日本惑星科学会誌
第19巻
目

遊・星・人

第4号
次

巻頭言 藤本 正樹

253

特集「初期太陽系物質科学の最前線」

有機分子で探る母天体の物質進化：特に水質変成と分子非対称性の共進化

254

Acfer 094 隕石における宇宙シンプレクタイトの存在度

268

隕石中の炭酸塩のMn-Cr 年代測定

273

クロム同位体から探る初期太陽系の姿 山下 勝行

281

高精度・微小領域酸素同位体局所分析の取り組み 牛久保 孝行

287

高野 淑識，大河内 直彦

阿部 憲一，坂本 直哉，圦本 尚義

藤谷 渉，杉浦 直治，市村 康治，高畑 直人，佐野 有司

局所分析法の最先端―超高感度極微量質量分析システムの開発―

江端 新吾，石原 盛男, 公文代 康介，身深 亮，内野 喜一郎，圦本 尚義「2009 年度最優秀研究者賞受賞記念論文」

295

化学実験から惑星の起源・多様性の理解を目指して 関根康人

305

御池山隕石クレーターに検出された負の重力異常

316

円盤多波長直接撮像観測と円盤モデル 武藤恭之

324

宇宙速度衝突による珪酸塩蒸発過程のその場時間分解発光分光観測

332

林太陽系の日々 第 1 回：研究室での林先生 中澤 清

340

一番星へ行こう! 日本の金星探査機の挑戦 その13 ～古くて新しい電波掩蔽～

347

2010年度惑星科学フロンティアセミナー参加報告 佐々木 貴教

350「月惑星探査の来たる10年」公開討論会参加報告 諸田 智克，石原 吉明

352

New Faces355

2010年秋季講演会報告 渡邊誠一郎359

JSPS Information

362

坂本 正夫，志知 龍一

黒澤 耕介，門野 敏彦，杉田 精司，重森 啓介，弘中 陽一郎，尾崎 典雅,
城下 明之，長 勇一郎，その他7名

今村 剛，安藤 紘基，戸田 知朗，岩田 隆浩，あかつき電波科学チーム

表紙デザイン：BROOKS

252

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

Contents
Masaki Fujimoto
PrefaceOrganic molecular in chemical evolution: insight from hydro-alteration
Yoshinori Takano, Naohiko Ohkouchi
and molecular chirality
Abundance of Cosmic Symplectite in Acfer 094 carbonaceous chondrite		253

Mn-Cr dating of carbonates in meteorites		

273

Chromium Isotopic Study of the Early Solar System Katsuyuki Yamasita
Developments for high precision and small spot in situ oxygen isotope analysis

281

Kenichi Abe, Naoya Sakamoto and Hisayoshi Yurimoto

Wataru Fujiya, Naoji Sugiura, Koji Ichimura, Naoto Takahata and Yuji Sano

254
268

Takayuki Ushikubo

287

The Frontier of Super Local Analytical Technique－Development of Novel Laser Post-ionization Mass Spectrometerwith Ultra-high Sensitivity and Ultra-trace Sampling－		295Planetary chemistry: Toward understanding the origin and variety
Yasuhito Sekineof planetary environments
Discovered of the negative anomaly from Mt. Oikeyama impact crater		

305
316

Shingo Ebata, Morio Ishihara, Kousuke Kumondai, Ryo Mibuka,
Kiichiro Uchino, Hisayoshi Yurimoto

Masao Sakamoto, Ryuichi Shichi

Multi-wavelength Direct Observation of Protoplanetary Disks
Takayuki Muto
and Disk ModelingTime-resolved spectroscopic observations of silicate vaporization/
ionization due to > 10 km/s impacts		

324
332

Kosuke Kurosawa, Toshihiko Kadono, Seiji Sugita, Keisuke Shigemori, Yoichiro
Hironaka, Norimasa Ozaki, Akiyuki Shiroshita, Yuichiro Cho, and 7 authors

The Days of the Hayashi School 1. Prof. Hayashi at Laboratory		

340

Road to the first star: Venus Orbiter from Japan（13）		
－Upcoming radio occultation experiments with Akatsuki－

347

Kiyoshi Nakazawa

Takeshi Imamura, Hiroki Ando, Tomoaki Toda, Takahiro Iwata,
Akatsuki Radio Science Team

Report of Frontier Seminar on Planetary Sciences 2010 Takanori Sasaki
350
A report on the open meeting of `lunar and planetary explorations in a coming decade'Tomokatsu Moroda and Yoshiaki Ishihara		
352
New Faces		
355
Report of JSPS Fall Meeting

Sei-ichiro Watanabe

359

JSPS Information		

362

253

巻頭言

巻頭言
水星探査の会議がコロラド大であった．来年 3 月に水星周回軌道に入る NASA・MESSENGER と 2014 年打ち上げの JAXA/ESA・BepiColombo との合同会議である．計画の進行とともにお互いの価値と役割を理解するようになり，いまでは友好的かつ建設的な関係にあるのが，二つの水星探査計画である．水星探査の困難さを認識させられてきたことが仲間意識を促進したと思う．今回のテーマは水星周辺の環境－希薄大気と電磁プラズマ環境－であった．水星は弱い固有磁場を持ち，太陽に近いためにその周辺の電磁環境は太陽活動に強く左右される．
さらに，大気は希薄で惑星表面は電磁場の下で加熱されるプラズマガスに曝されている．高温
プラズマと惑星表面との接触は，希薄大気の生成に強く影響する．そして，その大気成分は電離してプラズマとなり電磁場の時間発展に寄与する．このシステムの理解には，伝統的には個別に扱われてきた各要素を統合的に扱う必要がある．分野融合とはよく聞くが，実践するとな
ると，「プライドの高い」研究者が熟知していないことについて教えを乞うことになる．つまり，「大学の先生」たちが，心地の悪いことを「わざわざ」
やらねばならず，
なかなかうまくいかない．
今回，それがうまくいく現場を目撃した．水星探査は面白そうだからと会議に参加した表面物
理屋に，水星探査側が質問，水星を意識した提案をし，表面物理屋たちが効果的な実験の設定を考えようと応ずる様子は，American open-ness と表現されるものだ．この結束を水星探査（惑星探査一般と言ってもよい）というワクワク感が加速したことは間違いない．宇宙ミッション
は，それがもたらすデータによってだけではなく，準備作業によっても分野の進展を促すべきという持論を持つが，その現場を目撃したわけだ．もうひとつの American open-ness の表出として，ある観測機器性能の圧倒的向上の経緯という話もある．MESSENGER は水星フライバイを実施したが，その際のデータを観測機器チーム外の人間が寄って集って解析し，いろい
ろ文句をつけた．観測機器チームは，感情的にならず，複雑かつ地上試験では検出できなかった挙動を集中的に解析した．プロジェクトも惑星間クルーズ期間での観測機器運用を優先した．
結果的に，短時間で，つまり，周回軌道投入に間に合わせて，観測機器性能が大幅に改善した．
この二つに共通するのは，US では関係者の人数が多く，それぞれがある分野の仕事をしっ
かりとやりつつ，チームとしても結束するということだ．今，日本でも惑星探査を積極的に，という盛り上がりがある．でも，人数は圧倒的に少ない．やっぱり出来ないのか．そうではな
く，自分の得意技をしっかり持ちつつ国際チームを結成すればいいのだということを，上のエピソードは示していないだろうか．そもそも，いつかある，
人類として実施する全世界共同の「す
ごいミッション」に参加し責任を果たすことが，日本で惑星探査をしていくことの目標だと，
私は思う．
藤本

正樹

（JAXA・宇宙科学研究所，BepiColombo-MMO Project Scientist）

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254

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

特集
「初期太陽系物質科学の最前線」

有機分子で探る母天体の物質進化：
特に水質変成と分子非対称性の共進化
高野 淑識 ，大河内 直彦
1

1,2,3

2010年7月15日受領，2010年11月3日受理．

（要旨）
現在，近地球 C 型小惑星（C-type, i.e. Carbonaceous type）の探査および試料回収が検討されている．C 型
小惑星は，地球，海，生命の原材料の情報を保持している，もしくはそれらの相互作用の履歴を色濃く残している．本稿は，それが実現したときに，「水・鉱物・有機物の共進化」を読み解くアプローチの一つとして，有機化合物の鏡像分子の非対称性と水質変成を検証する観点でまとめた．炭素に富む C 型小惑星を対象にする科学的な理由は，何か．「サンプルリターン」のアドバンテージは，何か．微量有機化学分析の手法を用いて，「物質進化」を「分子レベル」で記述した場合，どのような新しい知見が得られるか．水質変成を推定できる有機分子の特性とともに，「左と右」の鏡像性がある分子を扱う上での新しい指標を議論する．初期
太陽系の記憶を残す始原物質を研究することは，「私たちは，どこから来たのか．
」と知りたいと考える人類が探求する自然な帰結といえる．

1. C 型小惑星を対象にする理由の鏡像異性（立体異性）を生み出している．光学的にも活性であるので，光学異性とも呼ばれる．その右型とこれまでに 130 種を超える星間分子（分子イオン，

左型のような対称性（キラリティー）は，水・鉱物とのラジカルを含む）が分光学的に観測されている [1]．同

共進化とともに，いかにして primordial な物質進化の定された星間分子一覧を見ると，炭素を含む化合物が履歴を刻んで来たのか．それらの問いに答える科学機

いかに多様であるかが分かる．炭素化合物の多様性が会に対して，どのような準備が必要であるか，という生まれる理由には，（i）炭素の元素存在度が高いこと視点で議論を進める．隕石の場合，地球突入時の熱変[2]，（ii）炭素の原子価が 4 であること，（iii）s-, p- 混成

質および地球大気との接触，回収時までの周辺大気被軌道の形成とその共有結合性が安定であること，が挙爆は避けられない．
「サンプルリターン」では，試料げられる．その炭素が凝集した小天体が，「はやぶさ 2」がカプセルで保護されているため，それらの二次的な（解説は，[3,4] および本特集号等を参照）の目指してい影響を極力抑えられる点，また，下記に述べるようなる C 型小惑星であり，地球に飛来した母天体のフラグ

精密解析を行える点で，科学的アドバンテージがある．

メントが炭素質隕石である．原子価が 3 の元素では，一面的な分子構造しか取り得ないが（＝空間 3 点が一面を決める），原子価が 4 である炭素は，4 つ目の元素

2.「分子レベル」から「左右の分子」
レベルへ（あるいは官能基）の付き方で鏡像異性ができる（図 1）．

有機化合物を分析する際に必要不可欠な条件は，コこの性質が，（iv）炭素元素のもう一つの重要な特徴でンタミネーション（外部汚染）を排除することである．

ある不斉炭素（キラルセンター）の形成に関わり，分子初期に炭素質隕石の化学分析が行われていた頃には，

1. 独立行政法人 海洋研究開発機構
2. 東京工業大学大学院 総合理工学研究科
3. 東京大学大学院 理学系研究科
takano@jamstec.go.jp.

それを考慮に入れる概念や環境設備が確立されていなかったため，有効な科学データとして扱われないことがある．1969 年に飛来したマーチソン隕石や汚染が有機分子で探る母天体の物質進化：特に水質変成と分子非対称性の共進化／高野，大河内   

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図1：バルク同位体分析（=Bulk）から分子レベル同位体分析（=Compound-Specific）へ，そしてエナンチオマーレベル同位体
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分析（=Enantiomer-Specific）と分子部位レベル同位体分析（=Site-Specific）へ．文献[25]を一部改変．有機分子の定量・/ &
定性分析と同位体組成分析は，オンラインで同時に行える分析法と行えない分析法がある．有機化合物を対象とした分子レベルの安定同位体組成の概説は，文献[53-55]等に紹介されている．

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Isotope Analysisと同位体的均質性の評価．文献[25]を一部改変．

極めて少ない南極氷床に飛来した南極隕石の化学分析

特にアミノ酸の D/L 分析の確からしさとインターラ

が世界中で始まった頃から，様々な化学分析結果が蓄

ボラトリーの品質保証に関する問題が，Nature 誌上で積されてきたと表現できる [5-10]．1990 年後半には，議論された経緯がある [11,12]．炭素質隕石の有機物に

256

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010" #'

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 $ 図3： アミノ酸エナンチオマーの同位体的均質性と不均質性．文献[25][56]を改変．

関する近年の経緯については，既報 [13][14] に解説されている．
微量分析技術は，炭素・窒素・水素等のバルク分析

1315

3. Δ DDL, Δ CDL, Δ NDL という新しい指標軸とその可能性

から有機化合物をクロマトグラフ法で同定・定量でき炭素質隕石の炭素・窒素・水素等の安定同位体組成

る分子レベルの分析へ，そして右と左の立体異性体がに関する研究は，バルク分析から始まる [21]．その後，ある有機酸・アミノ酸などの分子のエナンチオマーレ

1990 年のガスクロマトグラフ／燃焼／同位体質量分

ベル（左右の分子）の分析へと発展してきた． アミノ

析法（GC/C/IRMS）のオンライン法の開発 [22] により，酸の場合，組成式は等しいが，原子間の結合関係が異分子レベル（=Compound-Specific）の研究が広まった．

なる構造異性体も数多く存在する（Appendix）．1997

現 在 で は， 分 子 を さ ら に「 右 と 左 」 に 分 け て

年にマーチソン隕石中の地球上にはほとんど存在しな（=Enantiomer-Specific），その同位体比を評価できる

い α- メチル -α- アミノ酸が，L- 体に偏っていることがようになった（図 1）．D-,L- アミノ酸のアミノ基を固有

示 さ れ た（<10.4%）． す な わ ち， エ ナ ン チ オ 過 剰の 分 子 部 位 と す れ ば， 分 子 部 位 レ ベ ル（=Position-（Enantiomeric Excess）が 10.4% とは，L- アミノ酸 : D-

Specific もしくは Site-Specific）の同位体比として扱う

アミノ酸＝ 55.2：44.8 を意味する．次いで，同グルー

こともできる．高分解能 C-NMR スペクトル法を使プによってマレー隕石からも L- 体優位が報告された

え ば， 部 位 特 異 的 天 然 同 位 体 分 配（Site-Specific[15,16]．その後，Glavin らによって，マーチソン隕石

Natural Isotope Fractionation: SNIF-NMR）を計測でで 18.5 ± 2.6% の L- 体優位，オルゲイユ隕石で 15.2±

きる．アミノ酸分子部位レベルのアイソトポマー分析

4.0% の L- 体優位が示され，水質変成を受けている程，[23] も可能になる．

13

エナンチオ過剰が高いことが分かっている [17]．アミ

ESIA（Enantiomer-specific isotope analysis [25]）のノ酸のキラリティーやエナンチオ過剰の解説について

アドバンテージは，右と左の分子の同位体組成の均質は，[18-20] にまとめられている．

性 [24] を評価できることである．右と左の分子のいず
れかに中性子一つ分の質量差があれば，どちらかが同位体的に重い（軽い）ことになる．この指標は，D- ア

有機分子で探る母天体の物質進化：特に水質変成と分子非対称性の共進化／高野，大河内

ミノ酸（D-amino acid; D-AA）と L- アミノ酸（L-AA）の257

Table 1

Table 1場合，下記のように表わす [25]．
ΔDDL = δDD-AA – δDL-AA
Δ13CDL = δ13CD-AA – δ13CL-AA
Δ15NDL = δ15ND-AA – δ15NL-AA
原子価が 4 である炭素は，3 つの共有結合が成立する時点で，平面構造になる（図 2）．もう一つの共有結合の形成は，左側もしくは右側から各 50% の確率でアタックするので（＝コイントスと同じ現象），不斉合成
反応でない限り，理論的に同位体比は左右で均質になる．実際，炭素数 3 のカルボカチオン状態から，アミノ 基（-NH2）を 付 加 す る 1 分 子 求 核 置 換 反 応（SN1 反応）では，同位体的に均質になることが分かっている[25]．同位体的に均質に合成された D-,L- アラニン
（分
子量 =89.09）が，89.09 mg（1mmol）存在すれば，左右
20

それぞれ 3.01 × 10 個のアミノ基付加反応があったことになる．

ン隕石から水抽出されたアミノ酸画分について，酸加では，炭素質隕石でその指標を示した場合，どうな

水分解の前後で検出量を比較している．Table 1 に示るのか．現時点で報告例は少ないが，マーチソン隕石

すように酸加水分解によって，検出されるアミノ酸量13の ΔDDL, Δ CDL を示した場合，D- アミノ酸と L- アミノが増大していることが分かる．より厳密に言えば，「水

酸は，同位体的に不均質であることが分かっている（図抽出」している段階で，すでに「弱い加水分解」（=

3）．この左・右分子の不均質性は，次いで二次反応・

mild hydrolysis）を受けている可能性もある．では，n 次反応が誘因された場合，反応速度論的同位体効果

具体的に「アミノ酸前駆体」は，どのような前駆物質

により，多段的に同位体的不均質を生み出すことは自であるか．その生成経路と基本構造の分類を試みる．

明である．実際，炭素同位体置換キラル化合物を開始剤とする不斉触媒反応は，有意なエナンチオ過剰をもたらすことが実験的に確認されている [26]．左右の相13

対的な差で示した同位体比ではなく，個別 δ Camino acids
15

4.1 主な経路と反応機構：ボトムアップか，
トップダウンか．
低分子からの分子進化の概念をわかりやすく説明すや δ Namino acids の値については，分析の確度・精度をるために，ボトムアップ的に進む反応経路の代表例を確立する上でいくつかの留意点 [27-30] があるので付示 す． ス ト レ ッ カ ー 型 反 応（Strecker-type; Adolph

記しておく．

Strecker, 1850）は，シアン化水素とアンモニアが反応

4. 「アミノ酸��体」の定�とアミノ酸への反応機構の分�
宇宙地球化学の分野で使われる「アミノ酸前駆体」
は，してアミノニトリルになり，加水分解を経てアミノ酸が生成する機構である（図 4-1）．官能基の置換反応は，他にも知られている．例えば，有機酸のアミノ化によるアミノ酸生成，アミン化合物のカルボキシル化によ加水分解してアミノ酸になる前駆物質として扱われてるアミノ酸生成，アミノ基やカルボキシル基の官能基いる．その概念は，1970 年代前半のマーチソン隕石・

置換（例：図 2）によるアミノ酸生成などの化学修飾にマレー隕石，あるいはアポロ試料の分析結果等 [60-64]

よるアミノ酸生成も挙げられる [66]．ただし，Croninをベースにして，1970 年代後半から徐々に理解され（1976）のように「酸加水分解に反応性を持つアミノ酸るようになった [65]．Cronin（1976）では，「acid-labile

前駆体」と定義するのであれば，これらの部分的化学

amino acid precursors」，すなわち「酸加水分解に反応

修飾は，酸加水分解を受ける前に反応が終わっている性を持つアミノ酸前駆体」と定義した上で，マーチソ

必要がある．ストレッカー型反応および類似反応（エTakano & Ohkouchi

258

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010
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図4： [1]ストレッカー型反応，[2]フィッシャー・トロプシュ型反応，[3]分子内アミノ酸の変成（α-位脱炭酸反応：文献[71, 72]を改変），[4] ラクタム開環反応（ピログルタミン酸とグルタミン酸）

有機分子で探る母天体の物質進化：特に水質変成と分子非対称性の共進化／高野，大河内

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  (図5： (A) 中性子星からの円偏向シンクロトロン放射. 文献[57]を改変，(B) β偏極電子の制動放射によるブレムストラルーグ
光と楕円円偏光の発生．h: プランク定数，f: 周波数．

ネルギーや実験条件を変えた反応系）の重要な点は，混合ガス系に圧力，温度を加えることにより（無機触

低分子が徐々に化学的に修飾され，ボトムアップ的に媒を加えることもある），多種多様な分子が生成するアミノ酸を形成することである．

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 ．窒素源をガスに加えた系反応である（図4-1）（CO,

次に，高分子からの分子進化の概念をわかりやすく

H2, NH3）の生成物を酸加水分解するとアミノ酸が検出説明するために，トップダウン的に進む反応経路の代される [67,68]．フィッシャー・トロプシュ型反応およ

表 例 を 示 す． フ ィ ッ シ ャ ー・ ト ロ プ シ ュ 型 反 応

び類似反応の重要な点は，比較的分子量の大きい分子（Fisher-Tropsch type; Germany, World war II）は，集合体が初生的に生成し，その後の酸加水分解によっ260

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010てトップダウン的にブレークダウンし，アミノ酸を形分解を受けた後，開環してグルタミン酸を生成する．

成することである．

すなわち，この開環・閉環反応は可逆的であり，熱に実際の地球外試料に含まれるアミノ酸の生成経路とよる脱水反応か，水付加による加水分解反応が引き金

反応履歴は，あたかも「web」のように，複雑に多層になる．代表的な非タンパク性アミノ酸の一つである

的に混成している．以上は，初生的な反応機構の分類

も熱変質を受けると，2γ - アミノ酪酸（C4: Appendix）

を推定する判断材料になるが，プロセスがボトムアッ

ピロリジノンという 5 員環ラクタム（含窒素複素環式

プかトップダウンか明瞭に区別するのは，非常に困難化合物）になる [70]．同様に，γ - アミノ酪酸よりも炭である．

素鎖が一つ多い 5- アミノ吉草酸（C5）は，6 員環ラクタ

4.2

ムの 2- ピペリドンを形成する．この環状構造を形成す

アミノ酸前駆体の基本構造の分類

る性質は，カルボキシル基とアミノ基が炭素鎖の末端

Cronin による定義「酸加水分解に反応性を持つアミに付いたω - アミノ酸でよく知られているが，それ以ノ酸前駆体」を前提にした場合，その前駆体の骨格は，外でも環状化合物を形成するアミノ酸は存在するだろどのような有機化学的特徴を保有しているのだろうか．

う．

大きく分類すると，アミノ酸前駆体が「分子間結合」で成立しているか，「分子内結合」で成立しているか，という観点で次の 2 つにまとめられる．
前者は，アミノ酸の官能基が，化学的に結合した状態の骨格である．前述のニトリル基を持つアミノニト
リルのような基本骨格もこの分類に含める．カルボキ

5. 不斉の起源：左・右の分子非対称（立体的偏り）は何に起因するか
5.1

異方性因子

キラルな物質に対する左回りと右回りの円偏光は，

シル基やアミノ基は，他の化合物と化学結合を形成し各々の吸収強度に差が生じる．この現象を円二色性やすい．アミノ酸同士が結合したペプチドは，炭素質（Circular Dichroism: CD）といい，左右それぞれに対隕石中では非常に稀な存在 [69] であるが，アミノ酸分する吸光係数が異なる（Cotton 効果）．円偏光による子と他の化合物が結合したものであれば，多種多様な分子の不斉分解反応は，左右の円偏光に対するモル吸組み合わせが存在するだろう．この場合，有機化合物

ε =εl – εr）とモル吸光係数 ε の比で定義
光係数の差Δ （だけでなくマトリックスを構成している無機物も重要される異方性因子 g 値によって決定される [31]．

である．すなわちカルボキシル基やアミノ基は，鉱物
表面とも化学吸着し，アミノ酸複合体を形成するから

g-factor = Δ ε/ ε
アミノ酸分子の g 値は，アミノ酸の種類，波長，円偏光の純度等でも変動する．この異方性因子は，左・である．
カルボキシル基やアミノ基の双方が，結合態であっ右それぞれの分子に対する「不斉分解」プロセスで成てもその中の分子内アミノ酸は，光などの変成を受け立する値であり [32]，pH 依存性 [33] も知られている．

て二次生成物としてのアミノ酸前駆体となりうること

固相状態 [34]，真空紫外域（[35] でも不斉分解反応は進が知られている．代表的な反応例として，分子内のア

行し，軟 X 線域（[36] であっても異方性因子による分

スパラギン酸やグルタミン酸のα - 脱炭酸反応が挙げ解の規定は考えられる．高輝度の単色光と連続スペクられる（図 4-3）．

トルの白色光を比較した場合，g 値が積分される連続

Aspartic acid（C4） →β-alanine（C3）+CO2

Glutamic acid（C5）→γ-aminobutyric acid
（C4）
+CO2

スペクトルは，より自然界の状態に近い．

5.2 不斉源は，偶然か必然か．

両端が，化学的に安定化されていても母体となる分子

最初の不斉源として有力視される候補がある．例え内では，変成作用が進行することを示唆している．

ば，星形成領域あるいは中性子星からの円偏光シンク

後者は，環状構造などの全く別の状態の骨格である．

ロトロン放射，β崩壊などの「弱い相互作用」が挙げ

例えば，図 4-4 のように，環状化合物のピログルタミ

られる．前者は，太陽質量 8 〜 30 倍程度の超新星爆発

ン酸（グルタミン酸の分子内脱水縮合で形成）は，加水の後に形成される中性子星から放射される円偏光〜楕

有機分子で探る母天体の物質進化：特に水質変成と分子非対称性の共進化／高野，大河内

261

円偏光の連続スペクトルを代表例とする（図 5）．中性

溶 性 の 高 分 子 を 特 に，IOM（Insoluble Organic Mat-

子星の両極側からは，左・右の円偏光が放射される．

ter）と呼ぶ．有機物の吸着形態は，「アミノ酸」そのしたがって，星形成領域の方位によって左か右の円偏ものの形でマトリックスに比較的弱く結合して存在し光のいずれかが照射されることになる．また公転周期ているか（物理吸着），
前述のように「アミノ酸前駆体」

による円偏光の実効度も考慮しなければならない．ことして存在している，あるいは化学的な結合を介しての仮説と分子非対称の因果を説明するためには，「コ

マトリックスに吸着している（化学吸着），と考えられイントス」のような偶然性を否定できない．磁場を伴る．特に，熱変成を受けると，「アミノ酸あるいはアう白色矮星の連星系やオリオン座分子雲の可視〜赤外

ミノ酸前駆体」は，官能基の消失とともに，芳香族化

域光散乱の円偏光も知られている [37,38]．

が進み，徐々に ROM や IOM 等の不溶性高分子有機物

後者は，Lee and Yang（1956）によって予見されに取り込まれていくと考えられる．IOM に保持され[39]，その翌年に Wu et al.（1957）によって実証されたている低分子有機物は，含水熱分解処理を行い，可溶

パリティ非保存（対称性の破れ , [40]）に基づいている．

性フラクションに分けられれば，解析が可能な場合も

特に，β崩壊の際に放出される偏極電子あるいは偏ある [46]．このため，将来的にアミノ酸等の有機化合

極電子の制動放射（ブレムストラルーグ光）の楕円偏光，マト
物を現場で分析するためには（in-situ analysis）[41] を有力視する仮説も存在する．この仮説には，制リックス効果（水，鉱物，高分子有機物）の克服が総じ

動放射の偏光度は，非常に小さく（<5% 程度）でありて問題になる．

[42]，分子非対称性の因果関係の実験的証明が難しい

5-1. で述べた異方性因子に基づくアミノ酸不斉分解という点がある．上記の仮説を含む一連の総説は，既の報告例は，1977 年以降，いくつか知られる [20]．では，報を参照されたい [18-20, 43, 44]．

結合態で左・右の区別の無い分子（アミノ酸前駆体）
か

5.3 「不斉分解」か「不斉合成」か．

ら左・右の非対称分子を創成する厳密な意味での「不斉合成」プロセスと異方性因子の相関関係はどうであ

炭素質隕石中の有機分子は，遊離態よりも高分子量

ろうか．高分子量のアミノ酸前駆物質であっても不斉の結合態が主要な形態と考えられている [45]．大別すが誘因され，光学活性が発現されること（= 不斉合成） 

ると，FOM（Free Organic Matter, 遊離性有機物），

は実験的に確認されている [47]．しかし，現時点ではLOM（Labile Organic Matter, 易分解性有機物もしく

不斉合成プロセスと前述の異方性因子 g 値に対応するは 準 難 分 解 性 有 機 物 ），ROM（Refractory Organic

ような，不斉創成の統一的な理論が確立されておらず，Matter, 難分解性有機物）に分けられる（図 6）．溶媒不今後の検証が待たれている．

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













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図6： 炭素質隕石中のFOM（Free Organic Matter, 遊離性有機物），LOM（Labile Organic Matter, 易分解性有機物もしくは準難
分解性有機物），ROM（Refractory Organic Matter, 難分解性有機物）と化学処理による分画．(a) 全組成に占めるFOM，
LOM，ROM．(b) HF/HCl残渣の成分．(c) HF/HClによる含水加水分解後の残渣．文献[45]を改変．

 



 

262

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

図7：(A) グラファイト放電による室内実験で生成したジカルボン酸の存在比（炭素数2-5をプロット），(B) Murchison隕石，(C)Yamato隕石に含まれるジカルボン酸の存在比（炭素数2-7をプロット）．文献[48]を改変．

高分子有機物は，非常に複雑な構造を有しているた

コールは，分子として非常に不安定であり，化合物とめ，アミノ酸前駆体の正確な把握は，容易なことでなして扱われない（Appendix）．アセトンの構造式が，い．しかし，アミノ酸の立体的対称性の破れをもたら

ケト形で示される理由はここにある．

したのは「不斉分解」か「不斉合成」か，という問題は，
物質進化を先導した主役は「アミノ酸」か「アミノ酸前駆体」か，という根源的な問いでもある．

6.2 室内実験と炭素質隕石の有機酸
有機酸のうちジカルボン酸のケト - エノール互変異
性は，水質変成の識別に有効である．水中でのグラフ

6. 有機酸から水質変成を読み解くにより生成したジァイト放電（最大推定温度 <6000 K）
カルボン酸の存在比（図 7-A）と炭素質隕石から抽出し6.1 有機物の互変異性たジカルボン酸の存在比（図 7-B,C）を示す [48]．図 7-B,
C では，炭素数 3 のマロン酸が分子内のケト - エノー

前述では，アミノ酸の光学異性（立体異性）について

ル互変異性による不安定性に起因して，炭素数 2 のシ触れた．この他，有機化合物の情報からマトリックス

ュウ酸や炭素数４のコハク酸よりも分解が速いことが中での水質変成を読み解く一つの方法として，互変異分かる．この対数プロットからの「ずれ」が，マトリ性（tautomerism）による存在度比較が挙げられる．最ックス中での水質変成度を推定するのに有効である．

も単純な互変異性としてアセトンを例にあげると，アセトンの 99.9997% はケト形であるのに対して，エノー ル 形 は 0.0003% し か 存 在 し な い． ビ ニ ル 基（CH2=CH-）にヒドロキシル基が付加したビニルアル

7. 蛇紋岩化作用とアミノ酸の水質変成から示唆される「共進化」の履歴
マーチソン炭素質隕石に含まれるイソバリンという有機分子で探る母天体の物質進化：特に水質変成と分子非対称性の共進化／高野，大河内

263

Appendix

Amino acids*

‐D‐,L‐Alanine (C3)

Glycine (C2)Sarcosine (C3)

‐Alanine (C3)**

‐D‐,L‐Aminobutylic acid(‐ABA: C4)

‐Aminoisobutylic acid
(‐AiBA: C4)*

‐D‐,L‐Aminoisobutylic acid
(‐AiBA: C4)**

‐Aminobutylic acid(‐ABA: C4)* chiral center… others
D‐,L‐Valine (C5)

D‐,L‐Isovaline (C5)

D‐,L‐Norvaline (C5)

Takano & Ohkouchi

Appendix

Dicarboxylic acids

Oxalic acid (C2)

Malonic acid (C3)

Glutaric acid (C5)

Succinic acid (C4)

Adipic acid (C6)… others

Keto‐enol tautomerism in Acetone (C3)99.9997%(stable)>>0.0003%(unstable)

Takano & Ohkouchi

264

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010() $!+() %   
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



図8：(A) 銀河系の渦成因，(B) シンクロトロン放射，(C) 無機鉱物
（例：水晶）の結晶形態，(D) 電子および陽電子のスピンベクトルとモーメント．文献[57-59, 73]を改変．

α - 位に水素の代わりにメチル基を持つ非タンパク性
アミノ酸のエナンチオ過剰率を精査したところ，同一の炭素質隕石であってもエナンチオ過剰率は，均質で8. 「CNO サイクル反応」による核子分化と軽元素集合体としての小惑星はなく不均質に濃集していることが分かっている [49]．

ESIA（Enantiomer-specific isotope analysis）を通じ

特に不均質な箇所は，カンラン石（Olivine）が水質変て引き出される情報が，どこまで辿ることができるか．

成してできる蛇紋石（Serpentine）のような含水鉱物を今後の検証次第であるが，初生的な核子分化プロセス

多く含んでおり，アラニンとイソバリンの Ival/Ala 比を包括しておく必要があるだろう．水素の核融合の素と Ser/Olv 比には，正の相関が見られている．

反応として，P-P 連鎖反応と CNO サイクル反応がある．

6[（Mg1.5Fe0.5）SiO4] ＋ 7H2O →3[Mg3Si2O（OH）
54] ＋ Fe3O4 ＋ H2
   Olivine        Serpentine

CNO サイクルは，文字通り C
（炭素）
，N
（窒素）
，O
（酸
素）の原子核が関わっている．CNO-1 サイクルでは，
12

13

13

14

15

16

15

4

C， N， C， N， O， He が 主 体 で，CNO-2 サ イ
17

17

14

4

この反応では，還元ガスが発生する．水・鉱物・アミ

クルでは， N, O, F， O, N， He が主体となる．

ノ酸と L- アミノ酸のエナンチオ過剰には，何らかのC, N, O の太陽系元素存在度は，水素・ヘリウムに次相互作用があったことが示唆される．アミノ酸の異方いで上位である．
「C 型小惑星」を調べる上で，C に性因子の変動幅は，非常に小さいため，一次的な「不加えて，N や O の元素としての動態は，重要な科学対斉分解」もしくは「不斉合成」プロセスだけでは最大象となる．さらに，化合物レベルで見ると，分子とし18.5 % [17] のエナンチオ過剰を説明することはできなて安定な含窒素・含酸素化合物である複素環式化合物

い．その理論値と実測値のギャップを説明するには，は，より初生的な元素の情報を保存していると考えら二次的な「水・鉱物・有機物（例：アミノ酸）の共進化」

れる．前述のアミノ酸および前駆体に付いているカルという観点からの検証が，今後の重要な鍵となる．

ボキシル基（-COOH）やアミノ基（-NH2）は，官能基として，やや反応性が高く，水質変成を受けやすい．そ有機分子で探る母天体の物質進化：特に水質変成と分子非対称性の共進化／高野，大河内

265

れに対して，複素環式化合物（例えば，含窒素複素環

本 稿 執 筆 中 の 2010 年 6 月 に 急 逝 さ れ た． 謹 ん でのテトラピロール : [50, 51]）は，化学的に安定な反面，

Cronin 先生への弔意とともに，これまでに開拓・蓄

動きにくい（脱離しにくい）部位を保持しており，水質積された恩恵の大きさに改めて敬意を表したい．

変成前の元素の履歴を残している可能性がある．

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ざすサイエンス：地球，海，生命の原材料物質 .

のパスツール（L. Pasteur）の時代から脈々と続いてきたのだろう．
互いに鏡像対称関係にある分子は，その相互作用ハ
ミルトニアンがパリティを変えないものである限り，エネルギー的にも陽子・中性子の核子組成でも全く同一であり，特にどちらかが優勢となることは無い．上PPS005-10, JpGU meeting.
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るまで，様々なサイズの「対称性の揺らぎ」（図 8）を[8] Lawless J. et al. 1971Science 173, 626-627.

不斉源として考慮する仮説も存在する．

[9] Cronin J. R. et al. 1979. Science 206, 335-337.

どのようにして，最初の有機物の不斉が発現し，増幅され，その他の要因と共進化してきたのか．純然とした非生物的な物質進化のプロセスを観察できる先太陽系の「実験室」が，C 型小惑星と表現することができる．

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本特集号『初期太陽系物質科学の最前線』の執筆機会を与えて下さった橘 省吾 ゲストエディターに感謝申し上げたい．圦本 尚義 先生（北大院理），奈良岡 浩
先生（九大院理）には，本原稿への有用なコメントを頂いた．また，藪田ひかる博士（阪大院理）には，本稿を査読して頂いた．炭素質隕石の有機物分析に生涯を捧げられ，有機宇宙化学のマイルストーンを構築されてきた，アリゾナ州立大学の John R. Cronin 名誉教授が，[15] Cronin, J.R. and Pizzarello, S. 1997. Science 275, 951955.
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有機分子で探る母天体の物質進化：特に水質変成と分子非対称性の共進化／高野，大河内[55] Ohkouchi, N, Tayasu, I, Koba, K. 2010. Earth, Life,and Isotopes. Kyoto University Press.
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267

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268

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

特集
「初期太陽系物質科学の最前線」

Acfer 094隕石における宇宙シンプレクタイ
トの存在度
阿部 憲一 ，坂本 直哉 ，圦本 尚義
1

2

1, 2

2010年7月12日受領，2010年11月4日受理．

（要旨）宇宙シンプレクタイト（COS）は現在知られている太陽系物質の中で最も重い酸素同位体組成を持ち，太陽系初期の水に由来することが示唆されている．COS が原子数比で Fe : O : S ≈ 4 : 4 : 1 の特徴的な化学組成を保持していることを利用して，FE-SEM-EDS により Acfer 094 隕石の広範囲かつ高空間分解能な X 線元2

素マッピングを行い，COS を探索した．1 mm 四方の元素マップを 7 面取得し，1 〜 260 µm の大きさの2

2COS を 66 個同定した．COS の平均面積は 32 µm ，個数存在度は 9 個 /mm であり，Acfer 094 隕石マトリッ
クスにおいて体積存在度 521 ppm で普遍的に存在することが明らかになった．

傾き約 1 の直線で表される酸素同位体異常を示すこと

1. はじめに16が分かっている．この傾き約 1 の直線は O 成分に富酸素は太陽系において 3 番目に存在度が高い元素で， む端成分と，17, 18

O に富む端成分の 2 成分混合によっ
16

固体物質においては最も存在度が高い元素である．まて説明されている．これまでに O に富む物質は前述

た，酸素はいろいろな化合物を形成し，固体・気体・した CAI の他に，アメーバ状オリビン凝集物（AOA）

液体のすべての相に分配される．そのため，酸素同位などの星雲ガスからの高温凝縮物から見つかっている

体は太陽系の物質進化の最もよいトレーサーの 1 つだが [1]，

17, 18

O に富む物質は特定されていなかった．

2007 年に坂本らによって炭素質コンドライト Acferと考えられている．
酸素には質量数 16，17，18 の 3 つの安定同位体が存

094 隕石から発見された物質は 3 酸素同位体図上で隕在し，天然ではそれぞれ 99.757：0.038：0.205（%）の割石構成物の傾き約１の直線の延長線上に位置し，現在合で存在している．酸素同位体の変化の割合は，地球見つかっている太陽系物質の中で最もの標準平均海水（SMOW）からの偏差を千分率（‰）で端に重い酸素同位体組成を持つ（δ

i

i

16

i

16

17, 18

O に富む極17, 18

O = +180 ‰）[ O/ O）（ O/ O）
表したδ値 δ O = （試料/
SMOW － 1]×[2]．瀬戸らによる鉱物学的研究により，この物質は直1000（i = 17, 18）が一般的に用いられている．蒸発や径 10 〜 30 nm， 長 さ 100 〜 200 nm の 柱 状 の 磁 鉄 鉱

凝縮などの熱力学が支配するプロセスにおいて，酸素（Fe3O4）と 100 〜 300 nm の大きさを持つワーム状の鉄

17同位体組成は質量差に依存し，縦軸にδ O，横軸に
18

ニッケル硫化物からなるシンプレクタイト構造をして

δ O をとった 3 酸素同位体図上でその変化は傾き 1/2

い る こ と が 明 ら か に さ れ， 宇 宙 シ ン プ レ ク タ イ トの直線で表される．

（COS）と名付けられた [3]．この磁鉄鉱と鉄ニッケル

隕石の主要な構成物である Ca や Al に富む難揮発性

硫化物は約 1 : 1 の割合で混ざり合っているため，COS

包有物（CAI）やコンドリュール，それらの間を埋める

粒子全体の原子数比は Fe : O :  S ≈ 4 : 4 : 1 というユ

マトリックス物質はこの地球型質量分別線から外れ，

ニークな化学組成を持つ．このような組成は COS に特徴的で，他の隕石構成物からは見つかっていない．

1. 北海道大学大学院理学院
2. 北海道大学創成研究機構
abeken@ep.sci.hokudai.ac.jp（水あるいは水蒸
この物質は原始太陽系星雲の H2O
気）によって金属鉄又は硫化鉄が酸化されて形成され，

Acfer 094 隕石における宇宙シンプレクタイトの存在度／阿部，坂本，圦本

図1： Acfer 094隕石の反射電子像．白枠は1 mm四方のX線元素マッピング領域．赤丸は反射電子像のコントラスト観察により発見したCOS，黄丸はX線元素マッピングにより発見したCOSを示す．

H2O の酸素同位体組成を反映するものと考えられている [2, 3]．
本研究では，Acfer 094 隕石中の COS 粒子の存在度と サ イ ズ 分 布 を 決 定 す る 事 を 試 み た． こ れ ま で に269

図2： Acfer 094隕石の1 mm四方領域のRGBカラー合成X線元素マップ．Feを赤，Sを緑，Oを青として合成している．青
色はケイ酸塩鉱物又は酸化鉱物，赤色は金属鉄，黄緑色は硫化鉄鉱物に相当する．紫色の脈は地球上の風化で形成される水酸化鉄鉱物．COSは特徴的なオレンジ色に表示されるため発見することができる．黄丸は発見したCOSの位置を示している．

COS については酸素同位体異常を利用した探索が行われてきたが，同位体分析は広領域を分析するのに長の差によりコントラストがつくため，COS は磁鉄鉱

時間を要するので，存在度やサイズ分布のような統計

よりは明るく，硫化鉄（FeS）よりは暗く見える．
（Fe3O4）

学的研究に対してサンプル数を増やす事は難しく，精COS はこの反射電子像の微妙なコントラストの違い

度を上げられない．そこで本研究では，COS が持つからも発見することはできる（図 1 赤丸）
が，人為的な特徴的な化学組成に着目した．COS と同様の化学組見落としがあるため系統的な探索は困難である．そこ

成を持つ物質はすべて同位体異常を示すことが報告さで本研究では X 線元素マッピング法を用いた．X 線元れているので [2]，COS は化学組成による同定が可能

素マップは加速電圧 15 kV，照射電流 10 nA の分析条で あ る． そ こ で，X 線 元 素 マ ッ ピ ン グ 法 を 用 い て

件で取得された．電子顕微鏡像観察により発見した最Acfer 094 隕石の広範囲の系統的な COS の探索を行い，小の COS が同定できるように，X 線元素マップは 45

その体積存在度と粒子サイズ分布を見積もった．

µm × 60 µm の領域を 256 × 192 ピクセルの画素で取

2. 広範囲高解像度 X 線元素マッピング法得した．このとき，同時に反射電子像も取得した．これらのマップの画素解像度は約 0.2 µm/pixel に相当す
るが，薄片内での電子線の拡がりのため，X 線元素マ

本研究では炭素質コンドライト Acfer 094 隕石の異ップの実際の空間分解能は 1 µm 程度である．この高な る 2 枚 の 研 磨 薄 片 を 用 い た（Acfer 094#1，Acfer

を
空間分解能を保持したまま広範囲（1 mm × 1 mm）

094#2）．薄片全体の大きさはそれぞれ Acfer 094#1 が分析するために，同じ大きさの X 線元素マップを 432

23 × 17 mm，Acfer 094#2 が 8 × 5 mm（図 1）である．

面取得した．1 mm 四方に相当する領域の X 線元素マ

薄片観察および COS の探索にはエネルギー分散型ップを取得するのに約 20 時間を要した．これは同じ

X 線分析装置（EDS, Oxford INCA Energy）が付属し面積を同位体分析した場合に比べ約 10 分の 1 の時間でた電界放出型走査電子顕微鏡（FE-SEM, JEOL JSM-ある．取得した X 線元素マップの 1 ピクセルあたりの7000F）を用いた．反射電子像は物質の平均原子番号

X 線の積算時間は約 2.3 ミリ秒であった．得られた X

270

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

線元素マップはわずかに強度差があるものがあるため，物と水酸化鉄鉱物の境界付近からは COS のスペクト

Adobe Photoshop を用いてすべての X 線元素マップ間ルと似たものが得られるため注意が必要である．

のレベル補正をした．その後，薄片における COS の

同 定 さ れ た そ れ ぞ れ の COS 粒 子 に 対 し，10 〜 50

位置の同定を容易にするために，これらの X 線元素マ

nm の画素解像度を持つ反射電子像を取得し粒子面積

ップを結合して 1 mm 四方のモザイクマップを作成しを計算した．硫化鉄鉱物を伴っている COS 粒子は，た．X 線元素マップの結合には Adobe Photoshop の反射電子像に Fe-S-O 合成元素マップをオーバーレイ

Photomerge 機能を用いた．正確にマップを結合するしたイメージから COS 領域の境界を定め，硫化鉄鉱

ために，画像のコントラストが最もはっきりしている物を取り除いた領域を 1 個の COS 粒子として面積を算

反射電子像を最初に結合し，結合した各面の位置情報出した（図 3）
．本研究では，COS 粒子は不規則な形状を保存したファイルを作成した．X 線元素マップのモを し て い る の で， こ の 面 積 値 を 求 め る こ と に よ り

ザイクマップはその位置情報ファイルを用いて反射電

COS 粒子サイズと対応させることにする．

子像と全く同じ結合位置になるよう作成にした．

COS はマトリックス中に存在しているが，1 mm 四

COS 粒子を同定するために，COS を構成する元素

方の Fe-S-O 合成元素マップ中にはコンドリュールやである Fe と O，S の X 線元素マップを用いた．これら

CAI などの大きな隕石構成物や，それらの鉱物破片もの X 線元素マップから Fe を赤，S を緑，O を青とした

含まれている．Acfer 094 隕石は特に角礫岩化されたRGB カラーの合成元素マップを作成した（図 2）．その隕石であるため，1 mm 四方のマップにおけるマトリ

Fe-S-O 合成元素マップにおいて隕石の大部分を構成

ックス領域が占める割合には変動があり，COS の存しているコンドリュールやマトリックス物質などのケ在度を算出する時にマトリックス領域で規格化する必

イ酸塩鉱物や酸化鉱物は青色，金属鉄は赤色，硫化鉄要がある．そこで，すでに Acfer 094 隕石のマトリッ

鉱物は黄緑色に見える．Acfer 094 隕石は砂漠で発見

クス存在度を見積もっている Newton ら [4] と同様のされた隕石であるため，地球上で風化を受けた時に形定義を用いて 50 µm より小さい物質をマトリックス

成される水酸化鉄鉱物（FeOOH）の脈が薄片の至る所

物質とし，マップ中のマトリックス存在度を見積もっに存在している．Fe-S-O 合成元素マップ上でこの水た．マップ中から 50 µm 以上の物質を除外するため酸化鉄鉱物は紫色に見える．また，水酸化鉄鉱物と似に反射電子像および Fe-S-O，Mg-Ca-Al 合成元素マッた元素で構成されている磁鉄鉱（Fe3O4）は，Acfer 094

プを用いた．Fe-S-O 合成元素マップは金属鉄や硫化隕石における存在度は極めて低いがわずかに存在して鉄鉱物を，Mg-Ca-Al 合成元素マップはケイ酸塩鉱物

おり，マップ上で水酸化鉄鉱物に比べ少し赤い紫色にの形状をトレースするのに有効である．

見える．一方，COS は特徴的なオレンジ色に見え（図3（b）），他の物質から明確に区別することが可能である．COS を同定するために，マップから発見したす

3. Acfer 094 隕石における COS の存在度

べての COS 粒子に対して X 線スペクトルを取得し，Acfer 094 隕石で 1 mm 四方の X 線元素マップを 7

すでに報告されている COS [2] の化学組成を持つ事を領域取得し，合計 66 個の COS 粒子を同定した．取得確認した．X 線スペクトルを取得する際に，硫化鉄鉱

したすべての 1 mm 四方の X 線元素マップから COS
は必ず発見され，1 mm 四方の X 線元素マップ 1 領域
における COS の個数存在度は最も多い領域で 15 個，
最も少ない領域で 5 個であり，1 領域あたりに平均 9個の COS 粒子が含まれていた．同定した COS 粒子の2

最小面積および最大面積は，それぞれ 0.9 µm と 261.6
2µm であり，本研究で用いた X 線元素マップの空間分解能にほぼ等しい面積の COS 粒子まで発見された．
図3： COSの反射電子像（a）とFe-S-O合成X線元素マップ（b）．
（a）の赤線はCOS粒子を示している．

図 4 に同定した COS 粒子の面積分布を示す．ヒストグ
ラムは小さい COS 粒子ほど指数関数的に増加していAcfer 094 隕石における宇宙シンプレクタイトの存在度／阿部，坂本，圦本

る．炭素質コンドライトは隕石母天体の形成領域や時35期を反映した原材料の違いに由来すると考えられてい30

る 8 つの化学的グループに分類され，それには全岩化
学組成と全岩酸素同位体組成が一般的に用いられてい

25

個数

271

る．しかし，Acfer 094 隕石は，全岩化学組成は CM
コンドライト [6, 7]，全岩酸素同位体組成は CO コン

20

ドライトに類似した特徴を持ち [8]，どの化学的グル
15ープにも分類されていないユニークな隕石である．従って，Acfer 094 隕石は他の隕石とは異なる特別な隕10石であり，COS は Acfer 094 隕石に固有の物質である可能性が考えられる．

5
0

（2）
については，Acfer 094 隕石の始原性が考えられ
0

50

100

150

200

250

300

面積（µm2）
図4： COS粒子の面積分布．粒子面積が小さくなるほど個数が指数関数的に増加している．

る．走査電子顕微鏡および透過電子顕微鏡によるマトリックスの詳細な研究から，Acfer 094 隕石のマトリックスには隕石母天体での水質変成作用で形成されると考えられている層状ケイ酸塩鉱物がほとんど含まれ，典型的に 200 〜 400 nm 程度の大きず（1 vol% 以下）
さを持つフォルステライト組成のカンラン石やエンスるように見える，同定した COS 粒子の平均面積は 32.4
2

タタイト組成の輝石，硫化鉄鉱物，そして大量のアモµm であった．

ルファス物質（40 vol%）を含んでいることが報告され2ている [9]．組織や化学組成から，このアモルファス

7 mm の X 線元素マッピング領域におけるマトリッ
2

クス領域は 4.11 mm と計算された．これはマトリッ

物質は分子雲又は太陽系星雲からの凝縮物であり，クスの存在度が 59 % であることに相当する．大きなFeO 成分に乏しいケイ酸塩鉱物は太陽系星雲中でアコンドリュールが多数含まれているマッピング領域がモルファス物質からの結晶化又はアニーリングにより2 領域あるため，[4] で報告された 63 % に比べわずか形成されたことが示唆されている．ALHA77307 隕石にマトリックス存在度が低くなっている．マトリック

もマトリックスにアモルファス物質を含んでいること

スで規格化した COS の体積存在度は 521 ± 64 ppm とから [10]，Acfer 094 隕石と同程度に始原的だと考え計算され，COS は Acfer 094 隕石マトリックス中に普られているが ，近年，始原的な隕石のさらに詳細な遍的に存在していることが分かった．

分類により低度の熱変成作用を受けていることが示唆

4. COS が Acfer 094 隕石のみから発見される原因されている [11]．また，Acfer 094 隕石マトリックスには他の隕石に比べて高いプレソーラー粒子の濃集が
報 告 さ れ て い る [e.g., 4, 12]． 以 上 の 特 徴 か ら Acfer

本手法により COS は Acfer 094 隕石 1 mm 四方の領

094 隕石は隕石母天体での水質変成や熱変成の作用を域からは普遍的に発見された．しかし，他の炭素質コ受けた証拠が無く，太陽系初期の情報をよく保存した

ンドライトから同様の手法を用いて COS の探索を行

最も始原的な隕石の 1 つだと考えられている [e.g., 4, 9]．

っているが，現在までに発見されていない [5]．何故

従って，COS が見つかっている Acfer 094 隕石は他のAcfer 094 隕石からしか COS は見つからないのだろう

隕石に比べて“超”始原的であり，他の隕石では水質か．これには（1）Acfer 094 隕石以外には元々 COS が変成や熱変成などの二次作用によって COS が破壊さ無かった，（2）COS は他の隕石にも元はあったが，減れてしまったために発見されないという可能性が考え少した（無くなった）の 2 つの可能性が考えられる．こられる．この場合，COS は高度に始原的な隕石を識

こからはそれぞれの可能性について考察する．

別するよい指標になると考えられる．

（1）については，Acfer 094 隕石の特殊性が考えられ

現時点で
（1）
と
（2）
のどちらかを判断することはできページTOPへ↑

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272

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

ないが，Acfer 094 隕石が特別な隕石であるという他[4] Newton, A. et al., 1995, Metoritics 30, 47.

の特徴に乏しいことから，（2）の方がもっともらしい[5] 阿部ら , 2008, 連合大会 , P137-008

ように思われる．COS は現在までに Acfer 094 隕石以[6] Wlotzka, F. 1991, Meteoritics 26, 255.

外から発見されていないことから，他の隕石における[7] Spettel, B. et al., 1992, Meteoritics 27, 290.

COS の存在度はかなり低いことが予想される．その[8] Bischoff, A. et al., 1991, Meteoritics 26, 318.

ため，Acfer 094 以外の隕石について本手法を用いて[9] Greshake, A., 1997, Geochim. Cosmochim. Acta 61,

マトリックス部分の分析面積をさらに増やしていく必

437.

要がある．

[10] Brearley, A., 1993, Geochim. Cosmochim. Acta 57,

5. おわりに[11] Kimura, M. et al., 2008, Meteoritics & Planetary

1521.
Science 43, 1161.
本研究で用いた広範囲高解像度 X 線元素マッピン
2

グ法により，Acfer 094 隕石の 7 mm の領域から 1 〜
2

260 µm の大きさを持つ COS を合計 66 個同定した．
2

同定した COS は平均面積 32.4 µm ，個数存在度 9 個 /
2mm であった．マトリックスで規格化した体積存在
度は 521 ppm で，Acfer 094 隕石マトリックス中に普遍的に存在していることが分かった．この手法で得られた元素データは COS の探索だけではなく，他にもプレソーラー SiC や炭酸塩鉱物などの特徴的な化学組成を持つ物質の探索にも活用することができる．
現在，我々が手に入れることができる隕石物質は，たまたま地球に落ちて来たものだけである．その中にあって，Acfer 094 隕石のように太陽系初期の情報を多く保存している高度に始原的な隕石は非常に希少であり，同じような隕石が落ちてくる可能性は極めて低いだろう．今後のサンプルリターンに期待したい．

謝 辞
Krot, A. N. 博士には大変貴重な Acfer 094 隕石薄片を提供して頂きました．また，投稿原稿を丁寧に査読して頂いた木村眞博士，本記事の執筆機会を与えて下さった橘省吾博士にこの場をお借りして深く感謝の意を申し上げます．

参考文献[1] Clayton, R. N. et al., 1973, Science 182, 485.
[2] Sakamoto, N. et al., 2007, Science 317, 231.
[3] Seto, Y. et al., 2008, Geochim. Cosmochim. Acta, 72,2723.

[12] Floss, C. and Stadermann, F. 2009, Geochim.
Cosmochim. Acta, 73, 2415.

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隕石中の炭酸塩の Mn-Cr 年代測定／藤谷，杉浦，市村，高畑，佐野273

特集「初期太陽系物質科学の最前線」

隕石中の炭酸塩のMn-Cr年代測定
藤谷 渉 ，杉浦 直治 ，市村 康治 ，高畑 直人 ，佐野 有司
1

1

1

2

2

2010年7月12日受領，2010年11月4日受理．

（要旨）始原的隕石である炭素質コンドライトには母天体上で水質変成を受けたものが存在し，含水鉱物や炭53

酸塩，硫酸塩などを含む．炭酸塩は微量元素として Mn を含み，短寿命放射性核種である Mn を用いた年代測定を適用することができる．本研究では，隕石母天体の形成とその後の変成のタイムスケールを調べることを目的に，炭素質コンドライトに属する CM コンドライト中の炭酸塩に対し年代測定を行い，その形成年代を求めた．分析した 4 つの隕石について，炭酸塩の形成年代はすべて一致し，現在から 45 億 6340（+40/50）万年前ということが分かった．この結果に基づいて，小惑星形成の時期と継続時間について議論する．

1. はじめに用いた年代測定は非常に有効である．そこで本研究では，CM コンドライトに含まれる炭酸塩に対して二次

1.1

隕石中の炭酸塩

5353

イオン質量分析計（SIMS）を用いた Mn- Cr 年代測定
（半減期 370 万年）を行った．短寿命放射性核種を用い始原的隕石である炭素質コンドライトには，程度のた年代測定の原理は 1.2 節で詳しく述べる．短寿命放差はあるが，広範囲にわたって水質変成の痕跡がみら

射性核種を用いた年代測定法は様々なものが現在までれる [1]．特に CI，CM，CR コンドライトといった隕に考案されているが [5]，それらはあらゆる鉱物につ石グループは，層状ケイ酸塩（サーペンティンなど）
やいて適用できるわけではなく，実質的に年代測定でき酸化物（マグネタイトなど），炭酸塩や硫酸塩などの二る鉱物はかなり限定されている．隕石中の炭酸塩は一次鉱物を含み，その影響は顕著である．このことは，

般に微量元素として Mn を含むため， Mn- Cr を適用

炭素質コンドライトの母天体（反射スペクトルの比較して高精度で年代が決定できる数少ない鉱物の一つでから，C 型小惑星だと考えられている [2]）において，ある．また，隕石中の炭酸塩はその酸素同位体 [6]，地質学的進化・表層環境変遷に水と岩石の反応が重要

炭素同位体 [7] などから形成したときの温度が推定さな役割を果たしてきたことを示す．

れており，0 － 20 ℃程度だと考えられている．この

53

53

水質変成によって生じた二次鉱物は隕石母天体の進情報は炭酸塩の形成年代が求められた際，その時の隕化・変遷の記録をとどめており，形成した年代を調べ

石母天体の温度がおよそ室温くらいであったことを示ることで，小惑星の形成や変成の年代を明らかにする唆し，母天体の熱史を考えるうえで非常に重要である．

ことができる．この点で，プライマリーな情報を保持するコンドルールや難揮発性包有物（CAI）の形成年代（例えば [3]，[4]）とは年代の意味が異なる．このよう

53

1.2
53

53

Mn- Cr 年代測定
53

Mn は電子捕獲により半減期 370 万年で Cr に壊変な太陽系最初期に起こった出来事の年代を高時間分解する放射性核種である．この核種は太陽系形成時に存能で明らかにしようとするとき，短寿命放射性核種を在していたという証拠があるが [8]，370 万年という半減期は太陽系の年齢より十分に短く，現在では検出可

1. 東京大学 大学院理学系研究科
2. 東京大学 大気海洋研究所
fujiya@eps.s.u-tokyo.ac.jp

能なレベルで太陽系物質中には残っていない．しかし，
53

もし Mn がまだ存在していた時期にある物質が形成274

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010
53Mn は電子捕獲により半減期 370 万年で 53Cr に壊変する放射性核種である．この核53

55

種は太陽系形成時に存在していたという証拠があるが[8]，370
万年という半減期は太陽系 Mn/ Mn）
し，その物質内で同位体的に閉鎖系になった場合，放期に閉鎖系になった物質間で（0 を比較す53

53の年齢より十分に短く，現在では検出可能なレベルで太陽系物質中には残っていない．しMn が壊変した先の安定同位体 Cr の存
射性同位体ることで，閉鎖系になった時間の差（相対年代）
を求め
かし，もし 53Mn がまだ存在していたる時期にある物質が形成し，その物質内で同位体的に在度に変化が生ずる．すると，閉鎖系になった時点でることができる．これが，短寿命放射性核種を用いた
53Mn
53Cr の存在度に閉鎖系になった場合ると，放射性同位体が壊変した先の安定同位体のCr 同 位 体 比， す な わ ち Cr 同 位 体 比の初生値
年代測定の原理である．ここで，短寿命放射性核種を
53

52

53

，もともとの閉鎖系になった時点でのCr 同位体比組成(53Cr/52Cr)
Cr/ Cr）
Cr の存在量を測（変化が生ずる．すると，用いた年代測定はその性質上，測定対象となる物質が0 と比べ過剰に存在する
53
書式変更: 上付き
53Cr の存からのずれ，すなわち Cr 同位体比の初生値(53Mn
Cr/52
Cr)0 と比べて(過剰に存在するの初定することで，その物質が形成した当時の現在より何年前に形成した，という絶対年代を求める
53

55

53

53Mn の在量同位体異常)を測定することでし，その大きさからその物質が形成した当時の
生値（ Mn/ Mn）
ことができないということに注意されたい．もし絶対0 を求めることができる．過剰 Cr の
53
53
55
書式変更:
53Cr 同位体異常の大きさは，その物質の初生値(53Mn/55Mn)0 を求めることができる．過剰（ Mn/ 上付きMn）
大きさは，その物質のMn/Cr に比例する．Cr に比べ年代を求めたい場合は， Mn の初生値
05353Cr に比べて壊Mn/Crに比例する．Cr に比べて Mn が多ければ，もともと存在していたCr に比べと絶対年代がともに精度よく測定されている試料（一てMn が多ければ，もともと存在していた
53
変起源の 53Cr の量が多くなるからである(式1)．1）
Cr の量が多くなるからである（式．
て壊変起源の53

53

般に anchor という）と比較する必要がある． Mn- Cr
年代測定の場合，通常 anchor には LEW86010 あるい

55
Cr  53 Cr 
Mn  53 Mn  ①=  52  + 52
×52
Cr  Cr  0
Cr  55 Mn  0
53

は D’Orbigny というアングライト（エコンドライトの一 種 ）を 用 い る． 本 稿 内 の 絶 対 年 代 は す べ て53 52 52 55 55 52 52
53Cr/
Cr，
Mn/
Cr Cr
は現在の分析値，(Cr/52Cr)LEW86010
ここで，0，(53Mn/55Mn)
0 は物質が閉鎖系
こ こ で，
Cr/Cr，
Mn/
は 現 在 の 分 析53値，を anchorにして計算してあり，LEW86010
53
52
53
55
53
55
この(53Mn/55Mn)0 を初生値(initialratio)という．
Cr/ Cr）（ Mn/ Mn）（になった時点での値(初生値)である．
の（ Mn/ Mn）
0，
0 は物質が閉鎖系になった
0 と Pb-Pb 年代測定法による絶対年代は
53
55
書式変更: -6インデント: 最初の行 : 0
55Mn)0である．
実際に(53Mn/を調べる際には，同時期に閉鎖系になったと考えられる複数の物質(化
[9]，
時点での値
（初生値）
それぞれ（ Mn/ Mn）
0 =（1.25 ± 0.07）× 10

字

53
55
53Cr/52Cr，55Mn/52Cr を測定し，得られたデータを
53Cr/
52Cr
学組成が異なる鉱物)についてと求められている（Ma は 1004558.55 ± 0.15 Ma [10]実際に（ Mn/ Mn）
0 を調べる際には，同時期に閉

vs. 55Mn/52Cr のグラフにプロットする(図1)．すると，式 1万年前を意味する）
により，同時期に閉鎖系になっ鎖系になったと考えられる複数の物質（化学組成が異．
53Mn/55Mn)0 に対応する．このた物質の分析データは直線上にプロットされ，その傾きが(なる鉱物）について Cr/ Cr， Mn/ Cr を測定し，得
53

52

55

52

1.3

先行研究で得られた炭酸塩の年代

53
52
55
52
53Mn/55Mn)0 を求めることができれば，直線のことをアイソクロンという．このようにして(
Cr/ Cr vs. Mn/ Cr のグラフにプられたデータを

53Mn/55Mn)0 を比較することで，閉鎖系になった
異なった時期に閉鎖系になった物質間で(この節では現在までに先行研究で報告された CM コ
ロットする（図1）．すると，式 1 により，同時期に閉時間の差(相対年代)を求めることができる．これが，短寿命放射性核種を用いた年代測定のンドライトに含まれる炭酸塩の Mn-Cr 年代を概観し鎖系になった物質の分析データは直線上にプロットさ5355

原理である．ここで，短寿命放射性核種を用いた年代測定はその性質上，測定対象となる
Mn/ Mn）てみる [11-14]．図 2 に報告されたデータがまとめてあれ，その傾きが（0 に対応する．この直線物質が現在より何年前に形成した，という絶対年代を求めることができないということにのこ と を ア イ ソ ク ロ ン と い う． こ の よ う に し てり，それぞれの点が異なる隕石の炭酸塩に対応する．
53
55
53Mn の初生値(
53Mn/55Mn)0 と絶対年代がMn/ Mn）（注意されたい．もし絶対年代を求めたい場合は，横軸は炭酸塩の絶対年代を，縦軸はそれぞれの隕石が0 を求めることができれば，異なった時

ともに精度よく測定されている試料(一般に anchor という)と比較する必要がある．
受けた水質変成の度合いを表しており，上から下に向53Mn-53Cr 年代測定の場合，通常 anchor には LEW86010 あるいは D’Orbigny というアン

かって水質変成をより受けていることを示す（CM ～グライト(エコンドライトの一種)を用いる．本稿内の絶対年代はすべて
LEW86010 をの数字が水質変成度を表し，この数字が小さいほど激
anchor にして計算してあり，LEW86010 その(53Mn/55Mn)しく水質変成を受けている
0 と Pb-Pb 年代測定法による絶）．また，anchor である
対年代はそれぞれ(53Mn/55Mn)0 = (1.25 ± 0.07) × 10-6 [9]，4558.55± 0.15Ma
LEW86010
アング[10]と求めら
ラ イ ト と，CAI の Pb-Pb 年 代 [4] もれているである (Ma は 100 万年前を意味する)．

一緒にプロットしてある．CAI は一般に太陽系物質でもっとも古い形成年代を示し，その年代は太陽系その1.3 先行研究で得られた炭酸塩の年代

ものの年代とみなされている．なお，炭酸塩のデータ

この節では現在までに先行研究で報告された CM コンドライトに含まれる炭酸塩のはすべて SIMS を用いて得られたものである．
Mn-Cr 年代を概観してみる[11-14]．図 2 に報告されたデータがまとめてあり，それぞれのさて，このグラフを見て気付くことが数点ある．まず 1 つ目に，炭酸塩の年代で CAI よりも古いものが存在する．これは一般に考えられている惑星形成論，太陽系物質の進化とは矛盾する．なぜならば，炭酸塩は
55

52

53

52

図1： アイソクロンの概念図．横軸に Mn/ Cr，縦軸に Cr/ Crをとると，同時期に閉鎖系になったと考えられる物質の分53析データは直線上にプロットされる．この傾きから Mnの
53
55
初生値
（ Mn/ Mn）
が求まる．グラフのy切片は，閉鎖系
05352になったときの Cr/ Crの値を表す．

隕石母天体内での水質変成によって結晶化したものと考えられており，その年代は母天体が形成した年代よ
りも若く，その材料の一部であったであろう CAI よ
りも当然若いはずだからである．

隕石中の炭酸塩の Mn-Cr 年代測定／藤谷，杉浦，市村，高畑，佐野

275とする物質の鉱物，化学組成に依存する．この効果を
53

マトリクス効果という．したがって，炭酸塩の Mn53

Cr 年代測定で正しい結果を得るためには，Mn/Crが既知の炭酸塩の標準試料を準備する必要がある．
しかしながら，先行研究ではこの分別の補正が正しく行われていない．なぜならば，Mn/Cr を精度よく分析できるほど十分 Cr を含有する炭酸塩が天然には産出せず，適切な標準試料を準備できないからである．
そのため，やむをえずアメリカ・アリゾナ州産のサンカルロス・オリビンで代用していることがほとんどである．これは，前節で説明したアイソクロン（図 1）において，データの横軸の値が正確に決まっていないこ
図2： 現在までに報告されているCMコンドライト中の炭酸塩の
53
53
Mn- Cr年代．LEW86010のanchorを用いて相対年代を絶53
53
対年代に焼き直してある．LEW86010は Mn- Cr年代測定の際通常anchorとして用いられるアングライトで，Pb-Pb
53
53
55
年代と Mnの初生値（ Mn/ Mn）
0がともに精度よく決まっている（本文参照）．CAIのPb-Pb年代は太陽系の形成年代に等しい．

とを意味する．もしこの値が系統的にエラーを含んで53いるとすると，グラフの傾きに相当する Mn の初生
53

55

値
（ Mn/ Mn）
0 の見積もり，そして年代値の見積もりも当然誤りを含むことになる．
以上のような状況を踏まえ，本研究では CM コンド
53

53

ライト中の炭酸塩の Mn- Cr 年代測定を行うととも
2 つ目に，炭酸塩の年代に，600 万年ほどの幅があに，マトリクス効果補正のための標準試料を準備した．

る（de Leuw et al., 2009 [13] は変成度と相関している

具体的には，Mn，Cr をドープしたカルサイト（方解石：と主張しているが，これまでに年代が測定された隕石

CaCO3）を実験室で合成し，それを用いて Mn/Cr の相は CM 2.1 がほとんどであり，水質変成の度合いはほ

対感度係数を評価した．本研究により，隕石中の炭酸ぼ等しい）．これは CM コンドライト母天体における塩に対して不確定性の小さい Mn- Cr 年代が求まり，水質変成の熱源を考えると，やや奇妙な結果である．

小惑星の形成とその変成についてより詳細な年代情報

水質変成は小惑星が形成する際に取り込まれた氷が何が得られることが期待される．さらに，炭酸塩の年代

らかの熱源によって融解し，その結果生じた水と岩石

が CAI の年代よりも古くなってしまうという矛盾がが反応して起こる．その熱源として最も寄与するのが解決され，他の年代測定の結果と調和的な確固たる初26

ケイ酸塩鉱物の主成分である Al の放射性同位体， Al

53

53

期太陽系年代学を構築することを目指す．

（半減期：73 万年）の壊変エネルギーによる熱である[15]．先に述べたように，炭酸塩の形成した温度はお2. 試料と分析手法

よそ室温くらいであり，熱源の半減期の短さを考えれば年代値がそれほど幅をもつということは考えづらい．

隕石試料は CM コンドライトに属する Murchison

我々は上記の点に着目し，このような結果は SIMS

（CM 2.5），Y791198（CM 2.4）
，ALH83100（CM 2.1），

による分析上の問題に起因すると考えた．SIMS 分析を準備した．水質変成度が異なる試
Sayama（CM 2.1）では装置内で異なる同位体間，元素間で分別が起こる． 料を分析することで，先行研究から示唆されるような
特に，元素間の分別は数倍のレベルで起こる．これは， 年代と変成度の関係を確認することができる．また，元素によって装置の感度が異なるためである．この効
53

53

果を補正するために，得られた元素比（ Mn- Cr 年代
55

52

Y791198 と ALH83100 に関しては炭酸塩の年代が先行研究で報告されているので，それらと比較すること

測定の場合は Mn/ Cr）を，元素組成既知の標準試料で，本研究で合成した炭酸塩標準試料の効果を確かめを分析した値で規格化しなくてはならない．この規格ることができる．

55

52

55

52

（ Mn/ Cr）のことを相化定数（（ Mn/ Cr）
measured/true）

隕石試料は，直径 1/2 あるいは 1 インチのガラスデ対感度係数という．このとき，分別の程度は分析対象

ィスクにエポキシ樹脂を使用して貼り付けた．樹脂が

276

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

図3： Murchisonに含まれるカルサイトの電子顕微鏡（SEM）像（上）とNanoSIMSによるイオン像（下）．SEM
像は左が反射電子像(BEI)，右がカソードルミネッセンス（CL）像．CLは微量元素の分布を調べる際に有効な手段とされる．SEM像のスケールバーは20マイクロメートル．イオン像の視野は50 x 50マイク
ロメートル．CL像およびイオン像から，元素組成は均質ではなくゾーニングがあることがわかる．

硬化した後，厚さが 100 マイクロメートル程度になる

は Mn が濃集している領域を調べるために効果的であように隕石を切断した．その後アルミナ研磨粉を用いり，年代測定に適した粒子を容易に探し出すことがでて表面を研磨し，最終的に粒径 0.25 マイクロメートル

きる．Y791198 も同様にカルサイトが主な炭酸塩であのダイヤモンドペーストで仕上げた．表面には炭素蒸る が，ALH83100 と Sayama は ド ロ マ イ ト（苦 灰 石：着を施し，電子顕微鏡観察や同位体分析の際，試料表

CaMg（CO3）2）が主な炭酸塩であった．Mn の含有量は面がチャージアップするのを防いだ．

概してドロマイトのほうが多く，Sayama に含まれる

炭素蒸着を施した試料は，まず走査型電子顕微鏡（SEM）を用いて表面を観察し，ターゲットとなる炭ドロマイトは最大 1.4 重量パーセントの Mn を含んでいた．

酸塩を探した．また，発見した炭酸塩に対して，エネ

炭酸塩の標準試料は以下の手順で準備した [16]．まルギー分散型 X 線分光（EDS）を用いて炭酸塩の化学

ず フ ラ ス コ 中 で NH4Cl，CaCl2・4H2O，MnCl2・4H2O，組成，特に Mn の存在量を調べ，カソードルミネッセ（H2O）2，N2H4・4HCl，CH3COONa の
Cr（CH
2
3COO）
4・

ンス（CL）を用いて Mn など微量元素の分布の観察を

水 溶 液 を 調 整 し た． フ ラ ス コ に 連 結 し た 試 験 管 に試みた．図 3 に Murchison 隕石中に見つかったカルサ（NH4）2CO3 を入れ，発生した二酸化炭素およびアンモ

イトの反射電子像（BEI），CL 像，NanoSIMS（後述）に

ニ ア を 水 溶 液 に 導 い た．CaCl2 +（NH4）2CO3 →よるイオン像を示す．Murchison 隕石ではカルサイト

CaCO3 + 2NH4Cl の反応により水溶液中には炭酸カル

が主な炭酸塩鉱物である．典型的な粒子サイズは 30

シウムの粒子が沈殿し，この粒子には Mn と Cr が含

マイクロメートルほどであり，Mn を最大 0.7 重量パまれている．この炭酸カルシウムの粒子は後方散乱電ーセントほど含む．また，CL 像からはカルサイトに

子回折（EBSD）によりカルサイトの多結晶であること

55

+

43

+

ゾーニングが見られ， Mn および Ca のイオン像とが確認された．典型的な粒子サイズは 300 マイクロメ

強度分布がよく一致していた．これは Y791198 中のカートル程度であり，Mn と Cr の存在量はそれぞれ 0.7，

ルサイトにも共通の特徴である．このように，CL 像

1.1 重量パーセント程度であった．この合成した粒子

隕石中の炭酸塩の Mn-Cr 年代測定／藤谷，杉浦，市村，高畑，佐野

277

は隕石試料と全く同様にエポキシに埋め込み，表面を55研磨した後，炭素蒸着を施した．

いて縦軸，横軸両方の誤差を加味し，York 法 [17] にSIMS による Mn および Cr の同位体分析は東京大学

52

Mn/ Cr のグラフにプロットした後，各データにつよって傾きとその誤差を見積もった．

大気海洋研究所に設置されている高空間分解能・高感度の二次イオン質量分析計（NanoSIMS）を用いて行っ

3. 結果と考察た．カルサイトの標準試料と隕石中の炭酸塩に対して，－

16 kV で加速した O イオンの一次イオンを電流値 1

Mn，Cr を含んだカルサイト標準試料に対して Mn/

nA に調整し，試料表面に照射した．一次イオンビー（ Mn/ Cr）
を
Cr 相対感度係数（（ Mn/ Cr）
SIMS/
EPMA）

ムの直径は約 5 マイクロメートルである．次に，発生であった．また，先求めたところ，0.63 ± 0.04（2 σ）

43

+

52

+

55

52

55

52

した二次イオンを 8 kV で引き出した後 Ca ， Cr ，

行研究において標準試料として代用されていたサンカ

55

ルロス・オリビンも分析したところ，相対感度係数は+

Mn を扇状磁場で質量分析し，3 つの二次電子増倍53+0.95 ± 0.02 であった．オリビンの相対感度係数は先を Cr と同一の二次電子増倍管を用いて検出した．

行研究のそれと一致しており（例えば [18]），合成カル

分析はこの一連の流れを 150 サイクル繰り返し，分析

サイトと比べて約 1.5 倍大きな値を示した．このことは，管で同時検出した．その後磁場の強さを変えて， Cr
52

+

43

+

52

+

55

52

時 間 は 1 サ イ ク ル 当 た り 最 初 の 磁 場（ Ca ， Cr ，

もしオリビンを標準試料として代用して Mn/ Cr の

55

+

53

+

Mn ）が 2 秒，次の磁場（ Cr ）が 5 秒である．隕石中

較正を行った場合，炭酸塩の標準試料を用いた場合にの炭酸塩に対しては粒子サイズに応じて複数のスポッ比べて値が 2/3 倍になってしまうことを示す．つまり，トを分析したものもある．図 3 のイオン像は一次イオ先行研究で得られたアイソクロンは横軸の値が 2/3 倍ンビームを電流値 20 pA，直径 1 マイクロメートル以に縮小されている可能性があり，グラフの傾きは見か

下に絞り，試料表面を走査して，元素の二次元的分布

け上 1.5 倍の値になる．式 1 によるとグラフの傾きがを調べたものである．

1.5 倍になれば（ Mn/ Mn）
0 の値も 1.5 倍になり， Mn

53

合成したカルサイトの標準試料は NanoSIMS で分析した後，電子線マイクロアナライザ（EPMA）によって Mn/Cr の 元 素 比 を 求 め，NanoSIMS で 得 ら れ た
55

+ 52

+

55

53

の半減期 370 万年を考慮すると年代は約 220 万年古くなってしまう．
次に隕石の分析結果について述べる．4 つの隕石

Mn / Cr と比較して相対感度係数を評価した．合（Murchison，Y791198，ALH83100，Sayama）に 含 ま成カルサイトには 1 つの粒子内に Mn/Cr 比で約 10 %れる炭酸の形成年代はそれぞれ 4562.6（+1.4/-1.9）Ma，程度の不均一性が存在するため，NanoSIMS で分析し4563.9（+1.1/-1.3）Ma，4562.8（+0.8/-1.0）Ma，4563.9

たスポットの周囲を EPMA で分析した．EPMA 分析（+0.6/-0.7）Ma であった．それぞれの隕石について求53

55

では加速電圧 15 kV，電流値 12 nA の電子線を用いた． められた（ Mn/ Mn）
0 の値は，LEW86010 隕石の Pb53

55

電子を照射することによる試料表面のダメージを避け

Pb 絶対年代および（ Mn/ Mn）
0 の値を用いて絶対年るため，ビームを直径約 20 マイクロメートルにデフ

代に対応させている．年代はすべて誤差の範囲内で一ォーカスし，スポット 1 点につき分析時間は 1 分に制

致 し， 平 均 4563.4（+0.4/-0.5）
Ma で あ っ た． こ れ は限した．

CAI 形成から約 500 万年後に相当する
（図 4）
．
53

52

55

52

隕石の分析で得られた Cr/ Cr， Mn/ Cr は合成

本研究で得られたデータは以下に述べる非常に重要したカルサイトの値で規格化した．隕石中の炭酸塩はなことを示唆している．一つ目に，本研究では先行研

+

52

+

通常 Cr のカウント数が非常に少ないため（ Cr  ～ 1

究のデータと比べて若い年代が得られている．特に，

cps），増倍管のノイズを補正する必要がある．ノイズ

Y791198 と ALH83100 については先行研究で年代が報

は検出器の直前にあるデフレクターの電圧を－ 10 V

告されているが，それらと比較して有意に年代が若い．

ずらし，イオンを検出器に入れない状態で計数して見これは炭酸塩の標準試料を用いて Mn/ Cr のデータ

積った．データにつける誤差は得られたシグナルのを 正 し く 較 正 し た 結 果 で あ る と 解 釈 で き る．

Poisson 分布および標準試料の分析値の再現性に基づ

ALH83100 に関しては，オリビンとカルサイトの Mn/

53

52

い て 計 算 し た． 得 ら れ た デ ー タ は Cr/ Cr vs.

55

52

Cr 相対感度係数の違いを補正すれば，先行研究 [13] と278

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

たように，異なる隕石で炭酸塩の形成年代が一致する
26

ことは，水質変成の熱源である Al の半減期が 73 万年と短いこととむしろ整合的であろう．
以下では本研究で得られた年代と他のコンドライト
グループおよびエコンドライトから得られている年代
情報とを関連づけて，初期太陽系における小惑星の形
成期間について論じてみたい（図 4）．
様々な隕石の中で，エコンドライトと呼ばれる隕石
は火成岩的組織を示し，分化した天体を起源にしている．また，一部の鉄隕石はそのような天体のコアを起源にしている．天体が溶融するための放射性熱源は
26

Al であり，その半減期から分化隕石の母天体は太陽系形成後，つまり CAI 形成後 130 万年以内に集積しなければならない [19]．一方，鉄隕石の W 同位体組成か
らは母天体内でのコア・マントル分離の時期が推定さ
53

53

図4： 本研究で得られたCMコンドライト中の炭酸塩の Mn- Cr
年代．本研究で得られた炭酸塩の形成年代は概して先行研究のものより若い．この結果は先行研究でコンドライトおよびエコンドライトから得られた年代情報と合わせて，小惑星の形成がCAI形成後から400万年は継続していたことを示唆する．

れており，CAI 形成後 150 万年以内に分離が起こったとされる [20]．HED 隕石と呼ばれる隕石グループはその反射スペクトルから小惑星 Vesta に類似する天体を起源にしていると考えられており，様々な HED 隕石
5353

に対して Mn- Cr 全岩アイソクロンが求められている．この年代はマントル内に存在する HED 隕石のリ本研究で得られた年代は誤差の範囲で一致する．しかザーバー間で Mn と Cr が分別した年代を表すと解釈

し Y791198 に関しては，先行研究 [12] と本研究で得らされ，その年代は 4565.6 Ma（CAI 形成から約 300 万れた年代は Mn/Cr 相対感度係数の差を補正しても一年後）である [9]．以上のように，少なくとも一部の小致しない．この原因は現在のところ不明であるが，少惑星は CAI 形成後百数十万年以内に形成し，まだ多なくとも本研究によって Y791198 の炭酸塩は CAI よ

量に存在していた Al を熱源として大規模溶融，コア・りも古い形成年代を示す，という結果は否定された．

マントル分化を経験したのである．

そもそも CAI 形成後すぐに小惑星が形成してしまう
26

26

一方，天体内の温度がそれほど上昇せず，大規模なと，含まれている Al の壊変エネルギーによる発熱で溶融を経験しなかった始原的な小惑星はいつ形成されあっという間に天体は溶けてしまい，コア・マントル

たのであろうか．コンドライトはそのような始原的なに分化した天体になってしまう [19]．おそらくエコン

小惑星を起源にしており，コンドルールや CAI といドライトと呼ばれる分化隕石はそのような天体から飛った太陽系星雲で形成された物質を含んでいる．コン

来したものであろう．したがって，始原的隕石である

ドライトの中でも非平衡普通コンドライト（UOC）やCM コンドライト中の炭酸塩が 4563.4 Ma に結晶化しCO，CR タイプの炭素質コンドライトなど熱・水質変たというのはその意味でもっともらしく，炭酸塩の標成をあまり受けなかった隕石に対しては，含まれてい

55

52

26

26

準試料を用いて Mn/ Cr のデータを正しく較正すれるコンドルールの Al- Mg 年代が報告されている [21]．

ば，矛盾のない，他の年代測定とも調和的な年代が得それによると UOC や CO コンドライトのコンドルー

られる．

ルと CAI の形成年代差は 200 万年程度であり，CR コ

二つ目に，本研究で得られた年代値は水質変成の度

ンドライトのコンドルールはそれよりやや若い．コン合いに関わらずすべて 4563.4 Ma で一致している．こドライト母天体はコンドルール形成後まもなく集積しれは先行研究で報告された年代データが約 600 万年のたと考えられるため [21]，少なくともコンドルールの幅をもつことと対照的な結果である．しかし先に述べ年代が求められているような UOC，CO，CR コンド

隕石中の炭酸塩の Mn-Cr 年代測定／藤谷，杉浦，市村，高畑，佐野279

ライトの母天体は CAI 形成後 200 万年以降に形成し，らず，コンドライト中の二次鉱物やエコンドライトの26

Al の熱源による加熱をあまり受けなかったのであろ

詳細な分析により，隕石母天体の集積とその進化につう．しかしながら，あくまでコンドルールの年代が求いてより一層の知見を得ることができるであろう．

められているコンドライトに限っての話であって，
熱・
26

26

水質変成を受けてコンドルールの Al- Mg 年代がリ

4. まとめセットされてしまったようなコンドライトはその限り
4 種類の CM コンドライトに含まれる炭酸塩に対し

ではない．

53

53

そして，水質変成の度合いが比較的激しい CM，CIて Mn- Cr 年代測定を行った．適切な標準試料を用タイプの炭素質コンドライトに関しては，本研究で分いて分析を行った結果，4 つの隕石に含まれる炭酸塩

析したような変成による二次鉱物が母天体の集積とそは 4563.4（+0.4/-0.5）
Ma という形成年代を示した．この後の変成のタイムスケールについて情報を与える．

れは先行研究と比べて有意に若い年代であり，水質変

CM コンドライト中の炭酸塩は水質変成の早い段階で成の熱源である短寿命放射性核種 Al の存在量と整合形成し [22]，そのときの温度は室温程度であったと考的である．本研究によって不確定性の小さい炭酸塩のえられる [6, 7]．本研究で得られた炭酸塩の形成年代

形成年代が求められたことで，隕石母天体の分化・変は CAI 形成後 500 万年であるため，母天体の形成は成の程度とその形成時期との関係は Al の存在量とい

26

26

26

CAI 形成後 400 万年ほどだったのであろう． Al はそう観点から整合的に説明できることがわかった．現在のころにはほとんど壊変してしまっていて，CAI 形成までに報告されているエコンドライトとコンドライト

時の 1/50 程度しかない．そのため，母天体はあまりに関する年代情報から，小惑星の形成は少なくとも加熱されなかったのである．

CAI 形成後 400 万年程度まで継続していたことが明ら

このように，最新の初期太陽系年代学の結果は，分かになった．

化した小惑星が形成した後に始原的な小惑星が形成した，という結論を導く．これは，一見不可解な結論の謝 辞ように思われるかもしれない．なぜならば，分化した
天体ももともとは始原的な材料物質からできているに

本稿の査読者である横山哲也博士（東京工業大学）に違いないからである．おそらく，分化した小惑星が集は多くの的確なコメントをいただきました．Sayama

積した場所は太陽に近く，微惑星の面密度が大きいた

隕石のサンプルは米田成一博士（国立科学博物館），中め，小惑星は短時間に集積してまもなく溶融してしま村智樹博士（東北大学）に提供していただきました．本

ったのであろう [23]．一方，太陽からの距離が遠い場

稿の内容について，比屋根肇博士（東京大学）には大変

所ではそれより後に小惑星が集積し，あまり温度が上有益なアドバイスをいただきました．本稿を執筆するがらなかったため始原的な特徴を保持していると考え機会を与えてくださいました橘省吾博士（東京大学）にられる．このように太陽から遠い場所に始原的な小惑

この場をお借りして御礼申し上げます．

星が形成されることは，観測からわかっている小惑星のタイプの空間分布とも整合的である．

参考文献

以上のように考えると，小惑星の形成時期とその分26化あるいは変成との関係は，熱源である Al の存在量という観点から整合的に説明することができる．そし[1] Brearley, A. J., 2006, in Meteorites and the Early Solar
System II, 587.

て，現在までに得られている年代情報を総合すると，[2] Tholen, D. J., 1989, in Asteroids II, 1139.

初期太陽系において，小惑星の形成は少なくとも CAI[3] Kurahashi, E. et al., 2008, Geochim. Cosmochim. Acta

形成後 400 万年程度は継続していたことがわかる．今後，分析技術の進歩に伴ってより高精度な年代情報が飛躍的に増えていくことが期待される．コンドルール
や CAI といった太陽系星雲中で形成した物質のみな

72, 3865.
[4] Bouvier, A. and Wadhwa, M., 2010, Nature Geosci. 3,
637.
[5] Kita, N. T. et al., 2005, in Chondrites and the←目次へ

ページTOPへ↑

280

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

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Sci. Lett. 67, 151.
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Acta 71, 5565.
[8] Birck, J. L. and Allègre, C. J., 1985, Geophy. Res. Lett.
12, 745.
[9] Lugmair, G. W. and Shukolyukov, A., 1998, Geochim.
Cosmochim. Acta 62, 2863.
[10] Amelin, Y. 2008, Geochim. Cosmochim. Acta 72, 221.
[11] Endress, M. et al., 1996, Nature 379, 701.
[12] Brearley, A. J. and Hutcheon, I. D., 2002, Meteorit.
Planet. Sci. 65, #5185.
[13] de Leuw, S. et al., 2009, Geochim. Cosmochim. Acta73, 7433.
[14] Tyra, M. A. et al., 2009, Lunar Planet. Sci. 40, #2474.
[15] Urey, H. C., 1955, Proc. Natl. Acad. Sci. USA 41, 127.
[16] Sugiura, N. et al., 2010, Geochem. Journal 44, e11.
[17] Ludwig, K. R., 2003, in Berkeley Geochronology
Center Special Publication 4, 1.
[18] Hoppe, P. et al., 2007, Meteorit. Planet. Sci. 42, 1309.
[19] Hevey, P. J. and Sanders, I. S., 2006, Meteorit. Planet.
Sci. 41, 95.
[20] Qin, L. et al., 2008, Earth Planet. Sci. Lett. 273, 94.
[21] Krot, A. N. et al., 2009, Geochim. Cosmochim. Acta73, 4963.
[22] Zolensky, M. E. et al., 1989, Icarus 78, 411.
[23] Ghosh A. et al., 2006, in Meteorites and the Early
Solar System II, 555.

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クロム同位体から探る初期太陽系の姿／山下281

特集「初期太陽系物質科学の最前線」

クロム同位体から探る初期太陽系の姿

山下 勝行

1

2010年7月15日受領，2010年11月7日受理．

（要旨）消滅核種を用いた年代測定法は，U-Pb 法などを使った絶対年代の測定が困難な惑星物質の年代決定
5353の手法として，これまでにも様々な隕石研究で利用されてきた．その一つである， Mn- Cr 法は，親核種53である Mn の半減期が 370 万年であることから，太陽系形成後 2 ～ 3000 万年までの歴史を明らかにするた54

めに理想的な手法である．さらに最近では分析技術の進歩に伴い， Cr をトレーサーとした宇宙化学的研究も進んでおり，太陽系物質の起源や進化プロセスの解明に利用されることが期待されている．

1. はじめに

周波誘導結合プラズマ質量分析計（MC-ICPMS）や 2 次イオン質量分析計（SIMS）を使った分析技術のめざま

太陽系物質の起源や，その進化プロセスの解明は地

しい進歩は，これまで測定が困難であった元素の高精

球惑星科学の重要な研究課題の一つである．我々はこ度同位体分析を可能にし，さらにはミクロンレベルのの問題に挑戦するために様々な方法を駆使して研究を

微小領域の物質科学的情報を引き出すことも可能とし続けているが，その中でも隕石やその構成物質中にフた．これらの分析手法によって得られた情報を用いる

ィンガープリントとして残されている記録を，化学的ことで，我々はこれまでベールに隠されていた初期太手法で読みとる宇宙化学は，46 億年前の太陽系の姿

陽系の姿を明らかにしつつある．本総説ではその中かを知るための最も直接的な方法の一つである．特に放ら，筆者が最近特に力を入れているクロムの同位体分

射性核種を用いた年代測定から得られる情報は太陽系

析と，その宇宙化学的応用について簡単にまとめる．

における様々な物質進化のプロセスを時間軸にそって記述するためには必要不可欠である．同時に同位体異常（ここでは放射性同位体の壊変を含まず，質量分別

53

53

2. 惑星物質の年代学と Mn- Cr
年代測定
放射壊変系を使った初期太陽系物質の年代測定法は，に依存しない同位体比の「平均的な地球組成」からの逸脱をさす）の検出は，これらの核種を太陽系に供給利用する核種の半減期によって大きく 2 種類に分けるしたプロセスに対する知見を与えてくれるだけではなことができる．その一つは半減期が比較的長く，現在

く，幅広い岩石学的・化学的特徴を持つ隕石（あるいでも親核種の放射壊変が続いている「長半減期核種」

は隕石母天体）間の関係についても重要な制約を与えを利用したもので，代表的なものとしては K- Ar，てくれる．宇宙地球化学研究を支えている事の一つが，87

同位体分析技術の進歩であることは疑う余地もない．

ある（表 1）．これらの年代測定法を用いることによっ固体物質を構成する元素の分析に関していえば，20て，物質の絶対年代を求めることができる．しかしそ世紀半ばから使われてきた表面電離型質量分析計の一方で，長い半減期は得られる年代の誤差にも反映（TIMS）を用いた同位体分析に加え，多重検出器型高され，後で述べる消滅核種を使った年代測定法に比べ1. 岡山大学地球物質科学研究センター
kty@misasa.okayama-u.ac.jp

40

87

147

143

238,235

Rb- Sr， Sm- Nd，

232

40

206,207,208

U- Th-

Pb 法などがて多くの場合，時間的分解能は低い（ただし年代の誤差の要因となるのは半減期だけではない）
．その例外

282

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010
238

出てくる．さらに現状では， U/

表1：
表1

U の精密同位体

年代測定に利用する代表的な同位体系。半減期は[1, 2]より引用。

比測定に数百ミリグラム以上のサンプルが必要とされ親核種ることから [5]，微少な試料（例えばコンドリュール一

娘核種

表1

半減期（年）（長半減期核種）年代測定に利用する代表的な同位体系。半減期は[1,2]より引用。
K
親核種

Ar
娘核種

40

Rb
（長半減期核種）

87

Sr48.8 × 109

K La

40

Ar138Ce

1.25 ×109×* 1011 *
1.04

RbSm

87

176
La

Sr143Nd

48.8 ×109× 1011
1.06

Lu

138

Sm
187

Re

143

Nd
187

Lu
232

176

Hf208

Re

187

Os207

40 13887 147
138
147
176
187

Th

235

U

Ce176Hf

Th

208

Pb

235

U

207

Pb

238

U

206

Pb

232

238

U

206

粒）
の年代を求めることは困難であるといえる．即ち，1.25 × 109 *
半減期（年）

40

87

207

238

位体と U/

1.06 ×

4.6 × 1010

しかしその一方で，CAI やコンドリュールの形成，

1.4010 × 1010

4.6 × 1010

Pb

さらには分化した天体（エコンドライト母天体）の集積

0.7038099
× 109
101.4010 × 10

PbAl
（消滅核種）

4.4683 × 109

0.7038099 × 109

は太陽系形成後の非常に短い期間（太陽系形成後数4.4683 × 109

百万年）に起きていたことも明らかになりつつある．

Mg

26

26

Ca
Mn

41

41 53

Mn
60
Fe

53

Mg41K

6
0.73 ×0.110×106

K 53Cr

0.1 ×3.7
106× 106

53

Cr60Ni

Fe
129

60

I

129

Xe142

142

Nd

129

146
146

Sm

Sm

182
182

I
Hf

182

Hf

182

PuPu

W

様々な化学組成を持つ物質に利用することができ，か
つ百万年かそれ以下の誤差で年代を求めることのでき

3.7 ×1.5
106× 106

る年代測定法が必要である．そこで用いられるのが消1.5 × 106Xe

16 × 106

16 × 106

Nd

103 ×

106

9.4 ×

106

103 × 106W

9.4 × 106

滅核種
（太陽系形成時には存在していたが，半減期が太陽系の年齢に比べて短いため，現在では残っていな

81 ×81106× 10

Xevarious
Xevarious

244

244

Ni129

これらの出来事の順序を正確に記述するためには，

0.73 × 106

26

AlCa

26 41

U 比の両方の精密同位体分析を行える

になる．

1011

3.5 × 1010

Pb

235

だけの，十分な量が確保できる試料にのみ使えること

11
1.04 ×3.510× *1010

Os

206

Pb- Pb 年代測定法は，U/Pb 比が高く，かつ Pb 同

（消滅核種）

60

235い核種）を使った年代測定法である．その代表的なも

6

40
138
は一部β-壊変してCa 138に、
La は一部電子捕獲で
Ba に変わる。
* * 40K K
は一部β-壊変して
Ca に、
La は一部電子捕獲で
Ba に変わる。

40

40

138

138

のを表 1 にまとめた．消滅核種を使った年代測定法は，それだけでは相対的な年代の差（相対年代）
しか求める

238,235

206,207

Pb 年代測定法（正確にはことができない．しかし半減期が短い分，比較的短い

Pb- Pb 年代測定法）である．この年代測定法は，親時間の中で起こった現象に敏感に反応する．本総説でともいえるのが，
207

U-

206

核種のひとつである

235

U の半減期が比較的短く，かつ
207

206

53

53

詳しく説明する Mn- Cr 年代測定法もその一つであ53

Pb- Pb 年代

り， Mn の半減期が約 370 万年 [7] であることから，に限って言えば，親核種と娘核種の比を測定する必要

太陽系形成後約 2 〜 3 千万年までの出来事を記述するがないことから，一部の初期太陽系物質の年代を百万のに最も適している．

精度良く求められていること，そして年以下の誤差で求めることに成功している [3, 4]．た53

53

Mn- Cr 年代測定法（以後 Mn-Cr 法）を利用した年

だしこの手法にも弱点はある．それは，（1）物質形成

代測定は 1980 年代半ばから本格的に利用されるよう後の 2 次的な作用によって系が乱されやすい，（2）実になった [8, 9]．その中でも一つのベンチマークとな験中のブランクに敏感で，化学処理を使う分析法ではったのが Lugmair らによる HED（Howardite-Eucrite-

クリーンルーム等の大がかりな設備無しでは分析が困

Diogenite）隕石を中心としたエコンドライトの年代学難である，（3）精密な年代測定は U/Pb 比の高い（結果的研究である [10]．彼らは TIMS を使った質量分析に的に普通鉛に比べて U 起源の鉛が多く蓄積される）試

工夫を加えることで（後で述べる 2 次補正）
，当時とし料に限定されることなどである．さらに最近では，て は 最 も 精 度 の 高 い Cr 同 位 体 分 析 を 可 能 に し，

207

HED 母天体の形成が太陽系の非常に早い段階で始ま

206

238

Pb- Pb 年 代 測 定 法 の 前 提 で あ っ た， U/

53

235

U=137.88 という値についても疑問視され始めていっていたことを明らかにした [10]．この手法はその後，る [5, 6]．Brennecka らの報告によると CAI（Calcium-

石鉄隕石の年代測定などにも利用され [11]， Pb- Pb

aluminum-rich inclusions）や一部のエコンドライトの年代測定法だけでは明らかにすることのできなかった，

238

235

207

206

U/ U 比はわずかであるが 137.88 からずれている [5,

太陽系の最も初期の歴史の解明に大きく貢献した．し6]．これが正しければ，これまで得られている Pb-Pb

かしその一方で，2000 年代に入って，先に述べた「質年代の中には，数十〜数百万年の補正が必要なものも

量分析の工夫」に問題が指摘され始めた．TIMS を使

クロム同位体から探る初期太陽系の姿／山下

283

った同位体分析では質量分析の際に生じる同位体差別効果の補正を，複数の安定同位体（放射壊変による変化のないもの）を用いて行うことが多い．クロムの同5052

位体分析も例外ではなく，通常の分析では Cr/ Cr
比 を 用 い て 同 位 体 差 別 効 果 の 補 正 を 行 う． し か しLugmair らの分析方法では，この補正を行った後に，
54

52

（2
さらに Cr/ Cr 比を用いて同位体差別効果の補正
次 補 正：second-order fractionation correction）を 行
53x

うことで，ε Cr の分析精度を高めていた（ε Cr =
x

52

x

52

4

（
[ Cr/ Cr）sample/（ Cr/ Cr）standard-1] x 10 ）．この補正
5452は分析対象となる試料の Cr/ Cr 比がスタンダードのそれと同じであることを前提としている．隕石の54

52

Cr/ Cr 比は炭素質コンドライトやその中に含まれる CAI などに同位体異常が存在することは当時既に知られていたが，それ以外の隕石からは報告されていなかったことがその背景にあったのであろう．しかし，
2007 年に Trinquier[12] らによって，炭素質コンドラ
イトだけではなく，普通コンドライト，HED 隕石，
54

メソシデライト，SNC 隕石についても Cr 同位体異図1： コンドライト，エコンドライト，石鉄隕石、鉄隕石のε54
Cr値．データは[12, 20]より引用．

常が報告されると，Lugmair らのデータは再検討が必要と考えられるようになった [13]．ここで注意しなけはできるが，それを絶対年代に置き換えるためには，

ればならないのは，アイソクロンを求める際に使った

初生 Mn/ Mn 比と絶対年代の両方が正確に求められ

54

試料に Cr 同位体異常があったとしても，その大きさ

53

55

た「アンカー（基準）」が必要となる．現在，最もよくが全て同じであれば，アイソクロンが平行移動するだ

使われているアンカーはアングライト LEW 86010 とけで年代には大きな影響はでないことである．しかしD’
Orbigny である．これらの隕石の絶対年代と初生

当然ながら，求められるε Cr 値には 2 次補正による

53

ず れ が 生 じ る こ と に な る．Lugmair and Shukolyu-± 0.07）x 10 ，4564.42 ± 0.12 Ma と（3.24 ± 0.04）x

kov[10] にとって不幸であったのは，このようにして10 である [10, 17, 18]．これらのアンカーを用いた絶

53

53

53

55

Mn/ Mn 比はそれぞれ，4558.55 ± 0.15 Ma と（1.25-6-6

求められたε Cr 値を説明するために， Mn が初期太対年代には約 0.8 Ma の差が生じるので，年代を比較

陽系に不均一に分布していたというモデルを立てたこする際には注意が必要である．また，アンカーの信頼

53

53

55

とである [10]．もし Mn が太陽系の異なる場所で不均

性 に 関 し て は，D’
Orbigny の Mn/ Mn 比 は Yin ら

一に存在していたのであれば，Mn-Cr 法では同じ領域[19] によって確認されているが，LEW 86010 に関しで形成された試料同士の年代差しか求めることができては 2000 年代に開発された精密分析法を使った確認ない．しかし，その後開発された，2 次補正を用いなはされていないので，異なるラボによるチェックは今53

い手法 [14, 15] から得られたデータからは， Mn の不後の課題である．

均一性を支持する結果は得られておらず [13]，また他

このように，Mn-Cr 年代測定法にはまだ課題も残さの年代とのクロスキャリブレーション [16 など ] かられているが，その応用範囲はきわめて広い．この章のも，Mn-Cr 年代測定法は一部の隕石にのみ使えるもの

最後に，最近の研究例として山川らによるユレイライ

ではなく，太陽系の内側（inner solar system）で形成トの研究を紹介する [20]．ユレイライトはエコンドラ

されたと考えられる多くの物質の年代測定に利用でき

イトの一種で，その大半は主としてカンラン石と輝石ることが明らかになりつつある．

（＋炭素）からなる，超塩基性岩である．しかし部分溶

さて，Mn-Cr 年代は物質間の相対年代を求めること

融の痕跡を残しているにもかかわらず，その化学的特284

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

徴の一部（酸素同位体や希ガス同位体など）は始原的隕
石のそれに近い [21]．従って，その先駆物質や母天体

54

3. Cr から探る初期太陽系の姿

形成のタイムスケールの解明は，太陽系の最も初期の物質進化プロセスを知る上で極めて重要である．ユレ

先に述べたとおり，クロム同位体分析の手法にはイライトは粗粒のカンラン石，輝石，炭素からなるモ

TIMS, MC-ICPMS, SIMS などがあるが，現時点で最ノミクトユレイライト（monomict ureilite）と，これとも精度の高い分析法は TIMS である [14, 15]．この分析は組成の異なる岩片を含むポリミクトユレイライト

法のもう一つのユニークな点は，ε Cr と同時に ε（polymict ureilite）に分けることができるが，その大53

54

Cr を精度良く測定することができることである．鉄半を占めるモノミクトユレイライトは，年代測定に用周辺の元素（Ca-Zn）の多くがそうであるように [2]，クに枯渇いる元素（Rb, Sr, U, Th, Pb，希土類元素など）

ロムの同位体に関しても，中性子の多い Cr の同位体54

しているため，精度の良い年代測定は困難であった．

異常が様々な隕石から報告されている [12, 13, 20, 24,

そのため，一部の研究者はポリミクトユレイライト中

25, 26]． Cr は Cr と異なり，年代測定に利用されるの玄武岩質岩片に着目し，その年代を，SIMS を使っことはない．しかし，種類の異なる隕石を特徴づけるた Al-Mg 法，Mn-Cr 法で求めていた [22, 23]．これら

54の研究から得られた結果は，ユレイライトが約 4562

らの起源を明らかにするトレーサーとしての役割を果

Ma という非常に古い時期に形成されたことを示してたす．その一つの例として，山川ら [20] が年代を求めいる．しかし，ここで分析の対象となったのは，ユレることに成功した，ユレイライトの研究を紹介する．

54

53

Cr 同位体異常は，隕石グループ同士の関係や，それイライト中の特異な岩片であるため，ユレイライト母

ユレイライトは，その高い炭素含有量や，酸素同位天体の年代を厳密に議論するには不十分であった．モ体，希ガス同位体や親鉄元素の特徴が炭素質コンドラ

ノミクトユレイライトは Mn，Cr を数千 ppm のオーイトに類似することから，その先駆物質は炭素質コンダーで含むため，そのクロム同位体分析は比較的容易

ドライトであることが有力視されてきた [21]．炭素質である．その反面，鉱物学的に極めてシンプルである

コンドライトは，そこに含まれるコンドリュールやため，アイソクロンを求めるために必要な Mn/Cr 比

CAI，鉱物粒子レベルでは大きさの異なる正負の εの開きを期待できないという問題があった．この問題

54

を克服するために山川らは，粉末にした試料を，数種から +1.5 ε程度の異常を示す．これに対して，山川

類 の 酸 を 用 い て 段 階 的 に 分 解 す る こ と で， 異 な るらによって求められたユレイライトのε Cr は，ほぼ

Mn/Cr 比を持つ相を化学的に分離した．さらに，イ全ての試料で約－ 0.9 εであった [20]．この値は，こオン交換法を利用した Cr の分離方法や，質量分析のれまで求められている全岩隕石の中で最も低い値であ技術にも改良を加え，数マイクログラムのクロムのる．先に述べたとおり，炭素質コンドライトのε Cr

5354

Cr 同位体異常を示すが，全岩レベルでは概ね +0.5ε5454

ε Cr，ε Cr 値をそれぞれ± 0.0005%，± 0.0010%

は，全岩レベルでは正の値を示すが，鉱物粒子レベルの精度（2 σ）で求めることに成功した [15]．これらのでは正負の値を示す．従って，負の同位体異常を持つ技術を使って，山川らはモノミクトユレイライトの母

鉱物起源のクロムを部分溶融の際に優先的に取り込む

天体集積・分化が 4564.60 ± 0.67 Ma には始まっておことができれば，炭素質コンドライトからユレイライ

り，その火成活動が最低でも数百万年は続いたことをトを作ることは不可能ではない．しかし，ユレイライ

明 ら か に し た [20]． こ こ で 興 味 深 い の は， こ の ～トの多くが部分溶融の残渣（residue）であることと，4565Ma という年代が，HED 隕石やアングライトとい

最初に溶融すると考えられる鉱物（メタル，炭酸塩鉱

った，他のエコンドライトの最も古い年代と一致して物など）が負の同位体異常を示す（言い換えると，残渣いることである．このことは，太陽系初期のエコンド

は出発物質よりも高いε Cr 値を示す）ことを考慮す

ライト母天体形成が，隕石の種類によらず，ほぼ同時ると，炭素質コンドライトの部分溶融によってユレイ期に始まったことを意味する [20]．

ライトを形成することが困難であることが分かる [20]．

54

では，ユレイライトの先駆物質は何であったのか．これに対する明確な回答は現時点では得られておらず，

クロム同位体から探る初期太陽系の姿／山下285

今後研究が期待されるテーマの一つとして残されてい年に求められた値が現在でも一般的に使われている．

る．

しかし，2002 年に米田ら [27] によって発表された値は，

54

Cr の同位体異常は太陽系全体の物質進化について

Honda and Imamura[7] の値とは誤差範囲を超えた不も興味深いメッセージを伝えている．図 1 はこれまで一致を示している．半減期の違いは，年代測定の対象

54に発表されている隕石のε Cr 値を，隕石の種類ごととなる物質の初生 Mn/ Mn 比が近い場合にはそれほにまとめたものである．これを見て分かるように，ア

ど大きな影響は出ないが，そうでない場合は年代差にングライトと普通コンドライトの同位体比が比較的良顕著に表れる．従って，この問題の解決は，Mn-Cr 年

く一致していることを除けば，コンドライトとエコン

代測定のさらなる発展には欠かせないものである．ま54

ドライトのε Cr 値は異なる値を示す（オーブライト
54

53

55

た，半減期の決定以外でも，アンカーの不足は今後克とエンスタタイトコンドライトのε Cr 値も誤差範囲

服されなければならない問題として残っている．先に内で一致しているが，これはオーブライトのデータがも述べたとおり現在アンカーとして使われているのは少なく，誤差も大きいためである）．特に，エコンド

アングライト LEW 86010 と D’Orbigny である．しかし，ライトの大部分を占める，HED 隕石とユレイライト

種類（分類）の異なる隕石は，その Cr 同位体異常が示の同位体比は，どのコンドライトとも一致せず，複数しているとおり，太陽系の異なるリザーバーで形成さのコンドライトの混合によっても説明できない．このれた可能性が高い．もしそうであるならば，アンカー

ことは，現在我々が手にしているコンドライトが，必はアングライトだけではなく，年代や化学的・岩石鉱

ずしもエコンドライトの先駆物質であったわけではな

物学的特徴の異なる複数の隕石（あるいはその構成物

いことを示している．これらのエコンドライトの組成質）を使って求めることが理想であろう．
そのためには，を説明するためには，ユレイライトと同じか，さらに他の年代測定法（Pb-Pb, Al-Mg, Fe-Ni 法など）とのク5454

低いε Cr 値を持つ始原的物質が必要である．しかしロスキャリブレーションがますます重要となってくるながら，現時点ではそのようなものは，鉄隕石中のクので，今後その分野の研究にも期待したい．

ロマイト [12] を除けば，全く見つかっていない．これまでの宇宙地球化学では，コンドライト（特に CI コン

謝 辞ドライト）を太陽系の組成を代表するものとして取り扱ってきた．この仮定は，太陽系の組成を考える際のクロムを使った研究を進める上で Qing-Zhu Yin 博

大枠としては現在でも成り立つ．しかし，クロムを含士，木多紀子博士，山川茜博士，丸山誠史博士，岡山

む，精密な同位体データを説明するには不十分であり， 大学地球物質科学研究センターの皆様には数多くのア
その意味での修正は今後必要になるであろう．

ドバイスを頂きました．東京工業大学の横山哲也博士には本原稿に関して多くの建設的なコメントを頂きました．以上の方々に感謝します．

4. 今後の展望
以上，まとめてきたとおり，クロムの同位体は惑星

参考文献

物質の年代測定だけではなく，物質の起源を明らかにするためのトレーサーとしても理想的である．クロム
同位体を通じて，初期太陽系の姿が明らかになりつつ[1] Allègre, C. J. 2008, Isotope Geology, Cambridge
University Press.

ある背景には，分析技術の進歩 [14, 15] とデータの蓄[2] Birck, J.-L. 2004, in Geochemistry of Non-Traditional積が貢献していることは間違いなく，今後さらに多く

Stable Isotopes, ed. C. M. Johnson, B. L. Beardの隕石についてデータが求められることが期待される．

& F. Albarède (Mineralogical Society of America,

ただし，技術開発やデータの蓄積以外でも課題は残っWashington D. C., USA), Ch. 2ている．例えば，年代決定には親核種の半減期が正確
53[3] Amelin, Y. et al. 2002, Science 297, 1678に求められていることが重要であるが， Mn の半減[4] Connelly, J. N. et al. 2008. ApJ, 675, L121

期に関しては，Honda and Imamura[7] によって 1971

[5] Brennecka, G. A.et al. 2010a, Science 327, 449

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286

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010[6] Brennecka, G. A. et al. 2010b, Lunar Planet. Sci. Conf.,
41, 2117[7] Honda, M., & Imamura, M. 1971, Phys. Rev. 4, 1182
[8] Birck, J.-L. & Allègre, C. J. 1985, Geophys. Res. Lett.
12, 745.
[9] Birck, J.-L. & Allègre, C. J. 1988, Nature 331, 579.
[10] Lugmair, G. W., & Shukolyukov, A. 1998, Geochim.
Cosmochim. Acta 62, 2863.
[11] Wadhwa, M. et al. 2003, Geochim. Cosmochim. Acta67, 5047.
[12] Trinquier, A. et al. 2007, ApJ, 655, 1179
[13] Trinquier, A. et al. 2008, Geochim. Cosmochim. Acta
72, 5146[14] Trinquier, A. et al. 2008, J. Anal. At. Spectrom., 23,
1565.
[15] Yamakawa, A. et al. 2009, Anal. Chem., 81, 9787.
[16] Yin, Q-Z. et al. 2007, ApJ, 662, L43[17] Glavin, D. P. et al. 2004, Meteorit. Planet. Sci. 39, 693[18] Amelin, Y. 2008, Geochim. Cosmochim. Acta 72, 221[19] Yin, Q.-Z. et al. 2009b, Lunar Planet. Sci. Conf., 40,
2060[20] Yamakawa, A. et al. 2010, ApJ, 720, 150.
[21] Mittlefehldt, D. W. et al. 1998, in Planetary Materials,
ed. J. J. Papike (Mineralogical Society of America,
Washington D. C., USA), Ch. 4[22] Goodrich, C. A. et al. 2002, Meteorit. Planet. Sci. 37,
A54[23] Kita, N. T. et al. 2007, Meteorit. Planet. Sci. 42, A83[24] Rotaru, M. et al. 1992, Nature 358, 465[25] Podosek, F. A. et al. 1997. Meteorit. Planet. Sci. 32,
617[26] Shukolyukov. A., & Lugmair, G. W. 2006, Earth
Planet. Sci. Lett., 250, 200[27] Yoneda, S. et al. 2002, Bull. Natn. Sci. Mus., Tokyo,
Ser. E, 25, 7

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高精度・微小領域酸素同位体局所分析の取り組み／牛久保287

特集「初期太陽系物質科学の最前線」

高精度・微小領域酸素同位体局所分析の取り組み
牛久保 孝行1

2010年7月12日受領，2010年11月3日受理．

（要旨）二次イオン質量分析計はミクロンスケールの微小な試料の同位体比分析が可能である．ウィスコン
シン大学では，二次イオン質量分析計を用いた酸素同位体比分析の高精度化に取り組み，約 15 ミクロン径

図１(B&W)のイオンビームを用いて± 0.2‰，約 2 ミクロン径のイオンビームを用いて ±1‰の分析精度（いずれも標準
試料分析値の分散，2SD）を達成した．これらの分析法を用いて，4 億 7 千万年前の堆積岩から回収された隕
石由来のクロマイトや，NASA のスターダスト探査機によって Wild 2 彗星から持ち帰られた彗星コンドリ
ュールの酸素同位体比の特徴を明らかにした．

1. 初期太陽系物質の酸素同位体
酸素は太陽系で水素とヘリウムに次いで 3 番目に多，い元素で，3 つの安定同位体， O（99.76%）， O（0.04%）
18

O（0.20%）がある．酸素は難揮発性の酸化物や珪酸塩

鉱物（例えば ZrO2，Al2O3，Mg2SiO4 など）から有機物，
揮発性の高い水（H2O）や一酸化炭素（CO）まで，多様な物質に幅広い温度・圧力条件下で安定して存在する．
そのため酸素は，原始太陽系星雲でのガス組成の変化
や塵とガスとの反応，微惑星の集積後の熱変成や水質
変成，惑星形成後の分化や表層環境の変化，といった太陽系の形成・進化の様々な過程に関わり，その度に太陽系物質の酸素同位体比組成は変化（多様化と均質化）を繰り返してきたと考えられる．初期太陽系物質の酸素同位体比を測定することで，その物質が形成した環境やその場に存在したガスや塵の酸素同位体比の痕跡を知ることができる．こうした情報は，太陽系の形成過程と太陽系物質の進化を理解するうえで，重要な手がかりにひとつになることが期待される．

10
5

150

17

100

δ17O

16

200

0

R
O
HED

-5

COS[3]

地球マントルC
0 5 10 15

-10

TF

-5
50 a006
コンドリュール[2]0コンドリュール
CAI-50

太陽風[5,6]
-100
-100

-50

0

50

100

150

200

δ18O
図1： 初期太陽系物質の酸素同位体組成の概略図．コンドライト
隕石の包有物(コンドリュールやCAI，COSなど)は傾き約1の線の沿うようにして広い範囲に分布している．隕石母天体（微惑星）や地球や火星にも，小さいながらも有意な
酸素同位体比の違いがあることが知られている．TF :地球物質の典型的な同位体比分別線（Terrestrial Fractionationline），R :Rコンドライト，O :普通コンドライト，C :炭素質コンドライト，HED :HED分化隕石．

初期太陽系物質の酸素同位体比組成の概略を図 1 に示す．酸素同位体比は標準海水（VSMOW）を基準とし1817た千分率（‰）で表示される（δ O，δ O）．殆どの地
1. ウィスコンシン大学マディソン校
ushi@geology.wisc.edu

球 物 質 は 典 型 的 な 傾 き 約 1/2 の 同 位 体 比 分 別 線
17

18

上
（Terrestrial Fractionation line; δ O=0.52×δ O）に分布する．一方で，多くの地球外物質が Terrestrial
Fractionation line から外れた酸素同位体比組成を持つ

288

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

こ と が 知 ら れ て い る． 地 球 外 物 質 の Terrestrial

ことや，イオンビームを絞ることで 10 ミクロン前後

Fractionation line からのずれの大きさを表す指標としの領域の同位体比や微量元素濃度の分析ができること

17

17

18

てΔ O 値（= δ O-0.52 ×δ O）が用いられることがあから，コンドライト隕石の包有物など，小さな試料やる．始原的なコンドライト隕石の小さな CAI（Ca や Al

ミクロンスケールで大きな同位体比の不均一が予想さに 富 む 包 有 物 ）や コ ン ド リ ュ ー ル，Cosmic

れる試料などの研究に用いられている．特に初期太陽Symplectite（COS，磁鉄鉱（Fe3O4）と鉄ニッケル硫化系物質の酸素同位体比の研究において，二次イオン質

物の微細結晶集合体）では，全体で 200‰以上の酸素量分析計の果たした役割は極めて重要である．図 1 に同位体比の変動がみられ，しかも質量に依存した同位おける傾き 1 の分布の両端である極めて O に富む

体比分別直線（傾き約 1/2）とは明らかに異なる傾き 1

a006 コンドリュール（δ O ～δ O ～－ 75‰）[2] や太の線上に分布している．また，小惑星に由来する様々

陽系の始原的な水の酸素同位体比組成（δ O ～ δ O

16

18

17

18

17

な隕石母天体や，地球や火星などの惑星の間にも酸素～ 180‰）を反映していると考えられる COS の発見

同位体比に僅かではあるが有意な違いがあることが知[3,4]，太陽風の酸素同位体比分析 [5,6]，太陽系物質のられている．太陽系物質の酸素同位体比の不均一性や素材となったであろう珪酸塩プレソーラー粒子の発見

分布がどのようにして形成されたのか，時間や空間分[7] 等，太陽系の形成を考える上で鍵となる物質の酸布がどうだったのか，理論・実験・分析の面から様々

素同位体比は，二次イオン質量分析計により分析されな議論がなされている [1]．

たものである．しかも，これら重要な研究に多くの日本 稿 で は， ア メ リ カ， ウ ィ ス コ ン シ ン 大 学 のWiscSIMS Laboratory で行われている，二次イオン

図２(B&W)
質量分析計（SIMS）
を用いた酸素同位体比局所分析法の精度向上のための取り組みと，初期太陽系物質へ適用した 2 つの例について紹介する．二次イオン質量分

本人研究者が関わっていることは特筆するに値する．

2. 一つ一つのデータを評価するということ
ウィスコンシン大学の WiscSIMS Laboratory では，

析計は，加速したイオン（一次イオン）を収束させて試

マルチ検出器を搭載した二次イオン質量分析計

料に照射することで試料表面の物質をはじき飛ばすよ（図 2（a））を用いて，地球物質や
CAMECA IMS 1280

うにしてイオン化（二次イオン）し，質量分析を行う機

地球外物質の同位体比や微量元素濃度分析を行ってい+器である（図 2）．セシウムイオン源（Cs ）と酸素イオ-

る．二次イオン質量分析計は U-Pb 年代測定や微量元

ン源（O ）を使い分けることで，陽イオン化しやすい物

素分析などに広く用いられてきたが，WiscSIMS では質（例えばマグネシウムやカルシウム）と陰イオン化し

安定同位体（酸素，炭素，硫黄，珪素など）の高精度分やすい物質（例えば酸素や炭素）の両方とも分析できる

析技術に特化し，累帯構造を持つ鉱物試料のマイクロ(a)

セクター磁場

セクター電場Cs+イオン源
O-イオン源

アパーチャ

スリット
電子線銃

(b)

17O-

16O- 18O-

スリット

レンズ
ディフレクタスリット・アパーチャ
バルブ

試料台

図2：（a）二次イオン質量分析計（CAMECA IMS 1280）の概略図．
（b）検出器付近の拡大図．（[8]から加筆修正）

Faraday Cup
Electron multiplier高精度・微小領域酸素同位体局所分析の取り組み／牛久保

289

スケールの同位体比の変動などを調べることで，地球ルダーを使う場合，標準試料と未知試料共に試料ホル

科学や惑星科学の研究においてバルク分析では得られダーの中心から半径 5mm 以内に埋め，表面の凹凸（た

なかった新しい知見を得ることを目指している [8]．

とえばエポキシと試料の段差）を数ミクロン以内に抑地球外物質の酸素同位体比分析では，3 つの検出器をえれば，試料表面形状による同位体比分析値（δ O）

使用して酸素の 3 同位体イオン強度を同時に計測し，のずれは，分析精度と同程度の± 0.3‰の範囲内に収分析中の二次イオン強度の僅かな揺らぎの影響を最小まることが確かめられている（詳しい要件やテスト分限に抑えている（図 2（b））．

析の結果については [8,9] を参照していただきたい）．

18

初期太陽系物質では，微細な構造を持ち同位体比がまた，高精度分析の要件に合うように準備された試料均一でないことが予想されるものや，試料そのものがでは，試料ホルダーを交換しても分析値にずれが出な

ごく少量しかない場合がある．とりわけ，ミクロンス

いことを確認している [9]．未知試料と標準試料が一ケールの分析を得意とする二次イオン質量分析計に期緒に埋めてあることが高精度分析の必須条件であると待されるのは，そうした“制約付き”の試料を分析す

考え，無理をして標準試料を不適切な位置に埋めたり，ることであろう．二次イオン質量分析計による分析は試料表面に凹凸をつけたりしてしまうことは明らかに微小領域とはいえ破壊分析である．試料によっては複間違いである．

数のデータを取得し再現性を確認することが難しい場
合も考えられるので，一つ一つのデータにどの程度の次に，こうした取り組みを踏まえ，筆者が分析技術開発を担当した 2 つの研究例について紹介する．

誤差があるのかを評価する必要がある．

3. 隕石化石（Fossil Meteorite）の母天体の推定ンの生成量が多く充分な量のイオンを検出できるため，珪酸塩や酸化物の酸素同位体比分析では，酸素イオ

大抵の場合は，イオン検出数からくる統計誤差よりも，まず，酸素同位体比の高精度分析に取り組んだ例と検出器の S/N 比や感度の変化など分析器の安定性かして，古生代に地球に降着した地球外物質の起源に関らくる変動の方が大きい．そこで，頻繁に標準試料をする研究を紹介する．

分析して分析器の状態を確認しつつ，未知試料の分析

スウェーデン南部の約 4 億 7 千万年前
（古生代オルドは前後の標準試料の分析値で規格化する方法を採用しビス紀）の石灰岩層から化石化した隕石が大量に発見ている [9]．例えば，（標準試料 4 分析）+（未知試料 10された．隕石化石中に残されていたコンドリュールの分析）+（標準試料 4 分析）+（未知試料 10 分析）…という

形 状 や， 変 成 さ れ ず に 保 存 さ れ て い た ク ロ マ イ ト

具合に分析を行う．一つ一つの未知試料分析データの（FeCr2O4）粒子の大きさや主成分元素濃度などから，不確定性には，未知試料分析の前後に行った標準試料見つかった隕石化石は全て L コンドライトと推定され分析値の分散（Standard Deviation，SD）を採用していた [10]．L コンドライトとは普通コンドライトの一種で，る． 分 散 を 分 析 回 数 の 平 方 根 で 割 っ た 標 準 誤 差

H, L, LL の 3 つに分類されている．さらに，隕石化石（Standard Error of the Mean，SE）は，一つ一つのデが見つかったスウェーデン南部の石灰岩層のほか，同ータの不確定性の評価としてはふさわしくないと考え時期に堆積したと推定されるスウェーデン南部の別のている．効率良く分析を行うため，未知試料と標準試

石灰岩層や中国南部の石灰岩層に，隕石化石から見つ

料は一緒に埋めて研磨することを推奨しているが，薄かったクロマイトと良く似たクロマイトが濃集してい片試料などそれができない場合には，標準試料の薄片ることがわかった．このことは，約 4 億 7 千万年前にを別に準備して交互に分析している．

地球外物質の降着量が全球的に増大したことを示唆し二次イオン質量分析計の分析では，試料表面の形状ている [11]．石灰岩中のクロマイト粒子の殆どは，恐や，試料ホルダーで試料がマウントされている位置に

らく微隕石の形で降着したと考えられる．石灰岩中のよっても同位体比分析値にずれが出ることがある．こクロマイト粒子の主成分元素組成や形状の分布は，隕のずれは，一箇所に埋めた標準試料を分析する限り決石化石のものとほぼ一致するが，一つ一つのクロマイ

して認識されることがないので見過ごされがちである． ト粒子が L コンドライト的かどうかを判断するのはき
様々なテスト分析の結果，標準的な 1 インチの試料ホ

17

わめて難しい．しかし，酸素同位体組成のΔ O 値で

290
図３(B&W)

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

1 の 記 号 O）の H, L/LL な ら そ れ ぞ れ ～ 0.7 ‰，1.0 ～(a)1.4‰）ことから，クロマイト粒子の起源を推定できる可能性が高い．そこで，Philipp R. Heck 博士らと協力し，個々のクロマイト粒子の酸素同位体比が全て L コ
ンドライト的であるか，それとも多様な隕石母天体を起源に持つのかを，酸素同位体比を用いて検証する研究を行った [12]．
分析の標準試料にはレーザー・フッ素化法で酸素同位体比を求めた南アフリカ産クロマイト（UWCr-2，18を用いた．分析した試料は，
δ O=4.59 ± 0.17‰，2SD）
スウェーデン南部（Thorsberg）とスウェーデン中央部（Gärde）の石灰岩採石場で見つかった 12 個の隕石化石のクロマイト粒子，同じ採石場の石灰岩から回収された ク ロ マ イ ト 粒 子， 中 国 湖 北 省 宜 昌 市 近 郊（PuxiRiver）の石灰岩層から回収されたクロマイト粒子（いずれも約 4 億 7 千万年前の地層のもの）のほか，比較と(b)，Guareña（H6），
して普通コンドライト（Hessle（H5）

LL，St-Séverin（LL6））の研磨試料を作成し，Ergheo（L5）L

研磨面で見つかったクロマイトを分析した．分析には
直径約 15 ミクロン，強度 5nA，20kV に加速されたセH

シウムイオンビームを用いた．試料から出た酸素イオ
16

-

17

-

18

-

ン
（ O ， O ， O ）は，10kV に加速され，静電場と磁場を使って質量分別された後に別々の Faraday Cup
16検出器で同時に計測した．それぞれの分析点で OH
1716分子イオンの強度を計測し， O イオンに対する OH
分子イオンの補正が 0.5‰を超えるデータは除外した（分析条件については [12] に詳しい）．また，分析点を
図3：（a）約4億7千万年前の石灰岩層から回収されたクロマイト
粒子の走査電子顕微鏡写真．上段は酸素同位体比分析前，
下段は酸素同位体比分析後の様子．右下の画像に示した粒子の上側の分析孔の分析では，分析中に試料を突き抜けてエポキシに到達してしまったため，データは破棄されて
17
いる．
（b）クロマイト粒子のZnO含有量とΔ O値．欄外に3種類の普通コンドライト（H, L, LLコンドライト）の典型的な酸素同位体比の範囲を示す．クロマイト粒子は元素組
成に若干の違いが見られたが，酸素同位体比はいずれもL
コンドライトの酸素同位体比と調和的であった．FMC:隕
石化石から回収されたクロマイト粒子（Fossile Meteorite
Chromite grains），SEC:堆 積 岩 か ら 回 収 さ れ たFMCと良 く 似 た 組 成 の ク ロ マ イ ト 粒 子（Sediment-dispersed
Extraterrestrial Chromite grains）．（[12]から加筆修正）

走査型電子顕微鏡で観察し，大きな亀裂や包有物，エポキシを含む分析点のデータは除外した
（図 3
（a）
）
．
18

標準試料の分析の再現性は，δ O で約± 0.3‰，Δ
17

O 値で約± 0.2‰（共に 2SD）であった．また，普通17

コンドライトのクロマイトの分析値はΔ O 値で 0.68
（H5））
，0.67±0.18‰（Guareña（H6）），± 0.15‰（Hessle），1.24±0.10‰（St-Séverin
1.09 ± 0.13‰（Ergheo（L5）（LL6））（誤差は複数分析データの 2SE）で，全岩の文献値と誤差の範囲で一致した．以上から，クロマイトの酸素同位体比を分析することで少なくとも H コン
17

（Δ
ドライト
（Δ O ～ 0.7 ‰）と L/LL コ ン ド ラ イ ト
あれば，クロマイト粒子が結晶成長をした隕石母天体

17と同じ値を持つ可能性が高いことと，隕石母天体の種られた [12]．

17

O=1.0 ～ 1.4‰）を有意に見分けられることが確かめ

類ごとに特徴的なΔ O 値を持つ（例えば炭素質コンド

図 3 に隕石化石のクロマイト粒子（Fossile Meteorite

ライト（図 1 の記号 C）なら <0‰，普通コンドライト（図Chromite，FMC）と石灰岩から回収されたクロマイト高精度・微小領域酸素同位体局所分析の取り組み／牛久保粒子（Sedimentary-dispersed Extraterrestrial
17

291
18

16

酸素 2 同位体比（ O/ O）で± 2.0‰（2SD）の再現性をChromite，SEC）のΔ O 値を示す [12]．分析前には，得た [15]．現在は，酸素 2 同位体比分析では 2×3 ミク

4 億 7 千万年間も石灰岩中に埋蔵されていたこと，クロン，約 20pA のセシウムイオンビームを用い，10 分

ロマイト粒子の主成分元素組成（主に FeO と ZnO）に弱の分析で± 0.7‰（2SD）の再現性を得るのが標準と若干ではあるが有意な違いが見られたことから，変成なっている [9]．

作用によって元の酸素同位体比がみだされてしまって

初期太陽系物質の酸素同位体比を分析する場合，地いることが懸念された．しかし，組成の違いや産出地

球物質のように Terrestrial Fractionation line 上に分（スウェーデン vs 中国），産状（隕石化石 vs 堆積岩）に布することが仮定できないので（図 1），酸素の安定同17

関係なく分析した全てのクロマイト粒子がΔ O=1.017位体の中で最も存在量の少ない O を含めた酸素 3 同
16

17

18

17

～ 1.3‰という値を示し，L コンドライトの酸素同位位体比分析（ O， O， O）が必要となる． O のイオ

体比と調和的であることがわかった．以上から，（a）4ンを充分な量検出するためには地球試料の酸素 2 同位

億 7 千万年前の石灰岩層から回収されたクロマイト粒

体比分析（ O と O）よりも強いセシウムイオンビーム

子は元の酸素同位体比を保持している，（b）スウェーが必要であり，極微小領域の分析が難しい．地球試料

デンや中国の石灰岩層で確認されたクロマイト粒子のの酸素 2 同位体比分析の経験を基づき，極微小領域の濃集は，L コンドライト的な酸素同位体比を持つ地球分析技術を地球外物質の酸素 3 同位体比分析に応用す

外物質の降着量が一時的に増大したことを示している，る試みを初めて行ったのが，NASA のスターダストと解釈している．これは，約 4 億７千万年前に何らか探査機により回収された彗星コンドリュールの酸素同の原因で L コンドライト母天体が破砕され，その時に位体比分析であった [16,17]．これは中村智樹博士，野できた大量の破片が速やかに地球領域まで運ばれ，地口高明博士，土 ` 山明博士らとの共同研究として行わ

球に大量に降着したという説を支持する結果となって

れた．

いる．

4. 彗星コンドリュールの酸素同位体比
分析4.1

極微小領域分析の取り組み

16

4.2

18

彗星コンドリュールを分析する

コンドリュールは主にオリビン（（Mg,Fe）
や
2SiO4）
パイロキシン（（Mg,Fe,Ca）SiO3）等の珪酸塩鉱物とガラスからなる直径数百ミクロン程度の球粒で，火成岩的な組織と鉱物組み合わせを持つことから，原始太陽

次に，1 ～ 3 ミクロンのセシウムビームを用いた極系星雲内で珪酸塩が融解するほど加熱された後に急冷

微小領域の酸素同位体比分析の取り組みを紹介する．

却してできたと考えられている．コンドリュールはコ

極微小領域の酸素同位体比分析は，微細な層構造や結ンドライト隕石に普遍的に，かつ大量に含有されてい晶中の包有物，粉末等の研究に対する期待が高く，ることから，少なくとも現在の小惑星帯領域（3 ～ 52006 年から分析法の開発と改良に取り組んでいる．1

天文単位）ではコンドリュールを形成した高温プロセ

ミクロンよりも小さな構造や試料の分析にはスは頻繁に起きていたと考えられている．一方で，海NanoSIMS と い う 優 れ た 分 析 機 器 が あ る こ と か ら王星よりも遠い軌道（>30 天文単位）を回る太陽系外縁（NanoSIMS については，例えば [13] や本特集号の [14]天体が形成する領域では，コンドリュールを形成したに詳しい），ウィスコンシン大学では，直径 1 ～ 3 ミ

ような高温プロセスは起きなかったであろうと考えら

クロンのセシウムイオンビームを用いて 1‰の精度でれている．そのため，太陽系外縁天体が起源と考えら

酸素同位体比分析を行うことを目途にして開発を行っれる短周期彗星には，コンドリュールの存在は予想さてきた．図 4 に地球の高度変成岩のジルコン（ZrSiO4）

れていなかった．

の酸素同位体比を分析した際に，セシウムイオンによNASA のスターダスト探査機は，短周期彗星 Wildって削られてできた分析孔の断面写真を示す．大きさ

2 に接近し，貴重な彗星の塵試料を地球に持ち帰った．

約 0.5 × 1.0 ミクロン（深さ約 1 ミクロン），約 2pA のセ回収された彗星の塵試料からは，20 ミクロン程度とシウムイオンビームを用いて約 24 分間の分析を行い，小さいながらもコンドリュールに良く似た火成岩的な

図５(B&W)

図４(B&W)292

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

(a)

1μm

(b)

(c)

図4： ジルコンの酸素2同位体比分析後の分析孔の走査電子顕微
鏡写真．約2pAのセシウムイオンビームを用いて約24分間の分析後，FE-SEMに備え付けられたガリウムイオンビーム（FIB）を用いて分析点を切断し断面を観察した．（[15]から加筆修正）

組織を持つ結晶質物質（彗星コンドリュール）が見つかった．そこで，この予想外の存在である彗星コンドリ
ュールの起源を知るための手段の一つとして，微小領域分析技術を生かして酸素同位体比分析を担当することになった（彗星の塵試料の初期分析から彗星コンド
リュールの発見，観察のための技術開発の経緯等は[17] に詳しい）．
分析試料が非常に小さいため，6mm のエポキシデ
ィスクに彗星コンドリュール試料と標準試料を埋めて研磨し，特製の 7 つ穴ホルダーに装着して分析する方

図5：（a）スターダスト探査機により短周期彗星81P/Wild 2から回収された彗星コンドリュールの走査電子顕微鏡写真．
（b）酸素同位体比分析後の走査電子顕微鏡写真．（c）彗星
コンドリュール（Torajiro）の酸素同位体比データ．（[16]から加筆修正）法を用いた．分析法の打ち合わせの後，速やかにオリ
ビン粒子を用いた模擬試料が作成され 7 つ穴ホルダー

ドライトのコンドリュールと良く似た酸素同位体比組を使ったテスト分析が行われた．その結果，6mm の成を持つことがわかった．さらに，別の彗星コンドリ

エポキシディスクの中心から半径 0.7mm の範囲に試ュール（Gozen-sama）は酸素同位体比が不均一で，δ料が埋められている限り，± 1‰（2SD）の精度と確度

18で分析できることがわかった．彗星コンドリュールのオリビン結晶が含まれていることがわかった．火成岩

分析は，試料を持参した中村博士と共同で行った．分的な組織を持ちながら酸素同位体比に不均一が見られ

析には 1.5 × 2.5 ミクロン，強度 13pA，20kV に加速さることや，組織中にガラスが存在することは，短い時れたセシウムイオンビームを用いた．試料から出た酸間で加熱と急冷却するコンドリュールの形成過程と調

16

-

17

16

-

-

18

-

素 イ オ ン（ O ， O ， O ）は，10kV に 加 速 さ れ，
17

-

18

-

検
Faraday Cup（ O ）と Electron Multiplier（ O ， O ）
17

16

17

O ～δ O ～－ 50‰近い大きな同位体比異常を持つ

和的である．また，分析した 3 つの彗星コンドリュー
ルの酸素同位体比が，いずれも炭素質コンドライトの出器で同時に計測した． O イオンに対する OH 分子

コンドリュールの酸素同位体比の範囲と一致している．

イオンの寄与は概ね 0.2‰未満であった． 図 5 に彗星

短周期彗星や太陽系外縁天体が形成する領域では，ココンドリュール（Torajiro）の酸素同位体比分析の結果

ンドリュールを形成するだけの充分な熱源が無いと考を示す [16]．数ミクロンの細粒のオリビンやパイロキ

えられることから，彗星コンドリュールは，炭素質コ

シン結晶からなる彗星コンドリュールは，炭素質コン

ンドライトのコンドリュールが形成された小惑星帯外高精度・微小領域酸素同位体局所分析の取り組み／牛久保

縁部から海王星の外側まで何らかの機構で運ばれ，母天体に集積したのではないかと考えている [16]．

4.3

さらなる分析技術の向上を目指して293

上に述べた 2 つの研究事例から筆者が実感したのは，それぞれの分野におけるエキスパートである複数の研究者が，同一の研究目的の達成に向けて共同作業を行うことが極めて重要だということである．共著者の誰

彗星コンドリュールのように，100 ミクロンに満た一人が欠けても，ここで述べたような結果はまず得らない小さな粒子をエポキシに埋めて研磨する場合，小れなかったであろう．本特集号が，今後こうしたいく

さなエポキシディスクを作成することは（a）研磨面のつもの”研究者の輪”を形成するきっかけになればよ

表面積が小さく取り扱いが楽である，（b）小さな試料

いと願っている．

を個別に研磨することで試料毎に適切な研磨面を出すことができる，（c）使用するエポキシの量を最小限に

謝 辞

16

抑えることでエポキシからの脱ガスによる OH イオ
17ン（ O イオンの妨害イオン）の生成量を抑制できる，

木多紀子博士，中嶋大輔博士，中村智樹博士には原といった利点がある．一方で，複数穴のサンプルホル

稿の作成に際して助言をいただきました．査読していダーは分析の際の試料表面電場をゆがめてしまい，分

ただいた橘省吾博士には多くの建設的なコメントをい析精度が悪くなる可能性があるといった問題点もある．

ただきました．分析法の開発に際して木多紀子博士とそこで，現在 WiscSIMS Laboratory では，中嶋大輔

John W. Valley 博士から多くの協力と助言を受けまし

博士が試料の取り扱いと分析精度の向上を目指して，た．分析法の開発には NASA
（NNX09AC30G）と NSF

サンプルホルダーの改良と詳しい性能検査に取り組ん（EAR05-09639）の助成を受けています．ウィスコンシ

でいる [18]．また，分析の際に試料表面を観察する

ン大学 WiscSIMS Laboratory は NSF の共同利用施設

CCD カメラの画質を向上させ，より精密に分析点をと し て 助 成 を 受 け て い ま す（EAR03-19230,

決定できるようにするため，カメラの光源を赤みがか

EAR07-44079）．

ったハロゲンランプから青色ダイオードへと変更した．
光源の波長が短くなり，かつ色収差が軽減されたこと

参考文献

で，CCD カメラの空間分解能が約 3 ミクロンから約 2ミクロンへと向上した [19]．
極微小領域分析は，様々な組成や組織をもつ試料への適用が行われており，分析上の工夫や試料の取り扱
いに関する経験はさらに蓄積されていくと思われる．

[1] Yurimoto, H. et al., 2007, in Protostars and Planets V,
849.
[2] Kobayashi, S. et al., 2003, Geochemical Journal 37,
663.

こうした経験を礎にしてさらなる分析法の改善を行い，[3] Sakamoto, N. et al., 2007, Science 317, 231.

その成果をお伝えしていくことができればよいと考え[4] 坂本直哉 , 2009, 遊星人 18, 25.

ている．

[5] Hashizume, K. and Chaussidon M., 2005, Nature 434,
619.

5. おわりに[6] McKeegan, K. D. et al., 2010, LPSC XLI, #2589(abstract).

コンドライト隕石や宇宙塵などの初期太陽系物質はミクロンスケールの複雑な構造を持つものがある．ま[7] Nagashima, K.et al., 2004, Nature 428, 921.
[8] Valley, J. W. and Kita, N. T. 2009, Mineralogical

た，探査機等によって回収される試料は，限られた量

Association of Canada Short Course 41, 19.

の試料から最大限の知見を得ることが求められる．二[9] Kita, N. T. et al., 2009, Chemical Geology 264, 43.

次イオン質量[10] Schmitz, B. et al., 2001, Earth and Planetary Science

分析計を用いた微小領域局所分析法は，こうした貴重な試料の同位体比や微量元素の情報を調Letters 194, 1.

べ，初期太陽系物質の起源や太陽系の形成過程を理解[11] Schmitz, B. et al., 2008, Nature Geoscience 1, 49.

するために適した手法であると考える．

[12] Heck, P. R. et al., 2010, Geochimica et Cosmochimica←目次へ

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294

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

Acta 74, 497.
[13] 伊藤元雄 , メッセンジャー・スコット , 2007, 遊星
人 16, 308.
[14] 藤谷渉ほか , 2010, 遊星人本特集号[15] Page, F. Z. et al., 2007, American Mineralogist 92,
1772.
[16] Nakamura, T. et al., 2008, Science 321, 1664.
[17] 中村智樹ほか , 2009, 地球化学 43, 143.
[18] Nakashima, D. et al., 2010, LPSC XLI, #2259(abstract).
[19] Ushikubo, T. et al., 2010, Geochimica et
Cosmochimica Acta Supplement 74, A1069 (abstract).

←目次へ

局所分析法の最先端 －超高感度極微量質量分析システムの開発－／江端 他

295

特集「初期太陽系物質科学の最前線」

局所分析法の最先端－超高感度極微量質量分析システムの開発－
江端 新吾 , 石原 盛男 , 公文代 康介 , 身深 亮 ,2
3
内野 喜一郎 , 圦本 尚義
1

1

1

2

2010年7月12日受領，2010年11月12日受理．

（要旨）本研究では，これまでにない性能を持った質量分析システムの開発を行なっている．同システムでは，
フェムト秒レーザーを用いたポストイオン化技術が採用され，従来と比べて 100 倍の感度向上が確認された．
また，質量分解能は 21,000 以上であることが確認され，さらに空間分解能 40nm のイメージングが実現された．
これらのことから，本システムを用いることによって，サンプルリターンミッションによって持ち帰られた
貴重なサンプルを超高感度，超高質量分解能，
超高空間分解能で分析することが可能になると期待される．

1. はじめにされた粒子のうち 99% 以上が中性粒子である．この中性粒子が検出できればさらなる感度の向上が望め，

2010 年 6 月 14 日小惑星探査機「はやぶさ」が無事地球に帰還し，小惑星サンプルの分析が現実のものとな

リターンサンプルのような極微量しかない試料の分析に有効であると考えられる．

りつつある．これまでに行なわれたサンプルリターン

この SIMS の限界を補完する手法として，二次中性ミッションは，初期太陽系物質科学に多数の新知見を

粒子質量分析法
（SNMS）が開発された．SNMS は，一もたらした [e.g. 1, 2]．「はやぶさ」計画においても大次イオンビームによってスパッタされた中性粒子をポきな成果が期待されている．しかし，持ち帰られる試

ストイオン化し，質量分析する方法である．この手法

料は極微量であり，詳細に分析するには微小領域を高は，SIMS の欠点の一つであるマトリックス効果の軽感度で分析可能な装置が必要である．

減が可能という利点を併せ持つ．ポストイオン化には，

現在，二次イオン質量分析計（SIMS）は微小領域の電子を用いる方法（e-gas SNMS, e-beam SNMS [e.g.

高感度分析法として広く知られている．宇宙試料の分6]）やレーザーを用いる方法（Laser SNMS [e.g. 7]）があ析においても非常に有用な分析手法であり，これまで

る．Laser SNMS では，電子を用いる手法と比較して多くの有益な結果が得られている [e.g. 3-5]．SIMS は高感度化が実現しやすい．レーザーによるポストイオ

試料のイオン化に一次イオンビームを用いる．一次イン化を用いた Laser SNMS には，レーザーの波長に共オンビームを試料表面に照射すると，試料を構成する

鳴する特定の元素をイオン化する共鳴型 [e.g. 8] と高原子がたたき出される（スパッタリング）．スパッタさ

出力レーザーを照射することにより，多光子吸収イオれた試料の一部はイオン化（二次イオン）しており，こン化を起こす非共鳴型 [e.g. 9, 10] の 2 種類のタイプがれらを質量分析することで試料の分析が行われる．し存在する．しかし，共鳴型では検出できる粒子種が特かしながら，SIMS での二次イオン化効率は非常に低定の元素のみとなる欠点があり，非共鳴型では，すべい（< ～1%）ことが知られており，一般的にスパッタての元素がポストイオン化される可能性はあるが，そ1. 大阪大学大学院 理学研究科
2.九州大学大学院 総合理工学研究院
3.北海道大学大学院 理学研究院
ebashin@mass.phys.sci.osaka-u.ac.jp

れを実現するには高いレーザーパワー密度を必要とし，レーザー光源が巨大なものとなる問題があった．
本研究では，フェムト秒レーザーを光源に用いるこ296

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010と に よ り， コ ン パ ク ト で 高 感 度 の 非 共 鳴 型 Laserの各節において同システムの各部位について簡単に紹SNMS の実現を図っている．局所分析システムとする

介する．

ため，高い空間分解能を持つ液体 Ga イオン源を用い，多重周回飛行時間型質量分析計も組み合わせて高質量2.1

高空間分解能 Ga-FIB 装置

分解能も達成しようとしている．本論文では，このよ

Ga-FIB 装置には，エスアイアイ・ナノテクノロジ

うな「超高感度極微量質量分析システム」の開発の現ーの SMI3050MT を改良して用いた．液体金属イオン状について報告すると共に，今後の展望について述べ源である Ga イオン源は他のイオン源に比べてビームる．

が絞りやすく，数ナノメートルオーダーのビーム径が2. 超高感度極微量質量分析システムの開発期待できる．Ga イオン源は一般的に二次イオン化効率が低いことが知られているが，本システムにおいてはパルスレーザーによりポストイオン化を行うため，大阪大学に設置されている「超高感度極微量質量分

ビーム径を絞ることに重きを置いている．本システム

析システム」の写真と模式図を図 1，2 に示す．以下

におけるイメージングには Ga イオンビームの特徴を最大限生かすことが可能な走査型イメージングを採用した．走査型イメージングはビームを試料表面上に走査させ，測定点を x 方向に m 点，y 平面上に n 点設定しm × n 個のスペクトルを取得する方式である．試料表
面上の各点で取得したスペクトルは，それぞれ独立に保存し，得られた大量のスペクトルからある m/z についての強度分布を再構成する．イメージの各画素の最小サイズはビーム径に依存している為，ビーム径を絞ることにより超高空間分解能が実現可能となる．本装置によって得られる二次電子像の空間分解能は 30keV
で 4nm である．

図1：（a）. 超高感度極微量質量分析システムの写真．本システ
ムは集束イオンビーム装置(FIB：右)，多重周回飛行時間型質量分析計“MULTUM II”（左），フェムト秒レーザーで構成されている．レーザーはFIB装置の裏側のガラス窓から入射される（図1b）．

一次イオンは任意の時間（200-1000ns）でブランキン
グし，スパッタリングをパルス的に行い飛行時間型質量分析計に接続している．サンプルチャンバーの真空-5度は～1.5×10 Pa であった．サンプルステージを 55
度傾斜させることによりスパッタ効率を向上しつつ質. 超高感度極微量質量分析システムに用いたレーザー
図1：（b）
光学系の写真．図1aの裏側から撮影している．レーザー
はIntegra-Cユニットから出射し，ミラーで3度反射させレンズで集光した後，ガラス窓を通してFIB装置内のスパッタリングされた粒子に照射した．（図7の模式図を参照）

図2： 超高感度極微量質量分析システムの模式図．Gaイオンビー
ムを照射後，フェムト秒レーザーをスパッタされた粒子に照射し，ポストイオン化を行なった．生成された二次イオンはMULTUM IIによって質量分離され（図3を参照），
MCP検出器で検出された．

局所分析法の最先端 －超高感度極微量質量分析システムの開発－／江端 他

297"$%&'()*+,-$./0123+4Ga.5260*789:;<=>?@ABCD
HI./0123:JKLM%GHI./0123460*:NOPQR+GHSTUV
YZ+mX, y[QR+nX\WLm]n^7(_`ab:cd@$Yefg$%NOPQ
量分析計に二次イオンを導入した．
metry; TOF-MS）は，1946 年 に Stephens に よ り 紹 介
XfcdLM(_`ab4Uijkjlm+noLUdpjM<q7(_`ab?pg$m/z
され，1970 年代以降のパルス計測技術の進歩により，
2.2 フェムト秒レーザーによるポストイオン化#7stuv:wxy@$%./017hz{7|.}460*~+oL#"$€U6
さまざまな分野で有用な質量分析法として利用される
Å$AB+‚ƒ„…†‡uˆEC‰ŠDEBF$%&‹!+‚Œ#dpj$çŽèê‘
光によるイオン化では，一般的に
1つあるいは複数様になってきている．その特徴は主に次の 3 つに集約uˆE430 keVf4 nmfg$%の光子を元素に吸収させることにより電離エネルギー
Ž.524“”7•‡–200-1000
ns—f˜™2š23SjU(›œùž23:›b(Ÿ+される．
" （1）原理上測定できる質量範囲は無限である．
‡I¢qu£¤+¥¦L#"$%|2§b¨©2ª07«†t4~
1.5 x 10-5 PafgŒM%を越えてイオン化する．共鳴多光子イオン化では，ま（2）
1 回のイオン化現象から完全なマススペクトルがb()01:55t¬­ST$AB+‚ƒ(›œù®¯:ZRLrr¢qu£¤+°ê:±
ず元素の基底準位からある励起準位へ，共鳴的に 1 光得られ，その所要時間は一般的に数十ミリ秒以内であ子吸収をさせて励起する．その励起状態の寿命の間に，る．
（3）非常に高い透過率を持つので高感度が達成ささらに光子を吸収させてイオン化する．つまり段階的れる．

*aµ¶0·0+‚$¸(a.52¹
多光子吸収でイオン化するものである．光強度が十分原理は至ってシンプルであるので以下簡単に説明す+‚$.52¹f4»’¼Ÿ+1rg$"4½¾7ºê:¿{+ÀÁST$AB+‚ƒèÂ
強くなると，共鳴準位がなくともイオン化する非共鳴
る．一定の加速電圧 V で加速されたイオン（質量 m ，
0:ÆÇ#.52¹@$%ÈÉÊºê.52¹f4»ËÌ¿{7ÍÎÏÐ?pg$ÑÒÈÉŸ+ÔºêÀÁ:ST#ÑÒ@$Õi7ÑÒÖ×7ØÙ7‡+»Sp+ºê:ÀÁ
多光子イオン化が起こる．全元素を非共鳴イオン化さ
価数 z ）
が，飛行距離 L を飛行した場合の飛行時間 T は，
52¹@$%rËƒÚÛŸÊºêÀÁf.52¹@$Ü7fg$%ºstCÝusÞF$せようとすると，非常に大きなレーザーパワー密度がmm
T T= =
LÏÐCFÞBÜ.52¹@$ßÈÉÊºê.52¹CÒA$%à¿{:ßÈÉ.52¹S
2zeV
2zeV
必要となる．パルスレーザーのパワー密度 I は次の式@$B»ßâ+<ãF¶0·0›ä0åtCæçBF$%›b(¶0·07›ä0åtI4!"#$%%&'e()*+&,#$-./01'23456789#%!:;<'=>?@AB*+!"#$%%&'e()*+&,#$-./01'23456789#%!:;<'=>?@AB*+となる．ここで，e は素電荷である．したがって，飛で求められる．
fèépj$%
Cm/z6789#%!/DE#$ABFGHm
Cm/z6789#%!/DE#$ABFGHm/ /Im('2345JKLMN@OPLQITR9"Im('2345JKLMN@OPLQITR9"E
行時間を測定することにより，イオンの質量電荷比
ST'UV45@W/<$2345X@YZ'[\]^Q6!#$_!
ST'UV45@W/<$2345X@YZ'[\]^Q6!#$_!
I=!!
St
m/z を測定することが出来る．質量分解能m/Δm は，
mm T T=="m"m 2"T
2"T
E はパルスエネルギー，S はビームスポットの断面積，
T
飛行時間スペクトルのピーク幅Δ（すなわち，到着(ÃÄbÅ0»S460*(¸œa7êQë»t4¶0·0›b(7•‡ìfg$%60*@`a:,<'FGH6bcde#.f:('OPLQIt6gdh9#RW/i"j;k:9#_l'@`a:,<'FGH6bcde#.f:('OPLQIt6gdh9#RW/i"j;k:9#_l'
7êQë:’WB@$BU›ä0åt:Rí$€+4›b(ì:îÞ@$?g$"4›bt はレーザーパルスの時間幅である．ビームスポット
時間の広がり．飛行時間型の場合，通常半値幅をとm.(2345T6@n9R23op6qn9_;k:9rn;j$TOF-MS('st:u@;km.(2345T6@n9R23op6qn9_;k:9rn;j$TOF-MS('st:u@;k!
Å0:Rí$æçCg$%の断面積を一定とすると，パワー密度を上げる為にはる．
）と"vw6xy!jSr1j#$(1)z{c78&|#AB}~:€/"j$(2)JÅ‚?63kƒ
"vw6xy!jSr1j#$(1)z{c78&|#AB}~:€/"j$(2)JÅ‚?63kƒ!!
Ëf7¸(a.52¹f4ïðµ¶0·0CK"pj$ABÜgŒMCUAjf4à¿{:„/"j.f'…AB}~@=>?6†4:‡D9#%!/ˆH&,<'‰Š‹&,#$sŒ'A„/"j.f'…AB}~@=>?6†4:‡D9#%!/ˆH&,<'‰Š‹&,#$sŒ'A
パルス幅を短くするかあるいはパルスエネルギーを上
52¹@$+4ñpF?ŒM[e.g. 14]%Sp+›b(ì7î"!"#$%&'(')*
BFGH(çh1Žjè:"i"j!jk4ê/vh‘j1|.$
BFGH(çh1Žjè:"i"j!jk4ê/vh‘j1|.$
げる必要がある．
./012345)67819:;<=>?/0@ABCCD;<=>EFGHIJK’“J”•@ABF–—:(˜™š›2345XABF–œ“MULTUM’“J”•@ABF–—:(˜™š›2345XABF–œ“MULTUMII”/ùždr1II”/ùždr1
これまでのポストイオン化ではピコ秒レーザーが用
MN?45O3PQR)STUGVWXYZ[,G\ËMUòó7(_`abìCô"j#$2345XABF–œ:Ÿ
j#$2345XABF–œ:Ÿ #ABFGH('¡P•@45Q/†¢&,rnst£:#ABFGH('¡P•@45Q/†¢&,rnst£:
ÊºêÈÉ.52¹7®õÜö÷fã$%
いられることもあったが，これでは全元素を非共鳴イ
2345:C¤9#$1998¥:¦§¦¨&©ªdr.˜™š›2345XABF–œ(†s2345:C¤9#$1998¥:¦§¦¨&©ªdr.˜™š›2345XABF–œ(†s'()*f4U³´*aµ¶0·0BL#Quantronixø7Integra-C
2.5:K"#"$%ù¶0«¬6­‹®š›de#%!:;<R¯3_'gX@ù°&,#:®`Si±'‰ABFGH²6³«¬6­‹®š›de#%!:;<R¯3_'gX@ù°&,#:®`Si±'‰ABFGH²6³
オン化するには至らなかった [e.g. 14]．さらにパルス
ð2›`afgƒFCp›b(úƒ2.5mJ7…ûü:‰ŠL#"$%i7ýƒþLÿò¾4´-.$µ@¶·¸&,#MULTUM´-.$µ@¶·¸&,#MULTUMLinear
Linearplus(35¹!jkABFGH6º»-.[15]$¼·¸
plus(35¹!jkABFGH6º»-.[15]$¼·¸
幅の短いフェムト秒レーザーを用いれば，より多くの&,#'MULTUM&,#'MULTUMII'(1200›š›R23op1500
II'(1200›š›R23op1500m_de#%!:;<'ABFGH250,0006º
m_de#%!:;<'ABFGH250,0006º
òó4786 nmU›b(ì4120 fsfg$%ù¶0·0?pûüSjM60*4U¶2}:K
元素を非共鳴多光子イオン化によりほぼ100％イオン»-.[16]$‰½‹@†¾¿F–6ˆH:9#À:(ÁÂ9#†¾¿JKLMN6Ã…:Fp»-.[16]$‰½‹@†¾¿F–6ˆH:9#À:(ÁÂ9#†¾¿JKLMN6Ã…:Fp!"–#Ôb—+‚ƒ$~%100 !m7(¸œa+ÅpjU|2§bPQ?p%100!mR&+
9#%!/ƒ„&,<'’“J”•:ùždr.MULTUM
9#%!/ƒ„&,<'’“J”•:ùždr.MULTUMII(µr6³´ˆH:9#™„"A
II(µr6³´ˆH:9#™„"A
化できる可能性があり，同時に元素間の感度差を軽減
$%

)ÿ*¡

BF–œ!"01j#$
BF–œ!"01j#$
することも期待される．また，波長のスペクトル幅が•‡I¢qu£¤“MULTUM”
広いことから多光子共鳴イオン化の効果も期待できる．

2.4.
ÊËÌÍ•
2.4.ÄPÅÆÇ“J”•Ÿ;ÈÉÄPÅÆÇ“J”•Ÿ;ÈÉÊËÌÍ•
本 シ ス テ ム で は， フ ェ ム ト 秒 レ ー ザ ー と し て•‡I¢qu£+–time-of-flight mass spectrometry; TOF-MS—4U1946,+Stephens
Quantronix 社の Integra-C 2.5 を用いている．同レー
Îu=>?(Ï=LËÐ‚?ÑNÊÒPMRMCP_:;01‡DdrR¯2_'ÄÓÅN>“ËJÔÎu=>?(Ï=LËÐ‚?ÑNÊÒPMRMCP_:;01‡DdrR¯2_'ÄÓÅN>“ËJÔ.SjU1970,/017›b(¤V23745+‚ƒUSË6ËFu7f8KF¢quPÊ(Wave
RunnerPÊ(Wave
Runner
104MXi,LeCroy;
LeCroy;maximum
maximumsampling
samplingrate:
rate:1010GS/s):;01ÕÖdr#$=>GS/s):;01ÕÖdr#$=>ザーは，コンパクトでありながらパルス当り
2.5mJの 104MXi,#9KSj$:+FŒ#ã#"$%.52;f’W7<=è>Vf<=SjM.52–¢?×'Ø|ÙÚ*Û'MULTUM@ÜLÅP*ÛÝRÞDß_'àRáâß_'ÄÓÅN>“ËJÔP?×'Ø|ÙÚ*Û'MULTUM@ÜLÅP*ÛÝRÞDß_'àRáâß_'ÄÓÅN>“ËJÔP
高出力を実現している．その繰り返し周波数は1kHz，?¾z —CU¡ @ÂL:¡
LMAB7¡ •‡T4U
Ê(ÄÓÅNãÅP?ÓäÑÒPÅP
Ê(ÄÓÅNãÅP?ÓäÑÒPÅP(Model(Model555
555pulse
pulsegenerator,
generator,Berkeley
BerkeleyNucleonics,
Nucleonics,CA,CA,
波長は 786nm，パルス幅は 120fs である．同レーザー
USA):;01Å=å?ÌÉ-.$USA):;01Å=å?ÌÉ-.$’“J”•:Ÿ#ÉÊËÌÍ•@Å=å?ÌÐ‚PM6¯4:æ9$’“J”•&(ÒPç’“J”•:Ÿ#ÉÊËÌÍ•@Å=å?ÌÐ‚PM6¯4:æ9$’“J”•&(ÒPçから出力されたビームは，レンズを用いた光学系（図P@è<é-ÒPM6ÏJÅMêë!-.$ÒPçP/ìJM=>?²íî:Uº9#Å=å?Ì6ï
P@è<é-ÒPM6ÏJÅMêë!-.$ÒPçP/ìJM=>?²íî:Uº9#Å=å?Ì6ï1b）により直径約 100µm のスポットに絞られ，サンプ
図3： MULTUM Ⅱの模式図．リニアモードの場合，イオンは
ð-'su=>?¡P•6ñò@ãNJQ&óÞ-.R¯4a_$‘j1JãôÅdr.õö6ÒPç
ð-'su=>?¡P•6ñò@ãNJQ&óÞ-.R¯4a_$‘j1JãôÅdr.õö6ÒPç
Inputから導入され，直進し，Outputから出射される．多ル表面から約 100µm 上部に照射される．
P:;01ìJM=>?²-R¯4b_'÷»-.Îu=>?(Ø|ÙÚ*Û:;01ñò@Å=å?
P:;01ìJM=>?²-R¯4b_'÷»-.Îu=>?(Ø|ÙÚ*Û:;01ñò@Å=å?
重周回モードの場合，イオンはSector Iから順番にSector
IVま で8の 字 の 軌 道 を 進 む．TOF-MSの 質 量 分 解 能 は 飛
ÌR1.5
ÌR1.5!søùú:ûü_&ABF–—:áâdr.R¯ýc_$2345XABF–œ@t=0(%!søùú:ûü_&ABF–—:áâdr.R¯ýc_$2345XABF–œ@t=0(%
行時間，すなわち飛行距離に比例するが，この多重周回@Å=å?Ì!"#R¯4d_$Îu=>?6˜™š›de"jYZRLinear
mode_('ÜLÅP*Û(@Å=å?Ì!"#R¯4d_$Îu=>?6˜™š›de"jYZRLinear
mode_('ÜLÅP*Û(
2.3 多重周回飛行時間型質量分析計“MULTUM”
TOF-MSは同一軌道を多重周回させる事で高い質量分解能\:OFF:-1Ÿh$˜™š›de#YZRMulti-turn\:OFF:-1Ÿh$˜™š›de#YZRMulti-turnmode_'ÜLÅP*ÛÝ:(š›þ:ÿ¢
mode_'ÜLÅP*ÛÝ:(š›þ:ÿ¢を得ることができる．また完全時間・空間収束を満たすイ.Å=å?Ì&*!"#63j'ÜLÅP*Ûà:(ÆÇ9#AB}~:Å=å?Ì6ûü-.$.Å=å?Ì&*!"#63j'ÜLÅP*Ûà:(ÆÇ9#AB}~:Å=å?Ì6ûü-.$オン光学系を持つため，多重周回させることによる質量分
飛行時間型質量分析法（time-of-flight mass spectro解能・感度の低下が抑えられる．
3.3.$‰Š‹Û%BABF–“J”•@&H$‰Š‹Û%BABF–“J”•@&H
3.1.
3.1.ìJM=>?²:;#=>?²'(@c):yj1
ìJM=>?²:;#=>?²'(@c):yj1m
2zeV!"#$%%&'e()*+&,#$-./01'23456789#%!:;<'=>?@AB*+298
日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010
Cm/z6789#%!/DE#$ABFGHm / Im('2345JKLMN@OPLQITR9"ST'UV45@W/<$2345X@YZ'[\]^Q6!#$_!
!
Tm
入口）に印加する電圧およびデジタルオシロスコープ="m 2"Tの ト リ ガ ー は， デ ジ タ ル パ タ ー ン ジ ェ ネ レ ー タ ー@`a:,<'FGH6bcde#.f:('OPLQIt6gdh9#RW/i"j;k:9#_l'tの関係にあり，ピーク幅Δ を小さくする（広がらない（Model 555 pulse generator, Berkeley Nucleonics,
m.(2345T6@n9R23op6qn9_;k:9rn;j$TOF-MS('st:u@;kT
ようにする）
か，または飛行時間
をのばす
（飛行距離
CA, USA）
によってタイミングを制御した．
"vw6xy!jSr1j#$(1)z{c78&|#AB}~:€/"j$(2)JÅ‚?63kƒ
!
„/"j.f'…AB}~@=>?6†4:‡D9#%!/ˆH&,<'‰Š‹&,#$sŒ'Aを伸ばす）ようにすれば質量分解能を向上させること本システムにおける制御プログラムのタイミングチ
BFGH(çh1Žjè:"i"j!jk4ê/vh‘j1|.$が可能である．
ャートを図 4 に示す．本システムではレーザーの繰り’“J”•@ABF–—:(˜™š›2345XABF–œ“MULTUM II”/ùždr1
本システムの質量分析部には多重周回飛行時間型質
返しレートをマスタトリガとした．レーザーがポスト
j#$2345XABF–œ:Ÿ
#ABFGH('¡P•@45Q/†¢&,rnst£:
量分析計“MULTUM Ⅱ”が装備されている．1998 年
イオン化領域に到達するタイミングを逆算し，一次イ
2345:C¤9#$1998¥:¦§¦¨&©ªdr.˜™š›2345XABF–œ(†s«¬6­‹®š›de#%!:;<R¯3_'gX@ù°&,#:®`Si±'‰ABFGH²6³に大阪大学で開発された多重周回飛行時間型質量分析
オンビームを任意のパルス幅で照射した（図 4a）．続´-.$µ@¶·¸&,#MULTUM Linear plus(35¹!jkABFGH6º»-.[15]$¼·¸
計は同一軌道を何度も周回させることにより飛行時間
いてスパッタされた粒子をレーザーによってポストイ&,#'MULTUM II'(1200›š›R23op1500 m_de#%!:;<'ABFGH250,0006º
をのばし（図 3），小型の装置であるにも関わらず，高オン化し（図 4b），生成した二次イオンは引き込み電»-.[16]$‰½‹@†¾¿F–6ˆH:9#À:(ÁÂ9#†¾¿JKLMN6Ã…:Fp
9#%!/ƒ„&,<'’“J”•:ùždr.MULTUM
II(µr6³´ˆH:9#™„"A
質 量 分 解 能 化 を 実 現 し た． そ の1号 機 で あ る
極によって任意のタイミング（1.5µs 後以降に調整）でBF–œ!"01j#$
MULTUM Linear plus は 35 万という質量分解能を達
質量分析部に導入された（図 4c）．飛行時間型質量分T=成した [15]．2 号機である 'MULTUM Ⅱ ' は 1200 回周
2.4. ÄPÅÆÇ“J”•Ÿ;ÈÉÊËÌÍ•回（飛行距離 1500m）させることにより，質量分解能

析計の t = 0 はこのタイミングとなる（図 4d）．二次イオンを多重周回させない場合（Linear mode）は，セク

Îu=>?(Ï=LËÐ‚?ÑNÊÒPMRMCP_:;01‡DdrR¯2_'ÄÓÅN>“ËJÔ
250,000 を達成した [16]．高確度の同位体分析を可能に
ター電極は常に OFF にしておく．多重周回させる場
PÊ(Wave Runner 104MXi,
LeCroy; maximum sampling rate: 10 GS/s):;01ÕÖdr#$=>
する為には近接する同位体スペクトルを完全に分離す
合（Multi-turn mode），セクター電極Ⅰには周回数に?×'Ø|ÙÚ*Û'MULTUM@ÜLÅP*ÛÝRÞDß_'àRáâß_'ÄÓÅN>“ËJÔPる こ と が 必 要 で(Model
あ り， 555
本 シpulse
ス テ generator,
ム に 装 備Berkeley
さ れ た Nucleonics,
応じたタイミングで電圧印加を行い，セクター電極Ⅳ
Ê(ÄÓÅNãÅP?ÓäÑÒPÅPCA,
MULTUM Ⅱはそれを実現可能にする重要な質量分には取得する質量範囲にタイミングを調整した．
USA):;01Å=å?ÌÉ-.$’“J”•:Ÿ析計となっている．
#ÉÊËÌÍ•@Å=å?ÌÐ‚PM6¯4:æ9$’“J”•&(ÒPçP@è<é-ÒPM6ÏJÅMêë!-.$ÒPçP/ìJM=>?²íî:Uº9#Å=å?Ì6ï
3. 超高感度極微量質量分析システム
ð-'su=>?¡P•6ñò@ãNJQ&óÞ-.R¯4a_$‘j1JãôÅdr.õö6ÒPç
2.4 データ取得システムおよび制御プログラムの性能
P:;01ìJM=>?²-R¯4b_'÷»-.Îu=>?(Ø|ÙÚ*Û:;01ñò@Å=å?
ÌR1.5 !søùú:ûü_&ABF–—:áâdr.R¯ýc_$2345XABF–œ@t=0(%
二次イオンはマイクロチャンネルプレート（MCP）@Å=å?Ì!"#R¯4d_$Îu=>?6˜™š›de"jYZRLinear
mode_('ÜLÅP*Û(によって検出され（図 2），デジタルオシロスコープ\:OFF:-1Ÿh$˜™š›de#YZRMulti-turn mode_'ÜLÅP*ÛÝ:(š›þ:ÿ¢
3.1 ポストイオン化によるイオン化効率の上昇（Wave Runner 104MXi, LeCroy; maximum sampling.Å=å?Ì&*!"#63j'ÜLÅP*Ûà:(ÆÇ9#AB}~:Å=å?Ì6ûü-.$について
rate: 10GS/s）によって集録される．イオン源，引き込

み電極，MULTUM のセクター電極Ⅰ（射出口），Ⅳ（導
3. $‰Š‹Û%BABF–“J”•@&H

各種試料を用いレーザー照射による二次イオンシグ

3.1. ìJM=>?²:;#=>?²'(@c):yj1

図4： 本システムにおける制御プログラムのタイミングチャート．（a）一次イオンビームの照射タイミングとパルス幅，（b）
フェムト秒レーザーの照射タイミング，（c）飛行時間型質量分析計への二次イオン導入タイミング，（d）取得されたTOFスペクトル例．効果的にポストイオン化を行う為にはマスタトリガであるレーザー照射タイミングとの同期が最も重要である．（a），（b）とのタイミング，（a），（c）とのタイミングを調整することによりマススペクトルの強度と質量分解能を決定した．

局所分析法の最先端 －超高感度極微量質量分析システムの開発－／江端 他

299+

図5： Ag の信号．
（a）レーザー照射しないTOF-SIMSモード．
（b）レーザー照射したSNMSモード．
（b）+のスペクトル強度は（a）に比べて100倍増加した．また，レーザー照射した場合，Ag2 のクラスター
イオンも検出された．このことは通常は中性であったクラスターイオンでもレーザー照射によりイオン化されることを示している．

+

図6： Si の信号．
（a）レーザー照射しないTOF-SIMSモード．
（b）レーザー照射したSNMSモード．
（b）のスペクトル強度は（a）に比べて10倍増加した．Agの場合と比較して信号の増加率は低い．

ナルの増加を観測した．一次イオン加速エネルギーは多重周回させない，直線モード（飛行距離 : 0.8m）で測30keV，一次イオン電流は 12nA，一次イオンビーム

定し，その際の質量分解能は～100－500 であった．

径は ≤1μm，一次イオンパケット幅は～500ns であった．

分析試料は C, Mg, Al, Si, Fe, Cu, Pd, Ag, Pt, Au のプ

照射レーザー強度は 1.8mJ/pulse，繰り返し周波数はレートを用いた．分析前に各種試料の酸化膜を除去す

132

1kHz，照射レーザーパワー密度は～8 × 10 W/cm でるため，数分間プレスパッタを行なった．

あった．デジタルオシロスコープで 1,000 回の飛行時

ポストイオン化することにより，すべての試料でシ間測定を加算平均し，TOF スペクトルを取得した．

グナルの増加を確認できた．図 5 に Ag のポストイオ

300

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

図8： 10種類の元素（C, Mg, Al, Si, Fe, Cu, Pd, Ag, Pt and Au）
13
2
における飽和特性．全ての元素が～ 7×10 W/cm 以上のパワー密度で飽和していることがわかる．

nA，一次イオンビーム径は ≤1μm，一次イオンパケ
ット幅は～1μs であった．レーザー径は固定し（～140
図7： レーザー光学系の模式図．レーザーパワー密度を変化させる為，ミラーの間にガラス板をハの字型に挿入している．
ガラス板の角度を変化させたり，取り除いたりによりパワーを調節できる．

μm），光路上に光学基板（ガラス）を設置し，基板角度を変えて光の入射角を変化させることで透過レーザー
強度を変化させた（図 7）．デジタルオシロスコープで1,000 回の飛行時間測定（直線モード）を加算平均し，ン化，図 6 に Si のポストイオン化のデータを示す．

TOF スペクトルを取得した．

Ag においてはこれまでの TOF-SIMS の信号と比較し

本 実 験 の 結 果 を 図 8 に 示 す． 全 て の 試 料 は～7×て約 100 倍の信号増加を示し，Si のデータは 10 倍の増

13

10 W/cm 以上で飽和していることがわかった．この加を示した．この結果は非共鳴多光子イオン化により

結果は，フェムト秒レーザーが照射された領域におい超高感度化が実現されたことを示している．また，レて，全ての元素が 100% イオン化されたことを示して+ーザー照射した場合，Ag2 のクラスターイオンも検いる．Au, Cu, Fe, Mg, Al, Pt, Pd，Ag の感度差は 1 桁出された（図 5）．このことは通常は中性であった分子以内におさまった．以上の結果はこれまでの SIMS 分

イオンでもレーザー照射によりイオン化されることを析における元素間のイオン化効率のばらつき [e.g. 17,示している．Ag と Si では 10 〜 100 倍といった元素に18] の軽減に成功したことを示している．

よる感度差があることも確認できた．このことから，

2

しかし，Si と C は 2 桁の感度差がまだ存在している．

レーザーパワー密度が一定の場合，元素によってイオ

この原因の一つとして以下のことが考えられる．図 8ン化効率が大きく異なっていることが推測できる．そはイオン化された原子の強度について議論しており，

こで，レーザーエネルギーを変化させ，全ての元素が原子は完全にイオン化していることを示している．し飽和するパワー密度を探索した．

かし，スパッタされる粒子は，原子だけではなく分子

3.2

レーザーエネルギー依存性やクラスターとしても存在している．レーザーによる
ポストイオン化の際，分子やクラスターのフラグメン

各種試料（金属及び Si）を用い，二次イオンシグナル

ト化が起こり，中性粒子が生成されるのであれば，ト

強度のレーザーパワー密度依存性を観測した．一次イ

ータルのイオン化効率は減衰することになる．Si と C

オン加速エネルギーは 30keV，一次イオン電流は 12は共有結合結晶であるので，スパッタされた際に分子局所分析法の最先端 －超高感度極微量質量分析システムの開発－／江端 他

301やクラスターとして飛び出す可能性が高いと考えられ

回飛行時間型質量分析計において質量分解能を決定する．この感度差はスパッタされた際の原子／分子＋ク

る最も重要な要因はセクター電極の電源の安定性であ

ラスター比に起因していると考えられる．

る．電源の安定性は様々な要因によるノイズによっており，電源回路の改良，設置環境および調整次第でさ

3.3 質量分解能

らなる高質量分解能を達成できると考えられる．

Pd（パラジウムプレート）を試料として MULTUM
を周回させた場合の質量分解能を確認した．一次イオン加速エネルギーは 30keV，一次イオン電流は 12nA，3.4

質量イメージング

試料に Si と SiO2 のパターンで構成される半導体を一次イオンビーム径は ≤1 μm，一次イオンパケット幅

用いて，元素イメージの取得を試みた． m/z= 14, 28,

は～500ns であった．照射レーザー強度は 1.8mJ/pulse，29, 44, 56 の元素イメージを 100 × 100 ピクセルで取得

132

照射レーザーパワー密度は～ 8 × 10 W/cm として実した．一次イオン加速エネルギーは 30keV，一次イオ

験を行なった．デジタルオシロスコープで 1,000 回のン電流は 7nA，一次イオンビーム径は 100nm，一次

飛行時間測定を加算平均し，TOF スペクトルを取得

イオンパケット幅は～500ns であった．移動ステップ

した．図 9 は Pd プレートを試料として測定した TOF

は 187.5nm/step で各ピクセル当たり 10 ショット照射スペクトルを示している．直線モード（飛行距離：した．照射レーザー強度は 1.8mJ/pulse，繰り返し周0.8m）での質量分解能 m/ Δ m は 500（FWHM）であった．

波 数 は 1kHz， 照 射 レ ー ザ ー パ ワ ー 密 度 は～8×10

10 周回させた場合（飛行距離：13.8m），質量分解能 m/

W/cm であった．直線モードで飛行時間測定し，測Δ m は 7,500（FWHM）まで向上した．この結果より，

定時間は約 15 分であった．

13

2

数十周ほど周回させることで代表的な干渉・妨害イオ

各質量で得られたイメージを図 10 に示す．二次電ンを分離できる質量分解能が得られることが分かった．

子像における明るい領域は Si，暗い領域は SiO2 に対本システムではこれまで質量分解能 21,000（500 周回）

応している．m/z= 14, 28, 29, 56 のイメージは Si の分を確認している [12]．Okumura et al.（2005）[16] によ布と対応しており，m/z= 44 のイメーは SiO2 に対応しると，500 周回で質量分解能が 100,000 以上達成されている．以上のことから，本システムにおいて元素にており本システムはその性能に達していない．多重周

対応した質量イメージングが可能であることが示され

図9： 本システムにおける質量分解能の評価．Pdの6つの安定同位体（m=102, 104, 105, 106, 108, 110）を用いて評価した．（a）リニアモードでの測定（飛行距離は0.8m）．質量分解能は500（FWHM）．（b）多重周回モードでの測定（10周回：飛行距離は13.8m）．質量分解能は7500（FWHM）．多重周回させることによって質量分解能が向上している
ことがわかる．

302

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

た．
次に，照射一次イオンビームの電流量を変化させ，イメージングにおける空間分解能を評価した．試料はSi 基板上に Cu 微細パターンを配置した評価用試料を用いた．一次イオン加速エネルギーは 30keV，一次イオン電流は～100pA，～10pA について比較した．一次イオンパケット幅は～500ns であった．周回数は 1 周，
レーザー径は～150μm であった．一次イオン電流が～100pA の 際 は， 測 定 領 域（7.5μm × 7.5μm）を 100×
100pixel に分割し，各 pixel で 50 回の飛行時間測定を加算平均してデータ取得した．測定時間は～30min で
図10： 本システムを用いて取得した半導体のSiの二次電子像（SEI）と二次イオン像．SEI像におけるスケールバーは5µm．各二次イオン像も同様のスケールで取得した. m/z=44のイメージはm/z=14, 28, 29, 56と反転したイメージになっていることから，本システムによって組成を反映した元素イメージを取得できることが示された．

あった．一次イオン電流が～10pA の際には，測定領域（0.75μm × 0.75μm）を 100 × 100pixel に分割し，各pixel において 30 回の飛行時間測定を加算平均した．
測定時間は～30min であった．
+

一次イオン電流が～100pA の際，Cu イメージの空間分解能は 150nm であった
（図 11）．一次イオン電流

図11： 一次イオン電流を～100pAにした時の空間分解能の評
価．
（a）評価用半導体（Siの基板上にCuの層を付加したもの）の二次電子像．スケールバーは2µm．
（b）（a）の領域の+Cu イメージ．イメージは100x100pixelsで取得した．
（c）+
Cu イメージにおける白線内の強度プロファイル．空間
分解能はCuとSiの境界部で評価した．強度プロファイルの16-84%のライン（点線）から空間分解能は150nmと評価した．

図12： 一次イオン電流を～10pAにした時の空間分解能の評価．
（a）評価用半導体（Siの基板上にCuの層を付加した基板）の二次電子像．スケールバーは1µm．（b）（a）の領域の+Cu イメージ．イメージは100x100pixelsで取得した．イ+
メージの横幅は0.75µm．
（c）Cu イメージにおける白線内の強度プロファイル．空間分解能は40nmであった．

局所分析法の最先端 －超高感度極微量質量分析システムの開発－／江端 他+

303が～10pA の際，Cu イメージの空間分解能は 40nm でをもたらすことが期待される．リターンサンプルの他あった（図 12）．これは TOF-SIMS の世界最高空間分にも例えばプレソーラー粒子のように非常に微小な粒解能と同等であった [19]．

子（典型的には <1µm）の局所分析にも応用できる．プ

一次イオン電流が～10pA の場合，FIB のスペック

レソーラー粒子の年代測定を行うことが可能になればからビーム径は 14nm であることから 40nm という空

太陽系だけでなく，銀河系形成に至るまでの年代を決

間分解能は予想される空間分解能に達していない．こ定できるかもしれない．また，10nm を切るような超のような結果となった理由は次の 3 点が考えられる．

微小粒子の存在も予言されており [20]，本システムを

1 つ目は一次イオンビームのドリフトである．ドリフ

用いたイメージングにより発見できるかもしれない．

トには様々な要因が考えられるので容易には判断でき

このように非常に優れた性能を持っており将来性のないが，分析室の振動の除去，磁場の遮蔽等対策をさあるシステムであるが，未だ開発途上であり分析にはらに行なうことが必要だと考えられる．2 つ目にはイ

かなりの専門的知識と技術を要する．はやぶさ 2 が地

オンビーム照射による表面形状の変化である．今回用球に帰還する頃には新システムにより多くの実験デー

いた試料は空間分解能を簡単に評価できるような単純

タが得られており，更に改良され簡便に使用可能とななものである．エッジ部分の削られ方次第では，それるはずである．本システムは固体微粒子分析を通じてがイメージのボケにつながると考えられる．3 つ目に環境科学，半導体工学に，細胞などの生体試料分析を

はスパッタされた物質の試料への再付着である．この通じて医学，薬学にそのまま適用可能であり，他分野

効果も 2 つ目の理由と同様にイメージをボケさせる要においても大きな貢献が期待される．惑星科学に留ま因となると考えられる．以上の問題を解決することでらず，本システムを応用できる新しい研究を多く提案

更なる空間分解能の向上が期待できる．

することができれば，「超高感度極微量質量分析システム」の更なる発展の近道になるであろう．

4. 今後の展望
謝 辞
以上述べたように，極微量な試料を超高感度で分析することが可能になりつつある．しかし，依然元素に本研究を進めるにあたって日本学術振興会マイクロよる感度差は残っており，レーザーによるポストイオ

ビームアナリシス第 141 委員会の皆様には多大なご助ン化についてはその機構は完全に解明されたわけでは力をいただいた．また，投稿原稿に有意義なコメント

ない．また，リターンサンプルの詳細分析においては，をして頂いた査読者の永島一秀博士 , 本記事の執筆機

更なる空間分解能の向上が必要である．したがって，会を与えて頂いた橘省吾博士に感謝する．本研究は文性能向上の余地がまだまだあると考えられる．

部科学省日本学術振興会科学研究費補助金学術創成研

我々は現在，日本電子と共同で「超高感度極微量質究費（No. 16GS0214）の助成を受けたものである．

量分析システム」の新型機の開発に着手している．新型機では，一次イオンビームのスポットサイズを 4

参考文献

nm に押さえることにより，空間分解能の向上が期待できる．また，新たに 40fs という超短パルスレーザー[1] McKeegan, K. et al. (2009) LPSC. XL, Abstract #2494.

を採用し，100% イオン化可能な強度を保ったままビ[2] Brownlee, D. et al. (2006) Science, 314, 1711–1716.

ームスポットの断面積を広くすることによって，マト[3] Yurimoto, H. et al., (1998) Science, 282, 1874.

リックス効果の低減，ポストイオン化効率の向上を目[4] Itoh, S. et al., (2003) Nature, 423, 728-731

指している．

[5] Nagashima, K. et al., (2004) Nature, 248, 921-924.

本研究により開発される新システムを用いることで，サンプルリターンミッションによって持ち帰られた貴重なサンプルを超高感度，超高質量分解能，超高空間分解能で分析し，初期太陽系物質科学に多くの新知見[6] Oechsner, H. and Gerhard, W. (1972) Phys. Lett., 40A,
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304

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化学実験から惑星の起源・多様性の理解を目指して/関根305「２００９年度最優秀研究者賞受賞記念論文」

化学実験から惑星の起源・多様性の理解を
目指して
関根 康人

1

2010年10月13日受領，2010年11月5日受理．

（要旨）惑星科学は，これまで主に地球物理学と天文学，岩石学にまたがる分野として発展してきたが，地球外生命の可能性さえ研究課題の視野に入ってきた今世紀においては，このような物理系分野だけでなく，化学や堆積地質学から生物学までを含む，他に類を見ない超分野型総合理学へと研究の裾野を広げる必要があるだろう．しかし現実的には，惑星における化学や堆積地質学の本格的な展開は現在でも黎明期にあり，生物学の展開に至ってはさらに道のりは遠い．著者はこれまで，惑星表層環境の形成・進化を物理的理解か
ら化学的理解の段階へと進めること，そして惑星において化学を展開することを目標として，惑星上の地質的・化学的プロセスを模擬した室内化学実験を行ってきた．本稿では，タイタンや原始地球における大気の形成と進化を例として，1. 微惑星から惑星形成，2. 表層環境の安定性と進化，に関して，著者のこれまでの研究を紹介する．

1. はじめにといった化学的情報はほとんど得られていない．したがって，生物学の中でも惑星科学に隣接する極限環境

なぜ地球は生命に満ち溢れる惑星になったのか，地生物学でさえ，これまでのところ，これを惑星におい球以外に生命を宿す天体は存在するのか，という問いて展開することは困難であった．すなわち，大胆な言に答えることは，地球惑星科学における最大の目標のい方をすれば，20 世紀までの惑星科学において，研１つである．これまで様々な研究者によって，惑星系

究の中心は惑星物理学であり，特に，惑星や衛星におや衛星系がガスと塵からなる原始太陽系円盤から形成ける生命を育む環境の形成と進化に対する化学的，生され，現在の姿に至る大まかな道筋は立てられてきた．

物学的理解は非常に乏しかった．

しかし，これにより上記の生物学にもつながる問いに

ところが，惑星形成に関する大まかな物理的道筋が答えが得られたかというとそうではないだろう．それ立てられた現在，我々の興味は惑星における生命の存は，これらの研究は主に古典的な物理学（力学，熱力

在に否応なく向かっている．実際，近年の火星探査ロ学など）に基づいたもので，生物学的な問いに答える

ーバーによる堆積岩による古環境推定 [1] や，カッシ

上で不可欠な，惑星・衛星の進化段階における数多くーニ探査機による土星衛星エンセラダスの水プリューの物質進化や化学反応の素過程をきちんと考慮しては

ム内の有機分子の発見 [2] は，地球環境進化を明らかいないからである．例を挙げれば，氷衛星エウロパがにしてきた堆積地質学的・地球化学的アプローチが，どのようにして形成し，その内部海がどのような加熱

地球外に存在する未開拓な豊かなフィールドに向け展機構で維持されているのかといった，大まかな物理過

開しつつあることを示している．さらに木星系探査計

程の理解は惑星形成論や惑星探査によって得られたも画や火星次世代ローバー探査計画における探査計画をのの，内部海の化学組成や pH の進化，酸化還元状態

見ても，今後の惑星科学の目的が，惑星形成の物理的1. 東京大学大学院新領域創成科学研究科
sekine@k.u-tokyo.ac.jp

理解から化学的理解，そしてその地質学的検証へと向かっていることは疑いなく，それはその先の極限環境

306

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

生物学をはじめとする惑星における生物学の展開へつ（CmHn），アンモニア（NH3）と水ン（CH4）や炭化水素

ながっていく重要な布石となろう．

（H2O）へと変換される可能性が提案されていた [3]．こ筆者がこれまで行ってきた研究を一言で表せば，これらの揮発性分子種は円盤が冷却するに従い，それぞのような“惑星化学”という学問の創成を目指した，

れ異なる温度でハイドレート氷などの形で微惑星や微惑星・衛星における化学の展開である．具体的には，衛星に取り込まれ，惑星や氷衛星に供給される．特にタイタン，原始地球，氷衛星などを研究対象とし，そ氷衛星の場合，上記の CH4 や NH3 への変換反応の有無の形成から現在の姿に至るまでの地質・化学プロセス

によって，含まれる炭素量，窒素量，H2O 氷量は大き（例えば，大気化学反応，隕石衝突，熱水活動，気候く異なる．またこれら分子種は，地表の温室効果や物変動など）を化学実験や地球化学分析により調べ，得質循環，内部海の凝固点降下など，表層内部進化にもられた実験データを基にそれぞれの天体の大気・表層

影響を及ぼすため，原始太陽系星雲時にこれらの変換

進化を議論してきた．このような個々の地質プロセス

反応の有無を明らかにすることは重要である．

における化学反応の解明は，太陽系内はもちろんのこ

NH3）の生成反応に原始太陽系星雲における CH（や4と，それらを一般化することで，今後の太陽系外の地（や N2）
は，気相反応と触媒反応がある．しかし，CO

球程度の質量を持つ惑星大気の推定にも通じるだろう．

の共有結合による高い活性化エネルギーのため，気相

本稿では，2 章で惑星大気の起源，3 章で惑星表層環

反応による CH4 への変換は，ガス惑星内部のような境の進化に関する一連の研究を紹介するのに加え，紙

高温環境（T > 2000 K）でなければほとんど起きない

面の許す限り今後の展望についても述べたい．

[3]．一方，固体金属表面で起きる触媒反応は，吸着過2. 起源︰微惑星から惑星・衛星大気の形成
惑星や衛星における大気や海洋，そして生命の起源

程により反応全体の活性化エネルギーを下げるため，気相反応が通常進行しないような温度下においても活発に進行する可能性がある．特に，周囲より温度や圧力の高い原始木星や原始土星の周りの周惑星星雲内でに化学の視点から迫るためには，それらを構成する C，

NH3）が生は，この触媒反応により，広範囲で CH（と4

N，O，H といった揮発性元素が，初期太陽系におい成するという予想が立てられ [3]，タイタンをはじめてどのような分子種として分布し，どのように変成さとする氷衛星の材料物質は，原始太陽系星雲の氷微惑

れるのかを理解することが必要である．特に，惑星形

星よりも還元的な炭素（窒素）化合物に富んでいると考成は微惑星の衝突の繰り返しであることを考えればわえられていた [4]．しかしながら，これらの研究では，かるように，初期太陽系において衝突現象は重要かつ工業化学分野で行われた効率のよい条件（P = 1 bar,

支配的な地質プロセスであるが，これは同時に重要なでの実験データを，
T = 513–553 K, H2/CO = 0.6–15.1）

化学プロセスでもある．ここでは，特に筆者がこれま

周惑星星雲条件（P = 10 –10 bar, T = 400–1500 K,

で研究してきた土星の衛星タイタンを話題の中心にし，まで外挿したもので，現実的な条件でH2/CO = 1000）

原始太陽系星雲から大気の形成までの初期段階におけ

本当にこの触媒反応が進行するのか実験的に調べた研る化学進化過程を見ていくことにする．

究はなかった．

2.1 原始ガス星雲における触媒反応：
氷微衛星の化学組成

周惑星星雲と同様の条件において触媒反応実験を行い-6-3

そこで著者らは，原始木星や原始土星に形成される-4，星（P = 10 –1 bar, T = 475–650 K, H2/CO = 1000）

地球型惑星や氷衛星が，どのような化学組成の大気

雲ガスに含まれる CO や CO2 から CH4 が生成される反を持つのかを考える際，重要な制約条件は材料物質（微

応率やそのメカニズムを調べた [5,6]．その結果，これ

惑星・微衛星）の化学組成である．特に，原始太陽系までの予想に反し，星雲ガスのような H2 に富む条件

星雲や原始ガス惑星星雲内の比較的温度の高い領域においても，低圧になると触媒表面に吸着した C が水（～ 300–1500 K）では，星雲ガスに含まれる一酸化炭

素化されるよりも先にグラファイト化してしまい，触素（CO）や二酸化炭素（CO2），窒素（N2）が，主成分で媒表面を覆って反応を妨げる触媒被毒が起きることがある水素分子（H2）と反応し，熱力学的に安定なメタわかった（図 1）．また N2 に関しても，C による触媒被化学実験から惑星の起源・多様性の理解を目指して/関根

C

H
H

O

H
O

307

ように，タイタン大気に始原的なアルゴン（Ar）がほとんど見つかっていないことから [10]，Ar が凝縮する

H

30 K を下回ってはいなかったと考えられる．このよC

うな氷衛星の組成から予想される円盤温度の違いは，

金属触媒表面単純に太陽からの距離の違いを反映しているのかもし
G

H

C

C

H O

O

H

H C H

れない．または，原始木星系では原始太陽系星雲内のギャップの形成に伴い [11]，衛星系形成の終了が原始土星系よりも早く起きたことを示唆しているのかもし

H
G

C

G

G G O

G

グラファイト化による触媒被毒

H

H
O

H
H

H

C

H
H

水素化反応によるメタン生成

図1： 金属表面におけるCOの水素化反応と触媒被毒の概念図．
金属表面に吸着したCは，H2分圧が高い場合，表面のHにより水素化されCH4を生成する．一方，H2分圧が低い場合
は，CはHを反応する前に，不活性なグラファイト(G)化して表面を覆ってしまい，反応を妨げる．

毒が起きた場合，N2 が吸着できなくなるため NH3 への変換も非常に起きにくい．得られた触媒反応率を原
始ガス惑星円盤モデルに組み込んだ結果，原始木星やれない．衛星の化学物質はこれから示していく様々な
地質プロセスを経て変成されていく可能性があるため，
上記の議論をより確実なものにするためには，詳細な氷衛星の化学組成・地質を調べる探査や，さらなる室内実験が必要となる．しかしながら，このような初期の材料物質の違いが，氷衛星の多様性（例えば，タイタン，ガニメデ，カリストに見られる）を生み出した
本質的な一因になっているということは言えるであろう．

2.2 衝突脱ガスの化学反応：惑星大気の形成と変成

原始土星の周惑星星雲において，触媒被毒の影響で炭微惑星・微衛星に取り込まれた揮発性成分が，惑星・素・窒素化合物の化学進化はほとんど進行せず，氷衛

衛星の大気を形成する際，必ず経験する変成過程が衝星の材料物質は，基本的に原始太陽系星雲の氷微惑星

突脱ガスである．衝突脱ガスとは，天体の高速衝突時の組成を反映した酸化的なものになることが分かったに発生する衝撃波により，衝突天体と惑星の一部が高[5,7,8]．この結果は，エンセラダスの水プリュームの温高圧状態に圧縮され，その後の希薄波による断熱膨

化学組成が，彗星のそれに基本的にはよく似ているというその後の観測とも調和的である [2]．
この周惑星星雲で大規模な化学進化は起きにくいと

5 AU での原始太陽系
円盤の冷却曲線いう結果を考えると，氷衛星の組成の違いを使って，原始太陽系星雲の温度進化へ制約を与えることができるかもしれない．なぜなら，上記の場合，氷衛星の組成の違いは，単純に原始太陽系星雲の各揮発性分子の凝縮温度の違いが反映されることになるからである．
実際，木星の衛星カリストでは，地表面に CO2 が見つ

10 AU での原始太陽系
円盤の冷却曲線

かっているが CH4 は観測されていない [9]．このことは，
原始木星が衛星系を形成した段階での 5 AU 付近の原，CH4始太陽系星雲が，CO2 が凝縮できるが（< 80 K）
は凝縮できない（> 50 K）温度だったことを示しているかもしれない（図 2）．一方，土星系衛星では CO2 の
みならず CH4 も観測されているので [2]，土星系形成時期の 10 AU 付近の原始太陽系星雲の温度は 50 K 以
下だったのであろう（図 2）．ただし，次章でも述べる

図2： 原始太陽系円盤における各分子種の凝縮温度曲線と5 , 10
AUでの円盤温度の冷却曲線．円盤の温度圧力進化，各分子のH2に対する存在量は参考文献 [5, 8] に基づく．

308

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

似ていると言われる．タイタンの厚い大気（1.5 bar）の衝突に伴う NH 3のN 2 への変換効率

氷天体への彗星の衝突速度
5 km/s10 km/s
1.4

飛翔体の材質

1.2

金
白金
銅

1

主成分は N2 であり，地表には地球の水循環に似たCH4 循環も存在している．カッシーニ探査機が明らかにした，タイタンと地球とのさらなる類似点は，タイタンの N2 大気が地球と同じ脱ガス二次大気であるということである [10]．これはタイタン大気中に始原的Ar がほとんど含まれていないという観測結果がから0.8

導かれたものあるが，Ar の欠乏はさらに，微衛星形
成時に Ar と同様の温度（< ～ 30 K）で凝縮する N2 も0.6

微衛星には含まれていなかったこと，したがってタイ

0.4～
タンの N2 は元々もっと高温でも凝縮する NH（<
3100 K）として微衛星に取り込まれ，何らかの反応を0.20

経て現在の N2 になった可能性を示唆する．

0

5

10

15

20

25

最大衝撃波圧力 (GPa)3035

地球大気の起源論に基づいて考えると，タイタンに限らず惑星や衛星の脱ガス二次大気は，集積時に材料

図3： 最大衝撃波圧力に対するNH3からのN2変換効率．縦軸は，衝撃波圧力を経験した標的中のNH3がN2に変換される割合を示す．上軸は，インピーダンスマッチング法 [12] により求めた，下軸の最大衝撃波圧力を発生するために必要な氷天体への彗星衝突の衝突速度を示す．

物質の加熱溶融と分化，それに伴う大規模脱ガスとそ

張冷却過程で，天体に含まれていた揮発性成分がガス能性が示唆された [18]．したがって，タイタンの場合，として表層に放出される過程である [12]．特に，集積地球のように集積時の大規模脱ガスにより，現在の大後期や後期隕石重爆撃期におきる超高速衝突では，気が形成されたのではない可能性がある．未分化のタ

元々微惑星に含まれていた分子が完全に分解され，そイタンに厚い二次大気が存在するという問題は，単なの後，高温状態で安定な別の分子に再結合した後に表るタイタンの問題というだけでなく，我々が持ってい層に供給されることも起きる．したがって，このようる惑星・衛星の脱ガス二次大気形成概念への挑戦であな衝突脱ガスが開始する衝突速度や，脱ガス気体の化るともいえる．

こでの変成という過程を経て獲得されたと考えられる．
しかし近年の観測から，タイタンは部分的にしか分化しておらず，初期から現在まで冷たいままであった可学組成を調べることは，惑星・衛星大気の起源を制約

我々はこの問題に対して，約 39 億年前に起きたとし，それらの現在の化学組成を理解することに直結すされる後期隕石重爆撃期 [19] が，タイタン N2 大気のる．

形成に関して重要な役割を果たしたのではないかと考ところが，このような重要性にも関わらず，これまえている [17]．後期隕石重爆撃期における彗星の高速での衝突実験では脱ガス気体の化学組成を測定する研衝突では，タイタン氷地殻中に含まれていた NH3 氷

究はほとんど行われてこなかった．なぜなら，従来のが脱ガス分解し N2 を生成するかもしれない．実際，実験では多くの場合，火薬を加速の燃料として用いる

NH3-H2O 氷へのレーザー銃を用いた衝突実験により求ため，その燃焼ガスと衝突発生ガスとの区別が困難で（図めた，衝突脱ガス N2 生成率と衝突衝撃圧力の関係あったためである [13]．我々は近年，高出力レーザー

3）を見ると，タイタン集積後の高速衝突（～秒速 11

パルスを飛翔体の加速に使った化学的にクリーンな衝km）では，NH3 が効率的に N2 に変換されることが分突システム（レーザー銃）を構築し，衝突により生成すかる．一方，集積途中の微衛星の衝突では（～秒速 3る気体成分の分析を行ってきた [14–17]．レーザー銃

km）
N2 の生成はほとんど起きていない．この実験デのメカニズムについての詳細は他稿に譲るとして，本ータを，タイタンへの彗星の衝突の数値シミュレーシ

稿では特に，前章の氷衛星の形成に関連したタイタン

ョンに組み込むことにより，衝突１回当たりにタイタ

大気の起源について話を進めたい．

ンに供給される N2 量と，元々存在していた大気を吹

タイタンの表層環境は，太陽系で最も地球のそれにき飛ばす散逸量を計算することができる．その結果，

化学実験から惑星の起源・多様性の理解を目指して/関根309

彗星衝突でタイタンに供給される N2 の内，彗星自身

ス惑星の衛星なのか矮惑星なのかで衝突による変成のに含まれていた NH3 の分解による供給はわずかであ度合いは大きく異なり，それが現在見られる個々の天り，大部分は地殻中の NH3 の分解によるものである

体の特徴を形作る主要な要素となっているのだろう．

ことがわかった．また，集積中に大気を形成しなかっもし上記の結果のように，タイタンの N2 が後期隕た場合でも，後期隕石重爆撃期において現在の N2 量

石重爆撃期に形成されたとすると，１つの重要な問題を生成することができることがわかった．さらに，仮（ N/ N ≈が残る．それは，タイタン N2 の同位体比に後期隕石重爆撃期以前に何らかの大気をもっていたが，地球の値（3.5 × 10 ）よりも高い（つま5.5 × 10 ）

15

-3

14

-3

15

としても，タイタンのように重力が小さく揮発性元素

り N に富む）という点である [10]．これまでは，タイを多く含む天体では，活発な供給と散逸により，大気タンの窒素の同位体は元々地球と同じ値であり，それの入れ替わりが起きることがわかった．これらの場合，が形成直後の太陽からの強い紫外線による大気散逸で生成される N2 量はタイタン地殻中の NH3 含有率と地同位体的に重くなったと解釈されていた [10]．しかし，

表温度によって決まる値に漸近してゆくことになる．

後期隕石重爆撃期に大気が形成された場合，散逸によ

現在の N2 量を生成するために必要な NH3 含有率は 1–

る同位体分別はほとんど起きないため，タイタンの重4% 程度であり，これは前章で述べた原始ガス惑星星

い窒素同位体比は初生的であるということになる．

雲内で NH3 への変換が起きなかった場合に予想され我々は，酸素同位体と同様に，窒素同位体にも太陽系る微衛星の NH3 含有率（0.5–5%）ともよい一致を示す

内で大規模な不均一があるのではないかと推測してい[8]．

る．分子雲や原始太陽系星雲の紫外線自己遮蔽効果をところで，タイタンにおいて後期隕石重爆撃期に考 え る と， こ れ ら の 環 境 で N2 か ら 生 成 し た NH3 や

N2 大気が生成するのならば，他の氷天体でもそのよ

HCN は，ちょうど CO から生成する H2O が O や O

うなことは起きないのであろうか．氷天体において，に富むように [21]， N に富むことになる．この N に

18

15

17

15

彗星衝突で N2 が生成する条件は，（1）氷天体自身に富んだ NH3 氷は，少なくとも土星形成領域までは，

NH3 が含まれること，（2）衝突速度が十分早いこと，

14

15

14

-3

N に富んだ N2 ガス（ N/ N ≈ 2 × 10 ）[22] とは混じ
15

14の 2 つである．木星系衛星では，表面に NH3 氷は見つらずに，タイタン大気中の N2 の高い N/ N 比を実現

かっておらず，条件 1 が満たされなかった可能性があしたのだろう．一方，内側太陽系では蒸発した NH3

る．土星系以遠では，微惑星の形成温度は十分低いたと N2 が同位体的に均一になり，地球のような低い

め，条件 2 が重要になる．氷衛星への彗星衝突の場合，

1514N/ N 比を実現したのかもしれない．このように考

ガス惑星の強い重力により，彗星は高速度（秒速 6–60

えると，初期太陽系における揮発性元素の振る舞いが，km）で衝突するので，NH3 は容易に N2 に変換される酸素だけでなく窒素も含めて統一的に理解できるかも（図 3）．例えば，衝突による N2 生成と散逸の計算をトしれない．このような可能性を検証するためには，こリトンで行った結果，後期隕石重爆撃期後の N2 量はれまでほとんど未知であった外側太陽系天体の揮発性

18

約 10

kg となり，トリトン表面の N2 霜の観測による
1619

分子の化学組成や同位体比データが重要になる．今後

N2 量の推定（10 –10 kg）[20] とも矛盾しない．また，の大型望遠鏡による彗星の揮発性元素の同位体観測や，土星系の他の衛星でも，地質活動のあるエンセラダス

冥王星などの外惑星探査の結果が待たれる．

を除けば，表面に NH3 の存在は観測されていない．こ図 3 の実験結果は，地球の脱出速度での衝突では，れは，形成後の彗星衝突で，表面付近の NH3 は N2 に

NH3 はほぼ完全に N2 に分解してしまうことも示してほぼすべて分解し，N2 ガスは宇宙空間に散逸したたいる．惑星集積モデルによると，質量小さい M 型星

めであろう．一方，冥王星やカロンのような矮惑星やの周りには，地球や火星サイズの惑星が氷微惑星から，
その衛星の場合，衝突速度が低いため（～ 2 km/s）

形成される可能性が示されている [23]．このような惑

衝突による NH3 の N2 への変換は起きない．これらの星は，集積途中に NH3 が分解した非常に厚い N2 大気

ことは，タイタンやトリトンの N2 と冥王星の N2 は，を形成することになるだろう．NH3 の微惑星での含有

その起源が根本的に異なることを示唆している．この量が太陽系と同じ（約 1%）だと仮定しても，N2 大気のように，仮に同じ材料物質で出来ていたとしても，ガ圧力は 100 気圧以上になる可能性がある．このような

310非常に厚い N2 大気を持つ，“スーパータイタン”とも呼ぶべき地球サイズの氷惑星は，低質量星の周りでは

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

②

エアロゾル
生成率

①

普遍的な存在かもしれない．

3. 大気進化と地表環境の安定性
ダイナミックに形成した大気や表層環境は，その後，数 10 億年という長期にわたって進化していくことになる．地球型惑星や氷衛星の場合，H2 は宇宙へ散逸するため，大気海洋組成の進化とは初期組成からの不可逆的な酸化に他ならない．そして，長期にわたる地

0.1①

太陽光遮蔽増加

1

気温低下

10

大陸風化低下
メタン生成菌活動低下

CO 2 /CH 4 上昇

エアロゾル生成増加

エアロゾル生成低下

CO 2 /CH 4 低下
大陸風化増加メタン生成菌活動活発

表環境の安定性を理解するためには，酸化還元状態が

CO2 /CH 4

気温上昇

太陽光遮蔽減少

気温低下

大陸風化低下
メタン生成菌活動低下

変化していく中で，惑星の気候がどのようにして安定に保たれるのか，あるいは不安定に陥るかを惑星シス②

テムとして理解することが必要である．ここでは，タエアロゾル生成上昇

太陽光遮蔽増加

CO 2 /CH 4 上昇

イタンや原始地球のような還元的大気をもつ天体の表
層環境の安定性，そして原始地球における酸化的大気への移行である大酸化イベントに関する著者らの研究を紹介する．

3.1 還元大気中での有機物エアロゾルの役割

図4： 大気中のCO2/CH4比に対する有機物エアロゾル生成率変化の概念図(実験データは [30] に基づく)．高いCO2/CH4比を持つ大気組成では，エアロゾル生成と気温変化は負のフィードバックの関係にあるが，低いCO2/CH4比を持つ大気組成では，正のフィードバック関係にあることが予想される．

近年の地質学的・地球化学的研究によると，20 億
年以上前の地球大気中の CO2 濃度推定値では，地表を学だけの問題ではなく，タイタンや系外惑星まで広く温暖にできるかが疑問視されており [24,25]，大気表層

関連性のある重要な課題である．

が酸化される前に高濃度存在することができる CH4

有機物エアロゾルの生成とは，言い換えれば CH4 のなどの還元的気体による温室効果が重要とされている．

高分子化である．そして，CH4 の高分子化は，反応系

CH4 を含むような還元的大気の場合，CO2/CH4 比がから水素原子（H）が効率的に除去されることで不飽和0.5 以下であれば，地球においても光化学反応により炭化水素の存在量が多くなり，これらがさらに重合さ有機物エアロゾルが生成し，タイタンのように濃密なれることで進行する．したがって，何がエアロゾルの層を形成する．このようなエアロゾル層は，大気上層生成を決定しているかという問いは，何が大気中の H

で太陽光の大部分を吸収・散乱し，地表を冷却する強を除去しているのかという問いに言い換えることがで力な反温室効果を持っている [26]．これまで現在のよきる．実際，現在有機物エアロゾル生成が起きている

うな酸化的大気における炭素循環と地球表層環境の安タイタンでも，大気化学モデルによると，熱圏に近い定性について多く研究がなされてきたが，還元的大気

大気の上層では H は直接宇宙空間に散逸するが，成層における安定性については，ほとんど研究はなされて圏以下では不飽和炭化水素と反応してしまい，現在のいない．なぜなら，生成する有機物エアロゾルについ大気中の不飽和分子量やエアロゾルの生成率を説明でて，その生成過程や組成，生成率や光学特性などほときないことが示唆されている [27]．そのため，成層圏んどが実験的・観測的に未解明であるからである．こには何かしらの効率的な H 除去プロセスがあるだろのようなエアロゾルが，惑星スケールでどのような役うと言われていた [27]．

割を果たしているのか理解するのに最も良いリファレ

筆者らはこれまで，タイタン大気における H 除去過ンスはタイタンであろう．このように，原始地球がど程として，有機物エアロゾル表面反応が重要な役割をうしてハビタブルであったのかという問題は，地球科

果 た し て い る こ と を 実 験 的・ 理 論 的 に 示 し て き た化学実験から惑星の起源・多様性の理解を目指して/関根

311[28,29]．エアロゾル表面反応とは，大気中の H がエア

度は不飽和炭化水素やエアロゾル自身を酸化することロゾルと衝突し他の H と反応することで，不活性なに使われるからである．このようにエアロゾル生成率

H2 になる反応である．H2 は分子量が小さく短時間でと大気中の CO2/CH4 比の間には，最大値をとるよう宇宙空間に散逸し大気中から除去される．筆者らの研な 関 係 が あ る こ と が 予 想 さ れ る [30]
（図 4）
． も し，

究によると，熱圏近くの高層大気で生成した有機物エ（図 4：黒矢CO2/CH4 比が大きい CO2 に富む大気組成

アロゾルの種は，大気中を沈降してくる間の中間圏や印）であった場合，何かしらの理由で地表温度が低下

成層圏で触媒のように H を除去し，大量の不飽和炭化したとする．すると，大陸風化の低下（CO2 上昇）とメ（CH4 低下）により，CO2/CH4 比水素が存在できるように働いていることが示唆される． タン生成菌の活動低下
不飽和炭化水素は，成層圏でさらなるエアロゾルの生は増加する．このことは，エアロゾル生成率の低下と成や成長に寄与したり，大気上層に拡散しエアロゾル

それによる反温室効果の低下で地表温度の上昇を引きの種の材料になったりすることになる．実際，エアロ起こし，地表環境は安定することになる（負のフィーゾルの表面反応を組み込んだ新たな大気化学モデルでドバック）[31]．一方，CO2/CH4 比の小さい CH4 に富は，タイタン大気中の不飽和炭化水素量とその分布をむ大気組成（図 4：白矢印）であった場合，地表低下によく再現しており [29]，このこともタイタン大気での伴う CO2/CH2 比の増加は，エアロゾル生成率の上昇

エアロゾル表面反応の重要性を示していると言える．

と地表温度のさらなる低下を引き起こす（正のフィー

このように考えると，還元大気中に生成する有機物

ドバック）
．

エアロゾルは，惑星システム内のサブシステムの 1 つ

このように同じ惑星であっても大気組成のわずかなであることがわかる．例えば，タイタンにおいて地表違いによって，気候変動に対する安定性は大きく変わ

温度が何かの理由で上昇したとする．その場合，大気ってしまう可能性がある．特に，原始地球の場合，恒中の CH4 濃度（CH4 飽和蒸気圧）が上昇し，材料が多く星進化に伴う太陽光度の上昇により，大気中の CO2 濃

なる分，エアロゾル生成率は上昇するだろう．このこ

度は徐々に低下していくため [32]，より最近に近い時とは大気中でのエアロゾルの数密度の増加になるため， 代に，上の様な内在していた気候の不安定性が出現しエアロゾル表面反応がさらに起きるようになる．このやすくなるはずである．このような地球型惑星に内在ことは，不飽和炭化水素の増加と，結果的にさらなるする気候の不安定化が本当に起きうるのかを確かめる

エアロゾル生成率・大気中の数密度の上昇を引き起こためには，今後，様々な大気組成でのエアロゾル生成

す．すると今度は，濃密なエアロゾル層の形成により， 率を求めるだけでなく，光学定数やエアロゾルの構造
地表温度は下がり CH4 の濃度が低下することにより元も実験的に明らかにし，総合的に判断することが必要の状態に戻る．このように，エアロゾルはタイタン地となるだろう．ただ，このような不安定化が起きると表環境を安定化させる負のフィードバックの中心となすれば，CO2/CH4 比が小さくなる原生代―太古代境っている可能性がある．

界付近（約 30–20 億年前）であり，このことと次章での原始地球の場合，エアロゾルのフィードバックは負べるスノーボールアース（全球凍結）を含むヒューロニに働くだけでなく，正にも働く可能性があり非常に複アン氷河期が，同じ原生代―太古代境界付近に発生し雑である．なぜならば，地球型惑星の場合，エアロゾていることとは，無関係ではないかもしれない．

ル表面反応だけでなく，大気中に存在する CO2 濃度によって，エアロゾルの生成率は大きく変化するからである [30]．例えば，CH4 大気に CO2 を徐々に加えて行3.2 大酸化イベントにおける気候，大気，生命のフィードバックった時，エアロゾルの生成率は上昇することが知られ地球の大気海洋の酸化還元状態は，時間と共に徐々ている [30]．これは，CO2 が上記の表面反応と同様にに変化してきたわけではなく，ある特定の時期に安定

H のシンクとなって，不飽和炭化水素の存在量が上昇状態から別の安定状態へ急激に移行する変動期を経てするからである．しかし，ある CO2/CH4 比を境に，進化してきたと考えられている．大気中酸素（O2）濃今度は CO2 量が増えるほどエアロゾル生成率は悪くな

度は，約 23 億年前と約 7 億年前に急激に上昇したことる．これは，CO2 が H を消費しても過剰に存在し，今が知られている（図 5）[33]．約 23 億年前には，それまLog (大気分圧) (bar)312

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

地球システムの中で，気候変動が，大気海洋や生命とN20

何かしらの因果関係（フィードバック）を持って共進化

-1
-2

O2

-3

CO2

CH4

していることを暗示している．特に，大酸化イベント
では，これと時をほぼ同じくしてヒューロニアン氷河期と呼ばれる，汎大陸規模の氷河期が少なくとも 3 回繰り返し起きていたことが分かっている [36]．この大

-4

30

20

10

年代（億年前）0酸化イベントとヒューロニアン氷河期に関する因果関係に関しては，いくつかの仮説が提案されているが，氷河期

これまで因果関係を実証する具体的な地球化学的証拠

図5： 様々な地球化学データにより制約された，地球大気組
成の進化と氷河期の起きた時期と規模との関係を示す[30–38]．O2濃度の上昇する約23億年前と約7億年前に，大規模な氷河期が繰り返し起きていたことが分かる．

はなかった．
筆者らは，24–22 億年前の堆積物層が連続して露出しているカナダ・ヒューロニアン累層群など北米五大湖周辺地域を中心に地質調査を行い，気候変動と O2でほぼ無酸素状態であった還元的大気に，O2 が現在-2上昇の因果関係を実証する証拠を探すべく，岩石試料-2の値の約 10 倍（10 PAL）まで急激に上昇する大酸化の地球化学分析を行ってきた．気候変動と O2 濃度上

イベントと呼ばれる事件が起きた [33,34]．そして，約昇の因果関係を調べるためは，この繰り返し起きた氷7 億年前には現在と同じ程度の大気 O2 レベルにまで達河期から氷河期後の気候回復期に，O2 濃度がどのよ

し，海洋も深海までほぼ全域が酸化的になった．生命

うに変化したのかを明らかにする連続的な地球化学デの進化にとっても O2 上昇は重大事件であり，大酸化ータが必要になる．これまでの多くの研究では，硫化イベント後には真核生物が，約 7 億年の O2 上昇の後物中の硫黄の質量非依存同位体分別 [33,35]，砕屑性のには大型生物がそれぞれ登場している [35]．

ウラン鉱や赤色砂岩 [33] の存在から，それらが形成さ

近年，この 2 度の酸素上昇期が，スノーボールアー

れた時点での O2 濃度が制約されてきたが，これらはス（全球凍結）を含む大規模氷河期の発生時期とよく一

いずれも上記の鉱物が形成した層準 1 点での情報であ致することが分かってきた（図 5）[35]．このことは，り，氷河期前後の連続的なデータを得ることは難しい．

ヒューロニアン累層群
22.2億年前

10-6

10-5

10-4

10-3

O2

10-2 (PAL)

ゴウガンダ層

氷河期

ブルース層

氷河期
推定される O 2 濃度の変化
氷河期

ラムジーレイク層

24.5億年前
泥岩層
砂岩層
氷河性堆積物層

本研究での制約
これまでの研究による制約[32,34,35 など ]図6： 簡略化したヒューロニアン累層群の柱状図と対応するO2濃度変化．O2濃度は，岩石試料中の酸化還元敏感元素量などから推定（詳しくは本文を参照）．

化学実験から惑星の起源・多様性の理解を目指して/関根

313

そこで筆者らは，酸化還元敏感元素と呼ばれる，大気負異常と地表気温の上昇という 2 つの証拠を同時に説

海洋の O2 濃度に依存して価数が変化し，挙動が変わ明する 1 つの可能性は，メタンハイドレートの大規模る遷移金属の堆積物中の存在量に注目した．例えば，

分解である [42]．メタンハイドレートに含まれる CH4
12

モリブデン（Mo），レニウム（Re），オスミウム（Os）は， は非常に C に富んでいることが分かっている．この
酸素濃度が高い時に大陸から海洋に供給される．一方，

ような CH4 が氷河期後に氷の融解に伴い大量に放出さ鉄（Fe）やマンガン（Mn）は，酸素濃度の上昇により海れれば，炭素同位体の負異常を引き起こし，その温室

洋中で酸化して沈殿する．特に，酸化還元電位の異な効果で地表は急激に温暖になる．実際，炭素同位体のるいくつかの元素の堆積物中の存在量を比較し，その負異常を説明するために必要な量のメタンが放出され時の O2 濃度を挟み込むことで制約することができる．

た場合，地表温度は 30℃近く上昇し，化学風化指標-5

例えば，Mo や Re は O2 濃度が比較的低い 10 PAL 程で見られる激しい大陸風化を整合的に説明する．その度でも酸化され海洋に流れ出す [37]． 一方，Mn は非ような温暖状況では，激しい大陸風化により，光合成-2

常に酸化還元電位が高く，10 PAL 程度以上ないと生物の栄養塩であるリンが大量に大陸から供給される．

酸化沈殿しない [38,39]．我々は岩石試料の化学分析のこのことが，光合成生物の大繁殖と O2 放出を引き起結果，ヒューロニアン累層群で，最も時代の古い氷河

こしたのかもしれない．放出された O2 は，大気や表期直後の海底堆積物中に Mo と Re が濃集し，次に古層に存在する還元的な物質を酸化することに使われる

い２番目の氷河期の直後には Os が濃集していることことになる．それにより，メタン生成菌などの嫌気的が分かった．これは両氷河期の直後に，それぞれ pO2細菌が生息する還元的な環境の減少や CH4 自身の酸化-5-4～ 10 PAL および pO2 ～ 10 PAL 程度の酸化的環境により，大気中の CH4 濃度の低下を引き起こす．このが実現し，これらの元素が大陸から海洋に運ばれ始め

CH4 の低下は，次なる氷河期を引き起こすことになる．

たことを示唆する [40, 41]．最後に一番新しい氷河期

このような正のフィードバックは，大気や浅海に CH4

では，Mn が沈殿する程度 O2 濃度が高くなっているこがほぼなくなり，O2 が大気に満ちるまで続くことに-2とがわかった（pO2 ～ 10 PAL）[39]．これらの地球化なり，大酸化イベントの駆動力だったのかもしれない

学的証拠は，図 6 のように氷河期後の気候回復期に O2[42]．

濃度が上昇し，この繰り返し起きた氷河期に伴って階段的に O2 が上昇していったことを示唆している．
氷河期の後に O2 が上昇していることは，気候変動

前章で述べた還元的地球型大気における気候の不安
定性と，本章で述べた氷河期をトリガーにする O2 の増大を総合して考えると，地球のようにプレートテク

がトリガーとなって光合成生物の活動を活発化させたトニクスを維持し生命を育む惑星では，CH4 大気からように見える．では，実際に氷河期の直後のどのようO2 大気への急激な進化は，ほぼ必然的に惑星の年齢な環境変化が，O2 上昇を引き起こしたのであろうか．

や大きさに対してある種の相関をもって現れるという筆者らは次に，大規模氷河期からの気候回復時に何がことが予想される．
このような大気組成と惑星の年齢・起きたのか明らかにするため，気候回復期における堆大きさとの相関関係が，系外惑星の観測で統計的に議

積物中の無機・有機炭素同位体測定と大陸風化の度合論できれば，地球のような惑星システムを持つ天体のいを調べる化学風化指標測定を行った [42]．その結果， 普遍性を議論できることにもなるかもしれない．
3 回のヒューロニアン氷河期の後に，いずれも炭素同位体比の負異常があることが分かった．特に，スノー4. 最後にボールアースの可能性のある最後の氷河期直後の有機
炭素同位体の負異常は，全地球史における堆積物中で今後，惑星表層環境の形成と進化を，物理的理解か最も大きいものであった [42]．さらに，堆積物中の化ら化学的理解へと 1 つ上の段階に進めるためには，さ学風化指標を調べると，この炭素同位体比の負異常は，らなる各過程の化学実験とモデリングによる定量的研

地表温度の上昇に伴う激しい大陸風化とほぼ同時に起究が必要である．しかし，それと同時に必要なことは，

きていることが分かった [42]．

様々な化学分野（地球化学，触媒化学，応用化学，有

この大規模氷河期の直後に見られた，炭素同位体の機生物化学）
や地質学分野（堆積学，古環境学，水文学，

314

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

雪氷学）の研究者たちに，豊かなフロンティアとして[6] Sekine, Y. et al., 2006, Meteorit. Planet. Sci. 41, 715.

惑星というフィールドを紹介し，積極的な人的参入と[7] Mousis, O. et al., 2006, Astron. Astrophys. 459, 965.

交流を促すことであろう．その意味において，他に類[8] Alibert, Y. and Mousis, O., 2007, Astron. Astrophys.

を見ない学術融合の場としてモデルケースとなるポテ
ンシャルを，惑星科学は秘めている．惑星分野に化学を本格的に展開するためには，少なくとも今後 10 年は，465, 1051.
[9] Hibbitts, C. A. et al., 2002, J. Geophys. Res. Planets
107, 14-1.

様々な分野の研究者を巻き込みつつ化学実験によるデ[10] Niemann, H. B. et al., 2005, Nature 438, 779.

ータの蓄積と評価を行なうことが必要であり，その後[11] Sasaki, T. et al.. 2010, Astrophys. J. 714, 1052–1064.

10 年は，得られた実験データや探査結果に基づく，[12] Melosh, H. J., 1989, Impact Cratering: A Geologic

惑星形成過程の化学を含むモデルの構築を行なうことが目標となる．その後，築かれた惑星化学や惑星地質学の基盤の上に，惑星生物学を展開してくれる若者がProcess (New York: Oxford Univ. Press).
[13] Tyburczy, J. A. and Ahrens, T. J., 1986, J. Geophys.
Res. 91, 4730.

現れバトンをつなげることができれば，一惑星科学者[14] Ohno, S. et al., 2008, Geophys. Res. Lett. 35, L13202.

としてこれ以上望むことはない．

[15] Kawaragi, K. et al., 2009, Earth Planet. Sci. Lett. 282,

謝 辞[16] Fukuzaki, S. et al., 2010, Icarus 209, 715.

56.
[17] Sekine, Y. et al., submitted.
本稿は，2009 年度最優秀研究者賞記念論文として[18] Iess, L. et al., 2010, Science 327, 1367.

執筆しました．内容は，大学院生時代にご指導いただ[19] Gomes, R. et al., 2005, 435, 466.

いた松井孝典先生や岩澤康裕先生をはじめ，杉田精司，[20] McKinnon, W. B. et al., 1995, in Nepture and Triton,

門野敏彦，紫藤貴文，山本孝，今中宏，クリス・マッケイ，ビシュン・カレー，エマ・ベイクス，セバスチャン・レボノワ，玄田英典，オリビエ・モーシスの各氏との共同研究としての成果であり，また，その後の助手・助教時代の田近英一，多田隆治，後藤和久，山807.
[21] Yurimoto, H. and Kuramoto, K., 2004, Science 305,
1763.
[22] Marty, B. et al., 2010, Geochim. Cosmochim. Acta 74,
340.

本信治，鈴木勝彦，大河内直彦，仙田量子，小川奈々[23] Ogihara, M. and Ida, S., 2010, Astrophys. J. 699, 824.

子，磯崎行雄，ジョセフ・カーシュビンクの各氏との[24] Rye, R. and Holland, H. D., 1998, American J. Sci.

共同研究の成果です．また，ここに書ききれなかった

298, 621.

諸先輩や後輩，学生たちとの議論を通じて学んだ成果[25] Rosing, M. T. et al., 2010, Nature 464, 744.

でもあります．心より御礼申し上げます．また，倉本[26] McKay, C. P. et al., 1991, Science 253,1118.

圭氏には有益な査読意見をいただきました．感謝申し[27] Yung, Y. L. et al., 1984, Astrophys. J. Supp. 55, 465.

上げます．

[28] Sekine, Y. et al., 2008a, Icarus 194, 186.

参考文献[30] Trainer, M. G. et al., 2006, Proc. Nat. Acad. Sci. 103,

[1] Squyres, S. W. et al., 2004, Science 306, 1709.

[31] Pavlov, A. A. et al., 2003, Geology 31, 87.

[2] Waite, J. H. et al., 2009, Nature 460, 487.

[32] Tajika, E. and Matsui, T., 1990, in Origin of the Earth,[29] Sekine, Y. et al., 2008b, Icarus 194, 201.
18035.

[3] Prinn, R. G. and Fegley, Jr. B., 1989, in Origin and
Evolution of Planetary and Satellites atmospheres, 78.
[4] Lunine, J. I. and Stevenson, D. J., 1985, Astrophys. J.
Supp. 58, 493.
[5] Sekine, Y. et al., 2005, Icarus 178, 154.

347.
[33] Canfield, D. E., 2005, Ann. Rev. Earth Planet. Sci. 33,
1.
[34] Pavlov, A. A. and Kasting, J. F., 2002, Astrobiology 2,
27.

ページTOPへ↑←目次へ

化学実験から惑星の起源・多様性の理解を目指して/関根[35] Hoffman, P. F. and Schrag, D. P., 2002, Terra Nova 14,
129.
[36] Young, G. M., 2004, in The Extreme Proterozoic:
Geology, Geochemistry, and Climate, 161.
[37] Anbar, A. D., et al., 2007, Science 317, 1903.
[38] Kirschvink, J. L., et al., 2000, Proc. Nat. Acad. Sci. 97,
1400.
[39] Sekine, Y. et al., in prep.
[40] Goto, K. T., et al., in prep.
[41] Sekine, Y., et al., Geochim. Cosmochim. Acta Supp.
73, A1193.
[42] Sekine, Y., et al., 2010, Geochem. Geophys. Geosys.
11, Q08019.

315

←目次へ

316

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

御池山隕石クレーターに検出された
負の重力異常坂本 正夫 ，志知 龍一
１２

2010年7月20日受領，2010年8月20日受理．

（要旨）長野県飯田市上村にある御池山隕石クレーターでは，クレーター内の基盤岩チャート・砂岩とフォールバック層（クレーター形成時に空中放出した角礫岩類がクレーター内に堆積した層）内のチャート・砂岩の角礫とから衝撃変成石英が大量に確認され，インパクトクレーターとして発表された．このクレーターでは，海外のインパクトクレーターに共通する負の重力異常が検出された．負の重力異常が生じている現象を
海外のインパクトクレーターと比較検討した．その結果，クレーター形成時の衝撃圧縮によって主に基盤岩が破砕されたために密度が低下して生じたと考えられる．

1. はじめに

重力異常なども報告されている．中でも重力異常の検出は，物質的な証拠とは異なりクレーター地形の全体

長野県飯田市しらびそ高原で，赤石山脈西麓にあるに関する地球物理学的な手法として貴重な情報を得る

御 池 山（1905m）の 山 頂 を 含 む 南 東 斜 面 に は 直 径 約ことができる．海外のインパクトクレーターの研究で900m の半円形の地形が存在する（図 1）．この地形内は， 重 力 異 常 の 研 究 成 果 は 古 く か ら 報 告 が あ る．

の角礫層や基盤岩に含まれる石英の単結晶内に幅 1 ～（カナダ，直径 3.2km）では，West Hawk Lake crater

3 ミ ク ロ ン の 非 晶 質 層 が 形 成 さ れ た Planar

カナダに多く見られる湖水の中で特段に水深の深いこ

Deformation Features（PDFs）（正式な日本語用語は未とに注目し，最初に重力測定を行った結果がインパク

定：面状変形組織）をラマン分光分析と光学顕微鏡なトの仮説を支持する成果につながった．その後，クレどを使って検出し，インパクトの決定的な証拠としてーター内部にクレーター形成時の角礫層が存在してい御池山隕石クレーター（以下，御池山クレーターと呼ぶ）の存在が報告された（図 2）[1]．PDFs は，クレータ
ー内の基盤岩のチャート・砂岩の石英粒から確認されたが，フォールバック層内の角礫のチャート・砂岩の石英粒から確認されたものが最も良好に形成されている（図 3）．
海外のインパクトクレーターは 176 ヶ所で確認されて い る． そ の 内， 最 も 多 く の ク レ ー タ ー で 石 英 のPDFs の検出が衝突の証拠として報告されている．他に，シャッターコーン（衝撃を受けて円錐形に変形した地表の岩石）や溶融ガラス類，隕石類，衝撃生成鉱物，
1. 飯田市美術博物館
2.元中部大学
ic90877@city.iida.nagano.jp

図1： 位置図
MTL：中央構造線 ISTL：糸魚川―静岡構造線
い一本線：道路
地形図：国土地理院2万5千分の1「光岳」使用

表示の無御池山隕石クレーターに検出された負の重力異常／坂本，志知

317

図3： 御池山クレーター内に残存する理論的フォールバック層（△印の範囲） A.Bは図8の断面の位置

図2： PDFsの顕微鏡写真（2枚組）フォールバック層中のチャー
ト礫の石英 スケールは0.1mm

ることを示した [2]．インパクトクレーターの研究では重力異常の検出だけで衝撃の証拠とすることは不可能であるが，クレーター内部に密度の低くなる堆積物が存在することを示唆したり，基盤岩の破砕が広がって岩石の密度低下を招いている事などの情報が得られ

図4： 御池山クレーターの空中写真 2点間を結ぶ孤がクレーター縁 ×印はクレーター中心

る [3]．また，Monturaqui impact crater（チリ，直径撃を受けたことによる重力異常の検出を試みた．なお，

460m）のような規模の小さいクレーターでも重力異常

海外に存在する大小様々な隕石クレーターで重力異常の検出が有効であることを示している [4]．

の報告はあるが，その内御池山クレーターの規模に近御池山クレーター（図 4）は，急峻な山岳地帯にあっい小さなサイズのクレーターから報告のある重力異常て，クレーター形成後の早い段階でクレーター地形のと比較検討し，御池山クレーターの地形的地質的な特崩壊が起こった可能性が高い．そのため，衝撃によっ性を示す．

て形成された様々な物質や現象の多くが崩壊したり消失したりしてしまったと考えられている [1]．衝撃を

2. 赤石山脈の重力分布の概要

示す証拠類の中で，重力異常の検出は御池山にも当てはめる事のできる数少ない現象把握の手段である．す赤石山脈の地質構造は，中央構造線を西縁として，

なわち，証拠の多くが消失したクレーター地形の中で東側へ三波川帯・戸台構造線・秩父帯・仏像構造線そも，衝撃を受けた状態が検出できる可能性があるからして山脈の中軸をなす四万十帯，さらに東縁をなす糸である．そこで，御池山一帯の重力測定を行って，衝魚川―静岡構造線へと帯状構造をなしている [5]．大318

図5： 赤 石 山 脈 を 中 心 に し た 重 力 分 布 図 Gravity ResearchGroup（1994）より抜粋．太線コンタ―は重力異常値ゼロを示し、その北側が負、南側が正を示す．御池山周辺のみの円形が負を示す．白丸は飯田市中心地を示す．

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

図7： シンプル型クレーターの直径と重力異常値の関係を示すグ
ラフ
A：Monturaqui B：御池山 C：Holleford D：Suvasvesi
N E：Gow Lake F：Darwin G：Pretoria Saltpan H：
West Hawk Lake I：New Quebec J：Kgagodi

図8： 御池山頂上とクレーター中心を通る地形断面
網目：基盤岩 ひび割れ線：基盤岩の割れ目 △印：フォールバッ
ク層 Di：直径 da：見かけの深さ dt：真の深さ A.B：
図3の位置

規模な帯状構造は，太平洋側からのプレートによる強い圧縮を受けて形成されてきたもので，赤石山脈は日本の山地形成運動の中にあって最大の隆起量を示す[6]．
こうした地質構造をもつ赤石山脈では，中部日本の内陸部で全体が負の重力異常を示す．それに対して，
太平洋側と日本海側との両側では正の重力異常への転換が行われている．特に，赤石山脈を含む太平洋側では北から南へ徐々に負から正へ移り変わっていく．赤石山脈南部は太平洋寄りに位置し，負の異常域の周辺
図6： 御池山周辺の重力分布図（上図） 四角印：測定ステーショ
ン、破線：クレーター位置
A-B：中図・下図の断面位置 、重力値断面図（中図） 破
線区間：クレーターの直径と位置、 地形断面図（下図）部に相当する（図 5）[7]．
赤石山脈では，山脈の走向方向に緩やかな重力の変化があるととともに側方にも緩やかな変化を示す．し御池山隕石クレーターに検出された負の重力異常／坂本，志知

319

図9： 御池山クレーター内の基盤岩に形成された割れ目の方向
クレーターの中心から放射状（A）と同心円状（B）に割れ目が発達

かし，山脈の西縁を走る中央構造線沿いでは際だって高密度になっていて重力の変化が激しい．地表での中央構造線は縦谷の構造谷を形成しているが，地下では三波川帯や秩父帯に相当する領域までに高密度域が及
び特異な重力場を形成しているとみられる．このこと

図10： 割れ目の露頭写真 A：放射状（図9のA）
B：同心円状（図9のB） 黒矢印：割れ目の方向

は，赤石山脈を走る中央構造線が右横ずれ運動を行う
活断層 [8] であることも原因と考えられる．
中央構造線に沿った重力異常域は幅の広い帯状を示

3. 重力測定結果

すが，南北方向の変化では赤石山脈の全体的な傾向と調和し，北から南へ向かって負から正へと移り変わっ御池山エコーラインの起点はしらびそ峠ていく．茶臼山塊の一角に位置する御池山付近でも似（1831.7m）にあり，南へ延びた尾根沿いを通り上村下

た重力異常の分布傾向にあり，赤石山脈全体の傾向性

栗地区へつながっている．エコーラインの途中からは，の範囲内にある．しかし，御池山付近には負の重力異大野地区を通って北又渡へ下る林道が分岐している．

常のスポットが表れている [7]．こうした相対的に負起点のしらびそ峠を第 1 ステーションとして，エコの異常は赤石山脈では他に認められない．御池山一帯

ーライン沿いとその分岐した林道それに半円形のクレは砂岩・泥岩を主体にしてチャートを挟む比較的単純

ーター縁沿いで，総延長 15km 間の 114 ステーションな地質であり，全体が複向斜構造をなし，地質・構造で 重 力 測 定 を 行 っ た． 測 定 に は，LACOST &上で特異な重力異常を生じる地質学的な要素は見当た

ROMBERG Gravity Meter 484 を使用した．測定間隔らない [9]．

は 平 均 150m で あ る． な お， 測 定 区 間 内 の 標 高 は

320

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010
表1： シンプル型クレーターの重力異常表
mgal値：相対的な負の重力異常値 主な地質：重力異常を引き起こす原因相

1210m から 1910m までで，多くの区間が亜高山帯のの最大値と最小値の差はおよそ 2mgal になる．したが中 に あ る． 測 定 し た デ ー タ と と も に，Gravityって，相対的に負の重力異常が円形に近い状態で存在

Research Group（1994）[7] が報告したデータの内，国する．

土地理院発行の 2 万 5 千分の 1 地形図「光岳」「大沢岳」

相対的な負の重力異常域が扁円状であり実際のクレ「上町」「上久堅」の範囲内で既に測定されている５ス

ーター地形より大きく表れている原因は，測定ステー

テーションのデータも含めた．ブーゲー密度は 2.67 で，ションの位置的な偏りがあるためと考えられる．また，Gravity Research Group が採用した密度と同じである． 一般に低重力はクレーター縁を越えてわずかに広がる
御池山エコーラインは御池山クレーターの内部を通[10] ことも影響していると考えられる．しかし，クレっているが，クレーター縁に近い部分を曲がりくねりーターを中心にした重力異常域が分布していることはながら縦貫している．重力分布をより詳細に測定する

確かである．そして，
全長 15km 間での重力測定値では，ためには，クレーターの中心付近を通過するルートで相対的に負の値を示す部分は他に認められない．

測定したり，相互に交差するルートで測定したりする
こ と が 望 ま し い． し か し， ク レ ー タ ー 周 辺 は 標 高

4. 考察

1800m 前後の山岳地帯であり急峻な地形であるために，
エコーラインに沿ったルートとハイキングコースのあるクレーター縁以外には測定が不可能であった．
しらびそ峠から大野地区までの 114 ステーションでは，重力測定値についての潮汐補正・地形補正・フリ4.1

負の重力異常が表れる原因

隕石クレーターに負の重力異常が表れる原因は，主に 3 種類あると考えられる．

ーエアー補正などすべての補正処理を行って重力異常

1 つ目は，クレーター内の堆積物による密度低下が図（図 6）を作成した．図中の矢印で示した御池山々頂（直径 1.2km）のある（表 1，図 7）．Darwin クレーターはクレーター縁に相当し，それより上方へ半弧を描く

場合，インパクトによって形成された Darwin glass

ように 8 ステーションが示されている．その中央付近を大量に含む厚さ 100m の堆積物が存在し，クレータ

で重力値が最大になり，およそ＋ 2mgal になる．それ

ーに生じた－ 4mgal の負の異常のおよそ半分を占め，に対して，クレーター内のエコーライン沿いでは重力さらに残りの半分の異常も堆積物の下位にある低密度

値が急激に減少し，最小でおよそ＋ 0.1mgal になる．

の 角 礫 層 の 存 在 が 推 定 さ れ て い る． し た が っ て，

しかも，減少する方向に円形の重力異常域が認められ

Darwin クレーターでの負の重力異常のほとんどが，る．そして，クレーターの縁から中心に向かって重力クレーター内に堆積したインパクトに関係する堆積物

御池山隕石クレーターに検出された負の重力異常／坂本，志知321によって生じていると解釈されている [11][12]．また，

御池山クレーターの場合，急峻な地形で円形の約

Suvasvesi N クレーター（直径 4km）でも角礫層と溶融40% しか残っておらず，かなりの部分は崩壊してしま

岩層の存在によって－ 2.8mgal が報告されている [13]．

っている．そのような状況の中でもクレーター内にはWest Hawk Lake クレーター（直径 3.2km）では密度

フォールバック層としての角礫層が存在するか推測し2.67 に設定し，合計 194 ステーションの測定データをた．クレーターの直径（D）に対する見かけの深さ（da）

得て 7 方向の重力断面を作成した．地域的な重力傾向

と真の深さ
（dt）
は，次の数式を使って計算した [3]．

を除いた結果，－ 6mgal の負の異常を得た．これは，（1）da = 0.13 D

クレーター内に厚くフォールバックして堆積した角礫

クレーターの直径を 900m として計算値を現在の御池層が主体の低密度物質によって生じたものである [2]．

山の南東斜面の地形に当てはめた結果，フォールバッ

Gosses Bluff クレーター（直径 22km）でも似たようなク層がわずかに残っていることが推定され，実際に現現象が報告されている [14]．

地で確認されている（図 3）．しかし，その角礫層はク

1.06

1.02

（2）
dt = 0.28 D

Pretoria Saltpan クレーター（直径 1.13km）の場合，レーター内の一部分に極めて薄く分布する程度で，ク34 ステーションでの重力測定が行われ，重力の地域

レーター内の負の重力異常を生み出すだけの体積とし傾向を除いた残りの異常は－ 5mgal に達した．このて貢献しているとは考えにくい．

主な原因は，クレーター内に厚く横たわるクレーター

3 つ目は，クレーターの基盤岩の破砕によって生じ形成後の粘土層や泥灰岩層とその下に重なるフォール

た 密 度 低 下 で あ る．Monturaqui ク レ ー タ ー（直 径

バックした角礫層によって密度低下を生じている [15]．

0.46km）ではインパクトによる角礫層は認められず，

このクレーターでは，インパクトによる角礫層の上に，基盤の花崗岩の破砕によって－ 1mgal の異常が報告さ

その後湖成層が厚く堆積したためで，それらの地層にれている [4]．たいへん規模の小さなクレーターでもよって密度低下を生じている．

負の重力異常が確認された事例である．Gow Lake ク

御池山クレーターの場合，インパクトガラスや溶融レーター（直径 4km）の場合，湖になった円形地形とした岩石は発見されていないので，こうした密度低下

負の異常の大きさが一致する．地域的な重力傾向を取の原因には相当しない．

り除いた残りの異常は－ 3mgal であり，湖の中心付

2 つ目は，クレーター内の堆積物と基盤岩の破砕と近にだけ堆積している角礫層と負の異常の分布が一致の両方がもたらす密度低下である．New Quebec ク

しない．異常の範囲がクレーター全域にまたがること

レーター（直径 3.4km）では，クレーターの東西を横断

から，高度に破砕された基盤岩が主原因と考えられる

する方向の重力測定を行った．地域的な重力傾向を取（直（表 1，図 7）．さらに，Nicholson Lake クレーター

り除いた異常値は－ 6mgal に達した．この異常は，径 12.5km）でも同様の原因が考えられている [19]，こクレーター内に堆積した角礫層と破砕された基盤岩のうした基盤岩の破砕が主原因で負の異常が生じる報告

両方が，周囲の通常の基盤岩より密度が低いために生例は少ない．

じていると考えられている [16]．Kgagadi クレーター

御池山クレーターの場合，Gow Lake クレーターの（直径 3.5km）では厚い角礫層の存在とその下位にある

ように，主として基盤岩の破砕によって岩石密度が低花崗岩基盤の破砕による密度低下で－ 10mgal の異常

下し，相対的な負の重力異常が生じていると考えられが報告されている [17]（表 1，図 7）．

る．しかし，破砕された基盤岩でさえも崩壊している

また，Lappajarvie クレーター（直径 17km）では，部分が多いために，密度低下を引き起こしている基盤

フ ィ ン ラ ン ド 地 質 調 査 所 が 重 力 探 査 を 行 い， 約 －岩の体積も少なくなっており（図 8），それが直径10mgal の円形の負の異常を明らかにした．このクレ

900m の御池山のクレーターに表れた－ 2mgal というーターは深く侵食を受けているために堆積物はあまり相対的に負の重力異常と考える．また，堆積岩に形成

残っていない．しかし，基盤岩の上にはインパクトにされたクレーターは結晶岩に形成されたクレーターよよって形成された溶岩である Karnaite が覆っている．

り負の重力異常が小さくなる傾向がある [10] ．御池山

負の異常はクレーター内を充填するこの溶岩と破砕さは堆積岩で構成され，負の異常が小さいことの一因でれた基盤岩とによって生じている [18]．

もあると考えられる．

322

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

Grieve and Pesonen（1992）によると，地球上のイン

Popigai クレーター（直径 100km）は大規模なインパ

パクトクレーターで主な地球物理学的な特徴は負の重クト構造であり，環状のオーバースラストが形成され力異常が残っていることである．負の異常をもたらすているが，同時にクレーターを中心にした放射状の断主な原因は，インパクトによって形成された角礫層に層も多数形成されている [22]．このように，同心円状

よる密度低下や標的岩としての基盤岩の破砕による密の断層と放射状の断層が同時に形成されているクレー

度低下である．すなわち，一般的にインパクトによっタ ー は， ク レ ー タ ー サ イ ズ に 違 い は あ る が， 他 にて角礫層と基盤岩の両方が負の異常を引き起こすと考（直径 20.5km）
Haughton クレーター，El’gygytgyn ク

えられるが，クレーターが形成されてから長い期間をレーター（直径 18km），Sierra Madera クレーター（直経過する内に，クレーターの侵食やクレーター形成後径 13km），Riachao Ring ク レ ー タ ー（直 径 4km），の堆積物によって重力異常の表れ方が異なってくる．

（直径 1.1km）
Pretoria Saltpan クレーターがある [21]．

御池山クレーターでは，亜高山帯の急峻な山の斜面にさらに類似した構造で，同心円状の割れ目と放射状形成されていることから，インパクト後の早い時期にの 割 れ 目 が 同 時 に 形 成 さ れ て い る も の で は，多くのフォールバック層などが崩壊し，広く基盤岩がSythyemenkat Lake クレーター（直径 12km）と Deep

むき出しになり，さらに基盤岩自体もかなり崩壊を起Bay クレーター（直径 10km）があり [20]，放射状の割こしていると見られる．

れ目は，Gosses Bluff クレーター（直径 22km）[14] とクレーターの侵食レベルは 7 段階あるが，重力異常とクレーター直径との間にはほんのわずかな影響しかBeyenchime-Salata クレーター（直径 7.5km）[22] がある．

現われない．しかし侵食レベル 6 ～ 7 ではその影響が御池山クレーターの場合，クレーター内の基盤岩の目立つようになる [10]．御池山クレーターの場合，ク露頭で割れ目の方向を測定した結果，放射状と同心円

レーター内に角礫層がわずかに残存しクレーター底が状の両方の割れ目が同時に検出されている（図 9）．割

露出しているので侵食レベル 6 に相当し，負の重力異

れ目は高角度に数 cm 単位で形成されていることが多常が低下する原因になっていると考えられる．

い．御池山を含む茶臼山塊では構造運動で形成されて4.2

基盤岩の破砕の形態

いる割れ目は粗い間隔で約 N60W 方向が一般的であるのに対し，クレーター内に限って特徴的な割れ方のインパクトによって基盤岩が変形を受ける場合，断方向を示している（図 10）．御池山クレーターの場合層や褶曲，多重リング，基盤岩の割れ目などとして表は放射状と同心円状の断層を形成するまでには至らな

れ る こ と が あ る． 断 層 と し て 表 れ る 場 合，Gosses

いが，海外のインパクトクレーターに見られる割れ目

Bluff クレーター（直径 22km）では断層が中央丘を取と同じ形成の仕方が認められる．この基盤岩の割れ目

り囲むように同心円状に形成されているが，断層は網が負の重力異常の主な原因と考えられる．

目状に連結した形状を示す [14]．Bee Bluff クレーター（直径 2.4km）では，無数のスラストがクレーターを

4.3

基盤岩の破砕深度

取り囲んでいる．Hico クレーター（直径 9km）では，Steinheim クレーター（直径 3.4km）では高度に破砕

クレーターの外縁境界に明瞭なリング状の断層が取りを受けた中央丘でボーリング調査を行った結果，深度巻いている．Decatuville クレーター（直径 6km）でもを増すことによってインパクトの影響が減少すること

ほ ぼ 円 形 の 断 層 が 取 り 巻 い て い る．Serra Deが分かった．Brent クレーター（直径 3.8km）では，衝

Cangalha クレーター（直径 1.2km）では同心円状のリ撃で溶けた岩石領域の下に破砕された岩石が広がってングがありそれに伴う環状の断層がある．Versailles

いて，ボーリング調査の結果，地表より約 1000m 下

クレーター（直径 1.5km）では同心円状に取り巻く褶曲

までは破砕された岩相が認められた [21]．Gow Lake

（直径 4km）では，負の異常の多くは湖のと断層があって放射状構造は認められない [20]．また， クレーター
Wells Creek クレーター（直径 14km）では，クレータ

下にある基盤岩が高度に破砕したためでその深さはー縁で放射状の断層があり，クレーターの中心部には900m に達する [19]．Pretoria Saltpan クレーター（直外側に落ちるスラストがある [21]．

径 1.13km）ではインパクト後の堆積物が約 140m 積もページTOPへ↑←目次へ

御池山隕石クレーターに検出された負の重力異常／坂本，志知

323

り，その下に破砕された花崗岩の基盤があり，クレー対し有益なコメントと適切な指摘をして下さった査読

タ ー 底 か ら 約 200m の 深 度 ま で 続 い て い る [23]．

者のイタリアPretoria Saltpan クレーターの直径が 1130m であるの

謝申し上げます．

ダヌンツィオ大学

小松吾郎教授に感に対し御池山では直径約 900m であり，規模がさらに小さいことから推定して，基盤岩の破砕はより少ない

参考文献と見積もられる（図 8）．
一般に，シンプルクレーターの底にある基盤岩の割れ目による密度減少は，重力異常の低下に十分に貢献していない [10] ．御池山クレーターが低い負の重力異常を示していることは，その重力異常のほとんどを基
盤岩の割れ目が引き起こしていること，さらには侵食が進んでいることのあらわれと見られる．

[1] Sakamoto, M. et al., 2010, Meteoritics & Planetary
Science 45, 1, 32.
[2] Halliday, I. and Griffin, A., 1963,  Geophys.Res., 68.
5297.
[3] Grieve, R.A.F. and Pesonnen.L., 1992,
Tectonopysics.216. 1.
[4] Ugalde, H. et al., 2007, Meteoritics & Planetary

5. まとめと今後の課題

Science 42, 2153.
[5] 狩野謙一 , 2006, 日本地方地質誌 4，中部地方，

海外に存在するインパクトクレーターで比較的多く

250.

報告されている負の重力異常は，地表付近の密度がイ[6] 壇原

ンパクトによって低下する現象である．その主因がイ[7] Gravity Research Group in South West Japan, 1994,

ンパクトに直接関係した基盤岩の破砕によることは共

毅 , 1974, 日本測地学会 , 250.

Geol. Surv. Japan.

通した現象である．また，インパクトによって形成さ[8] 坂本正夫 , 1977, 中央構造線の総合研究 , 2, 103

れた角礫層や溶融岩類による負の異常や，インパクト[9] 坂本正夫 , 1980, 中生代造構作用の総合研究 , 2, 31.

後の堆積物による負の異常が生ずる．御池山クレータ[10] Pilkington, M. and Grieve, R.A.F.,1992,Reviews ofーでは，円形地形の約 60% が崩壊し，基盤岩が露出

Geophysics.30.161.

している部分が多く，インパクト時に空中放出された[11] Fudali, R.F. and Ford, R., 1979, Meteoritics, 14, 283.

角礫層はわずかしか存在しない．従って，－ 2mgal の[12] Howard, K.T. and Haines, P.W.,  2007, Earth &負の重力異常は，砂岩・泥岩を中心にした基盤岩の破砕による密度低下が主因と見られる．
御池山クレーターでは，すでに石英の結晶構造内にPlanetary Science. 260. 328.
[13] Werner, S.C. et al., 2002, Physics & Chemistry of the
Earth. 27. 1237.

Planar Deformation Features（PDFs）（面 状 変 形 組[14] Milton, D.J. et al., 1972, Science. 175. 1199.

織）が存在することを明らかにされている．また，フ[15] Fudali, R.F. et al., 1973, Journal of Geology, 81. 495.

ォールバック層での角礫層の存在や，地質構造上の放[16] Marvin, U.B. and Kring,D.A., 1992, Meteoritics, 27,

射状と同心円状の割れ目の形成，負の重力異常も確認されている．崩壊してインパクトに関わる証拠の存在が少ない中で，今後もさらに多面的な証拠を求める研究を行っていく．

585.
[17] Brandt, D. et al., 2002, Meteoritics & Planetary
Science. 37, 1765.
[18] Lehtinen, M. 1976., Geol. Surv. Finland. Bull. 282. 1.
[19] Thomas, M.D. and Innes, M.J.S., 1977, J. Earth

謝 辞

Science. 14. 1788.
[20] Seeger, C.R., 1972, Geological Society of America

御池山クレーターの研究を推進する中で，インパク

Bull. 83, 3515.

トクレーターの重力異常に関して有益なご示唆を下さ[21] Hodge, P., 1994, Cambr. Unive. Press. 1.

った岡山理科大学西戸裕嗣教授と西ハンガリー大学ア[22] Masaytis, V.L., 1976, Geol. Rev., 18. 1249.

ーノルドグチック准教授に感謝申し上げます．本稿に[23] Reimold,W.U.,et al., 1992, Geology, 20. 1079.

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324

日本惑星科学会誌 Vol.19, No.4, 2010

円盤多波長直接撮像観測と円盤モデル

武藤 恭之

1

2010年10月11日受領，2010年10月29日受理．

（要旨）原始惑星系円盤の直接撮像観測は，現在ハワイのすばる望遠鏡を用いた集中的な観測が進められている．また，チリに建設中で間もなく初期運用が開始されるALMA 望遠鏡を用いると，サブミリ波からミ
リ波の領域で，赤外線の観測と同程度かそれ以上の分解能で原始惑星系円盤の直接撮像観測が実現できるよ
うになると期待できる．このような状況を踏まえ，本稿では原始惑星系円盤の直接撮像観測から円盤に対してどのような情報を引き出すことができうるのかということを例を挙げて示したい．まず，原始惑星系円盤
中に惑星が存在したらどのような構造が観測されるのかということを議論する．また，別の例として，電波と赤外の観測の情報を利用して円盤の質量について制限を与えるようなモデルを提案する．

1. はじめに最近なされ，さらに豊かな構造が多く存在していることが分かっている [2]．

原始惑星系円盤は，若い星の周囲のガスと塵粒子か

このように，新しい観測が多く出てくることが期待らなる円盤であり，惑星の生まれる現場だと考えられされる状況において，理論の立場からは何が必要になている．近年の観測技術の発展により，原始惑星系円るだろうか．それは，円盤の詳しいモデルを作り，観盤の写真を撮ることが可能になってきている．現在，測される構造は円盤のどのような状態に対応している

星周円盤の観測は，近赤外線の領域ではハワイのすばかを明らかにしていくことであろう．本稿では，円盤る望遠鏡を用いた戦略枠プロジェクト SEEDS などにの物理状態とそこから観測されるであろう構造に関し

よって精力的に進められている．また，電波の領域でて，いくつかテーマを絞って述べていきたい．

は電波干渉計 SMA を用いた観測も進められているが，近赤外線ほどの分解能は達成できていない．しかし，

2. 直接撮像観測でみる円盤

近いうちに初期観測が開始される予定であるチリの電波干渉計 ALMA を用いると，サブミリ波の領域でもまず，このセクションではどの波長で円盤のどのよ

非常に高い分解能が実現されると期待されるため，電うな情報が得られるのかということを簡単にまとめて波観測も今後急激に進展すると考えられる．

おこう．

近年の近赤外線の観測によって，原始惑星系円盤は原始惑星系円盤の観測によって見える光には，主に非常に豊かな構造を秘めていることがわかってきた．

二つの種類がある．一つは中心星の放射が円盤によっ

たとえば，Fukagawa et al. [1] による AB Aur 周囲のて散乱される散乱光であり，いま一つは円盤そのもの

円盤の構造の観測では，100 天文単位程度の広がりをからの熱放射である．まず，近赤外線およびサブミリ

もったスパイラル状の構造が観測された．この天体は，波の領域において，これらのうちどちらが見えるのかより中心星に近い領域（約 20 天文単位）までの観測がということを調べよう．

1. 東京工業大学大学院 理工学研究科
muto@geo.titech.ac.jp

原始惑星系円盤のモデルとしてよく用いられるのは，最小質量円盤モデル（惑星形成論まで含めたレビュー

原始惑星系円盤の観測によって見える光には、主に二つの種類がある。一つは中心星の放射が円盤によっ
円盤多波長直接撮像観測と円盤モデル／武藤
325
原始惑星系円盤の観測によって見える光には、主に二つの種類がある。一つは中心星の放射が円盤によって散乱される散乱光であり、いま一つは円盤そのものからの熱放射である。まず、近赤外線およびサブミリ散乱される散乱光であり、いま一つは円盤そのものからの熱放射である。まず、近赤外線およびサブミリ波の領域において、これらのうちどちらが見えるのかということを調べよう。
の領域において、これらのうちどちらが見えるのかということを調べよう。
として Hayashi et al. [3]）である．このモデルでは，秒角と考えると，もし原始惑星系円盤が地球から 100
原始惑星系円盤のモデルとしてよく用いられるのは、最小質量円盤モデル(惑星形成論まで含めたレ
原始惑星系円盤のモデルとしてよく用いられるのは、最小質量円盤モデル (惑星形成論まで含めたレal. [3]) である。このモデルでは、原始惑星系円盤の面密度としてパーセクの距離にあるとすれば，だいたい 10 天文単ビューとして Hayashi et原始惑星系円盤の面密度としてューとして Hayashi et al. [3]) である。このモデルでは、原始惑星系円盤の面密度としてまた温度としてた温度として()r) −3/22(3
Σ(r) = 1.7 × 10
r1AU−3/2 g/cm
3
Σ(r) = 1.7 × 10
g/cm2
1AU

また温度として(（1）)

位程度の大きさの構造が分解して観測できるというこ(1)(1)とになる．この10 天文単位という数字は，中心星から 100 天文単位程度の距離における円盤のスケール高r) −1/2(2
T (r) = 2.8 × 10(2)さの程度の量である．ここに，スケール高さとは円盤
r1AU−1/2 K
2T (r) = 2.8 × 10
K
(2)

（2）
1AU
の厚みの目安となる量で，円盤の音速 c をケプラー角という値が用いられている。ここに、r は中心星からの距離である。
いう値が用いられている。ここに、
r は中心星からの距離である。
という値が用いられている．ここに，rは中心星から2速度で割った程度の大きさである．この量は力学的に/g 程度である
まず、近赤外線の領域を考えよう。この波長帯での質量吸収係数はおおむね 10 − 100cm
10 − 100cm2 /gは重要な長さのスケールで，円盤の厚み方向の高さを程度である
まず、近赤外線の領域を考えよう。この波長帯での質量吸収係数はおおむねの距離である．
1 を超えていることが分かる。したがって、から、円盤の高さ方向の光学的厚みは円盤のほとんどの領域でら、円盤の高さ方向の光学的厚みは円盤のほとんどの領域で 1 を超えていることが分かる。したがって、

円盤中心面から出た光は観測者には届くことがない。また、円盤の温度が低いために、円盤からの熱放射はまず，近赤外線の領域を考えよう．この波長帯での決めるだけでなく，円盤面内の構造に関してもこの程
盤中心面から出た光は観測者には届くことがない。また、円盤の温度が低いために、円盤からの熱放射は2
そもそも非常に小さい。したがって、近赤外線では中心星からの光が円盤の上層部で散乱された光を主に観
質量吸収係数はおおむね 10 － 100cm /g 程度であるか
度の大きさの変化が出てくると考えられる（詳細は後もそも非常に小さい。したがって、近赤外線では中心星からの光が円盤の上層部で散乱された光を主に観測することになる。つまり、すばる望遠鏡などで見える近赤外線の波長域では、原始惑星系円盤の上層の構ら，円盤の高さ方向の光学的厚みは円盤のほとんどの述する）．したがって，中心星から離れた領域に関しすることになる。つまり、すばる望遠鏡などで見える近赤外線の波長域では、原始惑星系円盤の上層の構造が反映されているということになる。
が反映されているということになる。
領域で 1 を超えていることが分かる．したがって，円ては，円盤の上の力学的な相互作用の現場を直接撮像
10−2 cm2 /g 程度まで下がってくる。すると、たとえば直接撮像で一方、電波の領域では質量吸収係数は
一方、電波の領域では質量吸収係数は 10−2 cm2 /g 程度まで下がってくる。すると、たとえば直接撮像で盤中心面から出た光は観測者には届くことがない．ま
観測によってそのまま捉えることができると期待でき受かってくることが期待される、半径 100AU 程度の領域では、円盤は光学的に薄い。また、このあたりのかってくることが期待される、半径 100AU 程度の領域では、円盤は光学的に薄い。また、このあたりの程度であるので、円盤の熱放射が最も主要な放射になるということがわかる。
領域では円盤の温度も 10K
た，円盤の温度が低いために，円盤からの熱放射はそる．
域では円盤の温度も 10K 程度であるので、円盤の熱放射が最も主要な放射になるということがわかる。
つまり、電波観測においては円盤を見通すことができ、たとえば視線方向に積分した円盤の面密度といったもそも非常に小さい．したがって，近赤外線では中心
まり、電波観測においては円盤を見通すことができ、たとえば視線方向に積分した円盤の面密度といった量を観測できることになる。
を観測できることになる。星からの光が円盤の上層部で散乱された光を主に観測
このように、一言で円盤の直接撮像観測といっても、見ている情報は波長によってかなり異なることが分
このように、一言で円盤の直接撮像観測といっても、見ている情報は波長によってかなり異なることが分することになる．つまり，すばる望遠鏡などで見えるかる。したがって、それぞれの波長に合わせた円盤モデルを作っていくことが重要になる。また、円盤の違る。したがって、それぞれの波長に合わせた円盤モデルを作っていくことが重要になる。また、円盤の違う場所を見ているということは、多波長の観測の情報を用いることによって、円盤に関してより多くの情報
ここまでで，円盤の直接撮像観測によって原始惑星
近赤外線の波長域では，原始惑星系円盤の上層の構造場所を見ているということは、多波長の観測の情報を用いることによって、円盤に関してより多くの情報が導き出せるということを意味する。この点からも、赤外線の観測と同程度の分解能を電波領域で達成でき系円盤上の詳細な構造をみることができるようになるが反映されているということになる．
導き出せるということを意味する。この点からも、赤外線の観測と同程度の分解能を電波領域で達成できる ALMA 望遠鏡は、原始惑星系円盤の観測において重要な役割を果たすと期待できる。
－2
2
cm
/g
と期待できることを述べた．それでは，その構造とは一方，電波の領域では質量吸収係数は10
ALMA 望遠鏡は、原始惑星系円盤の観測において重要な役割を果たすと期待できる。
原始惑星系円盤の直接撮像観測を議論するうえでもう一つ重要なことは、どの程度の大きさの構造が見え
原始惑星系円盤の直接撮像観測を議論するうえでもう一つ重要なことは、どの程度の大きさの構造が見え程度まで下がってくる．すると，たとえば直接撮像で具体的にはどのようなものであると期待されるであろるかという点である。望遠鏡の解像度をおおむね
0.1 秒角と考えると、もし原始惑星系円盤が地球から100かという点である。望遠鏡の解像度をおおむね 0.1 秒角と考えると、もし原始惑星系円盤が地球から 100
受かってくることが期待される，半径
100AU
程度の
うか．まずこのセクションでは，円盤・惑星相互作用
パーセクの距離にあるとすれば、だいたい 10 天文単位程度の大きさの構造が分解して観測できるというこーセクの距離にあるとすれば、だいたい 10 天文単位程度の大きさの構造が分解して観測できるというこ
100 天文単位程度の距離における円盤のスケール高とになる。この 10 天文単位という数字は、中心星から領域では，円盤は光学的に薄い．また，このあたりのを例にとって考えてみよう．
になる。この 10 天文単位という数字は、中心星から 100 天文単位程度の距離における円盤のスケール高さの程度の量である。ここに、スケール高さとは円盤の厚みの目安となる量で、円盤の音速 c をケプラー程度であるので，円盤の領域では円盤の温度も10K
円盤・惑星相互作用とは，原始惑星系円盤とその中の程度の量である。ここに、スケール高さとは円盤の厚みの目安となる量で、円盤の音速 c をケプラー
角速度 Ω で割った程度の大きさである。この量は力学的には重要な長さのスケールで、円盤の厚み方向の熱放射が最も主要な放射になるということがわかる．
に存在する惑星との間の重力相互作用のことである．
速度 Ω で割った程度の大きさである。この量は力学的には重要な長さのスケールで、円盤の厚み方向の高さを決めるだけでなく、円盤面内の構造に関してもこの程度の大きさの変化が出てくると考えられる (詳(詳さを決めるだけでなく、円盤面内の構造に関してもこの程度の大きさの変化が出てくると考えられる
つまり，電波観測においては円盤を見通すことができ， 原始惑星系円盤中に存在する惑星は，周囲のガスと重細は後述する)。したがって、中心星から離れた領域に関しては、円盤の上の力学的な相互作用の現場を直は後述する)。したがって、中心星から離れた領域に関しては、円盤の上の力学的な相互作用の現場を直たとえば視線方向に積分した円盤の面密度といった量
力的に相互作用する結果，原始惑星系円盤に特徴的な接撮像観測によってそのまま捉えることができると期待できる。
撮像観測によってそのまま捉えることができると期待できる。

3. 円盤・惑星相互作用と円盤中の惑星の証拠を観測できることになる．

3 円盤・惑星相互作用と円盤中の惑星の証拠

このように，一言で円盤の直接撮像観測といっても，円盤・惑星相互作用と円盤中の惑星の証拠見ている情報は波長によってかなり異なることが分か

面密度の構造を作る．その構造は，軽い惑星の場合は，密度波と呼ばれるスパイラル状の構造になる．一方で重い惑星の場合は，惑星軌道の周囲のガスを軌道反発

ここまでで、円盤の直接撮像観測によって原始惑星系円盤上の詳細な構造をみることができるようになる
る．したがって，それぞれの波長に合わせた円盤モデ
で弾き飛ばしてしまう結果，惑星の軌道の周囲に面密
ここまでで、円盤の直接撮像観測によって原始惑星系円盤上の詳細な構造をみることができるようになると期待できることを述べた。それでは、その構造とは具体的にはどのようなものであると期待されるであろ期待できることを述べた。それでは、その構造とは具体的にはどのようなものであると期待されるであろルを作っていくことが重要になる．また，円盤の違う
度の小さい領域（ギャップと呼ばれる）を作る．
うか。まずこのセクションでは、円盤・惑星相互作用を例にとって考えてみよう。
か。まずこのセクションでは、円盤・惑星相互作用を例にとって考えてみよう。
場所を見ているということは，多波長の観測の情報を
円盤・惑星相互作用の基礎過程についての詳細は，
円盤・惑星相互作用とは、原始惑星系円盤とその中に存在する惑星との間の重力相互作用のことである。
円盤・惑星相互作用とは、原始惑星系円盤とその中に存在する惑星との間の重力相互作用のことである。
原始惑星系円盤中に存在する惑星は、周囲のガスと重力的に相互作用する結果、原始惑星系円盤に特徴的な用いることによって，円盤に関してより多くの情報が筆者による『天文月報』の記事 [4] にあるので割愛する
始惑星系円盤中に存在する惑星は、周囲のガスと重力的に相互作用する結果、原始惑星系円盤に特徴的な面密度の構造を作る。その構造は、軽い惑星の場合は、円盤中に密度波と呼ばれるスパイラル状の構造にな導き出せるということを意味する．この点からも，赤が，簡単にその概要をここでまとめておこう．
密度の構造を作る。その構造は、軽い惑星の場合は、円盤中に密度波と呼ばれるスパイラル状の構造になる。一方で重い惑星の場合は、惑星軌道の周囲のガスを軌道反発で弾き飛ばしてしまう結果、惑星の軌道の外線の観測と同程度の分解能を電波領域で達成できる軽い惑星の場合，原始惑星系中の惑星は円盤中に密。一方で重い惑星の場合は、惑星軌道の周囲のガスを軌道反発で弾き飛ばしてしまう結果、惑星の軌道の周囲に面密度の小さい領域 (ギャップと呼ばれる) を作る。
ギャップと呼ばれる)を作る。
囲に面密度の小さい領域 (ALMA
望遠鏡は，原始惑星系円盤の観測において重度波を励起するが，その定性的な性質は線形解析によ要な役割を果たすと期待できる．

って調べることができる．密度波とは，円盤中に励起

2
原始惑星系円盤の直接撮像観測を議論するうえでも2された非軸対称な音波のことである．簡単のため，円う一つ重要なことは，どの程度の大きさの構造が見え

盤は中心星の重力と回転の遠心力の釣り合ったケプラ

るかという点である．望遠鏡の解像度をおおむね 0.1

ー回転している状態にあるとし，惑星はその円盤中の326

日本惑星科学会誌 Vol.19, No.4, 2010

円盤・惑星相互作用の基礎過程についての詳細は、筆者による『天文月報』の記事 [4] にあるので割愛するが、簡単にその概要をここでまとめておこう。

軽い惑星の場合、原始惑星系中の惑星は円盤中に密度波を励起するが、その定性的な性質は線形解析に
道の外側のガスはゆっくりと回転しているために，惑

4
1.1
0.8
0.5
0.2

3
2

よって調べることができる。密度波とは、円盤中に励起された非軸対称な音波のことである。簡単のため、星の回転速度と逆の方向に引き伸ばされる．したがっ

円盤は中心星の重力と回転の遠心力の釣り合ったケプラー回転している状態にあるとし、惑星はその円盤中て，惑星との相対速度が超音速になるような領域では，のある半径の部分を円軌道していると仮定する。このとき、惑星の角速度と同じ速度で剛体的に回転してい惑星による摂動の結果，惑星を中心に方位角方向に引る座標系に移ると、その系で惑星は止まって見える。一方で原始惑星系円盤のガスは、惑星の軌道の場所では止まっているように見えるが、惑星の軌道半径から離れた場所では方位角方向に相対速度を持っている。
き伸ばされたような構造ができるということがわかる．
つまり、円盤ガスと惑星の間には相対速度が存在し、その大きさは惑星から離れるほど大きくなる。
惑星と円盤ガスの相対速度が音速程度になるような

y/H

さて、この円盤上には惑星重力によってどのような揺らぎが励起されるかを考えよう。まず、回転系では点（この点は音速点と呼ばれる）は，惑星からスケー

1

惑星が止まっているのだから、この系では揺らぎは定常的に見えると考えられる。流体力学の二次元超音速

0

内側のガスは惑星よりも速く回転しているから、惑星軌道の内側にできた構造は惑星の回転速度の方向に引を見積もってみよう．惑星からスケール高さ程度離れ

ル高さ H 程度離れた場所にある．この場所において定常流に関する結果を用いると、惑星と円盤との相対速度が音速を超えるような領域で励起された摂動は、励起される密度の揺らぎの大きさから，密度波の振幅[5]。いま、惑星軌道のその相対速度の方向に向かって伸びたような構造になるということが知られている

き伸ばされているということがわかる。一方、惑星軌道の外側のガスはゆっくりと回転しているために、惑た場所での惑星の重力エネルギーの大きさは GM /Hp

星の回転速度と逆の方向に引き伸ばされる。したがって、惑星との相対速度が超音速になるような領域で-1程度である．ここに G は重力定数，Mp は惑星の質量は、惑星による摂動の結果、惑星を中心に方位角方向に引き伸ばされたような構造ができるということがわである．このエネルギーが，円盤ガスのエネルギーの

かる。

揺らぎ
（より厳密にはエンタルピー）と同程度の大きさ(この点は音速点と呼ばれる) は、惑星からスケー
惑星と円盤ガスの相対速度が音速程度になるような点-2

ル高さ H 程度離れた場所にある。そこで、この場所において励起される密度の揺らぎの大きさから、密度になると考えられる．面密度Σの円盤ガスに対し，波の振幅を見積もってみよう。惑星からスケール高さ程度離れた場所での惑星の重力エネルギーの大きさ

δΣの揺らぎがあった時，円盤ガスのエネルギーの揺-3は GMp /H 程度である。ここに G は重力定数、Mp は惑星の質量である。このエネルギーが、円盤ガス
2

らぎの大きさは，音速を c とすると c δΣ / Σ と見積のエネルギーの揺らぎ (より厳密にはエンタルピー) と同程度の大きさになると考えられる。面密度 Σ の

-4
-2

-1

0

もられる．したがって，惑星がたてる密度波の典型的c とすると円盤ガスに対し、δΣ の揺らぎがあった時、円盤ガスのエネルギーの揺らぎの大きさは、音速を
c2 δΣ/Σ と見積もられる。したがって、惑星がたてる密度波の典型的な振幅は
な振幅は

1

2

δΣ
GMp
∼
Σ
Hc2

x/H



（3）

(3)

図1： 線形解析によって求めた惑星周囲の密度の揺らぎ．
程度になる。したがって、揺らぎの大きさは惑星質量に比例している。たとえば、中心星から100 天文単程度になる．したがって，揺らぎの大きさは惑星質量10% 程度の揺らぎになることがわかる。
位の距離に存在する 0.1 木星質量程度の惑星の場合、だいたいに比例している．たとえば，中心星から100 天文単位

図 1 に、線形解析によって求められた惑星近傍の円盤密度の揺らぎを示す。この図では、原点に中心星ある半径の部分を円軌道していると仮定する．このとの距離に存在する 0.1 木星質量程度の惑星の場合，だの周囲を円軌道で回転する惑星が存在し、横軸が円盤の動径方向、縦軸が円盤の方位角方向を表す。惑星近き，惑星の角速度と同じ速度で剛体的に回転している
いたい 10% 程度の揺らぎになることがわかる．
1 には、式 (3) でのパラメタ GM /Hc2 を 1
傍に限った計算を行ない、等高線は密度のゆらぎを表す。図p座標系に移ると，その系で惑星は止まって見える．一図 1 に，線形解析によって求められた惑星近傍の円と置いた計算を表すが、惑星質量に比例して揺らぎの大きさは変化する。また、この図の横軸・縦軸は、そ1 において、惑星を中心に斜めに伸びた構造がれぞれスケール高さで規格化された長さを表している。図方で原始惑星系円盤のガスは，惑星の軌道の場所では
盤密度の揺らぎを示す．この図では，原点に中心星のできている。この構造が密度波であり、だいたいその幅がスケール高さ程度で、方位角方向には拡がった構
止まっているように見えるが，惑星の軌道半径から離周囲を円軌道で回転する惑星が存在し，横軸が円盤の造になっているということが分かる。

れた場所では方位角方向に相対速度を持っている．つ動径方向，縦軸が円盤の方位角方向を表す．惑星近傍

軽い惑星と原始惑星系円盤の間の重力相互作用は、Goldreich と Tremaine による線形解析 [6] を端緒とまり，円盤ガスと惑星の間には相対速度が存在し，そに限った計算を行ない，等高線は密度のゆらぎを表す．
して、現在も精力的に研究がされている。特に、惑星とガスの相対速度が亜音速となるような惑星近傍の構の大きさは惑星から離れるほど大きくなる．
図 1 には，式（3）でのパラメタ GMp/Hc2 を 1 と置い造については円盤の状態に依存する部分が大きく、まだ明らかになっていない部分も多い。しかし、相対速度が超音速となるような惑星から離れたところに励起されている密度波の構造についてはある程度の理解た計算を表すが，惑星質量に比例して揺らぎの大きさ
さて，この円盤上には惑星重力によってどのようなが得られている。

揺らぎが励起されるかを考えよう．まず，回転系ではは変化する．また，この図の横軸・縦軸は，それぞれ

惑星が止まっているのだから，この系では揺らぎは定スケール高さで規格化された長さを表している．図 1

惑星の質量が大きく、パラメタ GMp /Hc2 の大きさがだいたい 1 程度の大きさになると、惑星はその軌

道半径の付近にギャップを作るようになる。つまり、中心星から 100 天文単位程度の距離にある惑星を考において，惑星を中心に斜めに伸びた構造ができてい常的に見えると考えられる．流体力学の二次元超音速
えた場合、だいたい惑星の質量が木星質量程度を超えるとギャップを作るようになる。ギャップの幅や深さに関する研究は、たとえば Crida
et al. [7] によるものがあるが、惑星の質量が大きければそれだけ深くてる．この構造が密度波であり，だいたいその幅がスケ
定常流に関する結果を用いると，惑星と円盤との相対幅の広いギャップが生成され、スケール高さの数倍程度まで拡がったギャップが生成されると考えられてール高さ程度で，方位角方向には拡がった構造になっ
速度が音速を超えるような領域で励起された摂動は，いる。

その相対速度の方向に向かって伸びたような構造になているということが分かる．

なお、ギャップ生成の詳しいメカニズムや、ギャップをあけるための惑星質量の評価の詳細は、円盤の状

るということが知られている [5]．いま，惑星軌道の軽い惑星と原始惑星系円盤の間の重力相互作用は，内側のガスは惑星よりも速く回転しているから，惑星

Goldreich と Tremaine による線形解析 [6] を端緒とし軌道の内側にできた構造は惑星の回転速度の方向に引て，現在も精力的に研究がされている．特に，惑星とき伸ばされているということがわかる．一方，惑星軌

ガスの相対速度が亜音速となるような惑星近傍の構造

3円盤多波長直接撮像観測と円盤モデル／武藤

327

円盤構造の観測という観点からみると，ギャップを作るような大質量の惑星のほうが，円盤全体により拡がった構造を作るために観測しやすいと考えられる．
しかし，惑星の作る密度波も方位角方向には拡がった構造をしており，また中心星から十分離れた場所に惑星が存在すれば，スケール高さ程度の構造も分解可能である．図 2 には，地球から 140 パーセク離れた場所に存在する原始惑星系円盤をすばる望遠鏡を用いて観測した場合にどのような構造が見えるかということを流体力学の数値シミュレーションの結果をもとに計算した図を載せる．この円盤には，中心星から 100 天文－4単位離れた場所に中心星との質量比が 2.5 × 10の惑4星が存在しているとしている．中心星の温度は 10 K，中心星の半径は 2.3 太陽半径を仮定し，中心星の質量
図2： すばる望遠鏡で，地球から140パーセクの位置に存在し，－4中心星から100天文単位離れた場所に質量比2.5×10 の惑星が存在するような原始惑星系円盤を1.6μmの波長帯で観測した場合に得られると予想される画像。図の横軸・縦軸は秒角単位で表してあり，色は円盤の明るさをmJy/
2
asec の単位で表している．図の左側の黒くなっている場
所に惑星が存在し，そこから上側に密度波の構造が見えている．

を 2 太陽質量としたときに円盤の惑星の位置での面密2

度は 2.7g/cm ，スケール高さと半径の比は 0.06 となるように円盤のパラメタを仮定した．また，円盤面密度は半径の－ 2.3 乗，スケール高さと半径の比は半径の*10.27 乗に比例するようなモデルを採用した ．惑星の付近から上方に向かって密度波の構造が見えていることが分かる．

については円盤の状態に依存する部分が大きく，まだここまで，惑星は，円盤・惑星相互作用の結果，原明らかになっていない部分も多い．しかし，相対速度

始惑星系円盤中に拡がった構造を作るということを述が超音速となるような惑星から離れたところに励起さべてきた．このことは，原始惑星系円盤中に存在するれている密度波の構造についてはある程度の理解が得であろう惑星を探すうえで非常に重要な点である．基られている．

本的に惑星は点源だから，直接撮像の画像から惑星そ

惑星の質量が大きく，パラメタ GMp/Hc の大きさのものからの光を観測することは決して容易なことでがだいたい 1 程度の大きさになると，惑星はその軌道はない．また，惑星がガスに埋もれてしまっていれば，半径の付近にギャップを作るようになる．つまり，中惑星からの光が届かないということも考えられる．し心星から 100 天文単位程度の距離にある惑星を考えた

かし，円盤・惑星相互作用によって励起された円盤上場合，だいたい惑星の質量が木星質量程度を超えるとの構造は拡がっているために，比較的簡単に画像としギャップを作るようになる．ギャップの幅や深さに関て得ることができる．そのような構造のパターンを解する研究は，たとえば Crida et al. [7] によるものがあ析することによって，どのような質量の惑星が惑星がるが，惑星の質量が大きければそれだけ深くて幅の広どの場所にあるのかといった情報が得られると期待でいギャップが生成され，スケール高さの数倍程度まできる．

2

拡がったギャップが生成されると考えられている．

しかし，原始惑星系円盤に構造を作る原因は，惑星

なお，ギャップ生成の詳しいメカニズムや，ギャッのみに限られているわけではない．たとえば，原始惑

プをあけるための惑星質量の評価の詳細は，円盤の状星系円盤内に起こっている乱流が原因となって円盤内態にも依存するということも分かってきた．特に乱流に構造ができる可能性もある．そこで，原始惑星系円

粘性の小さい静かな円盤に関しては，軽い質量の惑星

盤において観測された構造が本当に惑星のものであるについても長時間待てばギャップがひらく可能性があ*1 これらの値は，AB Aur の観測から示唆されている値を採用している．

るということも指摘されている [8, 9]．

も、その場のケプラー角速度で動くのではない。これに対し、たとえば磁気乱流が原因となって生まれた構造は、その構造がある場所での円盤の回転角速度と同程度の速度で動くと予想される。したがって、長期間の構造の時間変化の観測によって、原始惑星系円盤に惑星が存在することの強い証拠が得られるのではないかと期待できる。

4 円盤構造から円盤の物理状態を探る可能性
ここまで、原始惑星系円盤における構造の観測から、円盤中に存在するであろう惑星の証拠をいかに捉え日本惑星科学会誌 Vol.19, No.4, 2010328

るかということを議論してきた。しかし、原始惑星系円盤の構造は、惑星以外にも色々な情報を含んでいると考えられる。そこでこのセクションでは、円盤構造の観測から円盤の物理状態を推定する可能性についのかどうかを検証する必要がある．その方法として有を決める関数で，今回は 100 天文単位の位置で 95% のて、一例を挙げて議論したい。とくに、これら多波長のデータを組み合わせることで何か円盤の状態に対し力だと考えられるのが，構造の時間変化の観測である．
ガスが無くなっているような幅 30 天文単位のガウシて制限を付けることができないだろうかということを考えてみたい。

問題を絞るために、今回は面密度分布にギャップが存在するような円盤を観測するということを考える。
惑星が原始惑星系円盤の中に励起する構造は，基本的アンの形をしたギャップを考える．ギャップができる
そして、ギャップ周囲の構造を詳細に観測することで、円盤の質量に対して制限を与えられる可能性があるには惑星が中心星の周囲を回転する速度で一緒に回転原因としては，たとえば重い惑星による摂動などを考ということを提案したい [10]。

している．その角速度はケプラー角速度であるから，えているが，今回は特にその原因を特定することなく，

もしも惑星が 50 天文単位の場所にあれば，一年間でもしもこのような面密度の構造があったらどのように)(今回考えるモデルとして、面密度分布が約 1 度程度動く．この程度の変化であれば，数年間の

r
100AU

−3/2

g/cm
Σ(r) = 2.7αg(r)なるかということを議論したい．

観測によって検出することが可能であると考えられる．

2(4)

今回は，αの値を色々と変化させ，円盤の自己重で与えられるような円盤を考える。ここに α は適当な数で円盤全体の面密度がどの程度であるかをパラメ

ここで注意すべきことは，円盤のあらゆる場所におけ力を含めて円盤の垂直方向の構造を求め，その円盤がトライズしている。また、g(r) はギャップの形と深さを決める関数で、今回は 100 天文単位の位置で 95%
る構造は同じ角速度で動くということである．つまり，どのように観測され，どのような特徴が現れるのかとのガスが無くなっているような幅
30 天文単位のガウシアンの形をしたギャップを考える。ギャップができる原因としては、たとえば重い惑星による摂動などを考えているが、今回は特にその原因を特定することな惑星から動径方向に離れた場所にある構造も，その場いうことについて議論したい．円盤の垂直方向の構造
く、もしもこのような面密度の構造があったらどのようになるかということを議論したい。
のケプラー角速度で動くのではない．これに対し，たを求める際には，この方向に円盤が静水圧平衡にある

今回は、α の値を色々と変化させ、円盤の自己重力を含めて円盤の垂直方向の構造を求め、その円盤がどとえば磁気乱流が原因となって生まれた構造は，そのことを仮定する．円盤の自己重力も考慮に入れ，ポアのように観測され、どのような特徴が現れるのかということについて議論したい。円盤の垂直方向を求める

構造がある場所での円盤の回転角速度と同程度の速度
ッソン方程式を満たすように密度分布を定める．垂直際には、この方向に円盤が静水圧平衡にあることを仮定する。円盤の自己重力も考慮に入れ、ポアッソン方
11で動くと予想される．したがって，長期間の構造の時方向の構造を求める際には，円盤の温度に関する情報
程式を満たすように密度分布を定める。垂直方向の構造を求める際には、円盤の温度に関する情報が必要に
Submm, low mass
NIR, low massなる。これについては、動径方向に間変化の観測によって，原始惑星系円盤に惑星が存在が必要になる．これについては，動径方向に

Submm, high mass

relative intensity

することの強い証拠が得られるのではないかと期待で
きる．

  

0.1

T (r) = 30(

relative intensity

NIR, high mass

r
0.1
100AU

)−1/2



K

（5）

(5)

と与えられるものとし，円盤の高さ方向には等温と仮

図 2 すばる望遠鏡で、地球から 140 パーセクの位置に存在し、中心星から 100 天文単位離れた場所に質

4. 円盤構造から円盤の物理状態を探 定する．この仮定は，現実にはあまり成立していない
5
量比 2.5 × 10−4 の惑星が存在するような原始惑星系円盤を 1.6µm の波長帯で観測した場合に得られるとる可能性
2
予想される画像。図の横軸・縦軸は秒角単位で表してあり、色は円盤の明るさを mJy/asec可能性もあるが，今回は円盤自己重力の効果に特に注の単位で表し
0.01

60

80

100

120

140

160

180

200

0.01

r[AU]

60

80

100

120

140

160

180

200

r[AU]

ている。図の左側の黒くなっている場所に惑星が存在し、そこから上側に密度波の構造が見えている。
ここまで，原始惑星系円盤における構造の観測から， 目するために等温とした．鉛直方向の温度構造につい
図 3 ギャップの存在する原始惑星系円盤を観測した際のギャップ付近の明るさの分布。中心星から 50 天

円盤中に存在するであろう惑星の証拠をいかに捉えるては，今後より自己無撞着な方法で考慮に入れていく
文単位離れた場所での明るさで規格化している。横軸は中心星からの距離、縦軸は相対的な明るさを示し

かということを議論してきた．しかし，原始惑星系円べきことである．また，密度構造から観測される円盤 (Q = 15 程度)、ている。左は近赤外線で観測した場合、右は電波で観測した場合を表し、実線は軽い円盤
も、その場のケプラー角速度で動くのではない。これに対し、たとえば磁気乱流が原因となって生まれた構) を表す。
点線は重い円盤 (Q = 2 程度構造を求める際には，赤外線および電波の領域での観盤の構造は，惑星以外にも色々な情報を含んでいると造は、その構造がある場所での円盤の回転角速度と同程度の速度で動くと予想される。したがって、長期間の構造の時間変化の観測によって、原始惑星系円盤に惑星が存在することの強い証拠が得られるのではない
考えられる．そこでこのセクションでは，円盤構造の測を想定し，散乱光と熱放射を計算した．散乱光の計かと期待できる。

観測から円盤の物理状態を推定する可能性について，算では一回散乱を仮定し，多重散乱は無視している．
と与えられるものとし、円盤の高さ方向には等温と仮定する。この仮定は、現実にはあまり成立していない

一例を挙げて議論したい．とくに，これら多波長のデ円盤中の塵粒子の光学特性には大きな不定性があるた
可能性もあるが、今回は円盤自己重力の効果に特に注目するために等温とした。鉛直方向の温度構造については、今後より自己無撞着な方法で考慮に入れていくべきことである。また、密度構造から観測される円盤
4 円盤構造から円盤の物理状態を探る可能性
ータを組み合わせることで何か円盤の状態に対して制め，それぞれの波長域で全吸収係数を 5 倍程度変化さ構造を求める際には、赤外線および電波の領域での観測を想定し、散乱光と熱放射を計算した。散乱光の計
限を付けることができないだろうかということを考えせて計算を行なった．また，円盤を真上から見ている
ここまで、原始惑星系円盤における構造の観測から、円盤中に存在するであろう惑星の証拠をいかに捉え
算では一回散乱を仮定し、多重散乱は無視している。円盤中の塵粒子の光学特性には大きな不定性があるたてみたい．
と仮定して計算した．
るかということを議論してきた。しかし、原始惑星系円盤の構造は、惑星以外にも色々な情報を含んでいる
め、それぞれの波長域で全吸収係数を 5 倍程度変化させて計算を行なった。また、円盤を真上から見ていと考えられる。そこでこのセクションでは、円盤構造の観測から円盤の物理状態を推定する可能性につい問題を絞るために，今回は面密度分布にギャップがこ こ で， 今 後 の 議 論 に 重 要 に な る 量 と し て，ると仮定して計算した。
て、一例を挙げて議論したい。とくに、これら多波長のデータを組み合わせることで何か円盤の状態に対しToomre の Q パラメタを導入しておこう。これはここで、今後の議論に重要になる量として、存在するような円盤を観測するということを考える．
Toomre の Q パラメタを導入しておこう．これはて制限を付けることができないだろうかということを考えてみたい。

そして，ギャップ周囲の構造を詳細に観測することで，問題を絞るために、今回は面密度分布にギャップが存在するような円盤を観測するということを考える。
  

円盤の質量に対して制限を与えられる可能性があると
そして、ギャップ周囲の構造を詳細に観測することで、円盤の質量に対して制限を与えられる可能性がある

Q=

κc
πGΣ



（6）

(6)

として定義される量で、κ は円盤のエピサイクリック振動数を表す。ケプラー角速度で回転する円盤についとして定義される量で，κは円盤のエピサイクリッ

[10]．
[10]。
ということを提案したい いうことを提案したいては、エピサイクリック振動数とケプラー角速度は等しい。Toomre の Q パラメタは、円盤の自己重力が今回考えるモデルとして、面密度分布が
ク振動数を表す．ケプラー角速度で回転する円盤につ今回考えるモデルとして，面密度分布がどの程度効いているかを表すパラメタで、Q が 1 より十分に大きければ自己重力の効果は無視できる。一  Σ(r) = 2.7αg(r)

(

r
100AU

)−3/2

いては，エピサイクリック振動数とケプラー角速度は2  1 に近いときは自己重力の効果が無視できなくなり、方で、QがQ < 1 となると軸対称の摂動に対し自己
g/cm
(4)
（4）

重力不安定が起こる。

等しい．Toomre の Q パラメタは，円盤の自己重力な数で円盤全体の面密度がどの程度であるかをパラメ

り十分に大きければ自己重力の効果は無視できる．一図 3 には、求められた散乱光と熱放射の分布の一例を示す。今、軸対称の円盤を上から見た場合を考えで与えられるような円盤を考える。ここにα は適当な数で円盤全体の面密度がどの程度であるかをパラメで与えられるような円盤を考える．ここにαは適当がどの程度効いているかを表すパラメタで，Q が 1 よ
3 には、明るさの動径方向の分布のみを示してあているから、観測される光も軸対称である。そこで、図100 天文単位の位置で 95%トライズしている。また、g(r) はギャップの形と深さを決める関数で、今回はる。また、観測される構造がどうなるかということに注目するため、中心星から 50 天文単位のところの明のガスが無くなっているような幅 30 天文単位のガウシアンの形をしたギャップを考える。ギャップができトライズしている．また，g（r）はギャップの形と深さ方で，Q が 1 に近いときは自己重力の効果が無視でるさで規格化した分布を示している。この図を見てわかることは、電波観測では基本的に重い円盤でも軽いる原因としては、たとえば重い惑星による摂動などを考えているが、今回は特にその原因を特定することな円盤でも同じような明るさの分布が観測されるのに対し、近赤外線の散乱光では異なる構造になるというこ
く、もしもこのような面密度の構造があったらどのようになるかということを議論したい。
とである。特に散乱光の観測では、重い円盤の場合、100 天文単位付近のギャップの領域の手前に、構造と今回は、α の値を色々と変化させ、円盤の自己重力を含めて円盤の垂直方向の構造を求め、その円盤がどして少し明るい領域 (ここではバンプと呼ぶことにする) ができる。
のように観測され、どのような特徴が現れるのかということについて議論したい。円盤の垂直方向を求める
これらの構造がなぜできるのか、簡単な説明は次のように与えられる。まず、電波で同じ形になるのは、
際には、この方向に円盤が静水圧平衡にあることを仮定する。円盤の自己重力も考慮に入れ、ポアッソン方セクション 2 で述べたように、基本的には明るさの分布は面密度を反映しているためである。今回のモデ程式を満たすように密度分布を定める。垂直方向の構造を求める際には、円盤の温度に関する情報が必要に
ルでは、面密度の絶対値は異なるものの面密度の分布は同じ形のモデルを考えているため、規格化された明なる。これについては、動径方向に(r

るさで見ると同じような構造になる。
)−1/2

円盤多波長直接撮像観測と円盤モデル／武藤

1

NIR, low mass
NIR, high mass

relative intensity

relative intensity

1

329

0.1

0.01

60

80

100

120

140

160

180

200

Submm, low mass
Submm, high mass

0.1

0.01

60

r[AU]

80

100

120

140

160

180

200

r[AU]

図3： ギャップの存在する原始惑星系円盤を観測した際のギャップ付近の明るさの分布．中心星から50天文単位離れた場
所での明るさで規格化している．横軸は中心星からの距離，縦軸は相対的な明るさを示している．左は近赤外線で観測した場合，右は電波で観測した場合を表し，実線は軽い円盤（Q = 15程度），点線は重い円盤（Q = 2程度）を表す．

きなくなり，Q < 1 となると軸対称の摂動に対し自己光に対して光学的厚みが 1 程度の大きさになる点であ

重力不安定が起こる．

る．もしも自己重力の効果を全く考えなければ，円盤

図 3 には，求められた散乱光と熱放射の分布の一例

表面の高さは面密度が増大するほど高くなる．なぜなを示す．今，軸対称の円盤を上から見た場合を考えてらば，円盤の面密度が大きければそれだけ多くの物質いるから，観測される光も軸対称である．そこで，図が存在するということなので，中心星から出た光はよ

3 には，明るさの動径方向の分布のみを示してある．

り高い位置で散乱されるからである．ところが，円盤

また，観測される構造がどうなるかということに注目

面密度が増えて Toomre の Q パラメタが小さくなり，するため，中心星から 50 天文単位のところの明るさ

円盤自己重力の効果が効いてくると，その影響で円盤で規格化した分布を示している．この図を見てわかるの表面も円盤中心面に向かって引き下げられる．このことは，電波観測では基本的に重い円盤でも軽い円盤

二つの効果を合わせて考えると，Q パラメタが中途半でも同じような明るさの分布が観測されるのに対し，端な大きさのときにもっとも円盤の表面が高くなると近赤外線の散乱光では異なる構造になるということでいうことが結論できる．今，円盤の Q パラメタは，円ある．特に散乱光の観測では，重い円盤の場合，100

盤にギャップが存在するために動径方向に大きく変化

天文単位付近のギャップの領域の手前に，構造としてしているようなモデルを考えている．したがって，ギ

少し明るい領域（ここではバンプと呼ぶことにする）

ャップの端の部分で円盤の表面が最も高くなるというができる．

ことになる．この，ギャップ端での円盤表面の「盛りこれらの構造がなぜできるのか，簡単な説明は次のように与えられる．まず，電波で同じ形になるのは，上がり」を反映して赤外線の散乱光にもバンプができている．

セクション 2 で述べたように，基本的には明るさの分

このようにして考えると，ギャップ端のバンプの強布は面密度を反映しているためである．今回のモデル

さが円盤の Q パラメタと相関しているということがでは，面密度の絶対値は異なるものの面密度の分布は予想される．これを示したのが図 4 で，横軸にはこの同じ形のモデルを考えているため，規格化された明るバンプの強さ，縦軸には中心星から 35 － 50 天文単位

さで見ると同じような構造になる．

の範囲で平均した円盤の Q パラメタが描かれている．

一方で，赤外線の散乱光で重い円盤の場合にバンプ

ここで，「バンプの強さ」は次のようにして求めた．

ができることは，次のようにして理解できる．赤外線

まず，赤外線の明るさの動径分布のうち，あまりギャの散乱光で見ているのは円盤表面の構造であるから，ップの影響を受けていない 35 天文単位から 50 天文単

円盤表面の高さがどのように分布しているかを理解で位の範囲のデータをベキ関数によってフィットする．

きれば良い．ここで，円盤の表面とは，中心星からの次に，求まったフィット関数で実際のデータを割り算

average Q-value (35-50AU)

330

日本惑星科学会誌 Vol.19, No.4, 2010

16

おこう．しかし，今回述べたバンプの構造は自己重力14の効いている円盤に特徴的な構造であると考えられる．

12

今後，温度構造まで考慮したモデルを作り，どのように自己重力の効果を引き出して円盤の質量に対する制10限を与えていけるかということをより詳しく検討して

8

いき，将来の観測に対するモデルにつなげていきたい

6と考えている．そして，もしこのようなモデルを通じ4て実際に重い円盤が見つかってくれば，重力不安定に

2よる惑星形成の現場を直接観測するということもでき

0

1

1.05

1.1

peak strength

1.15

1.2

1.25

図4： 近赤外線で，ギャップの前に現れる盛り上がりの大きさと円盤のQ値の関係．同じQパラメタ上の異なる点は，円盤中の塵粒子の全吸収係数が異なるモデルに対応する．

るかもしれない．

5. まとめすばる望遠鏡や ALMA 望遠鏡によって，赤外線かすることで，規格化された明るさの分布を求める．こら電波の領域で同じ分解能での原始惑星系円盤直接撮のとき，ギャップの影響を受けていない部分のデータ

像観測を行なうことが現実のものになりつつある．そについて，規格化された明るさの分布はほぼ 1 となっこで，理論の立場からは，円盤の構造から円盤の物理ている．最後に，この規格化された明るさの分布のう状態を引き出すモデルを構築していくことが必要であ

ち，60 天文単位（どのパラメタでもバンプ構造よりもる．本稿では，このようなモデルの例として，円盤・内側にある）から 100 天文単位（ギャップの最も深いと惑星相互作用の理論を用いて円盤の構造から円盤に惑ころに近い場所）の範囲内での最大値を求め，その値星が存在するという証拠を掴むにはどのようにすればを「バンプの強さ」と定義した．これをみると，もし良いかということと，赤外線と電波の観測から円盤のもバンプの強さがある程度強ければ，円盤の Q パラメ

質量により強い制約を付けるためのモデルという二つ

タが精度よく定まる可能性があるということが示唆さの話題を取り上げた．原始惑星系円盤の直接撮像観測

れる．

を行ない，円盤構造の時間変化や，構造の詳細な観測

円盤の面密度は，電波の連続光の明るさから求めるを行なうことで，原始惑星系円盤の状態について多くことが一般的である．しかし，これで求まるのは質量のことが言える可能性が高い．そして，そこから惑星

吸収係数κと円盤面密度Σの積であり，質量吸収係形成に対する理解も深まっていくことを期待したい．

数の不定性のために円盤面密度には少なくとも 2 倍程

本稿を執筆する機会を与えてくださった編集長の田度の不定性が存在する．しかし，今回の計算の結果は，中秀和氏およびコメントを頂いた査読者の百瀬宗武氏

電波の観測である程度質量が分かっている天体に対し，に感謝いたします．筆者は，科学研究費補助金（特別

赤外線の散乱光の情報を組み合わせることで，重い円研究員奨励費 22・2942）の補助を受けています．

盤に関してはより良く円盤の質量が求まる可能性があ「バるということを示唆している．なお，図 4 における参考文献

ンプの強さ」は，その導出の方法からもわかるように，原理的には直接撮像観測によってわかる明るさの空間[1] Fukagawa, M. et al., 2004, ApJ, 605, L53.

的分布の観測量のみから定量化できる量であることに[2] Hashimoto, J. et al., 2010, Submitted.

注意したい．

[3] Hayashi, C. et al., 1985, in Protostars and Planets II,

もちろん，今回のモデルには多くの不定性があるこ

1100.

とは注意しておかなければならない．特に，円盤の垂[4] 武藤恭之 , 2010, 天文月報 , 103, 688

直方向の温度分布の取り扱いに関しては，等温という[5] ランダウ L. D., リフシッツ E. M. ( 竹内均訳 ), 1971,

非常に簡略化したモデルを用いていることに注意して流体力学 , ( 東京図書 )ページTOPへ↑←目次へ

円盤多波長直接撮像観測と円盤モデル／武藤[6] Goldreich, P. and Tremaine, S., 1979, ApJ, 233, 857[7] Crida, A. et al., 2006, Icarus 181, 587[8] Yu, C. et al., 2010, ApJ, 712, 198[9] Muto, T. et al., ApJ, 724, 448[10] Muto, T., 2010, in preparation

331

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332

日本惑星科学会誌 Vol.19, No.4, 2010

宇宙速度衝突による珪酸塩蒸発過程のその場
時間分解発光分光観測
黒澤 耕介 , 門野 敏彦 , 杉田 精司 , 重森 啓介 , 弘中 陽一郎 ,
4
5
6
7
6
8
尾崎 典雅 , 城下 明之 , 長 勇一郎 , 境家 達弘 , 橘 省吾 , 大野 宗祐 ,3948藤岡 慎介 , Tommaso Vinci , 兒玉 了祐 , 松井 孝典
1,2*

3

1

3

3

2010年10月12日受領，2010年10月20日受理．

（要旨）惑星形成過程末期では>10 km/sの “宇宙速度衝突”が頻繁に起こっていた. ところが, 個々の衝突で生じる珪酸塩の相変化, 蒸気内の化学反応の理解は進んでいない．本研究では珪酸塩鉱物試料を～ 1 TPaまで衝撃圧縮し，圧縮直後から断熱解放までを時間分解分光計測することで, エネルギー分配過程を直接観測した．その結果，宇宙速度衝突の場合，電子が電離/電子再結合を介してエネルギー貯蔵庫として振る舞うことが示唆された．この電子挙動は衝突後の珪酸塩蒸発率や衝突蒸気雲の運動に影響を与える．そのため巨大衝突後の原始月円盤の初期状態や後期隕石重爆撃期の大気形成，有機物合成過程に関する従来の理解が変化するかもしれない.

1. はじめに（3）原始火星の気雲中での生命前駆物質生成 [e.g., 8]，（4）Spherule bed の起源 [e.g.,
大気吹き飛ばし [e.g., 9]，

アポロ計画による月の詳細探査や各種固体惑星 / 衛
星探査の結果から，太陽系内では衝突が普遍的に起こ

10] などの諸問題に重要な役割を果たしたと考えられている．

り，その進化に影響を与えてきたことがわかっているところがその重要性にも関わらず，実験的な困難の[e.g., 1]．寡占的成長段階を経て形成された火星サイズ

ために個々の衝突で引き起こされる珪酸塩の相変化，の原始惑星は，その後の巨大衝突段階で，衝突合体を

衝突蒸気雲中での化学反応はほとんど未解明であり，くり返し，最終的には，地球サイズの天体と火星サイ

上記の 4 つの過程は大きな不定性を含んでいる．これ

ズの天体の衝突が起こることも予想され [e.g., 2]，そのは天体衝突で達成される極限状況（>10 GPa，>10

際に放出された物質によって月が形成されたとも言わK）における珪酸塩の状態方程式が大きな不定性を持れている（巨大衝突仮説）[3-5]．原始惑星同士が衝突をっていることが原因である [e.g., 11]．状態方程式は衝繰り返して地球や金星程度の質量まで成長すると，天突天体の運動エネルギーの分配過程を支配し，衝突後体同士の衝突速度は 10 km/s を超える．理論的にはの蒸発率や流体運動を決定する．この研究の遅れは，

2

4>10 km/s の衝突が起こると内惑星の主要構成要素で>10 km/s の衝突に相当するような衝撃圧縮を室内実ある珪酸塩でさえも蒸発すると推定されている [6]．

験で再現することが困難であったために実証的な研究

珪酸塩蒸気の発生は（1）月の起源 [e.g., 7]，（2）衝突蒸がほとんど行われてこなかったことによる．核爆発，

1. 東京大学大学院 新領域創成科学研究科
2.日本学術振興会
3.大阪大学レーザーエネルギー学研究センター
4.大阪大学大学院 工学研究科
5.福井大学附属国際原子力工学研究所
6.東京大学大学院 理学系研究科
7.大阪大学大学院 理学研究科
8.千葉工業大学 惑星探査研究センター
9.Laboratoire pour l'Utilisation des Lasers Intenses, Ecole Polytechniquekurosawa@astrobio.k.u-tokyo.ac.jp

レールガン，3 段式軽ガス銃など >10 km/s の衝突に相当する，あるいはそれ以上の速度を持つ衝撃波を発生させる手法は存在するが，物理量計測に十分な圧縮を作り出せない，運転コストや環境負領域（>0.1 mm）
荷が大きすぎるといった問題点があった．この状況は近年発達してきた大型レーザーを用いた実験によって大幅に変わりつつある．～ 1 kJ を超えるレーザーで

宇宙速度衝突による珪酸塩蒸発過程のその場時間分解発光分光観測／黒澤 他

333

飛翔体を加速，あるいは試料に直接照射することで，ために我々は解放過程も含めた観測を行っており（i.e.,

光学計測に十分な領域を >10 km/s の衝突時と同等まoff Hugoniot），その点で工学分野の先行研究とは異なで衝撃圧縮し，極限状況にある物質の状態方程式構築っている．これまでに時間積分型分光計による計測をのためのデータを取得することが可能となってきた

行い，（1）宇宙速度衝突によって確かに珪酸塩が蒸発[e.g., 12，13]．

すること，（2）衝撃圧縮された珪酸塩の定積比熱の上

石英（SiO2）は最も単純な珪酸塩であるため，惑星科

昇率には物質依存性があることを示してきた [16]．こ

学分野で盛んに研究されている物質である．近年ではの実験においては，過去の衝突実験と比べて桁違いに工学分野においても加工のしやすさ，透明度，強い衝

強力な衝突閃光，及びレーザー光由来の予期せぬ迷光

撃圧縮時に金属化を起こすなど，計測時に好都合な挙の影響によって装置が破壊される可能性があったため，動を示す利点をもっているために，衝撃圧縮実験の参光路を分割し装置の安全を優先させた．その結果，安照物質として頻繁に用いられるようになってきており，

全に光学計測を行う手法を確立することができた．こ

1TPa 程度までの Hugoniot 曲線上での圧縮率，比熱なの結果を受けて，昨年度は時間分解型分光計を用いてど の デ ー タ が 揃 い つ つ あ る [14，15]．Hicks et al.

Diopside（CaMgSi2O6）の衝撃圧縮—断熱解放過程をそ（2006）による SiO2 の比熱計測では，>100 GPa の衝撃の場観測し，エネルギー分配過程を直接調べる実験を

圧縮を加えると，定積比熱 Cv が固体比熱の高温極限行った．今回は特に電離状態に焦点をあてて計測を行である 3R（R は気体定数；Dulong-Petit 則）よりも上昇

った．通常は圧力が高いほど電離しにくいと考えられすることが示されている．これは SiO2 の分子構造のるが，高圧条件下では隣接する原子の電子雲同士が干破壊にエネルギーが使われるためだと解釈されている． 渉するために電離状態がどうなっているのかは自明で彼らは物性計測の専門家なので，それ以上の議論は行なく，実験で検証する必要がある．電子が保持できる

われていないが，この結果は宇宙速度の天体衝突の描エネルギーは格子振動や化学結合に対して同程度以上像を大きく変化させ得るものである．比熱の増加は衝に大きいため，電子挙動を観測することは衝撃圧縮 -

撃圧縮時のエントロピー変化量を大幅に上昇させるた

断熱解放におけるエネルギー分配過程を理解するため

め，衝突後の珪酸塩の蒸発率は従来考えられてきたよの基本的な情報となる．本稿ではその結果を報告し，りも，大幅に高くなる．もしより現実的な珪酸塩でも惑星科学上の重要性について議論したい．

Cv の上昇が起こるならば，巨大衝突後の原始月円盤の初期状態や，後期隕石重爆撃期に惑星表層で頻繁に

2. 実 験

発生していた衝突蒸気雲の組成を大きく変化させ得るが，他の珪酸塩に対する実測例はない．以上のような実験は大阪大学レーザーエネルギー学研究センター

理由から主要珪酸塩に対する宇宙速度衝突時の圧縮率に設置された大型レーザー「激光 XII 号 HIPER」を用や 比 熱 を 計 測 し， 圧 力 － エ ン ト ロ ピ ー 平 面 上 のいて行った．装置の詳細に関しては参考文献を参照しHugoniot 曲線を決定，衝撃圧縮から断熱解放の流れ（1）て頂きたい [e.g., 12]．我々の実験系は基本的には，の中でのエネルギー分配過程を理解し，宇宙速度衝突

激光 XII 号，（2）真空チェンバー，（3）
3-D の標的位置時の珪酸塩を記述する状態方程式を構築することが強

調整装置，
（4）
集光光学系，（5）
時間分解型高速分光計

く望まれている．

（浜松ホトニクス，C7700）から成る．実験の概念図を

この状況を受けて我々は平成 19 年度から大阪大学
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」を用いた珪酸塩の衝撃圧縮実験を開

図 1 に示す．今回は標的に直接レーザーを照射し，標的を衝撃圧縮する手法を用いた．
以下に実験条件を整理する．レーザーのエネルギー，

始しており，複数の珪酸塩鉱物（Quartz，Diopside，

波長，持続時間，照射直径はそれぞれ，270-1030 J，Forsterite）の衝撃圧縮実験を行っている．工学分野に

351 nm，2.5 ns，600 μm である．このときのレーザ

おいては衝撃圧縮直後（i.e., on Hugoniot）の計測が中ー照射強度は 25-150 TW/cm となる．標的には 20μ

心であるが，衝撃圧縮に続く断熱解放過程において流m 厚 の CH 燃 料（ポ リ ス チ レ ン）
，40 μm 厚 の Al 板，

体運動が駆動され，相変化，化学反応が起こる．その100 μm 厚の Diopside（透明）の 3 層構造試料を用いた．

2

334

日本惑星科学会誌 Vol.19, No.4, 2010

図1： 実験装置模式図.

CH 燃料にレーザーを照射することで，超高温の CH
プラズマが発生し，急激に膨張する．その反作用でAl 板，珪酸塩試料内に衝撃波が伝播する．Al 板は CH
プラズマが放つ X 線から珪酸塩試料を守る役割があ

図2： 時間分解発光スペクトル. レーザー照射強度は150 TW/
2
cm . 530 nm付近の吸収帯はレーザーの2倍波から計測装置を守るために設置したNotch filterによるものである.

る．また Al は珪酸塩と似たような Shock impedance

スペクトルの 3 次元プロット，分光感度補正後の発光を持つために，効率よく衝撃波が伝播するという利点

スペクトルを示す．強い黒体輻射による連続光から珪もある．Diopside を用いる理由は試料が透明で光学計

酸塩蒸気由来の輝線発光へ移り変わり，輝線強度比，測に適していること，Ca，Mg，Si，O は観測波長域

輝線幅が変化している様子がわかる．これは衝撃圧縮に強い原子 / イオンの発光輝線を持つためである．分

直後の超臨界流体状態（※気体ではないので黒体放射

光視野はレーザーの照射直径よりも小さくしてあり，を放つ）から相変化して蒸発し，さらに蒸気の温度，

試料背面の直径 400 μm の領域である．分光観測波長

電子数密度が時々刻々変化していることを示している．

域は 360-720 nm であり近紫外から可視光領域のほぼ発光成分の時間変化を見て行くと，最初期に卓越して全域を観測している．分光計の露光時間 500 ns である．

いた黒体放射は急速に減衰し O の輝線が現れてくる

+

+

+

+

+

この条件での波長及び時間分解能（半値全幅）はそれぞ．O 輝線が減衰してくると Si ，Ca ，Mg（～ 50 ns）

れ 1.8 nm，2 ns である．この時間分解能は標的内の衝の輝線が出現し（～ 100 ns），観測時間の後半に Ca や

撃波伝播時間（～ 5 ns）より短い．分光計の波長及び．観測波長域に分
Mg の輝線が観測された（～ 350 ns）

感度校正には水銀灯と NIST-traceable のタングステ

子バンド発光を持つ MgO や CaO [17] の発光は観測さ

ン－ハロゲン灯を用いた．

れなかった．
輝線の出現順序はイオン化エネルギーの大小でうま3. 実験結果

く説明できる．最初に出現する輝線がイオン化エネル+

ギーの高い O の輝線であることや，真空への断熱解++

時間分解型分光計を用いた結果，時間変化していく放中であるにも関わらず Ca ，Mg の輝線の強度が一発光スペクトルを得ることができた．初期の連続スペ度上昇していることから，Ca や Mg に関しては 2 階のクトルから Hugoniot 曲線上の温度を，発光輝線から電離まで起こしていると推測される．つまり初期には蒸発後の Diopside 蒸気の温度，電子密度をそれぞれ

Ca や Mg が卓越していたが，電子再結合によって推定した．以下では（a）発光成分の時間変化，（b）

衝撃波到達～ 100 ns 後に Ca ，Mg が生成され，発光

Hugoniot 曲線上温度，（c）Diopside 蒸気の温度，電子輝線を出すようになったと解釈できる．

密度の時間進化について，その詳細を述べる．

（b）
Hugoniot 曲線上温度 : 発光最初期の黒体放射温（a）発光成分の時間変化：図 2，図 3 に得られた発光度から Hugoniot 上温度を計測した．観測スペクトル

2+

2+

+

+

宇宙速度衝突による珪酸塩蒸発過程のその場時間分解発光分光観測／黒澤 他

図3： 分光感度校正を施した発光スペクトル. 図2のスペクトルと同じshot. 特定できた輝線には図中に元素名を記した.

と温度を変化させた Planck 関数を比較して，最小二乗法で黒体放射温度の最尤値を決定した．Fitting による誤差は Bootstrap 法を用いて評価した [e.g., 18]．
図 4 にレーザー照射強度に対する Hugoniot 上温度の測定値を示す．レーザー照射強度の上昇と共に温度が上昇していることがわかる．
（c）Diopside 蒸気の温度，電子数密度進化 : 観測された発光輝線強度比と輝線の半値全幅から蒸気の温度と電子数密度を推定した [e.g., 19，20]．以下ではその+詳細を述べる．観測時間初期（< 50 ns）では O の 407
nm，465 nm を，観測時間中盤，後期は Ca の 430 nm，+559 nm，612 nm，646nm と Si の 413 nm の輝線を用+いた．O の輝線が観測されている時間では，輝線幅が太すぎて輝線同士が重なってしまうために，通常用
い ら れ て い る Boltzmann plot 作 成 に よ る 温 度 測 定

図4： レーザー照射強度に対するHugoniot上温度.

335

336

日本惑星科学会誌 Vol.19, No.4, 20102

図5： スペクトル比較例. レーザー照射強度は150 TW/cm . (a)レーザー照射直後, 温度を変化させたPlanck関数と比較し+ている. (b) レーザー照射 25-50 ns後. 温度, 電子数密度を変化させた場合のO の理論合成スペクトルと比較. 理論的には425-445 nmにもO+の輝線が存在するが, 今回の実験では観測されなかった.

図6： Diopside蒸気の温度, 電子数密度の時間進化. 温度, 電子密度を推定するのに用いた輝線は図中に記した.

[e.g., 20，21] を行うことはできなかった．そこで温度， 子数密度 ne=1022-3m のときの半値全幅）である [19，+電子数密度を変化させた O の理論合成スペクトルを22]． 温 度 推 定 の 際 の 分 光 定 数 に は O に 対 し て は作成し，観測スペクトルと比較することで最尤値を決NIST Atomic spectra database を，Ca 原子に対して定した．今回はイオン化が卓越している状況であるのは Sugita et al.（1998）でまとめられたもの [21] を使用

で， 輝 線 形 状 モ デ ル に は 電 子 衝 突 に 由 来 す る 2 次

した．図 5 にスペクトル比較の結果を，図 6 に温度，

Stark 効果と装置による輝線広がりを考慮した．観測

電子数密度の時間進化を示す．時間と共に単調に減少++

時間中盤 - 後期（100-450 ns）では Si の輝線形状から電していく様子が観測されている．このように時間分解子密度を計測し，Ca の原子輝線群の Boltzmann plot

分光計を導入することで，1 shot のデータから珪酸塩++

から温度を推定した．O ，Si の輝線に対して用いた蒸気の温度，電子数密度の時間変化を推定することがStark parameter はそれぞれ 0.0174 nm，0.099 nm（電可能となってきている．

宇宙速度衝突による珪酸塩蒸発過程のその場時間分解発光分光観測／黒澤 他

337であるとして計算したものである．310 GPa まで圧縮

4. 議 論した先行研究の結果は理論曲線とよく一致しているのに対して [16，25]，今回の結果は理論曲線よりも大幅

本章では実験結果から明らかになってきた宇宙速度に低温であることがわかる．この温度の不一致を説明

衝突時の電子挙動の重要性とその惑星科学上の意義，

するには，Hicks et al.（2006）で計測された SiO2 の場

特に巨大衝突仮説や後期隕石重爆撃期への応用につ合よりも大きな定積比熱の上昇が必要となる．その理いて議論する．

由としては SiO2 と同様の珪酸塩の構造破壊に加え，

図 7 に Hugoniot 曲線上での温度，圧力の実験と理イオン化エネルギーの小さな Ca，Mg が含まれること論の比較を示す．今回 Diopside が経験した Hugoniotに起因する電離による吸熱が挙げられる．この場合，

上圧力を実測することはできなかったので，レーザー

衝撃波通過によって上昇するエントロピーはさらに大光と CH プラズマの相互作用を考慮した一次元数値流きくなる．また輝線出現直後は，観測されるほとんど

体計算「ILESTA」[23] 及びレーザー照射強度に対するの輝線がイオン由来のものであること，観測波長域に達成圧力の経験式 [24] から求めたモデル圧力を使用し強いバンド発光を持つ MgO，CaO が観測時間内ではていることを注意しておく．理論曲線は定積比熱が固観測されなかったことは，宇宙速度で衝撃圧縮された

体比熱の高温極限である“Dulong-Petit の値”で一定

珪酸塩内では電離がおこりやすく，観測した蒸気が高いエントロピーを持っているという推定と調和的であ

表1： 種々のエネルギーの比較. 単位は[kJ/mol].

る．また，真空中に急激に断熱膨張している珪酸塩蒸
気のレーザー照射後 25-50 ns の気体温度が Hugoniot
温度と近い値になっていることからも電子挙動の重要性がわかる．同じ時刻で電子数密度は 1/4 まで激減している．これは電子再結合による発熱が珪酸塩蒸気の熱力学状態に影響を与えていることを示唆している．
表 1 に電離に必要なエネルギーと種々のエネルギーとの比較を示す．このように電子の束縛エネルギーは他のエネルギー（格子振動，化学結合，構造破壊）に比べて同程度以上に大きい．このように宇宙速度で珪酸塩を衝撃圧縮すると電子が電離及び電子再結合過程を介し，一つのエネルギー貯蔵庫としてエネルギー分配過程に重要な役割を果たしうることが明らかとなってきた．我々は以前，Hugoniot 曲線上での定積比熱の温度に対する上昇率は珪酸塩の種類によって大きく異なることを示した [16]．これは珪酸塩の組成や構造の違いに起因すると考えている．この考えが正しければ，衝撃圧縮時の電子挙動も珪酸塩の種類の違いによって大きな違いがある可能性が高い．今回用いた Diopsideでは >15 km/s を超えるような衝突でないと電離や構造破壊による定積比熱上昇は重要ではないと考えられるが，他の珪酸塩（例えば Forsterite，Enstatite など）

図7： Hugoniot上圧力に対する温度. 本研究のHugoniot上圧力
は数値流体計算と経験式から推定した. 理論曲線は定積比
熱がDulong-Petitの値1152 J/K/kgで一定として計算したもの. Hugoniot上圧力を達成するために必要な衝突速度(Diopside同士の衝突を仮定)を上X軸に示した.

ではより低速の衝突から定積比熱が上昇する可能性がある．今後他の主要珪酸塩に対して同様の実験を行い，結果の違いを調べることによって，電子挙動を決定する物理過程を解明することができると思われる．

338

日本惑星科学会誌 Vol.19, No.4, 2010

この電子挙動は珪酸塩の衝突蒸発過程に関する今までの理解を変える可能性が高い．衝撃圧縮直後の電離

5. まとめは，定積比熱を上昇させ衝撃加熱による昇温を抑えるために，エントロピー変化量が増加する．そのため衝珪酸塩鉱物である Diopside を～ 1 TPa まで圧縮し，突の際の珪酸塩の蒸発率は従来考えられてきたよりも

その場時間分解分光観測を行うことでエネルギー分配高くなる [26]．さらに断熱解放中の電子再結合は衝突過程を直接観測した．その結果，超臨界流体状態から蒸気雲の流体運動に大きく影響を与えうる．電子がエの蒸発及びイオン化を直接観測することができた．輝

ネルギーを溜め込んでしまうと，気体の比熱比が減少

線の出現順序はイオン化エネルギーとよい相関があり，し，衝撃圧縮によって不可逆的に蓄えられた内部エネ

宇宙速度衝突時の珪酸塩は電離しやすい状態にあるこルギーから膨張の運動エネルギーへの変換効率が小さとが示唆された．また～ 1TPa 圧縮時の Hugoniot 上

くなる．そのために従来考えられてきたよりも，ゆっ温度は理論推定よりも大幅に低いという結果は電離にくりと長い時間をかけて膨張をすることになる．原始エネルギーが使われることによって比熱の上昇が起こ

月円盤の解像度を上げた巨大衝突時の数値計算結果にったと解釈できる．Diopside 蒸気の温度，電子密度のよれば，初期蒸発率が高い場合，角運動量の損失が起時間進化からは電子再結合による発熱が珪酸塩蒸気をきて，月材料物質が原始地球に落下してしまうという保温する役割を果たしている可能性が高いという結果

問題点がある [7]．従来の ANEOS などを用いた巨大衝が得られた．このように宇宙速度衝突時には電離 / 電突の数値実験によって月を形成可能な衝突条件が調べ

子再結合による吸熱 / 発熱によって電子が一つのエネ，られてきた（脱出速度程度の斜め衝突が最適）[e．g．

ルギー貯蔵庫として振る舞い，エネルギー分配過程に5] が，電子挙動によって珪酸塩の蒸発率や発生した珪

重要な役割を果たすという描像がみえてきた．月形成

酸塩蒸気の膨張速度が変化すると，巨大衝突仮説の成過程や後期隕石中爆撃期における珪酸塩蒸気の役割を

立条件を見直す必要があるのかもしれない．また珪酸明らかにするためには，電子挙動を考慮した珪酸塩の塩の蒸発率は後期隕石重爆撃期における大気形成や有状態方程式を構築することが必要である．

機物合成にとっても重要な変数である．珪酸塩の蒸発率が増加すると遊離酸素によって蒸気雲内の組成が酸謝 辞化的になるため，衝突脱ガスで形成される大気組成は
CO2 に富むような酸化的な大気になりやすく，HCN

本研究は大阪大学レーザーエネルギー学研究センタなどの生命前駆物質は酸化され CO や NO に分解されーの共同利用・共同研究「宇宙速度衝突実験による珪てしまうかもしれない [e.g., 8]．また衝突蒸気雲の減

酸塩の蒸発・化学反応過程解明」のもとに実施された．

温率が従来考えられてきたよりも小さくなることによ大阪大学レーザーエネルギー学研究センター，ターゲって，化学反応のクエンチ温度が下がる．この場合，

ット部，レーザー部，計測部の方々に感謝致します．

K/P 事件時の SO3 のような低温安定成分や，生命前駆本研究をまとめるにあたり多くの有意義なコメントを物質である HCN などの微量成分の生成量推定値は大下さった，東京大学の阿部豊博士，永原裕子博士，鈴幅に変更される可能性がある．

木宏二郎博士，岡田真人博士，JAXA の藤田和央博士，

以上では今回の実験結果から考えられる惑星科学的

千葉工業大学の千秋博紀博士に御礼申し上げます．査

応用を述べてきた．宇宙速度衝突時の珪酸塩の熱力学

読者の玄田英典博士には，適切なコメントを頂きまし

挙動を実測し，実験に基づいた状態方程式を構築する

た．御礼申し上げます．

また本稿執筆を勧めて下さことの重要性は大きい．これまでに基本的な実験手法， った千葉工業大学の和田浩二博士に感謝致します．本
計測手順は確立されており，今後は主要珪酸塩鉱物に研究は日本学術振興会の支援を受けており，ここに感対して同様の計測を行い，衝撃圧縮時のエントロピー

謝の意を表します．

上昇量や電離状態の計測を行っていく予定である．

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宇宙速度衝突による珪酸塩蒸発過程のその場時間分解発光分光観測／黒澤 他

Res., 95, B5, 6943.

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340

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

林太陽系の日々 第1回研究室での林先生

中澤 清

12010 年 2 月 28 日，林忠四郎京都大学名誉教授が他界された．林先生の生涯にわたる偉大な業績は物理学，
理論天文学，惑星物理学分野を超え，世界の科学分野から広く認められ，訃報に際しては国内外の多くの方々から弔辞が寄せられた．
林先生は宇宙初期での元素合成，恒星の進化，恒星（原始星）の形成過程，太陽系起源の分野で目覚ましい理論的研究成果を発表し続け，世界のこれら分野を牽引したことで国内外から最大級の評価を得てきた．林先生の各分野での業績や若い人たちへの研究指導などについては，日本物理学会誌 [1]，天文月報 [2] に詳しい紹介があるので，それらを参照して欲しい．特に，本会と関連の深い太陽系起源の研究に関わっては，中川義次君（神戸大学教授）によるすばらしい記事が日本物理学会誌 [3] に掲載されている．ぜひ目を通していただきたい．
五月頃「遊星人」小久保編集委員から，「林先生の人となり，林研究室の日々の生活」を「遊星人」の記事として投稿して欲しいと要請され，一時は断ったものの最終的には引き受ることになった．小久保編集委員との話し合いに従い，3 部に分けて，「研究室での林先生」，「林先生の教育・研究指導
（仮題）
」
，
「太陽系起
源の研究－こぼれ話（仮題）」の順に，林先生の人となりを紹介していきたい．林先生の研究への姿勢，研究
指導・教育への思いを，断片的ではあれ，見ていただければ幸いである．なお，本誌で紹介する内容は，私が京都大学に在籍した時期に限り，また，研究に関する記述も太陽系起源の研究に限ったものであることを予めお断りしておく．

1. 研究室での一日ーに乗っておられた．私（学科秘書）は 2 階から乗り込
み，先生のお部屋のある 5 階までご一緒することにな『いやね，大したことではないんだけど…』と言ってった．
私は『おはようございます』
と言い，
先生は
『あ・
・』

大学院生室に林先生が入ってくる．夕方，5 時過ぎか， と返事されましたが，そのとたん，くるりと体勢を入
6 時頃のことである．そう言って，空いている椅子にれ替え私に背を向けて，5 階に着くまでエレベーター

どっかり座りこみ，まずは「ハイライト」に火をつける．

の隅下方を見つめ続けられたままでした．
』この秘書

しかし，その後，「大したこと」に関わる話は一切出はずっと前から学科に居た方で，林先生もよくご存じてこない．

の職員であった．とにかく林先生はとてもシャイな方

とにかく，林先生はシャイな方だった．院生室に入であった．

るにも先生なりの「理由」が必要だったようだ．先生

さて，院生室に座り込んだ林先生，それからが面白のシャイさ加減を当時の学科秘書から聞いたことがあ

くもあり，大変でもあったが，その話は後に触れるこった．『先生が出勤してこられて 1 階からエレベータととし，時系列を追って林先生の一日を紹介しておこ1. 東京工業大学大学院

理工学研究科う．

林太陽系の日々 第1回︰研究室での林先生／中澤

まずは紅茶タイムから341というのが先生の弁であった．
林先生の生活パターンを思い出すたびに，昨今，大林先生は特別のことがない限り，10 時半前後に研学の教員たちが長時間にわたって研究に集中できる環究室に到着する．まずはお湯を沸かし，紅茶を入れる．

境にないことに危惧を感じる．授業や会議に飛び回り，紅茶と「ハイライト」を味わいつつ，届いた書類や論教員と院生の会話はごく限られた時間枠内でしかでき1）

文別刷，プレプリント に目を通すことから先生の一ないような現実，このような研究・教育環境はなん

日が始まる．送られてきた論文やプレプリントの中かとしても変えなければ，と思う．教員すべてがそうでら，研究室の誰かの研究と関連しそうなもの，誰かがある必要はない．しかし，そうしたいと考える教員が，興味を持ちそうなものだけをピックアップし，院生室そうできるシステムがぜひとも必要である．

に顔を出す（この時，院生たちは「今日，林先生は来てるんだ！」と認識する）．「誰か」が教授室に呼ばれ，『君

院生室に移るが興味をもっていると思ってね…』と論文を手渡され『今日はどこの食堂に行こうか』と院生たちが夕食る．

の相談をしている丁度その頃，林先生が院生室にやっ

これ以後，林先生がどのように過ごしていたのか，てくる．院生たち 3 ～ 4 人，時には 5 ～ 6 人が先生のほとんど誰も知らない．長ければ，7 時間ほどご自分

お相手をすることになる．先生と院生たちとの話題はの部屋に籠ったままであった．研究，あるいは時とし多岐にわたる．研究内容，研究に対する姿勢，教育にて，教育の準備に没頭していたに違いない．昨今の大対する考え方，先生の若い頃やアメリカ留学生活，時々

学教員でこれだけの長時間，しかも連続して研究に集の社会的な事件・流行に対する感想，スポーツ談義，中できる人は稀であろう．当時もすべての先生たちがなどなどである．

林先生のように長時間集中できたわけではない．林先

印象に残っているいくつかの具体的なやりとりを紹

生は，ご自分の研究時間を確保できるよう，ずいぶん

介しておこう．最も時間を割いたのが
「研究」
であった．

努力していた．雑誌社やマスコミからのインタビュー， 『Ａ君の計算だけどね』と喋り始める．Ａ君がその場
執筆依頼はことごとく断っていた．私の知る限り，学にいようがいまいが関係なく議論は始まる．
『彼の計

部の授業も前期，後期合わせて 1 コマしか担当してい算方式だと 1 セットのパラメーターで数値積分するのなかった．さらに，学内外の委員も極力辞退されていに随分時間がかかる，もっと精度を落とすなり，高速2）た ．理学部長（1977-1979 年）に推挙された直後の林化の工夫をしないとどうにもならないではないか』と先生の不機嫌さは今でも忘れられない．

先生は言う．そして，『この計算の最も深い Do-loop

林先生は「集中すること」をご自身のことだけでなく，はこの部分だから』と言って，演算の回数を「・・x・・

研究室の助手や大学院生にも強く求めた．『研究といx・・x・・=・・」と黒板に書く．これをめぐって，うのは一本道ではない．時には迷ったり，引き返さざ

差分方程式の精度を落とす，積分の分割巾を変える，るを得ないこともある．一見無駄な時間のように見えパラメーター空間を覆う数を変えるなど，さまざまなる試行錯誤が研究を飛躍させるためには必要である．

工夫について議論が続く．先生だけでなく，計算機にそれを可能にするには，十分な時間研究に集中するこ強い院生もあれこれ意見を言う．この間，短くて１時とである．』と院生室に来ては力説していた．院生が間，時にはそれ以上に及ぶ．結果的に「肯定的」な結アルバイトに時間を割くことにも苦言を呈していた．

論が得られれば，
先生が『君，Ａ君に伝えておきなさい』『アルバイトを終えれば，今日は一仕事終えた，といと指示してこの話は終わる．

う気分になり，その日はもう研究に集中できなくなる』
1）
投稿論文がジャーナルに掲載されるまでにかなりの日時を要したことから，E-メールのなかった当時，
投稿段階での「印刷前」研究論文として国内外の関連研究者に送付することが習慣であった．
にもかかわらず，京都大学計算機センターの設立には積極的
2）に参画，設置後も運営委員（評議員？）として計算機環境のレベルアップのために貢献した．

だが，いつも「肯定的」な結論に達するわけではない．
その時は『結構難しい問題だな！』という言葉で一応
その場は終わる．が，2，3 日すると『君，ちょっと』と言われ，教授室に招かれる．
『Ａ君の問題だけどね，
何とかなるよ．彼の計算では特殊関数をそのまま使っているが，近似式に代えれば演算時間は 20 分の１に342

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

なるよ．メモを作っておいたのでＡ君に渡しておいてたち，フラクタル理論って知ってるかい？』と問いかください．』と言われる．そう指示された院生が 2，3

け，『賭けは西田君の勝ちだ』と言う（このあたりが，

日前にＡ君の計算について議論したことを覚えていな

林先生はすがすがしい）．フラクタル理論という言葉

いことも多かった．

は聞いたことがあるものの，中身について十分理解しもう一つ，研究にまつわるやり取りを紹介しておこている院生はいなかった．非線形性の強いシステムでう．ある時期，西田君（摂南大学教授）が太陽系起源のは，どんなに初期条件を細かく設定しても，その結果問題とかかわって，制限 3 体問題の枠組みで軌道計算が連続的に振舞うわけではないこと，しかしそれでもを行っていた．ある軌道要素をもって無限遠方から飛ある種の規則性があることを，いくつかの具体的な例

来した小質量天体が惑星重力によってどのように影響もとに丁寧に説明して貰った．西田君が詳細な計算をされ，再び無限遠に遠ざかった時どのような軌道要素仕上げたのは随分後になってからで，その答えは林先をもつか，軌道計算で調べていた．初期の軌道要素を生の予測通りであった．それにしても，以後「10 本の連続的に変化させた時，最終的な軌道要素も連続的にビール」の話が出なかったことは残念である．

変わる場合もあるが，あるパラメーター領域では最終研究の話が一段落した後も，先生が立ち去る気配が軌道要素が激しく変動することもある．院生室にやっない．一見，雑談に思えるが，話の内容は研究や教育てきた先生がこの問題を話題にし，こう主張した．西の在り方に深くかかわっていた．たとえば，研究テー

田君は初期条件（軌道要素）をとびとびに与えているが，マはどのように選ぶべきか，どのような研究が質の高もっと稠密に設定すれば，最終的な軌道要素も連続的い研究なのか，若い研究者は当面の研究テーマ以外にに振舞うはずである，と．しかし，林先生のこの主張

どのような力量を身に付けておくべきか，大学院生をに対して，私は根拠のない「勘」から，また，西田君

指導するような立場になった時何に一番注意しなけれはその場にいなかったが，後日，自らの数値計算の経ばならないか，などなどである．そのほか，単名の論

験から，反対した．『賭けようか』ということになり，文なのに，なぜ「we」を使うのか ，論文の著者の並ビール 10 本を賭けることにした．そして，計算機のべ方はどうあるべきか，といったさまざまな話を聞か

精度ぎりぎり（4 倍精度）で初期条件を変え，どちらのされた．このような経験をした院生たちは，後の研究

意見が正しいか数値計算で確認しようということにな者としての，あるいは，教育者としての姿勢や倫理観った．

に大きな影響を受けたに違いない．

１週間ほど経った頃，林先生が院生室に現れ，『君

3）とはいえ，ここまでくると，7 時をはるかに過ぎていた．欠食児童にとってはもう限界である．
『先生，
お腹すきませんか？』と問いかけても，『いや，大丈夫』とわれわれの気分に気付くことなく，話は続く．煙草の在庫が尽きれば先生も帰るだろうとの思いから，『先
生，
タバコ１本いただいてもいいですか』
と問えば，
『い
いよ，
いいよ，
部屋
（教授室）
にいくらでもあるから・・』との返事であった．だが，8 時半を過ぎることは決してなかったように記憶している．先生なりに決めたス
ケジュールがあったのだろう．

ブランコに乗った林先生．1957年に研究室ハイキングで瑠璃渓に出かけたときの1コマ（林先生編集の「写真集」より）．

3）林先生によると，その理由は以下のとおりである．英国王立協会が創立され，学会誌が発行されるようになって（1660年代半ば），研究論文の発表は「自然界の調和（法則性）について，
われわれ人類は斯く斯くしかじかの認識到達しましたと創造主に報告する」形を取っていた．その名残が今まで続いているという．実験と観察を基調として芽生えつつあった「自然科学」と教会権威との間の摩擦を回避する便法だったのでは，というのが筆者の勝手な想像である．

林太陽系の日々 第1回︰研究室での林先生／中澤

343

務委員会，図書委員会などがあった．この意思決定・

林先生の一日，もう一つのパターン

執行機能構造は林先生が率先して構築したものである．

林先生の一日はこれまで紹介してきたパターンだけ

民主的な湯川先生の影響を受けつつ，また，アメリカ

ではない．3 時頃から夕方まで，院生と彼の直接的なでの経験を踏まえて，ボトムアップを最大限取り入れ，指導者である助教授，助手を先生の部屋に呼び，院生同時に執行責任がどこにあるかを明確にした運営組織の研究指導に当たる，というもう一つのパターンがあを目指した，とのことであった．

る．この時間帯の前後は上述した通りであるが，この研究指導は極めて濃密で，研究推進上の困難の克服，
論文のまとめ方，さらなる研究への展望など，この場

土曜日の林先生
土曜日の林先生のスケジュールは結構大変であった．

で受けた林先生からの教育は院生にとって一生忘れら10 時半から，大学院修士用の授業「天体核物理学」がれない教訓として体に浸み付いているのではなかろう

ある．この授業では，星の構造，恒星の進化，星の形

か．今回は，紙面の都合上このことに触れられないが，成，元素の起源について，一年間にわたって詳しい解

次回に「個別指導」という形で紹介したい．

説があった．これら天体現象を理解する上で必要とな
る基礎的な物理学，量子統計力学や原子核理論，輸送理論なども講義の中に自然な形で組み込まれていて，

2. 林先生の一週間

ブラックボックスのない講義であった．さらには，先生は毎年この授業を担当していたが，内容は少しずつ

週休３日制

変わっていた．新しい研究が出るたびに講義ノートを

昨今の大学では，土曜日がお休みで日曜日と合わせ書き換えていたからである．午後からは，林研究室と週休 2 日制が普通である．しかし，週休 2 日制が社会して最も重要な 2 つのミーティングが待っている．

的に採用され始めたのは 1980 年代中頃で，私が京都大学に在籍していた頃は，日曜日だけがお休みであっ研究室会議
まずは「研究室会議」である．この会議に参画できた．
だが，林先生のカレンダーは世間から大きくずれてるのはＭ 2 以上の院生，研究生，スタッフであった．

いた．金曜日と土曜日は必ず大学に出てこられた．月

研究室会議では，理学部教授会，先程述べた「研究計曜日から木曜日の 4 日間は，学部の授業日も含め，大画委員会」，その他委員会の報告がある．この報告を学に出てくるのは 2 日程度だった．曜日は確定してい通して，助手や大学院生は大学・学部の方針や専攻のないものの，当時としては異例の週休 3 日制であった ．

4）

教官人事の動向を知ることになる．多くの場合，院生

大学に顔を見せない日は，ご自宅で終日研究に没頭し側は報告されるまま聞いていたが，就職問題，ＯＤ（オていたという．

ーバー・ドクター）問題になると林先生と院生の間で金曜日と土曜日は上で紹介した「林先生の一日」とそこそこのやり取りがあったように記憶している．

は全く異なった一日となる．金曜日には，京都大学物研究室会議は，研究室としてのスケジュールを決め

理学第 2 専攻として最も重要な執行機関である「研究ていくという大事な機能があった．4 月初めには年度

計画委員会」が開催される．林先生は研究室を代表し，内のおおよその予定を決め，6 月頃には研究室の予算あるいは，専攻・学科の中心的な教官としてこの会議を議論する．林先生，あるいは，助教授の先生から今には必ず出席していた．多少余談になるが，当時の物

年度の収入見込みについて紹介がある．引き続いて，理学第 2 専攻・物理学科の意思決定機関は，最上位に院生に対して予算要求を出すよう求める．
『研究室と博士課程院生以上を構成員とした教室会議（年に数回

して，
・・は用意
（整備）
して欲しい』とか，『計算機使開催），その下に執行機関としての「研究計画委員会」

用料として・・万円認めて欲しい』といった予算要求（毎週開催）があり，更にその下部実務組織として，庶である．当然のことながら，要求を単純に足し上げる

4）
当時，大学の教官は教育公務員特例法のもとにあり，「自宅研修」が認められていた．週休３日に法的な問題はない．

と収入見込みを超えてしまう．林先生はつじつまが合うよう調整しろ，と目で訴えるがご自身はあまり口出344

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

ししない．あーだ，こーだと行きつ戻りつの議論の末，のか』，『その結論はどれだけ一般性があると思ってい

何とか年度の予算案が決まり，あとは計算機委員（DC

るのか，著者が示しているような状況以外に適用でき院生）と助手が財産管理することになる．

ると思うか』，『著者が前提としている状況が物理的に研究室会議では，このほか，一年間の節目，節目であり得ると思っているか』，などなどである．
『エラー

行われる中間発表会やスポーツ大会に向けた研究室とバーはこの図では見えないくらい小さなものだと書いしての対応，ハイキングの日程や行き先，世話人等をてあります』などと答えようものなら，『君のいうエ

決めていった．

ラーとはどんなエラーを意味しているのか』と先生か

コロキュームらたたみこまれる．
年間の開催可能な日数を参加者数で割り算すると，研究室会議が終わり，多少の休憩の後，発表者にと年に 2 回発表するかしないかの頻度になる．しかし，っては恐怖のコロキュームが始まる．コロキュームで自らが発表していなくても，同僚たち，後輩たちがどは発表者が自分の研究に関係する重要論文を紹介する．

のように攻め込まれているかは毎週経験する．このよここに参加するメンバーは林研究室在籍者（スタッフ

うな経験を通して，長じれば，林先生がどのようなことＭ２以上の大学院生，研究生）の他に，林研究室出とに，どのような質問を投げかけてくるか，大体分か身者で学内の他部局に在籍する者，近くの大学に在籍るようになる．それでも，先生から本質的な「疑問符」する者も加わり，総勢は 25 名から 30 名に達する．こが打たれないような発表ができるようになるには，早れだけの人数が集まるにも関わらず，コロキュームがくてもＤ 2，平均的には学位をとった後ではなかった

行われるのは 1 スパンの林教授室であった．ぎゅうぎ

ろうか．

ゅう詰めの状態でセミナーが始まる．真夏の京都はひある時，
国立天文台の台長であった古在先生から『林

どく暑い．教授室にはもちろんエアコンはあるが，こ研出身者の（研究会，セミナーなどでの）質問は林先生れだけの人数が集まるともはや圧倒的にパワーが不足そっくりだな，ときとして，歩き方まで似ている』とし，窓を開けてのセミナーとならざるを得ない．

本気とも冗談とも分からないことを言われたことがあ

コロキュームでは，毎回 1 人の発表者が論文を紹介

る．林研究室のコロキュームを数年間にわたって経験する．特に若い院生（M2，D1）にとっては，発表の準すると，本人の自覚ありなしには関係なく，「林先生」

備に１ヶ月ほど要していたのではなかろうか．厳しいが身体に浸み込んでいるのかと，その時改めて思い知

質問が矢のように浴びせられるからである．気の弱いらされた．

若い院生は，１週間ほど前からだんだん無口になり，
当日土曜日の昼食は喉を通らないという者もいた．な

3. 研究室の一年にしろ，林先生を始め，レベルの高い教授，助教授が数人居並ぶなかでの発表である．若い院生たちが緊張するのも無理からぬところである．
コロキュームでは，発表者の発表論文に対する完全

中間発表会
私が在籍していた当時，林研究室の院生指導体制は，な理解・評価と，あらゆる観点から浴びせられる質問

他の研究室からやっかみ半分，
揶揄半分に「林太陽系」

への的確な対応が求められる．本当はちゃんと理解しと呼ばれていた．太陽（林先生）の周りに惑星（中間指ていないのに適当にその場を繕おうとすればたちどこ

導者としての助教授，助手）が回り，その惑星の周り

ろに攻め立てられ，時には，『これ以上聞いても無駄だ』

に衛星
（院生）
が回っていることを意味したものだ．林と 30 分でコロキュームが終わることもあった．また，研究室全体としてカバーしていた分野は極めて広い．

発表者が余り気にしておらず，したがって，前もって私の在籍していた当時，宇宙論，恒星の進化，恒星（原

準備もしていなかったような事柄についても矢継ぎ早

始星）の起源，太陽系起源，の大きなグループがあり，に質問が浴びせられる．『その観測結果のグラフにエそれぞれを助教授，助手がまとめつつ，林先生が全体

ラーバーが示されてないが，エラーバーはどのくらいを統括していた．独立心旺盛な院生たちはこれらグルか』とか，『著者が採用した仮定を君は妥当だと思う

ープに属さず，独自のグループで研究を進める者もい林太陽系の日々 第1回︰研究室での林先生／中澤

345

た．なにしろ，20 名近い院生，研究生がいたのだから，
このような指導構造になるのは当然であった．
しかし，『院生の指導責任は自分にある』と先生は常々口にしていた．その具体的な形が「中間発表会」であった．林先生が，院生たちのある時点までの中間的な研究成果を聞き，進捗状況を知った上で次への指針を与えるための身内の研究会であった．先生はある時，『年に 3 回やろう』と言い出したこともあったが，『それでは喋る材料がなくなる』というのが院生たちの反応で，中間発表会は平均的には一年に 2 回程度開催された．
中間発表会は通常 3 日間開催された．1 日 7 時間と林先生を囲んでハイキングの記念写真（場所，時期ともに不詳；
成田真二氏提供）．

しても計 21 時間，30 名近い林研究室関係者がいれば，全員が発表するのは難しい．各発表は 30 分程度を想はコートのわきの椅子に腰かけ，練習試合を見守る．

定していたが，そんな時間で終わるはずがない．コロ

当時，日下君（金沢工業大学教授）
，池内君
（総合研究

キュームと同様，林先生からの質問が矢継ぎ早に発せ

大学院理事），佐藤勝彦君（自然科学機構機構長）といられるからである．したがって，一回の発表会で関係った強力なメンバーがいたものの，残りの多くのメン者の約 7 割が発表する，というのが通例であった．中バーはもう一つであった．林先生は監督として練習試

間発表会では，院生だけでなく，スタッフも研究現況

合でメンバーを注意深く見定めておき，本番では，誰を報告した．林先生ご自身も自らの研究を紹介する発をどこに，どのタイミングで起用するか，指示する．

表者の一人であった．林先生がいま何に没頭している

野球やソフトボールでも同じである．研究室対抗ののかよく分かったし，先生がどのような問題を取り上試合が予定されると，コロキュームが終わるやいなや，げ，本質を損なうことなくいかに問題を簡単化するの農学部のグラウンドに出向き，練習試合での院生たち

か，その手法を実感できるよい機会であった．

のプレーを監督する．打順とか守備位置にまで言及し，スポーツ大会・ハイキング

調子の上がらないバッター，ミス連発の野手の交代を告げる，など監督業に腕をふるった．ある時，林先生

京都大学物理学教室では，研究室対抗のスポーツがに『先生もプレーヤーとして入ってください．
』とお願盛んで，特に，ソフトボール，野球，バレーボールがしたことがある．その時の返事はこうだった．
『昔，教室認定の正式競技（？）であった．各種競技の試合は

湯川研究室でのソフトボールの試合で，湯川先生（当7 月初め頃から始まり，7 月末のある日に各種競技の時 45 ～ 50 才）が内野にボールを転がし，全力で一塁

優勝チームが出そろうようスケジュールされていた．

に駆け込んだ時，アキレス腱を痛めてしまった．当時

そして，同日夕方からに大掛かりなビアパーティが開僕は若かったが，あの年になったら自分も無理はでき催された．

ないとその時悟った．
』
6）

林先生はお若い頃（旧制中学，旧制高校時代に）柔道

研究室のハイキングも恒例であった ．春は，新入に打ち込まれていたという．腕前は，確か，5 段だっ生を歓迎するハイキング，秋は研究に集中した気分を5）たと聞いた記憶がある ．柔道だけでなく，野球や他和らげるハイキングとして，年に 2 度研究室こぞってのスポーツにも大変興味をもっていた．スポーツ大好の行事であった．京都は，東山，北山，西山，そして，きの林先生が，教室主催のスポーツ大会に興味を示さ

宇治，摂津などハイキングに絶好の山々がある．4 月

ないわけがない．
夏場の暮は遅い．土曜日のコロキュームが終わった
後でも十分明るい．再来週にバレーの試合があるとなれば，コロキューム終了後すぐに練習に入る．林先生

5）柔道5段，6段というのは実力的には最高段位であり，それ以上は多くの場合名誉段である．
6）研究室ハイキングの他に，理論系の 3 つの研究室（素粒子論，
原子核理論，天体核）合同の「理論ハイキング」も恒例化し
ていた．

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346

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

初めの研究室会議で，春のハイキングの行き先，行程，諾いただいた林先生の御子息，林暢夫氏に感謝いたし

世話人等が決まり，連休前後の天気のいい土曜日に（コます．

ロキュームをつぶして）山歩きとなる．当時，林先生
は 40 代半ばから 50 代前半であったが，山頂を目指し，

引用文献

院生たちと同じ行程をクリアしていた．が，圧巻は下山したあとであった．

[1] 佐藤文隆，杉本大一郎，ほか：日本物理学会誌

登った山が北山であろうが，東山であろうが，下山「BUTSURI」, Vol. 65, No. 10, 777-799, 2010.

後向かった先は伏見，それも伏見の林先生のご自宅で[2] 松田卓也，ほか：天文月報 , Vol.103, No.6, 394,あった．ハイキング参加者は 20 人～ 25 人ほど．お腹を空かした若者の食欲はただごとではない．ご自宅に招き入れられ，まずは鍋料理に舌鼓，アルコールも飲み放題．当時の助教授，助手の奥さんたちがハイキン
グ当日林邸に集まり，林先生の奥さまを手伝って夕食会の準備をしていたらしい．後日，ある先輩の奥さんから『ひたすら白菜とねぎを何時間も切り続けていました』という話を聞いたことがある．
だが，院生たちは林先生の奥さまやご家族に迷惑をかけているという意識もないまま，飲み，食べ続ける．
それが一段落すると，碁や将棋，トランプに興じることになる．林先生は碁や将棋で何人もの助手・院生の相手をする．そうこうしているうちに，もはや伏見から京都に帰る電車はなくなり，当然林邸で雑魚寝か徹
夜の遊びとなる．
後日，林先生からこんな話を聞いたことがある．
『研究を進めるには，ただただ机に向かって集中しているだけではだめだ．時には，頭の中から「研究」がすっかり抜けるような気分転換が必要である．』林先生は，スポーツやハイキング，囲碁がそのような精神作用を持つことを若い人たちに伝えたかったようだ．

謝 辞
私は当時の資料やメモを一切持っておらず，記憶のみに頼って本稿を書く破目になった．一部正確さを欠くこともあろうかと危惧し，当時をよく知るお二人に予め原稿をチェックしていただいた．お二人にはこの場をお借りして感謝したい．また，「遊星人」編集委
員会，小久保編集委員には企画の段階から，査読，掲
載写真の選定にいたるまで随分とご迷惑をお掛けしました．ありがとうございました．なお，本稿に使用した写真の 1 葉は林先生ご自身が編集された「写真集」
から転載させていただきました．写真の転載を快く承2010.
[3] 中川義次：日本物理学会誌「BUTSURI」, Vol. 65,
No. 10, 787-791, 2010.

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一番星へ行こう!

日本の金星探査機の挑戦 その13 〜古くて新しい電波掩蔽〜／今村，安藤，戸田，岩田，あかつき電波科学チーム

347

一番星へ行こう！
日本の金星探査機の挑戦 その13
～古くて新しい電波掩蔽～
今村 剛 ，安藤 紘基 ，戸田 知朗 ，岩田 隆浩
あかつき電波科学チーム
1

2

1

1

（要旨）金星探査機「あかつき」は光学観測による大気運動の可視化に加え，電波掩蔽により大気の鉛直構造を観測し，気温分布など気象学の研究に欠かせない情報を提供する．この観測のために必要となる，周波数が安定した電波を送信するために，「あかつき」には超高安定発振器を搭載している．これまでの経緯と現状について簡単に紹介する．

1. いまさら電波掩蔽？

り，そこから気温の高度分布がわかる．
「あかつき」の場合，気温を 0.1℃の精度，高度分解能 1km で得る

およそ 10 年前に金星気象衛星の検討が始まったとことを目指している．高度 100km 以上での屈折率かき，電波掩蔽を行うことはわりとすぐに決まった．ミらは電離層の電子密度を求めることもできる．受信電ッションの華は多波長の連続撮像による流体運動の可波強度の変化からは，硫酸雲の下に多く存在する電波視化に違いない [1]．しかし気象学の研究において気吸収体である硫酸蒸気の分布がわかる．

温情報が無いわけにはいくまい．大気の成層度を知ら

電波掩蔽という手法自体は惑星探査の黎明期から使ずして雲画像を解釈できようか．流体波動の伝搬を探われてきた枯れた技術である．教科書に載っている太

るのにも気温擾乱の検出が決め手になるだろう．気温

陽系惑星の温度構造のグラフはたいてい，電波掩蔽のの遠隔測定の方法としては大気の熱放射を分光するこ観測結果である．金星でも 1970 年代から幾度となくとも考えられるが，金星の下層大気の温度変動は数℃実施されている [2]．しかし電波掩蔽は，たとえば地以下と予想され，これを調べるために必要となる 0.1

球気象研究において気象ゾンデを放球するようなもの℃程度の精度を達成することは容易でない．そこでであり，いつどこでどのように実施するかによって成

我々は，観測点は限定されるが計測精度の高い電波掩

果は全く異なるものとなる．初の金星気象衛星で 5 台蔽を選んだ．

の気象カメラと連携する電波掩蔽は，他機器との連携

普段は探査機と地上局の間の通信に用いる電波を，電波掩蔽では観測に利用する．地上局から見て探査機が金星の背後に隠れる時と背後から出てくる時，探査機から送信される電波は金星大気をかすめるように通過して地上局に届く（図 1）．このとき電波が金星大気の影響で屈折する結果として，受信周波数が変化する．
この周波数変化を分析すると屈折率の高度分布がわか1. 宇宙航空研究開発機構
2. 東京大学大学院
imamura.takeshi@jaxa.jp

図1：「あかつき」による金星大気の電波掩蔽観測のイメージ

348

がほとんどなかった過去のミッションとは目的を異にする．

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

USO は基本的に開発済みの機器という認識だった
が，実際には衛星とのインターフェースや環境条件や金星の赤道域を周回する「あかつき」の場合，よく出力周波数の違いから，色々な技術的課題が生じた．

ある極軌道の惑星探査とは違って，電波掩蔽の観測点

たとえば打ち上げロケットの低周波の振動が水晶振動は赤道域に集中する．太陽光エネルギーの入力が最大子にとっては厳しいことがわかり，この対策と評価試となり活発な大気運動の存在が予想される赤道域のデ験に時間を要した．この 10 年の間，ドイツに幾度もータが充実することも，気象学の観点からはこれまで通って技術的な打合せをすることになり，フライトモに無いメリットであるように思われる．

デルの日本への到着は 2009 年 7 月，衛星に組み付けられるぎりぎりのタイミングとなった（図 2）．

2. 装置の準備「あかつき」本体の制御にも一工夫必要である．電波の屈折角は数十度にも達する．そのため，観測時に手法が確立しているとはいえ，目指す精度は簡単には高利得アンテナをまっすぐ地球方向に向けるのでは達成できるものではない．金星大気の変動がもたらすなく，屈折角の分だけ向きを変える必要がある．この微小な周波数変化を検出するために，基準周波数に対角度を計算して「あかつき」にプログラムする機能はする周波数変動の割合が 10 のマイナス 12 乗以下とい地上の運用設備に組み込まれる．地球から見て「あかう高い安定度の信号を送信する必要がある．そこで「あつき」が金星の向こうに隠れているときも，電波は屈

かつき」には超高安定発振器（Ultra-stable oscillator,

折して地球で受信され続けるのである．

略して USO）を搭載し，送信機の基準信号源を通常の「あかつき」から送信された電波は長野県の山中に発振器からこちらに切り替えて観測を行う．USO のある臼田宇宙空間観測所の直径 64m のアンテナで受中心部には周囲から断熱された水晶振動子があり，こ

信される
（図 3）
．GHz 帯の信号は数百 KHz の信号に変の温度を高い精度で安定化することによって周波数を換され，専用装置で波形ごと記録される．記録は水素安定化する．これまでの金星探査において上記のレベメーザーで生成された精密な時刻信号に同期して行わルの USO は現在運用中の欧州の Venus Express に搭載されたものだけである．Venus Express の USO を開発したのは Timetech というドイツの会社であり，我々もここの USO を採用することにした．雑居ビルのワンフロアで設計から製作までやっている小規模なメーカーであるが，小回りが利き，我々が押しつける
難題にも熱心に対応してくれる．

図2： 2009年7月にJAXA宇宙科学研究所の衛星組み立て室で実施した超高安定発振器（USO）の評価試験の様子

図3： 臼田宇宙空間観測所の直径64mのパラボラアンテナ

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一番星へ行こう!

日本の金星探査機の挑戦 その13 ～古くて新しい電波掩蔽～／今村，安藤，戸田，岩田，あかつき電波科学チーム

れ，記録データからわずかな周波数変動を取り出すことを可能にする．観測装置そのものは地上にあるので，惑星探査というよりも天体観測の趣がある．

3. 軌道上試験
2010 年 5 月 21 日に「あかつき」が打ち上げられたあと，5 月 28 日に USO をオンにして，まずは正常に立ち上がることに安堵する．続いて 6 月 2 日に USO を基準信号とする電波を臼田宇宙空間観測所で受信して記録した．祈る思いで算出した周波数安定度は，打ち上げ前に相模原キャンパスの衛星組み立て室で計測したものよりも良かった．宇宙空間にしばらく放置されて周辺の温度がよく安定していることが効いているのかもしれない．これなら本格的な気象研究に耐えるデー
タが得られそうだ．すぐに USO を製作した Timetech
社に結果を送り，これまでの努力に対して改めて謝意を伝える．
また 2010 年 4 月から 6 月にかけて 3 回にわたって，
Venus Express が金星で掩蔽されるタイミングに合わせて臼田宇宙空間観測所で Venus Express からの信号を記録した．これは我々の記録装置とデータ解析ソ
フトウェアの動作を検証するために Venus Express チームの協力により実現したものである．得られた周波数時系列とシミュレーション結果を比べると，金星大気の影響が無いはずの部分でも周波数変化の傾向に微妙な違いがある．シミュレーションを見直し，それまで考慮していなかったいくつかの一般相対論的効果を
ドップラーシフトの計算に導入すると，ぴたりと合う．
宇宙はそのようにできているのだと実感する．こうして解析した結果から見事に金星大気の鉛直構造が現れ，しばし結果に見とれた．一足先に金星探査の気分を味わう．
こうして「あかつき」の隠れた主役，電波掩蔽の準備は整った．本稿執筆時，ミッション最大の山場である金星周回軌道投入は 1 ヶ月後に迫っている．

参考文献[1] 今村 剛 , et al., 2007, 遊星人 Vol.16, No.3, 226.
[2] Tellmann, et al., 2009, J. Geophys. Res. 114, E00B36,
doi:10.1029/2008JE003204.

349

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350

日本惑星科学会誌 Vol.19, No.4, 20102010年度 惑星科学フロンティアセミナー
参加報告
佐々木 貴教1

9月5－8日に北海道小樽市のマリンヒルホテル小樽にて，「惑星科学フロンティアセミナー」が行われました．今年で5回目となりますが，今回も総勢26名（学生13名）という多くの方々が参加し，無事終了することができました．フロンティアセミナー実行委員会のメンバーであり，参加者であった執筆者から本セミナーの簡単な報告をいたします．
今回は国立天文台の田村元秀氏を招待して「系外惑星の観測」というテーマで，系外惑星観測の手法から最新の研究成果，および今後の観測計画について，丸二日間集中講義形式で講演をしていただきました（図1）．講演内容の章立ては以下のようなものでした．

1. 系外惑星のイントロと歴史
2. 系外惑星の性質と成功している手法の紹介
3. ドップラー法・アストロメトリ法・トランジット法・
重力レンズ法

図1： 講演をしていただいた田村元秀氏

4. 広義の直接観測・補償光学・コロナグラフ
5. 地上観測・スペース観測ることができたと思います．また講義中は常に質問が6. 将来計画

飛び交い，双方向のインタラクティブな講義となりま

した．田村氏によると，系外惑星観測についての包括

初日は，系外惑星観測の歴史や一般的な天文観測の的な教科書は（洋書を含め）まだないということなので，イントロからはじまり，系外惑星の性質を様々な相関本セミナーの参加者は現段階で最も詳しい包括的な知をもとに示したり，観測手法の詳しい比較紹介をした

識を二日間で得ることができたことになります．最新

りしていただきました．二日目は，系外惑星の直接観の話題を短期集中的に学べるのも，フロンティアセミ

測についての話を中心に，観測の現状から将来計画まナーの魅力のひとつです．

で，大きな視点から多岐にわたる話題を提供していた

なお，本セミナーの講義の模様は，mosirプロジェ

だきました．観測に関して初心者がいることを十分にクト のメンバーにより全て撮影記録されています．

考慮された構成で，基本的なことから丁寧に講義して講義の動画およびスライドはmosirプロジェクトのサいただいたので，参加者全員がしっかりと理解を深め

イト で誰でも視聴することが可能ですので，興味の1. 東京工業大学 大学院理工学研究科
takanori@geo.titech.ac.jp

1. https://www.cps-jp.org/~mosir/pub/index.html
2.https://www.cps-jp.org/~mosir/pub/list.html

12

ページTOPへ↑2010年度 惑星科学フロンティアセミナー参加報告／佐々木ある方はぜひご覧ください．

351

戸大学惑星科学研究センター（CPS）との共催により

夏の北海道という快適な環境と興味深い講義によっ実現することができました．惑星科学会からの補助にて，今年のフロンティアセミナーも大盛況の中，無事より，一部の学生への旅費の援助が可能となりました．

に終了しました（図2：集合写真）．長時間の講義をし大変ありがとうございました．

てくださった田村元秀氏，フロンティアセミナー代表

来年度以降も，惑星科学フロンティアセミナーはフ

世話人のはしもとじょーじ氏，および北海道大学・神ロンティアセミナー実行委員のもと開催される予定で

戸大学の学生スタッフのみなさまに感謝いたします．

す．今回参加された方も残念ながらできなかった方も，今年のフロンティアセミナーは，日本惑星科学会と神みなさまの次回以降の参加をお待ちしております．

図2： 全体集合写真

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352

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

「月惑星探査の来たる10年」公開討論会
参加報告
諸田 智克 ，石原 吉明
12

2010年9月10日に神戸大学百年記念館六甲ホールに定していた会場を変更せざるを得ないほど盛況であっ

おいて，「月惑星探査の来たる10年」公開討論会が開た． ま た， 東 工 大， 会 津 大， 東 北 大， 北 海 道 大，催された．今更説明は不要かと思われるが，「月惑星JAXA相模原，高知大，東大，名古屋大の各サテライ探査の来たる10年」は日本惑星科学会の将来惑星探査

ト会場との間のテレビ会議による接続もあった．以下

検討グループが主催している活動であり，「惑星科学に各パネルで議論された内容を報告する．

コミュニティの力量を自覚した上で探査の将来計画を

地球型惑星固体探査パネルでは，最多の20件のサイ自主的に企画する」ことを目的としている．ここで言エンス提案があった．その内訳は，火星に関する提案

う「将来」とは，具体的には2017年から2027年を対象

が8件，月が7件，複数の天体にまたがるものが5件でとしている．本活動の詳細は遊星人第19巻3号にあるあり，科学テーマに力点が置かれたものや手法に力点のでそちらを参照されたい．

が置かれたものなど様々であった．パネルリーダーか検討作業は，以下の３つの段階で進めることになっている．
第一段階：以下の５つのパネルによるトップサイエ

らの報告では，内部構造と表層の進化過程の解明を2大目標として，サイエンス提案の分類を行っていた．
提案数が多く，内容や提案レベルも多様であったこと，ンスの抽出（括弧内はパネルリーダー）

募集期限から討論会まであまり時間が無かったことも（1）地球型惑星固体探査パネル（大谷・倉本）

あり，トップサイエンスの洗い出しとそれぞれのテー（2）地球型惑星大気・磁気圏探査パネル（渡部・マの位置づけの整理という点では検討が十分では無か

寺田・はしもと）ったように感じられた．しかし，サイエンス提案の更（3）小天体探査パネル（伊藤・圦本・荒川・渡部）

なる具体化の必要性や，科学的観点だけでなく実現性（4）木星型惑星・氷衛星・系外惑星探査パネル（中や体制の考慮の必要性，第二・三段階との連携の必要

島・高橋・中本・木村・三好）（5）アストロバイオロジーパネル（小林・山岸）
第二段階：ミッション提案と優先順位づけ
第三段階：技術力・予算・国際協調などの観点から実現可能性を評価

性といった指摘がされており，今後の議論の方向性は明確にされていた．
地球型惑星大気・磁気圏探査パネルでは，文章でのサイエンス提案が2件あり，パネルリーダーからの報
告では関係者らと議論しているアイデアや既存のロー

今回の討論会では第一段階の中間報告として，8月

ドマップに沿ったトップサイエンスの紹介があった．

末までに集められたトップサイエンス提案の内容とそ

地球型惑星大気の報告では，「大気の起源と進化」と「惑

れを受けての検討状況がパネルごとに報告された．会

星気象・気候システム」に関する諸問題をあげた上で，場には予想を超える参加者が集まったようで，当初予「一点突破，全面展開」を狙った探査ではなく，地道に観測を蓄積することが重要であると述べられていた．

1. 宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所
2.国立天文台 RISE 月探査プロジェクト
morota@planeta.sci.isas.jaxa.jp

地球・惑星磁気圏探査に関しては，「太陽活動に支配される太陽・惑星圏の環境の解明」，「宇宙ガスを支配「月惑星探査の来たる10年」
公開討論会参加報告／諸田，石原

353

する普遍的法則の解明」，「人類の宇宙進出を支える知たのか？我々は孤独な存在なのか？」という誰もが一

識基盤の構築」が三大目標としてあげられていた．磁度は考える根源的な疑問に対して最も直接的な回答を

気圏探査は惑星科学会だけでなく地球電磁気・地球惑

与えることの可能な分野である．パネルリーダーから

星圏学会と協力して検討を進める必要がある．今後のは，生命探査（複雑有機物も含む）の探査方法や，その協力体制の構築が課題であろう．

為に必要となる技術等の前提条件が示され，さらに2

小天体探査パネルに関しては，4人のパネルリーダ

つの具体的な探査案について紹介された．生命探査がーがそれぞれの専門分野である衝突，軌道力学，物質

荒唐無稽な手の届かないものではなく，努力すれば手分析，地上観測の関係者に事前にヒアリングを行っての届くところまで来ているのだということを感じた．

おり，最も計画的にサイエンス提案の募集を行ってい全体として議論になったのは，パネル間をまたがるたように感じた．結果的に11件の提案があり，それらようなサイエンステーマを第一段階でどうやって拾いを始源度と天体サイズの2つの軸を使ったダイアグラ上げていくか，という問題についてであった．今回定ム上で分類していた点が興味深かった．そのダイアグ

義されたパネルごとの議論上ではトップサイエンスとラムを見ると，始源的・未分化天体に関心が高かった

して位置づけられないものでも，複数のパネルをまたようである．また同一の天体を複数回探査することのがって関連するビックサイエンスがあり得る．しかし重要性にも触れられていた．

今回の検討の枠組みではそのようなテーマについてそ

木星型惑星・氷衛星・系外惑星探査パネルでは，今の重要性を議論する場や段階が用意されていないよう

後10年の探査計画として米国・欧州との共同ミッショに思われる．今後，パネル内の議論を深めていくことンであるEJSM計画の紹介がなされ，木星大気に関すになると思われるが，パネル間の情報交換と議論も平る重要課題は，深部大気組成の解明と大気構造・大気

行して進める必要を感じた．

力学の理解であることが報告されていた．また将来を学際的・複合科学的な色合いが強い惑星科学・月惑

見据えて，数値モデリングの推進，系外惑星の観測の星探査を取り扱う以上，各々のバックボーンに応じた必要性が強調されていた．氷衛星探査は，ハビタブル

複数のトップサイエンスがあり得るため，第一段階の環境の調査であり，1.生命の兆候を捉える，2.内部構

議論を始める際に分野全体としてのトップサイエンス

造の理解，3.進化史の把握という3つの要素でまとめとは何か？科学的観点のみからどうやってトップサイられていた．内部海の存否は氷衛星の熱史にとって特エンスを抽出するのか？は当然でてくる疑問であり，に重要なテーマであり，それに関する具体的な探査提真っ先に整理すべき議題である．しかし今回の討論会

案の中でも，高エネルギーニュートリノを使った手法

全体を通して，提案者はもちろん，パネルリーダーのが興味深かった．系外惑星に関しては，太陽系外の地間でもその疑問に対して共通認識がないままに科学の球型惑星大気の分光観測と氷惑星の探査の提案がされ議論を進めているように感じた．その結果，パネルごていた．本パネルは取り扱う対象や現象が広範囲にわとにヒアリングのやり方や検討の進展具合に大きな開たっている．また木製型惑星については，EJSM計画

きがあった．また，検討が進んでいるパネルであってで日本はJMO（磁気圏周回機）を担当しており，地球も，個々のサイエンステーマが惑星の起源・進化の大電磁気・地球惑星圏学会を中心として検討がすすんできな枠組みの中でどう位置づけられるかについての議いることもあり，統一的な指針をまとめていく為には，論が十分であったとは思えない．トップサイエンス抽

地球型惑星大気・磁気圏探査パネルと同様に，今後の出にはまだまだ長い道のりがあることを痛感し，多く協力体制の構築が欠かせない．

の参加者が不安を抱いたのではないかと想像する．当アストロバイオロジーパネルでは，提案募集時点で初，11月にはトップサイエンスの抽出が終わり，具体は独立したパネルではなかった為，他のパネルへの提的なミッション提案を行う第二段階に移行するはずで案でアストロバイオロジーに関係するものが取り上げあった．しかし上述した諸々の問題を受けて，討論会られた．アストロバイオロジーは「我々は何処から来の最後に事務局から，第一段階の期間を延長すること，

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354

検討を進める為にパネルごとに分科会を設けることが発表された．
これまでにも将来探査を検討する活動はあったが，それらと今回の活動の大きな違いは前述の目的の中の「コミュニティの力量を自覚すること」と「自主的に企画する」の部分に表れている．特に前者に関して，科学的観点からはあれも大事これも大事と総花的に言いたくなるが，予算はもちろん，我々の技術力もマンパ
ワーも有限であるため，優先順位づけは必須である．
この検討会のやり方には様々な意見があるかもしれな
いが，我々がこれからの10年に本当にやるべきことが何か，を議論する場ができたことは間違いなく前進である．自らの反省を込めて述べさせて頂くが，サイエンステーマ提案者もパネルリーダーに頼るだけでなく，
トップサイエンス抽出に向けて積極的に議論を先導し，パネルを構成する人員全員でトップサイエンスを作り上げるくらいの自主性があってこそ，惑星科学かろう
か．
最後になりましたが，本討論会の開催に尽力された「月惑星探査の来たる10年」事務局の方々，パネルリーダーの方々に感謝します．また，この報告を執筆す
る機会を与えてくださったのは小林直樹さんでした．
有り難うございました．

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

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355

New Faces

New Face
武藤 恭之（東京工業大学大学院理工学研究科地球惑星科学専攻）
皆様こんにちは，武藤恭之（たかゆき）と申します．
私は，2010年3月に京都大学で学位を取得し，4月から
東京工業大学大学院理工学研究科地球惑星科学専攻で，学振研究員として研究をしています．
私は，中学・高校のころに講談社ブルーバックスや雑誌『Newton』を読んで漠然と宇宙や物理に興味を持
ち，よく名前が出ていた佐藤文隆教授が居るということで京都大学を目指しました．しかし，入学時すでに佐藤先生は退官されていたようでした．それでも，縁があって京都大学の天体核研究室に所属することができ，犬塚修一郎准教授（現在は名古屋大学教授）の指導のもと，学位を取得することができました．

たと思っています．

私の研究テーマは，惑星形成論，特に円盤と惑星の

修士1年の終わりのころ，そろそろ修士論文のため

重力相互作用（円盤・惑星相互作用）や惑星移動に関の話題を決めなければならないと思っていたとき，犬する話題です．しかし，大学院に入るときにこの研究

塚さんから「熱海で惑星形成の研究会があるから，修をやりたいと決めていたわけではありませんでした．

士1 年の人で興味がある人は参加してもよい」という京都大学の天体核研究室では，「宇宙論・重力・宇宙連絡がありました．交通費が出るからという不純な動物理」を三本柱とした，宇宙に関連する話題全般を研機で同期の友人と連れ立って参加しましたが，教科書究テーマとして扱っていたため，研究室のメンバーがに書かれていないような話題が多く出てきて，大変興行なっている研究も多様性に富んでいます．そして研味を持ったということを覚えています．そして，手始究室の方針として，修士1 年の間は研究テーマを定め

めに円盤・惑星相互作用の計算を始めたら，そのままずに，幅広い分野の基礎的な勉強をするということに博士課程の研究にまでつながっていきました．現在まなっていました．特に，修士1年の間は勉強をするとでに，論文出版までこぎつけたテーマとしては，円盤・いう方針は徹底されており，研究室の雑用をすること

惑星相互作用における磁場の影響[1] や粘性の影響[2]，すらも認められずに（研究室の行事の企画などは修士2軽い質量の惑星周囲のギャップ生成[3]，円盤の密度波

年の仕事でした）教科書を読むことになります．どのの影響下におけるダスト粒子の運動[4] などがありまような教科書を読んでいてもよいのですが，物理学専

す．

攻ということで，やはり友人と一緒に素粒子物理学の京都大学に在籍している間に最も印象に残っている

教科書や一般相対性理論の教科書を読むことが多かっのは，中村卓史教授の「なぜそうなるかを三行で説明たように思います．そして，そのような知識は現在でせよ」という言葉です．中村さんには直接指導を受けも時々役に立つことがあります．さらに，違う分野のていたわけではないのですが，この言葉を事あるごと

友人を作れたということは非常に価値のあることだっに仰られていました．私の取り組んでいた円盤・惑星相互作用の問題では，計算量の多さに辟易とするよう

muto@geo.titech.ac.jp

なこともあり，大変に複雑な現象だと考えられること

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

356もあります．私自身，最初に勉強した時は「三行で説段の研究室のセミナーで耳にする話というのは京都に明することなど可能なのか」と思い，最初に研究室のいた頃とは全く異なりますから，新しい興味がわいて

セミナーでそのように発表した時は「ダメッ」との一言． きます．また具体的な研究内容としても，実際に観測
しかし，研究を進めるうちに基本的な部分は非常に簡的研究を中心に行なっている方たちとの協力が始まり単な物理で決まっているということがだんだんわかっ

つつあるところです．本誌の記事では，原始惑星系円てきて，原始惑星移動に関して自分なりの説明を数式

盤を「観測する」ことを念頭に置きつつ，原始惑星系

三つほどで付けることができるようになりました．あ

円盤や円盤・惑星相互作用に関する話題を簡単にまとる時の研究室のセミナーの後で，中村さんから「そのめ，最近行なった計算の結果についても触れています．

説明は良いと思うなあ」と言われた時は，小さな喜び

お時間があれば，こちらにも目を通していただければを感じました．

幸いです．

大量の計算に惑わされることなく（あるいは大量のデータに惑わされることなく），現象の本質を見抜く

参考文献

ことができれば三行で説明できるのだということは，今後も肝に銘じていかなければならないと思っています．

[1] Muto, T. et al., 2008, ApJ, 679, 813.
[2] Muto, T. and Inutsuka, S.-i., 2009, ApJ, 701, 18.

最近，特に東工大に来てからは，取り組む話題も少しずつ変わっているような印象もあります．まず，普[3] Muto, T. et al., 2010, ApJ, 724, 448.
[4] Muto, T. and Inutsuka, S.-i., 2009, ApJ, 695, 1132.

黒澤 耕介（東京大学大学院 新領域創成科学研究科 複雑理工学専攻）
皆様，こんにちは．東京大学大学院新領域創成科学研究科複雑理工学専攻の黒澤耕介と申します．2010年
3月に「An experimental study on phase changes andchemical reactions due to hypervelocity impacts
using emission spectroscopy」という題名の博士論文で学位を取得し，現在は学振PD（DC2からの資格変更）
として研究を行っております．博士論文の内容の一部が本号に論文として掲載される予定です．よろしかったらご覧下さい．
    今回New Faceを書かせて頂く機会を頂き，改めて学部4年で大学院選択をして，杉田研究室にて過ごした5年間を振り返ってみると，非常に多くの方にご迷星はどんな風にできてきたのだろうか?ということで惑をかけ，お世話になってきたなぁと思いました．そした．高校時代に天体の運動などの現象は物理学で理

こで本稿では，その時々の話を紹介させて頂き，お礼

解できるということを知った私は，東京都立大学理学に代えさせて頂ければ，と思います．また私のことを

部物理学科に入学し，4年生当時は「宇宙理論研究室」

よく知らない方々には，どんな研究をどんな方々と行に所属しておりました．研究室では銀河衝突や超新星ってきたのかお伝えすることで，自己紹介とさせて頂爆発に関する理論的な研究を行っており，数式をバリきます.

バリ解いていく雰囲気で，当時の先生は「数学はポエ

私の小さい頃からの興味は，夜空に見える恒星や惑

ムだ.」
（!!?）
と言っておりました．数学は嫌いではなかったですが，あくまで道具であってポエムには思えな

kurosawa@astrobio.k.u-tokyo.ac.jp

かった自分は，大学院では外に出ようと決めました…

357

New Faces

大学院をあれこれ調べて行くうちに，東大の複雑理工

ビーズ入りのコンテナを叩きまくり，次のShotの準備

学専攻に松井・杉田研究室という惑星を研究しているをする姿を「今日の黒ちゃん」という題名のムービー研究室があることを知りました．複雑理工学専攻ならで紹介して下さり，多くの方に私の存在を知って頂く

ば物理学科出身でも馴染みやすいと考え，大学院見学

きっかけを作って下さいました．この実験を通じて会で杉田先生を訪問したところ，彗星に弾丸を撃ち込

JAXAの長谷川直博士とも出会うことができました．

んで穴を開け，中身を調べる計画があって，それに絡

長谷川先生には現在進行形のJAXAの2段式軽ガス銃

んでいるということを知りました．あまりにスケールを用いた実験でも大変お世話になっております．博士の大きい話に感銘を受け，弟子入りさせて頂くことに課程に進学した後は，大野さんが物質・材料研究機構決めました．

の1段式火薬銃を使って広島大学の関根利守博士と共5年間で杉田先生には様々なことを教わりました．

同で進めておられた炭酸塩の脱ガス実験に参加させて物理学科出身で惑星科学の知識が乏しかった私に，熱頂きました．関根先生とは衝突業界の中でも特に近い

く激しく雄弁に惑星科学の面白さを伝えて下さいまし

研究をしているために様々な学会でご一緒させて頂く

た．また衝突閃光学を叩き込んで頂き，それを発展，機会が多く，懇親会や学会からの帰り道で色んなお話応用させることで学位論文としてまとめることができを伺うのが何よりの楽しみでした．D2になった頃にました．   

は月探査衛星かぐやのRSAT/VRAD/RSチームに参    修士1年の頃はいくつかのテーマに取り組んだもの

加し，衛星運用のお手伝いをさせて頂きました[4]．深の結果が出ず，「テーマのゴミ箱」と化した非常に苦夜の運用は体力的にキツかったですが，千葉工業大学しい時期でした．しかしこの頃に取り組んだ，衝撃波の並木則行博士，JAXAの岩田隆浩博士，今村剛博士，の伝播，化学平衡，化学反応速度論などに関する知識

国立天文台水沢の野田寛大博士，石原吉明博士からや，書き貯めた簡単な数値計算コードは今でもよく使色々と月に関するお話を聞くことができ，大変勉強にっており，苦しい時期も無駄ではなかったと思います．

なりました．また月の裏側の重力場が明らかにされて修士２年になって「天体衝突によるHCN合成に関するいく様子を見ることができたのは幸運であったと思い

実験的研究」に取り組みました[e.g.，1]．研究を行うにます．

あたり，千葉工業大学の石橋高博士，大野宗祐博士，

博士課程では発光分光法を用いたいくつかの研究を

大阪大学の門野敏彦博士には，実験装置の使い方はも行いました．最初のきっかけは修士の頃に補助的に行

ちろん，データの取り方，解釈の仕方，研究の背景にっていたCN，C2分子の分光測定の結果が分子分光理

至るまでご指導頂き，現在でも私の研究の基本となっ論から想定されるものとはかけ離れていたことでした．

ています．特に当時博士課程に在籍されていた石橋さ「はやぶさ」帰還時にカプセルが受ける空力加熱の理んには色々と教わり，様々な迷惑をかけました．クー論予測をされていたJAXAの藤田和央博士と議論してルな雰囲気[e.g.，2]とは裏腹に「気合いだよ.」といっていくうちに，レーザー照射で生じた過渡的な系を観測

実験上の様々な困難を片付けるその姿に，「自分みたしているために現れてしまう分子振動状態の非平衡性

いな者はもっと気合いをいれて取り組まなければいかに起因するものだということがわかりました．同時期

ん！」と思わされました．大野さんが修士課程学生だに振動状態の非平衡性に影響を受けない並進-回転温った頃に使用されていた真空チェンバーを基本に，余度測定法を開発することができました[5]．またD3にっていた真空部品を組み合わせて自分なりの実験装置

なりたての頃に取り組んだ発光輝線幅を用いた高温岩を組み上げ，HCNのピークを検出したときは，5年間

石蒸気の圧力計測法の確立[6]の際にも議論させて頂の大学院生活の中でも，最も嬉しかった瞬間でした.

き，多くの建設的なご意見を頂きました.現在は藤田

学生時代は様々な共同研究に参加させて頂く機会を先生が進めている火星からの無着陸サンプルリターン頂きました．M1からM2にかけては愛知東邦大学の高に関する実験を，JAXAの小澤宇志博士と共同で行っ

木靖彦博士が進めておられた微小重力条件下でのクレています[7]．

ータ形成実験にお手伝いとして参加させて頂きました

D2になってからは，大阪大学レーザーエネルギー[3]．高木先生は2006年度の衝突研究会で，私がガラス学研究センターに設置された大型レーザー「激光XII号」

←目次へ

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010358を用いて，世界でも初めての珪酸塩の衝撃圧縮蒸発過

System Impact Bombardment, #3010．

程の発光分光計測に取り組みました．この実験におい[2] 並木 (2009)，遊星人，18，159-161，Figure 6.

ては修士の頃にも散々お世話になった，門野先生に多[3] Takagi et al. (2007) LPSC, XXXVIII, #1634.

大なるご助力を頂きました．持続時間～ 10 nsのレー[4] Namiki et al. (2009), Science, 323, 900-906.

ザーで～ 100μmの試料を～ 1 TPaまで圧縮して計測[5] Kurosawa et al. (2009), Journal of Thermophysics andするというのは，光が空気中を，電気信号がケーブル内を通過する時間までも計算に入れておかないとタイミング同期ができない特殊な世界で，最初は大変苦労しました．大型実験は自分一人の力ではどうにもならない難しさがあるのですが，阪大レーザー研の重森啓Heat Transfer, 23, 463-472.
[6] Kurosawa and Sugita (2010), JGR, 115, E10003,
doi:10.1029/2010JE003575.
[7] 小澤ら (2010), 宇宙科学技術連合講演会講演集,
3A11.

介博士，弘中陽一郎博士，佐野孝好博士には計測や実[8] Kurosawa et al. (2010), GRL, In press.

験に関して多大なるサポートをして頂き，なんとかデ[9] Kadono et al. (2010), JGR, 115, E04003,

ータを取得し[8]，学位論文としてまとめることができました．
大学院生活を振り返ったときに忘れられないのが，実験系ならではの多くの業者の方々との出会いと交渉の数々です．杉田先生には，1000万円の高額実験装置の選定や交渉を体験させて頂き，大変よい経験になりました．特に職人肌の技術の方の専門知識と人情味に触れることは研究生活の楽しみの一つでした.
一見色々な研究を手当たり次第にやってきたように思われるかもしれませんが，私の中では「隕石重爆撃期」というキーワードで結びついています．地球が形成された後の時代において最大の質量，エネルギー流入を経験したこの時代の地球表層環境を推定することこそが，その後の生命起源などの重要問題を解決する鍵になると思っています．M1になったばかりの頃に流行の「Nice model」が提唱され，様々な惑星探査機が豊富なデータをもたらしてくれる時代になり，今や後期
隕石重爆撃問題は太陽系全体の描像に関わる問題になりつつあります．幅広いエネルギーを持った加速銃（衝
突速度: 0.3-60 km/s）[9]を用いた研究に関わってきた
経験は，太陽系天体に残された隕石重爆撃の傷跡を解釈するための大きな武器にできると考えています．
最後になりますが，学位をとるまでにお世話になった全ての方にお礼申し上げます.まだまだ色々とご迷
惑をおかけすることもあろうかと思いますが，今後ともよろしくお願い致します.

参考文献[1] Kurosawa et al. (2008), Workshop on the Early Solar

doi:10.1029/2009JE003385.

←目次へ2010年度秋季講演会報告／渡邊359

2010年度秋季講演会報告

2010年度日本惑星科学会秋季講演会実行委員長（名大LOC）渡邊誠一郎

1

2010年10月6日から8日にかけて，名古屋大学東山キードウェア・トラブルを起こした時は，開発中の新サャンパス野依記念学術交流館にて2010年度秋期講演会

ーバーで何とか急場をしのぎ，申し込み締め切りの延が行われました．例年通り，大学院生など若い研究者

長などによって対応しました．

が多く，活気にあふれた会となりました．期間中，大講演会場の野依記念学術交流館は，当学会でほぼ貸きな混乱や事故もなく，講演会を無事終えることがでし切り状態であったため，2階のコンファレンスホー

きました．参加いただいたみなさまには，心から御礼

ルで講演会を行い，1階を受付，ポスター会場，喫茶，

申し上げます．

会合スペースとして使用しました．廊下部分の両側に

昨年度の秋季講演会は東京大学で開催され，出席者

ポスターを設置しましたが，やや狭かったかも知れまも多く盛況でしたので，名古屋開催ではだいぶ出席者

せん．講演会中はホストの礼儀？として，最大限，講が減少するのではとLOCでは危惧する人もいました．

演を聞くようにしました（まあ，単にLOCの仕事を他

実際には，参加者数は，事前登録していただいた方がの人たちに任せてなまけていたと見えたでしょうが123名，当日登録の方が47名で，合計170名という，な...）．講演時間が8分＋質疑3分ということで，やや慌

かなかの数字を残すことができました．

ただしく，また交代時間も取っていなかったので，次一般講演数の合計は129件で，うち口頭発表が85件，第にスケジュールに遅れが生じ，座長の方には心労をポスター発表が44件でした．口頭発表とポスター発表

掛けたかと申し訳なく思います．もともと生協等の学の両方が義務付けられている最優秀発表賞のエントリ

内食堂が混雑する時間帯を避けるため，午前の講演時

ー講演は6件で，上述の口頭・ポスターの数にはそれ間を12時45分まで伸ばしていましたが，さらに遅い昼

ぞれカウントされています．また，一般講演とは別に休みの時間帯にも「月惑星探査の来る10年・第一段階

最優秀研究者賞特別講演が1件行われました．城野信

トップサイエンス中間報告」や「はやぶさ２の衝突探一会員プロデュースの名古屋色予稿集（140ページ）
は，査から考える小惑星探査（LOC企画）」などが開催され，110部を販売しました．

「お腹がすいた」とお叱りも受けました．

今回の準備で一番大変だったのは，学会新サーバー

初日には最優秀発表者賞選考のセッションが行われ，で秋期講演会システムの開発をお願いしながら，それ

今年も努力のうかがえる内容のプレゼンテーションををテストして，実際に運用することにありました．荒

聞くことができました．夕刻には，ポスターセッショ

川政彦情報化専門委員会委員長が中心となり，テレビ

ン with BEER と銘打って，ポスター内容を肴にビー

会議を何度も開き，技術担当者と打ち合わせながら開ルを飲みながら議論をする時間帯を設けました．城野発を進め，秋期講演会システムに関しては新サーバー

会員が酒屋からビールサーバーを運び，氷で冷やして上で運用することができました．現行サーバーが，ち

提供してくれました．

ょうど発表賞講演申し込みの締め切りに近い時期にハ
1. 名古屋大学
seicoro@eps.nagoya-u.ac.jp

二日目には，総会において，東京大学大学院の荒川雅会員が，最優秀発表賞を受賞したことが発表されました．氷XIを経た氷Ihが示すメモリー効果を実験に

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4360

秋季講演会会場風景：野依記念学術交流館ホールより発見した点が高く評価されたとの松田佳久選考委
員会委員長からの講評がありました．荒川会員は昨年
度の最優秀研究者賞受賞の東京大学の関根康人会員とともに表彰を受けました．総会の後，最優秀研究者賞
特別講演が行われ，関根会員が，「化学実験から惑星の多様性の理解を目指して：惑星物理学から惑星化学，
そして惑星生物学へ」というタイトルで，明快でエネルギーに満ちた大音量講演をされました．惑星科学者はもっと周辺の分野に進出して，ポストを増やしていこうとの呼びかけには，うなずく若人がたくさんいました．懇親会は，100名近い参加者を得て，学内レス

2010年度最優秀発表賞授賞式：
左が受賞者の荒川雅会員（東京大学），右が賞状を渡す渡邊誠一郎
会長代理

トラン花の木で楽しく行われました．名古屋大学環境学研究科の研究科長として超多忙な山口靖会員には，
LOCの唯一の仕事として，懇親会に参加してもらい，挨拶をお願いしました．
私は実行委員長であるにもかかわらず，仕事はほとんどせず，準備・運営は，もっぱら荒川政彦会員，城野信一会員，古本宗充会員に分担していただきました．
またWEBや投稿システムについては，大学院博士後
ポスターセッション：活発な議論が行われた

ページTOPへ↑2010年度秋季講演会報告／渡邊

361

期課程の河村恵里会員が面倒をみてくれました．名古屋大学の地球惑星物理学講座の大学院生やアルバイトの学生にもお手伝いをいただきました．さらに，出村裕英部会長など行事部会や昨年度の東京大学LOCの方々には引き継ぎやその後のアドバイスなどをいただ
き大変助かりました．改めてこの場をお借りして深く御礼申し上げます．また，来年度の秋期講演会が，加藤学実行委員長を筆頭とする宇宙科学研究所LOCのもと，ますます盛大に行われますことを祈念しています．

2009年度最優秀研究者賞受賞者の関根康人会員（東京大学）によ
る特別講演

←目次へ

362

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

JSPS Information◇日本惑星科学会第34回総会議事録◇日本惑星科学会第85回運営委員会議事録◇日本惑星科学会第86回運営委員会議事録◇日本惑星科学会第87回運営委員会議事録◇日本惑星科学会賛助会員名簿◇日本惑星科学会第34回総会議事録
日時：2010年10月7日（木） 16：30－17：40

場

所：名古屋大学東山キャンパス

野依記念学術交流館

愛知県名古屋市千種区不老町
正会員数：612名
定 足 数：61名
出 席 者：102名
委 任 状：104通（議長：102，佐々木晶：1，林祥介：1）
1. 開会宣言
城野総務専門委員長が開会を宣言．
2. 議長団の選出
議長に小林直樹会員，書記に大竹真紀子が運営委員会から推薦され，了承された．
3. 議
3.1

事
第10期下期中間報告
中本財務専門委員長より財務中間報告が行われた．おおむね予定通り執行している．サーバ更新用費用が予算をオーバし，超える分は分割払いを検討中である．
荒川情報化専門委員長より新サーバ導入に関する現状説明があった．予定通りに新サーバ運用開始ができなかった．理由は，入会申し込み関連のバグ出しに時間がかかり，またハードウェアの故障によるシステム
ダウンがあったためである．現状部分的に新サーバで運用中．今後はレンタルサーバの運用方針を決定し，その後に新サーバへの移行を年内に行うことを予定している．ソフトウェアの準備もほぼ終わっている．開発予算は200万円であったものが現状260万円となっている．財務と調整中．
採択
第10期下期活動報告の採択が行われ，賛成多数で了承された．
3.2

第11期上半期予算案
中本財務専門委員長より第11期上半期予算案の説明があった．サーバ開発に今後毎年30万円の支出が新たに必要となる．第10期下期におけるサーバ更新の分割払い残額を増額し，他の支出を圧縮することで対応を考えている．特別会計は例年通りである．
Q：遊星人を減額する見込みはあるのか？
A：ここ1，2年の実績からは可能な数字と考える

JSPS Information

363

採択
第11期上期予算案の採択が行われ，賛成多数で了承された．
4. 報告事項
4.1

自然災害に伴う会費免除措置について

中本財務専門委員長より自然災害に伴う会費免除措置を例年どおり行うとのアナウンスがなされた．
4.2

学会賞授賞式：2010年度最優秀発表賞審査結果発表および表彰状贈呈

4.2.1

審査結果発表議長より2010年度最優秀発表賞の受賞者が荒川雅会員と発表された．
4.2.2

表彰状贈呈

渡邉副会長より表彰状と副賞が荒川雅会員および関根康人会員（2009年度最優秀研究者賞）に贈呈された．
4.2.3

審査講評

松田学会賞選考委員長により，荒川雅会員の受賞理由の説明があった．
4.3

2010年度秋季講演会の報告

渡邉名大LOC委員長より，2010年度秋季講演会の報告があった．参加者事前登録120名，当日登録44名，口頭発表85件+1（特別講演），ポスター 44件であった．
4.4

2011年度秋季講演会の案内

加藤ISAS/JAXALOC委員長より，2011年度秋季講演会の案内があった．期間は2011年10/23－25であり，会場は相模女子大となる予定である．
4.5

役員選挙の案内

城野総務専門委員長より，役員選挙を12月に実施するとのアナウンスがあった．
4.6

その他

永原会員より，大型研究計画を巡る最近の動向について説明がなされた．
・2007年4月学術会議により，大型研究について長期的マスタープランが必要との提言があった．
・2008年夏

大型研究（探査だけでなくすべての大型研究が対象）
マスタープラン作成着手．

・2008年秋冬

主に共同研究利用研究所中心にアンケート実施，100件以上が提案される．その後ヒアリングが実施された．
・2010年春

マスタープランの提案（地球，固体，生命，探査，SCOPE）．

・2010年6月14件のうち9件が学術会議リストから補助対策事業として採択された．
・2010年9月18件が大型プロジェクトの推進として選定される．地球惑星科学からはSCOPEのみ選定．学術会議として改訂版の作成を決定．新規提案募集中で今後応募案の検討予定．多くの方からの応募を望む．
春山会員より，月惑星探査の来たる10年への提案がなされた．
・現在の検討会の進め方の課題として，リソースを抜きにした検討は有効性に欠け，責任と権利があいまい．
・検討案をミッションとして実現するためのプロセスが不確定．
・上記理由により一度現在の検討を止めて，多くの人がミッションを議論する場をつくり，すでに動いているミッションに参加し，それらミッションをよりよいものにすることを考えてはどうか．またすでに得られているデータを利用することも考えるべき．
・探査に関わる人の人事交流が必要．
・既存のミッション提案スキームを改定する努力をする．
・1－2年かけてもアンケートをとるなどして幅広く進め方を議論するべき．
5. 議長団解任
6. 閉会宣言364

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

◇日本惑星科学会第85回運営委員会議事録
期間：2010年9月7日（火）～ 9月21日（火）議

題：月科学研究会の設置の承認，専門委員会委員の追加承認

運営委員会委員：（出席者）22名
井田茂，林祥介，渡邊誠一郎，杉田精司，永原裕子，倉本圭，佐々木晶，荒川政彦，中村昭子，中村良介，
城野信一，渡部潤一，中本泰史，三河内岳，小久保英一郎，出村裕英，橘省吾，並木則行，はしもとじょーじ，小林直樹，山本哲生，田中秀和（欠席者）1名 高橋幸弘
成立条件：期間内に議決返信のあった者を委員会出席とみなす
議決方法：上記期間内にe－mailにより投票
議題１：月科学研究会の設置の承認
賛成多数により議題は承認された．賛成：22，反対：0
小林直樹運営委員による説明：設置目的：月科学の推進と将来の月探査のコーディネート
提案者：荒井朋子，荒木博志，石原吉明，唐牛譲，大竹真紀子，倉本圭，小林直樹，佐伯和人，杉原孝充，    並木則行
活動内容：
・メーリングリストを活用して月科学に関する議論や意見交換を行う
・月科学，月探査に関するセミナーや研究会を開催する
・「かぐや」データを中心とする月探査データを用いた月科学・教育の涵養
設立主旨：
会長談話にありましたように月周回衛星「かぐや」は１年４ヶ月の間月周回軌道から数多くの鮮明な画像，
近赤外からガンマまでの各種波長帯における分光観測データ，磁場，重力，測地データを我々にもたらし，
数々の科学成果を挙げてきました．月探査は周回衛星からのリモートセンシングの成功を得て，着陸探査，
サンプルリターン探査など次のステップに向けて進みつつあります．しかし，一方で「限られた予算の中，
何故今月なのか？日本が月探査を進める理由は何なのか？」という問いかけがなされております．こうしたナイーブな問いかけに真摯に答えて行くには月科学・月探査を推進する研究者相互の意見を切磋琢磨する場，有機的にアイデアを膨らませる場が必要であると考えております．また，「かぐや」は科学衛星としては成功してまいりましたが，そのデータの利用に関して，月科学のコミュニティの拡大や教育などに関しての取り組みはまだまだ十分ではありません．月科学コミュニティの足腰をしっかりしたものとする
ためにも，「かぐや」のデータ利用の促進も欠かせません．
以上の理由により，月科学コミュニティの活動を促進するために，惑星科学会のサーバー機能を利用した
いと考え，この度「月科学研究会」の設立提案を致します．
議題２：専門委員会委員の追加承認をお願いしたい．
賛成多数により議題は承認された．賛成：22，反対：0
財務専門委員会

荒井朋子

JSPS Information

365◇日本惑星科学会第86回運営委員会議事録
日時：10月6日（水） 18：00 ～ 21：00

場

所：名古屋大学東山キャンパス野依記念学術交流館

運営委員会委員：（出席）井田茂，林祥介，渡邊誠一郎，杉田精司，永原裕子，倉本圭，佐々木晶，荒川政彦，中村昭子，
城野信一，渡部潤一，中本泰史，小久保英一郎，出村裕英，橘省吾，並木則行，はしもとじょーじ，
高橋幸弘，小林直樹，山本哲生，田中秀和（欠席）三河内岳（委任状有），中村良介
オブザーバー：田中智（ISAS/JAXALOC），
松田佳久（学会賞選考委員長）
議題：

1. 会計第10期下期中間報告
中本財務専門委員長よりほぼ予定どおり執行との報告があった．
遊星人は3号分で120万円．サーバ更新費用として200万円を見込んでいたが260万円となった．60万円は次年度以降に支払予定（5年で分割）である．質疑応答の後，中間報告は了承された．
2. 会計第11期上期予算案
中本財務専門委員長より第11期上期予算案について説明があった．
収入：賛助会員減のため減少した．これが収入減の大きな要因であり，650万円の予測．
支出：サーバ関係の費用の分割払い分が増加した．また，継続的に改良を加えるための費用も必要となる．今後5年間はこの二つの要因でプラス40万円ほど増になる見込みである．その分他の予算を削減した．遊星人の印刷費を20万円減．フロンティアセミナー 25万円から10万円に減額した．
質疑応答ののち，予算案は了承された．
匿名の方から寄付金を頂いたとの報告があった．遠方からの旅費に使ってほしいとの希望である．アナウンスしたのが遅かったため，希望者は今年度はいなかった．使途については今後財務委員会で検討することとなった．
3. 自然災害に伴う会費免除措置について
中本財務専門委員長より適用基準について説明があった．OMLでアナウンスを行った．

自然災害に伴う会費免除措置を今年度も行うことが了承された．
4. 学期賞受賞者の決定
松田学会賞選考委員長から，荒川雅会員を受賞者とすることが報告された．受賞理由の概要が説明され，了承された．
5. 行事部会委員の追加承認
出村行事部会長より説明があり，大竹真紀子会員が行事部会委員として追加承認された．
6. 2012年秋季講演会について
出村行事部会長より中川委員長，大槻総務で神戸大学で開催との案が出され，了承された．
7. 学会サーバー開発状況
荒川情報化専門委員長より報告があった．当初予定していたスケジュールについて説明があり，現行サーバのトラブルにより開発が遅れている．現在の新サーバの状況，今後の予定について説明があった．移行時期は10月中を目指す．質疑応答の末，学会サーバー開発状況の報告は了承された．

366

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

8. 10年パネルの進行状況
・10年パネルの進行状況：
並木将来惑星探査検討グループ長より，10年パネルの進行状況について説明があった．活動の経過報告がなされた．パネルリーダーと相談して第一段階の期間を延長する必要がありそうである．トップサイエンスの抽出の順位付けは行わない．これらの内容について，
７日の昼休みの時間に中間報告して質疑応答を受ける．
総会でも報告する．また，月惑星の来たる10年と独立な対案を春山会員が総会で提示する予定である．この対案については，まだ内容がわからないため，
総会の議題とはしないで意見として述べてもらうこととなった．
はしもと委員より，惑星科学会がサイエンスを抽出して意見をまとめることに対して，その影響力を心配する声があることが述べられ，議論が行われた．惑星科学会に意見を発する場は必要であり，コミュニティが自分たちの力で将来を見るのは健全で大切との意見が出た．惑星科学会のスタンスを理解してもらう必要がある．惑星科学会の思う影響力と，外が思うものには違う可能性があり，現実にちぐはぐにならないために，
他組織の運営委員会などときちんと話し，連携していく必要がある．
・大型研究計画を巡る最近の動向について：
永原委員から学術会議大型研究マスタープランが作成された過程とその結果について報告があった．当初の過程では共同利用研究所等のみの意見が集められ，広くコミュニティに語りかけられなかったのが問題だ
った．改定版の作成が決定されている．11月15日が受け付け開始であり，12月には提案する必要がある．地
球惑星分野は，前回で遅れた印象が強いので，個別提案をとにかく出してほしい．パブリックコメントも大切であり，声を上げなければいけない．
9. 2011年の秋季講演会，学会賞実施提案等
田中2011年秋季講演会LOCより，2011年秋季講演会開催と体制について説明され，了承された．
開催日としては，10月23日（日）－25日（火）を考えている．他の学会とはかぶらない．開催場所は相模原女子大学翠葉（すいよう）会館で，相模大野駅から歩いて10分程度でアクセスしやすい．通勤経路と逆で楽であり，周辺に宿泊施設充実している．食堂は収容が厳しいが，付近に食べるところは豊富にある．会場にLANなし．
必要なら一時的な設置を検討する．懇親会場は未定．実行委員長を加藤学，総務を田中智，総務補佐を大竹，懇親会会場を安部，三谷，春山，財務を岩田，会計を白石，プログラムを岡田，矢野，小林，飯島，情報（サーバ管理）を早川，ウェブマネージャを小川とした実施体制で開催する．ウェブマネージャの承認に関しては田中から提案文書を提示し情報化専門委員会にて諮る．今後の連続性のことも考えると，ウェブマネージャには学生が入るとよいとの意見が出たが，宇宙研は学生が少ないという特性があることが説明された．続いてこれまでの例を参照した予算案の説明がなされた．収入，支出，各約60万円．一般公演については実施方向だが，場所，日程はTBD．一般公演諸経費3万円．講演者は学会員の中からボランティアでお願いしたい．
10. その他
・The3rdMESSENGER－BepiColomboJointWorkshopの共催について
佐々木委員から，2011年9月5日－6日に京都大学で開かれるワークショップについて，JAXAの水星探査のグループからの共催の依頼について説明があり，共催は承認された．学会の費用負担はなし．
・来年度連合大会について
永原日本地球惑星科学連合連携専門委員会委員長から，惑星科学セッションの提案をしてほしいと話があった．
・総会の議長，書記について
第34回総会の議長として宇宙航空研究開発機構の小林直樹会員，書記として宇宙航空研究開発機構のの大竹真紀子会員が推薦され，了承された．
報

告：1. 入退会状況

JSPS Information

367

城野総務専門委員長より入退会状況について報告がなされた．
会員数は定常状態で600人程度．賛助会員は5社．昔，現行サーバーに移った時に，データ移行してない人が36名いる．新サーバーに移行すると，データは移行されるがパスワードなどは設定されていないままとなる．
問い合わせがあった時点で個別に対応する．
2. 遊星人の発行状況
田中編集専門委員会委員長より遊星人の発行状況について説明があった．順調に発行が進んでいる．6月号，9月号を出した．
阿部先生によるフロンティアセミナーテキストが終了した．12月号は初期太陽系物質科学の最前線の特集，
月科学特集2など．各種記事を募集している．来年度体制について，編集委員会としては編集委員長の交代を提案したい．
3. 秋季講演会報告
渡邊2010年秋季講演会LOC委員長より，2010年秋季講演会開催状況について報告がなされた．124名がWeb登録し，当日登録が38名の状況である．

◇日本惑星科学会第87回運営委員会議事録
期間：2010年10月19日（火）～ 10月25日（月）

議

題：選挙管理委員会の承認

運営委員会委員：（出席者）23名 井田茂，林祥介，渡邊誠一郎，杉田精司，永原裕子，倉本圭，佐々木晶，荒川政彦，中村昭子，中村良介，城野信一，渡部潤一，中本泰史，三河内岳，小久保英一郎，出村裕英，橘省吾，並木則行，はしもとじょーじ，高橋幸弘，小林直樹，山本哲生，田中秀和（欠席者）なし
成立条件：期間内に議決返信のあった者を委員会出席とみなす
議決方法：上記期間内にe－mailにより投票
議

題：選挙管理委員会の発足および委員の承認をお願いしたい．
賛成多数により議題は承認された．賛成：23，反対：0
選挙管理委員会委員
城野信一（委員長），平田成，長沢真樹子,日高宏，伊藤孝士，台坂博◇日本惑星科学会賛助会員名簿
2010年12月25日までに，賛助会員として本学会に御協力下さった団体は以下の通りです．社名等を掲載し，敬意と感謝の意を表します．（五十音順）
アメテック株式会社カメカ事業部
シャープ株式会社
有限会社テラパブ
株式会社ニュートンプレス（財）リモート・センシング技術センター

編集後記―この2年間，どうでしたか？
編集幹事：編集幹事を2年間担当させていただきました．慣れるまで
はバタバタしました．編集長と違い気遣い不要と気付いてからいろい
ろな人とやりとりできることを楽しみにしてました．人格を使い分け，任務遂行のために適宜判断というトレーニングをさせていただいたと考えています．
―それなりに楽しまれたんですね？
編集幹事：はい．論文にもストーリーがあるようにこの編集後記にも途中からそれが生まれました．同僚の地質学者が登場するようになったでしょ．
「遊・星・人」の存在を知りました．惑星科学者が主張す地質学者：
る「惑星地質学」に興味が生まれました．
―最近の地球惑星科学についてつぶやきありますか？．
地質学者：地質業界しか知りませんが，秩序レス・モラルレスが深刻でしょうか．ビシッとした先生がいたころは目に見えない秩序があった気がします．ポスドクみたいな感覚の大人が増えた気もします．
「断片化」も問題ですね．
―「はやぶさ」盛り上がってますね．惑星探査について何か？

地質学者：小惑星でルートマップ書いて，真面目に地質図作りましょうよ．
編集幹事：僕も三朝層群の火山岩のサンプリングで感覚鍛えました．
ローバーには負けない．
―三朝はどうですか？
地質学者：「ダイナミック」
で「ドラマティック」，そして「エキセントリック」かつ「エクストリーム」かな．楽しいですよ．道端の小石を手にとってこれからどうやったらバルク地球が推定できるのか真面目に考えるようになりました．
編集幹事：走って良し，浸かって良しです．
―読者にメッセージはありますか？
編集幹事：編集作業を通じて，世代を問わずコミュニケーションが
電子メイルに偏重している，という印象を受けました．電子メイル
で書けないことを電話なら伝えられます．また電話ではできない攻撃的な表現が電子メイルでは可能です．コミュニケーションには不確定性が伴いますが，もやもやした状況から前に進むためにはインターラクションは避けられないと思います．最後に，編集後記の監修に協力戴いた惑星野外地質学者・辻森樹博士に感謝いたします．

編集委員
田中 秀和 [編集長] 橘省吾[ゲスト・エディター ] 国広 卓也 [編集幹事]
はしもと じょーじ，倉本 圭，渡部 潤一，生駒 大洋，山本 聡，奥地 拓生，秋山 演亮，小高 正嗣，渡部 直樹，
城野 信一，小久保 英一郎，杉田 精司，白石 浩章，木村 勇気，岡崎 隆司，和田 浩二，本田 親寿
2010年12月25日発行

日本惑星科学会誌

遊・星・人

第19巻

第4号

定 価
編集人

一部 1,750円（送料含む）
田中 秀和（日本惑星科学会編集専門委員会委員長）〒060-0819 札幌市北区北19条西8丁目 北海道大学低温科学研究所
印刷所 〒501-0476 岐阜県本巣市海老A&A日本印刷株式会社
発行所 〒107-0052 東京都港区赤坂2-18-14赤坂STビル2階
株式会社イーサイド登録センター内日本惑星科学会
e-mail : staff@wakusei.jp
TEL : 03-3585-8161/FAX : 03-3585-8162（連絡はできる限り電子メールをお使いいただきますようご協力お願いいたします）

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