原子衝突学会誌「しょうとつ」 2018 年第 15 巻第 1 号
Journal of atomic collision research, vol. 15, issue 1, 2018.

原子衝突学会誌

しょう とつ解説

第 15 巻
第1号
2018 年（若手奨励賞受賞研究）
低温 H2O 氷の光分解と脱離に関する実験的研究
羽馬哲也

原子衝突学会 2018 年 1 月 15 日発行
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しょう とつ
第 15 巻 第 1 号

目

次

解説（若手奨励賞受賞研究）
低温 H2O 氷の光分解と脱離に関する実験的研究

羽馬哲也

… 4

「しょうとつ」原稿募集

編集委員会事務局… 22

ユーザー名とパスワード

… 22

3

解

説

(若手奨励賞受賞研究)

低温 H2O 氷の光分解と脱離に関する実験的研究
羽馬哲也
北海道大学低温科学研究所 〒 060-1819 札幌市北区北 19 条西 8 丁目
hama@lowtem.hokudai.ac.jp
平成 29 年 8 月 25 日原稿受付

水（H2O）は，氷として地球を含む太陽系の天体や星間空間を漂う星間塵に大量に存在するため，その光化学反応は太陽系を含む宇宙の物質進化において大きな役割を担う．氷に真空紫外光を照射すると，
H2O の光分解反応をはじめ，さまざまな二次反応が起きる．その複雑な光反応機構について知るためには，光反応生成物のエネルギー状態（電子・振動・回転・並進エネルギー）を明らかにすることが有効である．本稿では，氷に 157 nm レーザーを照射することで光脱離した H2O を共鳴多光子イオン化法により検出し，得られた回転・並進エネルギーから H2O の光脱離メカニズムについて考察する．さらに，光脱離した H2O の核スピン異性体比とその天文学における意義についても議論する．

1．序論
氷は宇宙で最も豊富に存在する固体物質である．宇宙の元素存在度は，水素（H）を 1 とすると ，次 い で ヘ リ ウム （ He, 8.5×10−2 ） ，酸 素 （ O,
4.9×10−4）と続くが[1]，水素分子（H2）と He は超高真空環境である星間空間では固体としては安定に存在できない．一方，水（H2O）は H2O 同士
で水素結合を形成するため，氷として星間空間
をはじめ宇宙のさまざまな領域に存在している[2–5]．
地球に氷が存在するのはもちろんのこと，天王星や海王星，彗星などはおもに氷で形成されている．また，星間雲（interstellar cloud．H2 でできたおよそ 10 ~ 100 K の低温なガス天体）のな

図 1: オ リ オ ン 座 の 馬 頭 星 雲 （ Credit andcopyright: N. A. Sharp/NOAO/AURA/NSF.）．馬の頭のように見えることから名づけられた代表的な分子雲である．馬頭星雲が黒く見える理由は，多量の星間塵が外部の星からの光を遮っているためである．分子雲が重力で収縮することで星や原始惑星系円盤が誕生する．太陽系はそのようにして形成された惑星系のひとつである．

かでも，とくに H2 の数密度が濃く（104 ~ 105
cm−3 ） ，低温（およそ 10 K）な領域を分子雲（dense molecular cloud）と呼ぶ（図 1）．分子雲では，星間塵（鉱物や炭素質物質でできた塵）が漂っており，その表面はアモルファス氷をはじめ，一酸化炭素（CO），メタノール（CH3OH），アンモニア（NH3 ）などのさまざまな固相分子で覆われ普遍的に存在する固体物質であるため，宇宙にている．この氷で覆われた星間塵が，彗星や惑おける氷の物理化学過程を理解することは，太星など太陽系を構成する材料物質になったと考陽系の起源や進化を知るために重要となる．とく

えられている（図 2）[5]．

に，低温な分子雲では氷の光化学反応が鍵となる[6]．

このように，氷は星間雲から太陽系に至るまで，

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4Temperature 10 –100 K
Photon field 103–108 cm-2 s-1
Lifetime∼107 yrInterstellar cloudProto-planetary disk

Cold surface reaction

Photochemical reaction

Size ∼107 AU

1000 AU

Planetary system

50 AU
for the solar system
Comet

O

C

H Silicatehν

Amorphous solid water(e.g., CH3OH, NH3)

N

Amorphous solid waterhν

Large molecules
Silicate

Silicate

CO
Submicron size

図 2: （上図） 星間雲から原始惑星系円盤，太陽系までの天体の進化．（下図） 星間塵の化学進化．

むことが実験で明らかになっている[6, 10–13]．

2．氷の光化学・光脱離分子雲では，外部の恒星からの強い光は遮

宇宙の氷は，分子雲内の低温な星間塵の表蔽されるため，星間塵の表面に生成した氷は光面で酸素と水素が化学反応をおこすことで生成分解することなく安定に存在する．しかし，分子する（図 2）[7]．代表的な H2O 生成反応は；雲で光化学反応が全く起きないわけではない．

(a) 酸素原子への水素原子付加反応

高エネルギーの宇宙線が分子雲内へ入り込み

O＋H → OH(1)

（フラックスは 10 cm−2s−1 程度），気相の H 原子や

OH＋H → H2O(2)

H2 を励起し，脱励起の際に Lyman-α (121.6 nm),(b) 酸素分子への水素原子付加反応

Lyman and Werner bands (85 – 175 nm)の光子

O2＋H → HO2(3)が生じる[14, 15]．これらの光子のフラックスは，

HO2＋H → H2O2(4)分子雲内部で 103 ~ 104 cm−2s−1 ，低密度雲

H2O2＋H → H2O＋OH(5)（diffuse cloud．H2 の数密度，温度はそれぞれおよそ 102 cm−3，100 K）で 108 cm−2s−1 程度である(c) OH ラジカルと水素分子の反応(6)[16–18]．氷の紫外光スペクトルは 165 nm (7.5である[6]．10 K という低温環境では，O2 や，H，eV)から吸収があるため[5, 19]，星間雲の氷は光O 原子はファンデルワールス力により星間塵の化学反応をおこす．

OH＋H2 → H2O＋H

表面に吸着する（物理吸着）．さらに，星間塵が星間化学における氷の光化学反応の役割は第三体として反応熱を吸収するため，原子やラ二つに大別される．ひとつは星間分子の複雑化

ジカル同士の付加反応が障壁なく進む．反応（化学進化）である．例えば，星間雲の氷の化学(5)，(6)には，それぞれ 17, 25 kJ mol−1 ほどの活組成を模した氷（H2O + CH3OH + NH3 の混合氷性化エネルギーが存在するが[8, 9]，水素の量など）に真空紫外光を照射し加熱すると，アミノ

子トンネル効果によって低温表面でも反応が進

酸や糖が生成することが知られている[20, 21]．

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5図 3: 157 nm レーザー照射による氷の光化学反応のまとめ．Reprinted with permission from ref [43].
Copyright 2013 Elsevier B.V.

しかし，混合氷を用いた実験は複雑系なため，氷からの光脱離によって説明できると考えられて現象論的なアプローチにとどまっている感もあり，

おり[25–27]，氷からの H2O の光脱離は星間化

氷の光反応素過程については不明な点が多学において非常に重要な物理化学過程である

い．

[5, 15]．しかし，光脱離のメカニズムに迫るため

もうひとつは，光によって原子や分子が氷からの実験研究はほとんど行われてこなかった．

気相へ放出されること（光脱離）である．10 K と

筆者は京都大学修士・博士課程での研究としいう分子雲では，H2O は氷として存在し，熱脱離て，氷への真空紫外光照射による光脱離素過はほぼ起きない（H2O の熱脱離温度は 100 ~程を調べる実験をおこなった[28–38]．真空槽内

K）．しかし分子雲には，氷に対して 10−4 程に作製したアモルファス氷（90 K）に 157 nm レー度の割合で気相 H2O 分子が存在する[22]．この

ザーを照射し，光脱離した原子やラジカル，分ような宇宙の低温領域で観測されている気相子を共鳴多光子イオン化（Resonance-enhanced

H2O 分子の起源として，氷からの光脱離が有力

multi-photon ionization, REMPI）法によって直な候補として考えられている．

接検出した．その結果，H(1s)原子[39]，O (3PJ,

150

1995 年に，Baragiola らが氷に Lyman-αを照1D )原子[33, 34]，OH (v = 0, 1)ラジカル[32]，H2
2

射し，H2O の光脱離効率を定量する実験を行っ(v = 0–5, J = 0–16)分子[29, 30]，H2O (v = 0)分−3

た ． そ の 結 果 ， 光 脱 離 効 率 は お よ そ 10

子[31, 35, 37, 38]，O2 (X 3Σ-g, a1Δg)分子[36]と，

molecules photon−1 で あ ると 報 告 してい る [23,実にさまざまな種類の原子，ラジカル，分子が光24]．この値は，分子雲の内部に存在する気相

脱離を起こしていることが明らかになった．本稿

H2O 分子の存在量を説明するのに十分であるとでは，そのなかでも H2O の光脱離メカニズムにされている[22]．現在では分子雲だけでなく，さついて解説する（図 3）．

まざまな低温領域で観測される気相 H2O 分子は，

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6

DYE LASERPULSE VALVE
to pumpTOF tube

PULSE VALVE

EXCIMER LASER

Photolysis laser+

REMPI laser

b

t

REMPI

Photolysis laser
at 157 nm

2 mm

O

Ice at 90 K
Au

図 4:（上図）実験装置の模式図．（下図） 実験の
イメージ図．氷に 157 nm の真空紫外レーザー光を照射し，脱離した H2O を共鳴多光子イオン化（REMPI）法により検出する．下図中差し込み図は光分解レーザーと検出用レーザーの発振時間差(t)を示している．t を 0 µs から 10 µs まで掃引して H2O の REMPI 信号を測定することで，H2O の飛行時間スペクトル（並進エネルギー分布）を得
る．

H

H

a

c
図 5:（上図）H2O の 2＋1 REMPI．Reprinted withpermission from ref [47]. Copyright 1986
American Institute of Physics. （下図）分子座標
系における H2O．C2v 対称をもつ H2O の回転状態
は，全角運動量量子数 J と，a 軸，c 軸における射
影量子数 Ka，Kc を用いて，JKa,Kc で表される．

また博士課程修了後，北大低温研において10 K のアモルファス氷から光脱離した H2O の核
スピン異性体（オルソ／パラ）比を調べる研究を
お こなったので，あわせて紹介する [40–42]．

入 す る こ と で 約 500 ML の ア モ ル フ ァ ス 氷

H2O 以外の光脱離機構については総説論文を（amorphous solid water, ASW）を作製する．結

参照されたい[43]．H 原子，H2 [44]と，O 原子，晶氷を作製するときは，130 K で蒸着し，その後OH [45]の光脱離機構については，日本語の解さらに 30 min アニーリングさせることで作製する説記事があるので，そちらを参照されたい．

[39] ． で き た 結 晶 氷 は ， 多 結 晶 氷（polycrystalline ice, PCI）である．

3．実験手法

次に，生成した ASW にパルス 157 nm レーザ

図 4 に京大での実験装置の模式図を示す．

ー（<0.1 mJ cm−2 pulse−1)を照射し，一定の遅延

実験装置は，光分解用 157 nm パルスエキシマ

時間後に検出用波長可変パルス色素レーザー

ーレーザー，検出用パルス色素レーザー，質量光を発振し，氷表面からおよそ 2 mm 離れた点

分析検出系で構成されており，真空チャンバー

で集光する．光脱離した H2O をこの色素レーザ

中に設置した金基板は液体窒素により 90 K まで

ーによって共鳴多光子イオン化し，飛行時間型

冷却できる[46]．パルスバルブから H2O ガスを導質量分析計で検出する．

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7

REMPI 法では，中性分子が多光子吸収を起
こしイオン化する際に，実在する共鳴準位を介する．今回用いた 2＋1 REMPI 法では，光脱離した H2O がまず 2 光子吸収することで電子基底~~状態（ X 1A1 ）から励起状態（ C 1B1 ）の共鳴準位まで励起する．この共鳴準位にある H2O がさらに 1 光子吸収することでイオン化を起こす（図 5）[47]．共鳴準位を介さない一般的な多光子イオン化法と比べ，REMPI 法はイオン化する際に同時に吸収する光子数が実効的に少なくなるため，~イオン化効率が高くなる．本研究では， C 1B1~(v = 0, J’Ka’,Kc’)← X 1A1 (v = 0, JKa,Kc)遷移によって，電子・振動基底状態の H2O (v = 0)を検出

REMPI 用色素レーザーの波長を掃引することで，

図 6: 氷に 157 nm レーザーを照射することで脱離した H2O の 2+1 REMPI スペクトル．実験に用いた
氷は(a)が ASW，(b)が PCI である．(c)は H2O の回転温度を 350 K としたときのスペクトルシミュレー~
ション．矢印は REMPI に用いた C 1B1 (v = 0,~
J’Ka’,Kc’)← X 1A1 (v = 0, JKa,Kc)遷移の回転準位のアサインメントである．Reprinted with permission
from ref [35]. Copyright 2010 American Instituteof Physics.

REMPI スペクトルが得られ，脱離した H2O の回line)に固定して，H2O の飛行時間スペクトルを測

転エネルギー状態を調べることができる．また，定した．図 7(a), (b)はそれぞれ ASW と PCI から

REMPI 用色素レーザーの波長を固定し光分解

光脱離した H2O の飛行時間スペクトルである．

レーザーと色素レーザーの発振タイミングをずら

実 線 は H2O の 並 進 温 度 （ Ttrans ） に つ い てして測定することで H2O の飛行時間スペクトル

Maxwell-Boltzmann 分布を仮定したフィッティン

（並進エネルギー分布）を得ることができる．このグ曲線であり，Ttrans = 1800 K でフィッティングしようにして得られたエネルギー状態（電子，振動，たときに実験データをよく再現することがわかっ

回転，並進）から，光脱離メカニズムを調べることた（黒線）．灰色線はエラーバーとして Ttrans =ができる[44]．

2300, 1300 K を表している．

した．
2＋1 REMPI では H2O が，回転準位まで区別~~した C 1B1 (v = 0, J’Ka’,Kc’)← X 1A1 (v = 0, JKa,Kc)
遷移に相当する波長の光を吸収したときのみにイオン化がおきる．そのため，光脱離した H2O の回転状態を選択的に検出できる．つまり，

本実験の結果で着目すべきは，検出された4．氷から光脱離した H2O の回転・並進
エネルギーて明らかに高いことである．つまり，今回の実験

図 6 は 157 nm レーザーによって 90 K の(a)で検出された H2O は基板（90 K）と熱平衡状態

ASW と(b) PCI から光脱離した H2O の REMPIになる前に脱離をおこしている．また，H2O のスペクトルである．得られた REMPI スペクトルか

REMPI スペクトルや飛行時間スペクトルは ASWら，H2O の回転温度（Trot）を求めるために，電子と PCI とで良く似ており，氷の表面構造は光脱離~

H2O の回転・並進温度が基板温度 90 K と比べ~基底状態（ X 1A1）と励起状態（ C 1B1）の H2O のした H2O のエネルギー状態に大きな影響を与え

分光定数を用い，スペクトルシミュレーションを行てはいない．これらの結果は，H2O は光脱離のった[48, 49]．さまざまな Trot でシミュレーションを際に，氷と衝突することなく脱離した（氷の最表

行った結果，実験で得たスペクトル(a)，(b)は，面で脱離した）ことを示唆している（図 7(c)）．

Trot = 350 K でシミュレーションしたときのスペクト

H2O は氷と水素結合を形成するため，一度氷とルと良く一致することがわかった（図 6(c)）．

衝突をしてしまうと再吸着してしまい，脱離するこ

次に検出レーザー波長を 248.514 nm (202-321とができないと推測される．

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8

H+ signal intensity / arb. units

1.0

0.5

0.0

0

2

4
6
Time of flight / µs

846Time of flight / µs

8

10

(b)

0.5

0.0

0

2

10

図 8: 氷に 157 nm レーザーを照射することで脱離した H 原子の飛行時間スペクトル．実験に用いた氷は(a)が ASW，(b)が PCI である．点線は H2Oの並進温度（Ttrans ）を表すフィッティッング曲線．
黒線は Ttrans = 4750 K，緑線は Ttrans = 625 K，青線は Ttrans = 110 K としたときの曲線である．黒実
線は 3 つのフィッティング曲線の和．H 原子の
REMPI には 2(s)←1(s)遷移を用いた．

(C)

Desorption

1.0

H+ signal intensity / arb. units(a)Trapped

な余剰エネルギーが発生し，高い並進エネルギーをもった H 原子（hot H 原子）が生成すると考えられる．実際に，Yabushita らは 157 nm での氷

図 7: 氷に 157 nm レーザーを照射することで脱離した H2O の飛行時間スペクトル．実験に用いた
氷は(a)が ASW，(b)が PCI である．実線は H2O の並進温度（Ttrans ）を表すフィッティッング曲線．黒線は Ttrans = 1800 K，灰色線はエラーバーとしてTtrans = 2300, 1300 K としたときの曲線である．
Reprinted with permission from ref [35].
Copyright 2010 American Institute of Physics. (C)H2O の光脱離のイメージ図．

の光分解で，Ttrans = 4750 K (Etrans = 2kBTtrans =79 kJ mol−1)という高い並進温度を持った H 原子を検出している（図 8）．しかし，その割合は全体の 3%に過ぎず，検出された H 原子のほとんど（92%）は基板温度の 110 K (2 kJ mol−1)まで緩和していることを明らかにした[39]．この結果は，
H2O が光分解を起こすことで，まず hot H 原子が

H2O の光脱離の実験結果は，H 原子の光脱生成し，その後，脱離するまでに氷と衝突を繰り

離実験の結果と比較すると面白い．Yabushita ら返すことで並進エネルギーの緩和が起きているは今回と同様の装置を用いて 100 K の ASW にことを示している（図 8）[39, 43, 50]．

157 nm レーザーを照射することで，H2O の光分

さらに PCI を用いた実験では，ASW での実験解により生成・脱離した H 原子の並進エネルギと比べ hot H 原子の成分が大幅に増加する（図ー（Etrans）を調べている[39, 50]．

8）．この結果は，PCI と ASW では表面構造が大H2O(solid) ＋ hν → H ＋ OH

(7)

きく異なるため，H 原子が光脱離する際に氷と衝

光分解反応(7)のエンタルピー変化（ΔH）は 542

突する回数が，PCI の方が ASW よりも少ないこと

kJ

mol−1 である[51,kJ

mol−1)での光分解では，22052]．そのため 157 nm (762kJを示している．このように，氷と水素結合を形成する H2O とできない H 原子とでは光脱離のダイ

mol−1 の大き

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9ナミクスが大きく異なることが，並進エネルギーの違いから示唆される．
本 実 験 結 果 を さ ら に 支 持 す る も の と し て，Andersson らは，氷からの H，OH，H2O の光脱離について分子動力学計算をおこなったところ，H
原子は氷の最表面から 6 層下からでも脱離できるが，OH や H2O はほとんど最表面 1 層目からでしか脱離できないという計算結果を報告している（表 1）[53, 54]．
補足として，本研究のように固体表面から光脱離した分子の飛行時間スペクトルが基板温度

図 9: 氷に 157 nm レーザーを照射することで脱離した H2O の REMPI 信号強度の 157 nm レーザ
ー照射時間依存．157 nm レーザーと REMPI 用
色素レーザーの発振時間差は 2.5 µs に固定して測定した. Reprinted with permission from ref [37].
Copyright 2011 Elsevier B.V.

と熱平衡状態になくとも Maxwell-Boltzmann 分
布をしているように見える例は多くある[55, 56]．
Zimmermann と Ho は Menzel-Gomer-Redhead機構に代表される電子遷移誘起脱離モデルを用いて，光脱離した物質の飛行時間スペクトルが基板温度と熱平衡状態になくとも擬似的に(v = 0)の光脱離には大きく寄与していないことをMaxwell-Boltzmann 分布で表現されることを説意味している．

明している[55, 56]．

H2O の光脱離メカニズムとして，Andersson ら
は分子動力学計算による研究から，反応(8)，(9)5．H2O の光脱離メカニズムで表される“kick-out 機構”を提唱している（図Baragiola らは，H2O の光脱離メカニズムにつ10）．

いて「氷の光分解によって，氷表面にラジカルが蓄積し，これらラジカルがさらに氷表面で反応を

H2O(solid) ＋ hν → hot H ＋ OH

起こすことで H2O の光脱離を引き起こしている」(8)

hot H ＋ H2O(solid) → H ＋ H2O(gas) (9)と推測している[23, 24]．そこで，氷表面に蓄積したラジカルによって H2O の光脱離が引き起こさ反応(9)の ΔH はおよそ 45 kJ mol−1 である[51, 52]．

れるかを検証するために，H2O の REMPI 信号強157 nm での光分解反応(8)によって hot H 原子度について，157 nm レーザー照射時間依存をが生成し，氷と衝突を起こすことは上述した通り測定した（図 9）．結果として，H2O の REMPI 信である（図 8）[39]．その際に，hot H 原子から氷号強度は，157 nm レーザーの照射時間に依存（H2O）へと運動量移行がおこることで H2O が気せず一定であることがわかった．90 K の氷に 157

相へと脱離するのが kick-out 機構である（図 10）

nm レーザーを照射すると，氷表面に OH ラジカ[53, 54]．

ルが蓄積することは別の実験で確認しているので[34]，図 9 の結果は，氷表面のラジカルが H2O
表 1: Total probabilities of H atom, OH, and H2O desorption (per absorbed UV photon) as functions ofmonolayer (ML) [54].
ML
H atomOH radical
H2O
1
0.92
0.024
7.3×10−3
2
0.70
0.015
7.7×10−3−33
0.51
4.0×10
4.8×10−3
4
0.30
0.00
3×10−45
0.21
0.00
3×10−4
6
0.12
0.00
0.00
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10

hν

図 10: kick-out 機構のイメージ図．

Andersson らは氷から kick-out 機構で光脱離193nmした H2O の振動・回転・並進温度を計算している．

D2O

その結果，脱離した H2O は振動基底状態にあり，

H2S
D2O

そ の 並 進 ・ 回 転 温 度 は ， そ れ ぞ れ Ttrans =1450±150 K, Trot = 300±150 K であると報告して

図 11:（上図） （○） 90 K の D2O/H2S/D2O 混合氷に 193 nm レーザーを照射することで脱離した
D2O の 飛 行 時 間 ス ペ ク ト ル ． REMPI 波 長 は247.865 nm (101–220 line)に固定して測定した．実線は D2O の並進温度（Ttrans）を表すフィッティッン
グ曲線．黒線は Ttrans = 2250 K，灰色線はエラー
バーとして Ttrans = 3000, 1500 K としたときの曲線である．D2O の REMPI スペクトルについては参考
文献[35, 37]を参照．（□） 参照実験として測定した Pure D2O 氷に 193 nm を照射したときの信号．
Reprinted with permission from ref [37].
Copyright 2011 Elsevier B.V. （ 下 図 ）D2O/H2S/D2O 混合氷における kick-out 機構のイメージ図いる[35]．これらの値は，実験で検出した振動基底状態の H2O (v = 0)の並進・回転温度（Ttrans =1800±500 K, Trot = 350±150 K）と良い一致をしており，本研究で光脱離した H2O は kick-out 機
構で脱離していることを示唆している[35]．
さらに，kick-out 機構を検証するために以下のような実験をおこなった．まず D2O 氷を作製し，その上に H2S を 10 層ほど蒸着する．さらに，その上に D2O を 10 層ほど蒸着させ，D2O/H2S/D2Oのサンドイッチ構造の混合氷を作製する．この混合氷に，193 nm のレーザーを照射すると，H2Sが効率良く光分解をおこす（図 11）．
H2S(solid) ＋ hν → hot H ＋ SH20)の強い REMPI 信号が得られた（図 11）．この(10)

結果は，H2S の光分解によって生成した hot H 原反応(10)の ΔH はおよそ 401 kJ mol−1 であるため子が，上層部の D2O を kick-out し，脱離を引き[51, 52]，193 nm (620 kJ mol−1)での光分解では起こしていることを示している[35]．

219 kJ mol−1 の余剰エネルギーが発生する．こhot H ＋ D2O (solid) → H ＋ D2O (gas) (11)の値は 157 nm における氷の光分解反応の余剰

光脱離した D2O の Ttrans はおよそ 2250 K であっエネルギー（220 kJ mol−1）とほぼ同じであるため，た．この値は，図 7 に示した 157 nm レーザーに

kick-out を起こすに十分なエネルギーをもった

よって Pure H2O 氷から光脱離した H2O の Ttranshot H 原子が生成するはずである[57]．

（1800 K）よりも大きい．これは，光分解反応の余

実際に実験をおこなってみたところ，Pure D2O

剰エネルギーがほぼ同じ場合，H2S（分子量 34）

氷に 193 nm レーザーを照射しても，D2O の光吸から生成した H 原子の並進エネルギーは，運動

収は微弱であるため D2O の光脱離はおこらない

量保存則から H2O（分子量 18）から生成した Hが，D2O/H2S/D2O 混合氷の場合，D2O (m/z =原子の並進エネルギーよりも大きくなるためだと

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11

推測される．

H

6．水の核スピン異性体

O

H H

O

H H

勤務するようになってからは，星間塵の表面で起きる光を使わない化学反応，とくに H 原子のRotational energy
difference
ΔE = 23.8 cm-1
(34.2 K)

量子トンネル効果による化学反応について実験をおこなった[58–60]．しかし光反応についても依然として興味を持っており，いつか実験をした
いと思っていた課題があった．それは「10 K の氷から光脱離した H2O の核スピン異性体比の測定」
である．というのも H2O の核スピン異性体比は天H

文学で特別な意味を持っているためである

O

H

Para-H2O (I = 0)
(JKaKc = 000)[42]．
星間空間の気相 H2O 分子の検出は，おもに

図 12: オルソ H2O (I = 1, JKa,Kc = 101)とパラ H2O (I= 0, JKa,Kc = 000)．気相における回転準位のエネル
ギー差（∆E）は 23.8 cm−1 (34.2 K)である．

電波や赤外線の観測によって行われる．つまり，
気相 H2O 分子の回転遷移（赤外観測の場合は振動回転遷移）から，H2O の存在量や温度を調べている．ここで注目すべきは，気相 H2O 分子であり，パラ H2O の核スピン状態は，の回転状態分布には，核スピン統計が存在する|0, 0〉 =ことである．
である．

H2O を構成する水素原子核（プロトン）は，半

2

2

である．

~

基底状態[ X 1A1 (v = 0, JKa,Kc)]の H2O は，オルソ H2O は Ka＋Kc が奇数の回転状態（JKa,Kc = 101(12)など）に存在し，パラ H2O は Ka＋Kc が偶数の回転状態（JKa,Kc = 000 など）に存在する（図 12）[61]．

(13)

この詳細については日本語の解説記事を記したので，そちらを参照されたい[42]．光放出や分子H2O は 2 つの核スピンが合成した系であるたとの非反応性衝突による気相 H2O 分子の核スピ

め，核スピン状態が I = 1 であるオルソ H2Oン（オルソ・パラ）転換は極めて遅い[62, 63]，こ（三重項状態）と I = 0 であるパラ H2O（一重項状のことから，天文学では両者は別々の分子として態）の二種類が存在し，両者を核スピン異性体と扱われることが多い．

呼ぶ．
オ ル ソ H2O の 核 ス ピ ン 状 態 は α ， β とClebsch-Gordan 係数を用いて，|1, +1〉 = 𝛼𝛼𝛼𝛼
|1, 0〉 =1√2𝛼𝛼𝛼𝛼 +|1, −1〉 = 𝛽𝛽𝛽𝛽(17)にならなければならない．結果として，電子振動態は

𝛽𝛽 = � , − 〉𝛽𝛽𝛽𝛽関数の積）は，粒子の交換操作に対して反対称

影量子数 mI (mI ＝ I, I－1, …, －I)を用いて，|𝐼𝐼, 𝑚𝑚𝐼𝐼 〉と書ける．プロトンの場合，その核スピン状
2
1

1

√2

全波動関数（電子・振動・回転・核スピンの波動態が存在し，空間固定座標系における z 軸の射21𝛼𝛼𝛼𝛼 −

位置に含む分子（H2 ，H2O，NH3 ，CH4 など）のスピン I を持つ粒子には(2I＋1)個の核スピン状

1

1

√2

パウリの原理から，同じフェルミ粒子を対称な整数のスピン（I = 1/2）をもつフェルミ粒子である．

1

H

Ortho-H2O (I = 1)
(JKaKc = 101)

2010 年に博士課程を修了し，北大低温研で

α = � ,+ 〉O

7．天文学における水の核スピン温度
天文学では，オルソ／パラ比（Ortho-to-Para

(14)
1

√2

𝛽𝛽𝛽𝛽

Ratio, OPR）を表すために，核スピン温度（Tspin）(15)を用いることが多い．Tspin とは，OPR を熱力学的平衡を仮定したときに表される温度のことであ

(16)

る．
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12

OPR =

3∑ ( 2 J + 1)exp(∑ (2 J +1)exp(− E o ( J K ,K )ack BTspin− E p ( J K ,K )ak BTspin

c

)

(18)

)

Eo(JKa,Kc)と Ep(JKa,Kc)はそれぞれオルソ H2O とパラ H2O の回転準位のエネルギーである．分子・分母の(2J＋1)はそれぞれオルソ・パラ H2O の各回転状態の縮退，分子の 3 はオルソ H2O の核ス
ピン状態の縮退を考慮したものである（図 13）[64,65]．熱力学平衡を仮定すると，十分高温（> 50
K）においては H2O の OPR は 3（核スピン統計重率）となる．しかし 50 K 以下では，オルソ H2O，パラ H2O は，両者ともほぼ最低回転準位（それH2O（Tspin＝ 14 K?）

ぞれ JKa,Kc=101 と 000）に存在し，その回転エネル
ギー差［ΔE = 23.8 cm−1 (34.2 K)］から OPR は 3Oより小さくなる．

H

星間空間の H2O の OPR は 3 より低い値が観

Dust
14 K

測されている．例えば，原始惑星系円盤（うみへO2び座 TW 星）における H2O の OPR は 0.8 という

H

H2O
Dust
14 K

H

図 14: （上図）原始惑星系円盤（うみへび座 TW星）で観測された ortho-H2O (110−101 at 557 GHz)と para-H2O (111−000 at 1113 GHz)による輝線．
Reprinted with permission from ref [66].
Copyright 2011 American Association for the
Advancement of Science. （下図）天文学におけるOPR (Tspin)の仮説．星間塵の表面で酸素と水素が反応し氷が生成される．星間塵から光脱離した
H2O の OPR (Tspin)を観測することで，氷が生成したときの温度を知ることができるとされている．

非常に小さな値であると報告されている（図 14）[66].この値（OPR = 0.8）は，Tspin に焼き直すとおよそ 14 K となる．原始惑星系円盤などの低温な星間空間では，星間塵の表面で氷が生成した
のち，真空紫外光によって H2O が気相へ脱離していることは上述した通りである．天文学では，
H2O の核スピン転換が気相では極めて遅いことと，OPR が温度（Tspin）に焼き直せることから「宇宙の H2O の OPR（Tspin）は星間塵で氷が生成し時の環境温度（塵の温度）を知ることができる」とた時点で決まり，OPR を観測することで氷生成考えられている（図 14）[64, 66, 67]．しかし，H2Oの OPR から氷生成時の温度環境を知ることができるかどうかは決して自明ではなく，実験による裏付けもない．そのため，宇宙でなぜ核スピン統計重率からずれた OPR の H2O が観測されるのか，その起源は未だ不明であり，現在でも議論が続いている．
「H2O の OPR から氷生成時の温度環境を知ることができる」という仮説の検証実験を行うためには，気相 H2O 分子の OPR が 3 より小さくなる 50
K 以下の低温表面で氷を生成させ，光脱離した図 13: H2O のオルソ／パラ比と核スピン温度．式(18)と気相の回転エネルギー準位から計算した[65]．

H2O の OPR を調べなければならない．京大時代
では，基板の最低到達温度が 90 K であったた
め実験ができなかった．そこで北大低温研におCopyrigh t© 2018 The Atom ic Colli sion Soci ety of Japan, All ri gh ts reserv ed.

13

いて，星間塵を想定した表面反応（O2 分子へのス管から放出された H 原子は，同軸上に設置さH 原子付加反応）により，氷を 10 K の基板にそれた 100 K のアルミニウムパイプ内を衝突しながの場で生成し，そこから光脱離した H2O の OPRら通過することで冷却され，その後基板に蒸着さを直接測定する実験を行った[41, 42]．

れる．H 原子のフラックスはおよそ 1014 atoms
cm−2 s−1 である[68]．H 原子（＋解離していない

8．10 K の氷から光脱離する水の核スピ
ン異性体比

H2 分子）蒸着中の真空槽内の全圧は 1–2×10−4

図 15 は北大低温研の実験装置の概略図であ図 16 は，(A) 10 K の基板に H2O を蒸着してる．超高真空槽（10−8 Pa）内にアルミニウム基板作製したアモルファス氷の赤外スペクトル（参照が設置されている．基板上の試料は，フーリエ変スペクトル）と，(B) H 原子と O2 分子を 7 時間同

換型赤外分光器を用いて反射吸収スペクトルを時蒸着した後の赤外スペクトルである．(A)の赤測定することでその場分析できる．さらに，157

外スペクトルで示されるように，アモルファス氷は

nm エキシマーレーザーと色素レーザーが備わ3700–2800 cm−1, 1700–1500 cm−1, 1000 cm−1 よっており，REMPI 法を用いた光脱離実験が可能

り低波数領域に，それぞれ OH 伸縮振動，OHである．京大での実験装置（図 4）と異なる点は，

変角振動，分子間の束縛回転振動（libration）に基板を最低 6 K まで冷却できることと，H 原子源

よる吸収をもつ[69, 70]．これらの吸収は，(B)のを使用できる点である．H 原子は，パイレックスガ

赤外スペクトルにも存在するため，H 原子と O2ラス管内に導入した H2 ガスをマイクロ波放電で分子を同時蒸着することでアモルファス氷（H2O）

解離することによって生成した．パイレックスガラが生成したことを示している．さらに(B)の赤外ス

Pa であり，酸素分圧はおよそ 5×10−7 Pa である．

REMPI laser

Quadrupole mass
analyzer

Capillary plate

He refrigerator

Microchannel plate

Substrate
Photo-stimulated
desorption laser
H2 plasma
Pyrex tube

Cold cathode gauge
Shutter

Polytetrafluoroethylene-tube

Water ice formation
by hydrogenation of O2 at 10 K
H
H

O2

O2
H

H2O ice
Substrate (10 K)

Al pipe(100 K)

Photodesorption of H2O

Ortho-to-para ratio
measurement by REMPI

Ultraviolet
photonat 157 nm

O2
H2O ice
Substrate

H2O ice
Substrate

図 15: （上図）北大低温研で稼働している実験装置の模式図．（下図）実験のイメージ図．
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14

Wavelength (µm)
0.15Absorbance unit

A

3

5

7

9 11

Vapor-deposited H2O ice at 10 K

0.10

0.05

0.00
0.15

B
Absorbance unit

In situ-produced H2O ice at 10 K
H2O2

0.10
H2O2

0.05

H2O

0.00
4000 3600 3200 2800 2400 2000 1600 1200 800
Wavenumber (cm-1)

図 16: (A) ガス蒸着法により作製した 10 K のアモ
ルファス氷の赤外スペクトル. (B) H 原子と O2 分子を同時蒸着することで作製した氷の赤外スペクト
ル ． Reprinted with permission from ref [41].
Copyright 2016 American Association for the
Advancement of Science.

図 17: (A) ガス蒸着法により作製した 10 K のアモ
ルファス氷に 157 nm レーザーを照射することで脱離した H2O の REMPI スペクトル. (B) H 原子とO2 分子を同時蒸着することで作製した氷に 157
nm レーザーを照射することで脱離した H2O のREMPI スペクトル．(C) Trot = Tspin = 200 K (OPR =3)としたときのスペクトルシミュレーション． (D) Trot
= 200 K, Tspin = 10 K (OPR = 0.3)としたときのスペ
クトルシミュレーション．図中の JKa,Kc(o or p)は光脱離した H2O の回転状態とオルソ・パラのアサインメントである．Reprinted with permission fromref [41]. Copyright 2016 American Association for
the Advancement of Science.

ペクトルには，2800 cm−1, 1400 cm−1 に過酸化水素（H2O2）による吸収も確認でき，O2 分子への H
原子付加反応(3)～(5)によって H2O が生成したことを示唆している．この 10 K で生成した氷について，光脱離した H2O の OPR を測定すれば，「H2O の OPR から氷生成時の温度環境を知ることができる」かどうかを検証することができる．
図 17 は(A)ガス蒸着法により作製した 10 K の
氷から光脱離した H2O の REMPI スペクトル，

験で得られたスペクトルと全く合わない．これら(B)O2 分子への H 原子付加反応で作製した 10の結果から，10 K の氷から放出された H2O のK の氷から光脱離した H2O の REMPI スペクト

OPR は，Tspin = 10 K に対応する 0.3 にはならず，

ルである．実験で得られたスペクトル(A)，(B)は，

核スピン統計重率である 3 になることがわかった．

(C)に示した Trot = Tspin = 200 K (OPR = 3)のシミ

この結果は，氷から光脱離した H2O の OPR からュレーションスペクトルと良く一致した．Trot = 200

氷生成時の環境温度を知ることはできないことをK という回転温度の値は，90 K での実験値（Trot

意味している．

= 350 K）と比較して 150 K ほど小さいが（図 6），9．気相と固相における回転・核スピン状態の違い

分子動力学計算でも同様の傾向がみられており[71]，10 K においても H2O は kick-out 機構で脱今回の実験で，宇宙の気相 H2O 分子の OPR離していることを示している．
一方，Tspin = 10 K (OPR = 0.3)としたときのスから氷生成時の星間塵の温度を知ることはでき

ペクトル(D)では，パラ H2O の線強度が強く，実ないことが明らかになった．つまり，H2O の OPR

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15

についての今までの解釈は間違っており，観測差（ΔE）は，およそ 20 cm−1 (29 K)に減少する[72,

結果を全て解釈し直す必要があることを意味し73]．
氷の場合，H2O は水素結合ネットワークを形ている．
Kick-out 機構では，分子内の結合が保存され成している．その結果，H2O の回転運動は非常たまま H2O は氷から気相へと脱離する．それにに強く束縛されており，回転運動の活性化障壁

もかかわらず，なぜ OPR は 3 になるのであろう

は 55.7 kJ mol−1 (6700 K)と非常に大きい[74]．

か？以下に，気相（孤立系）と固相（凝縮系）にこの結果，氷内でのオルソ H2O とパラ H2O の最

おける H2O の回転・核スピン状態の違いに着目

低回転準位におけるエネルギー差ΔE は，気相しながら議論する．

や固体 Ar マトリックス内と比べて極端に小さくな気相では，H2O は 2 つのプロトンのスピン（I =る．Buntkowsky と Limbach らは，氷の格子構造1/2）が合成した系（two spin1/2 系）であることはを模した H2O 二量体（図 19）について，55.7 kJ

上述した通りである．H2O には，核スピン状態がmol−1 の回転束縛が存在したときの ΔE を計算しI = 1 のオルソ H2O と I = 0 のパラ H2O が存在し，ており，ΔE ＝ 10−13 cm−1 と擬縮退をおこすと報その固有状態は式(14)～(17)の通りである．H2O

告している（図 18）[75, 76]．

は自由回転をしているため，オルソ H2O (JKa,Kc =10．強い回転束縛による核スピン状態の混合101)とパラ H2O (JKa,Kc = 000)には大きな回転エネ
ルギー差［ΔE = 23.8 cm−1 (34.2 K)］が存在する（図 18）．

さらに氷の核スピン状態を考えるにあたり重要

一方，氷は非常に多くの H2O が水素結合によなのは，プロトンが磁気モーメント（1.41×10−26 J

り凝縮した系である．ここで重要なのは，一般にT−1）を持つことである[77]．氷では，H2O 分子間凝縮系では，分子間の相互作用による回転束のプロトン磁気双極子相互作用により空間的に縛が存在するため，H2O の回転エネルギー準位

不均一な外部磁場が生じるため，核スピン状態

は気相のものとは大きく異なることである．例えの混合が起こると考えられる[78, 79]．補足として，ば固体アルゴン（Ar）マトリックス内の H2O は，ほ外部磁場が空間的に均一な場合は，核スピン状

ぼ気相のように自由回転していることが，それで態の混合は誘起されない[78, 79]．

も Ar–H2O 間のファンデルワールス力による弱い

Buntkowsky と Limbach らは，H2O 二量体

回転束縛が存在する．その結果，オルソ H2O と（four spin1/2 系）についての核スピン転換の計

パラ H2O の最低回転準位におけるエネルギー算を行ったところ，H2O 分子間のプロトン磁気双Gaseous H2O
H

O

H

Ortho

H

O

H

∆E:
23.8 cm-1

極子相互作用の大きさ（|⟨o|H12|p⟩| = 10−7–10−6

H2O in icecm−1）が，回転エネルギー準位差（ΔE ＝ 10−13
cm−1 ）よりも有意に大きいため，核スピン状態の∆E :10-13 cm-1

HO

混合が強くおこり，速やかな核スピン転換が起こ

Hydrogenbond

り続けていると報告している（図 19）[75, 76]．
|⟨o|H12|p⟩| > ΔE

H

(19)

このように気相と固相では，H2O の回転・核ス

Para

図 18: 気相（孤立系）と固相（凝縮系）における
H2O の回転状態の違い．気相では，H2O は自由回転をしているため，オルソ H2O (JKa,Kc = 101)とパラ H2O (JKa,Kc = 000)にはΔE = 23.8 cm−1 の回転エネルギー差が存在する．しかし，固相（氷）では，
H2O 分子同士で水素結合を形成しており，回転運動は強く束縛されている．結果として，ΔE の値
は 10−13 cm−1 と非常に小さくなる．この水素結合によるΔE の減少と，H2O 分子間のプロトン磁気双極子相互作用によって，核スピン状態転換が起きる[75, 76]．

ピン状態は全く異なるため，気相の Tspin の議論を安易に氷に適用してはいけない．

11．氷の核スピン状態
Buntkowsky と Limbach らの計算は，H2O 二量体についての計算である．ここでは，氷というプロトンが非常に多い系における核スピン状態について考える．

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16

図 19: a) 気相 H2O 分子は自由回転をしているため，オルソ H2O とパラ H2O の回転エネルギー差（ΔEop）
は大きい．しかし，氷に吸着すると（水素結合を形成すると），回転運動は強く束縛され，回転エネルギー差は非常に小さくなる．その結果，氷内の H2O 分子間の磁気双極子相互作用（Hd）により核スピン転換が誘起される．b) （左図） 氷の格子構造を模した H2O 二量体．（右図） H2O 二量体についての核スピン転換の密度行列計算．計算開始から 0.1 ms (100 μs)で核スピン転換がおきる計算結果を得ている．
Reprinted with permission from ref [75]. Copyright 2006 John Wiley and Sons.

ピン系（プロトンの集合体）と近似できる[81]．

氷内でも，水素結合による回転エネルギー準
位差の減少（ΔE ＝

10−13

氷から H2O 分子が気相へ光脱離すると，脱離cm−1）と，H2O 分子間−7–10−6

cm−1）

した H2O の回転温度（Trot = 200–350 K）は，オルによって，核スピン状態の混合が起きている．こソ H2O (JKa,Kc = 101)とパラ H2O (JKa,Kc = 000)の回

こで注意が必要なのは，H2O は周囲の H2O のプ転エネルギー差（温度にして 34.2 K）よりも十分

ロトン全てと相互作用しているため，オルソ状態・大きい．そのため，気相へ脱離した H2O の核ス

パラ状態はもはや固有状態ではなくなっている

ピンの固有状態はオルソ・パラのどちらにもなりことである．しかし，氷内のすべてのプロトンとの得る（式(14)～(17)）．本実験の結果は，スピン偏相互作用を考慮して核スピンの固有状態を記述

極をおこしていない多スピン系である氷から，ふすることは，氷ほどプロトンの多い系においてはたつのスピンが取り出され結合した（H2O が気相

現実的には困難である．

へと脱離した）とき，その OPR は核スピン統計重のプロトン磁気双極子相互作用（10率に従って 3 になる，と説明できる．

一方，核磁気共鳴分光でよく知られているように，氷内のプロトンは，外部からの強い磁場がな

補足として，光脱離の時間スケールは 500 fs

い場合は，巨視的な磁化をおこしていない

程 度 で あ り[54]，核 ス ピン 転 換 に 要 す る 時 間[80–82]．つまり，外部磁場のない環境では，氷（100 μs）より十分短いため[75]，光脱離中の核内のプロトンのスピンはそれぞれ任意の方向を

スピン転換は無視できる[41]．

向きながら乱雑に運動をしており，氷全体として12．まとめは磁気モーメントを持たない（スピン偏極をおこしていない）ことを意味している．これは，氷内の氷に真空紫外光を照射することで氷表面から

H2O の分子間磁気双極子相互作用の大きさ

脱離した H2O を REMPI 法により検出し，光脱離K）が，環境メカニズムを調べる研究について解説した．光

温度（10 K）よりも十分に小さいためである[80]．

脱離した H2O の内部エネルギー（電子・振動・回

そのため，氷はスピン偏極をおこしていない多ス転）状態と並進エネルギーを調べることは，光脱（10−7–10−6

cm−1，およそ

10−7–10−6

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17

13．謝辞離という動的な過程のメカニズムを知るうえで有効なアプローチとなる．本研究で明らかになった

本解説で紹介した研究は多くの先生方や学

kick-out 機構は，一光子過程であるため，実際生の協力によって達成されたものである．とくにの星間空間においても起きていると考えられる．

川﨑昌博先生（当時京都大学），薮下彰啓先生

また，本研究手法の発展形として，光脱離し（同上．現九州大学総合理工学研究院），渡部

た H2O の核スピン状態についての研究も紹介し直樹先生(北海道大学低温科学研究所)，香内

た．宇宙の H2O の OPR が小さい理由は残念な

晃先生(同上)に，この場を借りて厚く御礼申し上

がら未だ不明である．筆者は，H2O が氷から脱げる．また本研究は，日本学術振興会，文部科離した後に経験する気相化学反応が重要なの学省からの科研費の支援により遂行されたものではないかと考えている．例えば，H2O がプロト

である．

＋

ン（H ）と反応したとき，プロトンの交換による核
スピン転換がおこり得る．

参考文献

Ortho-H2O (JKa,Kc = 101) + H+

[1] M. Asplund, N. Grevesse, A. J. Sauval, and P.

→ para-H2O (JKa,Kc = 000) + H+

(20)

Scott, Annu. Rev. Astron. Astrophys. 47, 481

この逆反応は，オルソ H2O (JKa,Kc = 101)とパラ(2009).

H2O (JKa,Kc = 000)の回転エネルギー差（ΔE =[2] A. C. Cheung, D. M. Rank, C. H. Townes, D. D.

34.2 K）から吸熱となる．そのため 10 K では逆反Thornton, and W. J. Welch, Nature 221, 626

応が遅くなり，OPR は小さくなる可能性がある．

(1969).

反応(20)によって，宇宙の H2O の OPR が説明[3] F. C. Gillett and W. J. Forrest, Astrophys. J. 179,
483 (1973).

できるかどうかを定量的に議論するためには，回[4] K. M. Merrill, R. W. Russell, and B. T. Soifer,

転・核スピン状態を区別した極低温での反応速

Astrophys. J. 207, 763 (1976).

度定数が必要となる．しかし，反応物の核スピン[5] E. F. Van Dishoeck, E. Herbst, and D. A.

状態を制御し，かつ生成物の核スピン状態を調Neufeld, Chem. Rev. 113, 9043 (2013).

べることは実験的に非常に困難であるため，あま[6] T. Hama and N. Watanabe, Chem. Rev. 113,

り研究が進んでいないのが現状である[83]．宇宙の H2O の OPR が何によって決まっているのか

8783 (2013).
[7] A. G. G. M. Tielens and W. Hagen, Astron.

を理解するためには，上記のような核スピンまで

Astrophys. 114, 245 (1982).

考慮した気相反応についての研究が今後必須[8] H. Koussa, M. Bahri, N. Jaïdane, and Z. Benになるであろう．
また光脱離は，星間空間の気相 H2O 分子だ

Lakhdar, J. Mol. Struc.: Theochem 770, 149(2006).

けでなく他の多原子分子の起源としても重要な[9] T. L. Nguyen, J. F. Stanton, and J. R. Barker, J.

のではないかと，最近よく議論されている．例えば，CH3OH を含む氷から CH3OH が光脱離をおPhys. Chem. A 115, 5118 (2011).

こすかどうかは，現在積極的に研究が行われて[10] N. Miyauchi, H. Hidaka, T. Chigai, A. Nagaoka,

いる[84]．本稿で紹介した REMPI を用いた手法

N. Watanabe, and A. Kouchi, Chem. Phys. Lett.

は，氷以外の固体の光反応についても応用可

456, 27 (2008).

能であり，固体メタノールについても研究例はあ[11] Y. Oba, N. Watanabe, T. Hama, K. Kuwahata, H.

る[85, 86]．光反応生成物を高感度に検出でき，Hidaka, and A. Kouchi, Astrophys. J. 749, 67

そのエネルギー状態を調べることが出来るという(2012).

REMPI 法独特の利点を活かすことで，まだ何か[12] 大場康弘, 宮内直弥, 千貝健, 日高宏, 渡部
直樹, 香内晃, 地球化学 43, 117 (2009).

面白い研究ができるように感じている．

[13] N. Watanabe, A. Kouchi, T. Hama, H. Hidaka, Y.
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2017 年度 役員・委員会
会長
東俊行（理化学研究所）幹事
長嶋泰之（東京理科大学）〔副会長〕

北島昌史（東京工業大学）

酒井康弘（東邦大学）

中野祐司（立教大学）

菱川明栄（名古屋大学）
運営委員
足立純一（高エネルギー加速器研究機構）

岡田邦宏（上智大学）

髙橋正彦（東北大学）

星野正光（上智大学）

中野祐司（立教大学）

中村信行（電気通信大学）

菱川明栄（名古屋大学）

佐甲徳栄（日本大学）

平山孝人（立教大学）

小田切丈（上智大学）

渡部直樹（北海道大学）

本橋健次（東洋大学）

長嶋泰之（東京理科大学）

北島昌史（東京工業大学）

常置委員会
編集委員会

委員長：北島昌史（東京工業大学）

行事委員会

委員長：菱川明栄（名古屋大学）

広報渉外委員会

委員長：酒井康弘（東邦大学）

顕彰委員会

委員長：長嶋泰之（東京理科大学）

庶務委員会

委員長：中野祐司（立教大学）

編集委員

五十嵐明則，岡田邦宏，北島昌史，高口博志，冨田成夫，
中井陽一，彦坂泰正，間嶋拓也, 山崎優一

しょうとつ

第 15 巻 第 1 号（通巻 80 号）

Journal of Atomic Collision Researchⓒ原子衝突学会 2018
http://www.atomiccollision.jp/
発行: 2018 年 1 月 15 日
配信: 原子衝突学会事務局 <acr-post@bunken.co.jp>