接観測できない．その代用として，N 2 分子から容易に生成される+

N 2H 分子がしばしば観測される．

れていると考えられる．その一方，近年の観測から
L1544で炭素鎖分子 (C3H2)が検出されており，そのことから分子雲コアのある程度内部まで星間紫外線が浸透している可能性もある(C Oが光解離されてできた C原子を材料に炭素鎖分 子が 効率的に生成されうるため) [27]．したがって，同位体選択的光解離

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日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 1, 2021

図6：分子雲において窒素同位体分別を引き起こす機構．筑波大学プレスリリースより．

が実際にN2H+ の 14N/15N比に影 響を与えているか否かを結論付けることは難しかった．

どこに求めればよいだろうか？これまでの議論では

そこで 筆 者 らは， 分 子 雲 コア L1544に お いて++

分子雲形成時における窒素同位体分別

では分子雲コアでN2H+ 分子が 15 Nに乏しい要因を

N 2D+の 15N同位体の観測

4. 2

4.3

15

N2D (N2H の重水素化物)の N同位体の観測を行っ+

分 子雲コアで観測される分 子の窒素同位体分別は”その場”で起きると暗に仮定していた．分子雲は，銀た．N2D は高密度ガスの良いトレーサーとして知ら河内の星間ガスが超新星爆発などで掃き寄せられてれており( 重 水素濃 縮は高密度なほど進みやすいた形成する．筆者らはこの分 子雲の形成段階で 15 Nのめ)，分子雲コア中心部を選択的に観測できる．実際

分別 ( 15 Nに富んだ氷と15 Nに乏しいガス) が起き，そ+にL1544においてもN2D はN2H よりもコア中心 付れが後の進化段階においても維持される，という以近のコンパクトな領域をトレースすることが知られて下のようなシナリオを提唱した(図 6) [21]．

+いる [28]．そのため，N2H+ に見られる15 Nの欠乏が

N2 分子の同位体選択的光解離により，N2 は 15 Nに

選択的光解離を要因とするならば，N2D+ には 15Nの乏しく，窒素原子は 15 Nに富む． 分子雲では酸素原

同位体分別が見られない ( 少なくとも分別の程度が子からH2O氷が生成されるように窒素原子からNH3小さい)はずである．

氷がダスト表面反 応で生成される．窒素原子は 15 N

以 上のアイディアを検 証するために I R A M 30m+

15電波望遠鏡を用いてN2D の N同位体の観測を行っ
14

+

15

に富んでいるため，NH3 氷が生成することで，気相から15 Nが選択的に減少することになる．その結果，ガた．結果として N2D は検出できたが，その N同位

スと固体間で 15 Nの分別が起き，ガスは 15 Nに乏しく,体は検出できなかった．そのことからN2D+ もN2H+

氷は 15 Nに富むようになる．一度ガスと氷の間で 15 Nと同様に 15 Nに乏しいことが分かった．すなわち，分の分別が起きると，この状態は温度が低く，氷の昇子雲コアでの選択的光解離説を否定する結果となっ華が非効率である限り維持されると期待される．した[29]．

たがって，分子雲形成段階で確立された分別は，そ分子雲から原始惑星系円盤に至るまでの化学組成進化／古家11

図7：分子雲形成時における気相(実線)および氷(破線) 化学種の存在量の時間進化（左パネル）．右パネルには14N/15N比を示す．この計算で
14
15
14 15
は元素存在量比[ N]/[ N] = 300を仮定した． N Nの選択的光解離領域(~1.5 mag)を通過したガスは15Nに欠乏することが分かる．
N 2とN 2H+ の14N/15N比はほぼ同じである．図は[21]を改変．

の後の進化段階である分子コアにもそのまま伝わる15ことになる． このシナリオは分子雲における酸素同の起こるタイミングで決まる( 両者のオーバーラップ

位体分別 [ 30]のアナロジーとして理解できる ( N2 がが大きいほどよりガスは 15 Nが欠 乏する)．化学パラ

C O，N H 3 氷が H 2 O 氷に対応)．

Nの欠 乏の程 度は N H 3 氷の生成と選 択 的光 解離

メータで最も重要なのはN H 3 の光脱離率であり，す

このシナリオの検証のため，筆者らは衝撃波によでに室内実 験でよく調べられている[ 31]．今後は重る分子雲形成時の窒素同位体分別過程を気相・固相要と思われる物理パラメータ(紫外線強度や密度 )がでの化学反応および同位体選択的光 解離を考慮し定量的な結果にどう影響するかを明らかにする必要た数値計 算で調べた．この計 算では現在の星間空がある．

間を想定し，元素存在量比 [ 14 N ] / [ 15 N ] = 300を仮定した．結果を図7に示す．時間と共に衝撃波で掃き

4.4

窒素の物質進化寄せられたガスの量が増え星間紫外線は減 光され筆 者らの 提 唱した窒 素同位体分 別メカニズムでるので，図7では横軸に可視減光量 (Av)が取ってあは，アンモニアを含む氷分子は 15 Nに富む (図7 右 )．

る(この計算では1 Avは約400万年に相当する)． 窒

したがって，分子雲形成時にガスと氷の間に窒素同素原子からN 2 分 子へとガス中での窒素の主要存在

位体分別( 15 Nに富んだ氷と15 Nに欠乏したガス)が起形態が変わるところで (AV ~ 1. 8 mag)，選択的光き，それが円盤に持ち込まれ彗星氷の材料となった

解離によってN 2 分子は 15 Nに乏しく，窒素原子は 15 Nと考えると，分子雲コアのガス分子の観測と彗星氷に富む.さらに窒素原子からN H 3 氷が生成されるこの観測を同時に説明可能である．

とで，N 2 分子を含むガスが 15 Nに乏しくなることが確

一方，最近になって彗星67PでN 2 分子が 15 Nに富認された．希薄な星間ガスから分子雲ができる際にんでいることが明らかになった [ 32]．筆者らのシナガスは必ず選択的光 解離が 効率的な領域を通過す

リオではN 2 分子 ( 気相，固相によらず )は 15 N に乏しるため，分子雲全体でガスが 15 Nに乏しくなる．

い必要があるので，この事実を説明することは難し+

筆 者らのモデルは，分 子雲コアで N2H 分 子 ( N 2

い．彗星67P では N 2 /C O 存在 量比が 低いことが分分 子 ) が 15 Nに乏しいことを定 性 的ながらも説明でかっている(~ 0. 6 %) [ 33]．筆者らの分子雲モデルできた初めてのモデルである．しかし，観測を定 量的

は N 2 /C O 存在 量比は5 % 程度である ( 図7 左 )．例に説明するまでには至っていない ( 観測では N2H+ のえば 彗 星67P が原始 太 陽系円盤 のN 2 スノーライン

14

内側で形成され，その後彗星内での化学反応により

15N/ N比は約1000, モデルでは400 程 度 )．ガスの12

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 1, 2021

図8：分子雲で形成される氷マントルの層構造．左図には15Nの濃縮度((15NX /14NX)/([ 15N]/[ 14N]))，右図には重水素の濃縮度((XD/XH)/([D]/[H]))を示す．この計算では最終的に，半径0.1μm のダストの表面上に約75分子層(厚みは約0.03μm) の氷マントルが生成されている．図は[21]を改変．

15
N H 3 などからN 2 が生成されたと考えれば，Nに富ん濃縮している．一方で，氷分子の15 N濃縮は紫外線がだ N 2 を説明できるかもしれないが，現状では推測の適度に減衰された限られた環境でしか起こらないた

域をでない．他の彗星でN 2 分子がどの程度含まれてめ，重水素濃 縮とはふるまいが異なる．隕石中の有1415いるのか， N/ N比がどうなっているかは興味深い機物において重 水素のホットスポットと15 Nのホット点である．

スポットは必ずしも相関しないということが知られて星形成領域の氷に比べて彗星氷は N H 3 に乏しい

いる [ 35]．その要因は星・惑星形成領域において窒ことがこれまでの観測から分かっている．前者では素同位体分別と水素同位体分別を起こすメカニズム

NH3/H2O比が 5 % 程度であるのに対し，後者ではが異なるからなのかもしれない．

NH3/H2O比はせいぜい1 % 程度である[ 19]．彗星氷にN H 3 が少ない理由は謎であったが，彗星67Pでアンモニウム塩が 検出されたことから，N H 3 がアンモ

5. まとめニウム塩に変換されたことが要因であると考えられ

本 稿では，分 子雲から原始惑星系円盤に至る化

る[ 34]．以上のことから，窒素を含む分子に関しては

学進化過程について，水素及び窒素同位体分別に着水のように，星形成前に生成されたものが彗星まで目した筆者らの研究を中心に紹介した．同位体分別

生き残るというような単純な描像ではなさそうであは惑星科学と天文学にまたがる共通のキーワードでる．窒素の物質進化を明らかにするには，V L A電波

ある．天文観測や分析から得られる，分子雲や彗星

望 遠 鏡や現 在 検 討 が 進められているngV L A電波という断片的な進化 段階における化学組 成を理論

望遠鏡を用いた原始星天体や原始惑星 系円盤におモデルを介して読み解くことで，星形成・惑星系形成

けるアンモニアの観測研究や，分子雲から原始惑星に伴う物質進化の全体像に迫ることができる．

系円盤に至るまでの窒素を含む分 子進化の理論モ
デルの整備が必要であろう．

本 稿では紹介できなかったが，A L M Aによる高空間分解・高感度なガス分子輝線観測により，原始最後に窒素同位体と水素同位体分別の関係につ惑星系円盤内の化学構造が見え始めてきた(関連すいて触れておく．図 8に筆者らの分 子雲モデルで形る遊星人の記事として[ 36] がある)．最新の観測事実成される氷マントルの層構造を示した．重 水素濃 縮と理論モデルに基づき，物質科学的な観点から惑星は低温度下であれば時間と共に進行するため，3 節系形成の解明に貢献していきたいと思っている．

でも見たように氷マントルの表面付近ほど重 水素が分子雲から原始惑星系円盤に至るまでの化学組成進化／古家

謝辞

13[20] Shinnaka, Y., 2016, MNRAS 462, 195.
[21] Furuya, K. and Aikawa, Y., 2018, ApJ 857, 105.

本稿は，2019 年度最優秀研究者賞受賞記念論文[22] Ritchey, A. M. et al., 2015, ApJL 804, L3.

として執筆しました．推薦して頂いた相川祐理氏と[23] Romano, D. et al., 2017, MNRAS 470, 401.

選考委員の皆様に感謝いたします．本 稿で紹介した[24] Redaelli, E. et al., 2018, A&A 617, A7.

研究を含むこれまでの研究は，多くの方々との共同[25] Heays, A. N. et al., 2014, A&A 562, 61.

研究です．大学院時 代の指 導 教員である相川祐理[26] Roueff, E. et al., 2015, A&A 576, 99.

氏，ポスドク時代の受け入れ研究者であるEw i ne F.

[27] Spezzano, S. et al., 2016, A&A 592, L11.

va n D isho eck 氏をはじめ，国内外の多数の共同研[28] Caselli, P. et al., 2002, ApJ 565, 331.

究者の皆様に心よりお礼申し上げます．また，本稿を[29] Furuya, K. et al., 2018, A&A 615, L16.

丁寧に査読いただいた査読者の方にもお礼申し上げ[30] 倉本圭, 圦本尚義, 2005, 遊星人 14, 193.

ます．

[31] Martin-Domenech, R. et al., 2018, MNRAS 473,

本研究はJS P S 科研費17K 14245の助成を受けた
ものです．

参考文献

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[36] 野村英子, 2019, 遊星人 28, 200.