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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013

特集「はやぶさ帰還試料の分析で分かったこと」

はやぶさ試料の希ガス同位体組成にもとづく太陽風照射の履歴解読
馬上 謙一 ，松田 伸太郎 ，岡崎 隆司 ，野口 高明
1234

2013年4月8日受領，2013年4月24日受理．

（要旨）2010-2011 年に実施された「はやぶさ試料初期分析」のひとつとして希ガス同位体分析が行われた．
はやぶさ試料の He や Ne の同位体組成は太陽風の値と一致し，はやぶさ試料はイトカワの最表層に存在していた粒子であることが証明された．それら初期分析とそれに引き続くはやぶさ試料の分析により，小天体レゴリス粒子の宇宙風化による変質過程が明らかにされようとしている．本論文は希ガス同位体分析によって明らかにされた希ガス同位体組成と宇宙風化との関連性，および最先端の分析手法を用いたはやぶさ試料分
析から期待される結果について述べる．

1. 序 論あることが確認された [3]．X 線蛍光分析ではイトカワの化学組成は LL コンドライト的であることも判明し大気を持たない小天体の表面は，天体衝突・レゴリ

た [4]．

ス形成・ガーデニングや太陽風・太陽宇宙線照射・銀2010 年のはやぶさ地球帰還後に，「はやぶさ初期分河宇宙線の照射，微小隕石の衝突などの様々な過程を析（The initial analysis of the HAYABUSA samples）」

経ている．天体表面は地上及びリモートセンシングなにおいて化学組成分析，結晶構造解析，同位体組成分どにより，その表面の様々な波長におけるスペクトル析などが行われた．はやぶさ試料は LL コンドライト測定や可視像撮影などが行われている．特に可視から的な全岩化学組成を持ち，その不均一性や鉱物化学組

近赤外域の反射スペクトルからは表面を構成する主要成は岩石学的タイプ 4-6 に相当することが判明し，リな鉱物存在度が推定でき，隕石物質との直接比較が可モートセンシングの結果を支持するものであった [5]．

能であるため重要である．また，小惑星表面構造の高また，酸素同位体分析も LL コンドライトの値と矛盾

解像度写真からクレーターや岩塊の形状，サイズ，空しない結果であった [6, 7]．

間分布などの情報が得られ，天体の経験した衝突・破壊活動に関する知見を与えてくれる．

一方，はやぶさ試料の極表面の数 nm から数十 nmの領域は「宇宙風化層」と呼ばれる金属ナノ粒子を含

イトカワ表面の地形・構造の観察がはやぶさ探査機

む層が存在することが判明した [8, 9]．宇宙風化層はによってなされ，表面のクレーター密度からイトカワ月表土の微粒子においても研究が広くなされており，表面の年代が 75 Myr-1 Gyr と見積もられている [1] が，その成因は宇宙線・太陽風照射による非晶質化・還元

これまで予想されていた直径数 100 m の天体同士の衝作用および衝突加熱によって生成された蒸発物の再凝突破壊寿命（数十 Myr; [2]）より長い．また，リモート縮によるものとされている [10]．一方，走査型透過電センシングによる反射スペクトルからは S 型小惑星で子顕微鏡（STEM）観察によると，はやぶさ試料表面の1. 北海道大学 創成研究機構
2. 東京大学大学院 理学系研究科
3. 九州大学大学院 理学研究院
4. 茨城大学 理学部
bajo@ep.sci.hokudai.ac.jp

宇宙風化層は主に太陽風照射に起因すると考えられている [9]．
はやぶさの持ち帰った試料は天体表層微粒子をサンプリングしたものであり，宇宙風化層形成時には太陽はやぶさ試料の希ガス同位体組成にもとづく太陽風照射の履歴解読／馬上 他

風や太陽宇宙線，銀河宇宙線を照射されていたことになる．このような照射の履歴は太陽風起源の元素や宇87a) RA-QD02-0015

宙線による核反応生成核種を分析することで解明され得る．本稿では [11] による希ガス同位体分析をもとに，イトカワ表層での太陽風および銀河宇宙線照射の履歴に関してこれまでに判明したことを述べる．

2. 太陽風・銀河宇宙線と物質の相互作用
20 m

太 陽 風 は H と He を 主 成 分 と し た 1 核 子 当 た り 数keV の運動エネルギーを持つプラズマ流であり，その-52 1

飛程はケイ酸塩鉱物では 100 nm 程度（4 × 10 g/cm ）である．その他に太陽フレアにともない放出される，b) RA-QD02-0053

より高エネルギー（1-100 MeV）の太陽宇宙線や主に陽子からなるさらに高エネルギー（数 MeV- 数 GeV）の銀河宇宙線が宇宙空間を飛び交っている．太陽風及び太陽宇宙線のフラックスは太陽の距離の逆二乗に比例して減少していくが，太陽系外を起源とする銀河宇宙線は太陽系内を等方的に飛び交っている．そのためフラックスは地球近傍では太陽風が圧倒的に高いため
820 m2（太陽風フラックス @1 AU：3 × 10 protons/cm /sec，
2

太陽宇宙線フラックス @1 AU：100 ions/cm /sec，銀2河宇宙線フラックス：100 ions/cm /sec[12]），天体表
層物質の極表面は主に太陽風の影響を反映していると

c) RA-QD02-0065

考えられる．
32

銀河宇宙線は標的物質表面から数 m（10 g/cm ）の深さの標的物質構成原子核と相互作用し，多種の銀河宇宙線起源核種が生成・蓄積される．銀河宇宙線起源の希ガスは同位体比が 1 に近い特徴があり，太陽風や地球大気など他の希ガスと区別することが可能である．
また，太陽宇宙線も物質の極表面（< 数 cm）に太陽宇宙線起源核種を生成し，その同位体比は銀河宇宙線起源のものと異なっている [13]．
物質中の宇宙線照射起源希ガスの濃度とその生成率250 m
図1： 希ガス同位体分析に用いられたはやぶさ試料の電子顕微鏡
写真．

から，宇宙線の照射を受けた時間（宇宙線照射年代）を算出することが可能である．これら，太陽風や宇宙線動を見いだすことは困難である．一方，希ガスは一般

図1．馬上ほか（２０１３）

照射の影響は様々な元素組成や同位体組成に変化をも的に固体中含有量が極めて低く二次的な同位体の付たらすが，水素・希ガス以外の元素は固体中の元々存加・変化がわずかであっても有意な差として検出可能

在する元素量を大きく上回ることが少なく，組成の変である．こうした理由のため，希ガス同位体を用いた地球外物質の太陽風・宇宙線照射の影響に関する研究

3

1. 柱密度は岩石の密度〜 4 g/cm に注入深さ100 nmをかけたもの．
2. 宇宙線フラックス，標的物質化学組成，反応断面積，標的物質自身による宇宙線遮蔽効果の積で求めることができる．

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がこれまで広く行われてきた [e.g., 13, 14]．
はやぶさ試料では，隕石や宇宙塵のように母天体放

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15

#0065

141320Ne/22Ne◪Ꮚ䝡䝳䞊䝫䞊䝖ヨᩱ䜢ධ䜜䜛䛟䜌䜏

太陽風

#0053

1211
地球大気

1098

宇宙線起源He, Ne

76-610▼ⱥ◪Ꮚ䜹䝞䞊#0015

10-510-410-310-23He/4He

図2： 希ガス同位体分析専用真空容器．試料をくぼみに入れた後，粒子が損失しないようにガラスカバーをかける．
その後，ガラスビューポートを閉める．ここまでの作業は，JAXAのキュレーション施設にあるクリーンチェンバ内で高純度窒素雰囲気にて行われた．その後，東京大学に移送され，大気に晒すことなく真空排気され，希ガス分析が行われた．

#0015

#0053

#0065

IDPs

ᅗ2䠊㤿ୖ䜋䛛䠄䠎䠌䠍䠏䠅
非溶融AMMs



図3： はやぶさ試料から抽出されたHeとNeの同位体比．

太陽風スフェリュール

月かんらん石/輝石
月輝石
月かんらん石

図3 馬上ほか (2013)
地球大気




 4



4



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





20

図4： はやぶさ試料と太陽風起源ガスを含む地球外物質の He濃度と He/ Ne元素比．

出後の様々な過程（地球に飛来するまでの宇宙線照射な過程が混在する．これらの影響は天体サイズや軌道や加熱，大気圏突入時加熱，地上での酸化・風化・汚などの要素とも関連しており，天体ごとに大きく異な染）の影響を考慮する必要がないため，天体表層でのると予想される．これまでに天体表層から採取された物質進化過程に関する議論を行ううえで最良の試料で試料としては隕石・宇宙塵を除くと月のレゴリス試料ある．しかし，実際の天体表面においては太陽風や宇に限られるが，月は小惑星に比べて天体サイズが大き宙線照射に加えて微小隕石の衝突や小惑星同士の衝突く，月の表層物質進化過程を小天体のそれに適用できなどによる表面物質の攪拌，細粒化，放出など，複雑ない．小天体上での物質進化過程と比較・議論が必要

図4. 馬上ほか(2013)■2013遊星人Vol22-2.indd

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89である．以下に高感度希ガス質量分析計を用いたはやdust particles; IDPs）に匹敵するものであった（図 4）．

ぶさ試料の希ガス同位体分析で解明されたこと，それまた，図 4 には南極の雪を溶かして収集した非溶融のに加えて LIMAS“Laser Ionization Mass nanoScope”

微隕石（Antarctic micrometeorites; AMMs）と，スフと呼ばれる次世代型二次イオン質量分析装置による分ェリュール中の太陽風起源 He を比較のために示した．

析で将来さらに解明されうることを述べる．

これらの微粒子は大気圏突入時に加熱を受け脱ガスし易い He，Ne が一部脱ガスしているが，イトカワ表層から直接持ち帰ったはやぶさ試料はこのような脱ガス

3. はやぶさ試料の希ガス同位体分析を考慮する必要はない．イトカワ表面での太陽風フラ3.1

ックスを 8.9 × 10

微小試料の希ガス同位体分析方法

10 202Ne atoms/cm /yr [17] と仮定すると，3 つの粒子 #0015，0053，#0065 の太陽風照射年

Nagao et al. [11] では 3 つのはやぶさ試料（RA-QD020015, -0053, -0065; 図 1）の希ガス同位体分析が行われ代は 410, 150, 550 yr となる．
一方，希ガス元素比も地球大気とは明らかに異なり，た．はやぶさ試料は JAXA/ISAS のキュレーション施

太陽風起源を支持するが元素間の分別が見られた．は設にある専用のクリーンチェンバ内で希ガス分析用真（図 4）と太陽風のやぶさ試料の He/ Ne 比は 110-170

空容器（図 2）に密封された．JAXA のクリーンチェン（43-46）は太値（〜600 [17]）よりも低いが， Ne/ Ar 比

バ内は希ガス，水，酸素濃度が極めて低い高純度窒素陽風と同程度である [17]．このことから，He が粒子かでみたされており [15]，地球大気による試料表面の汚ら選択的に損失されていることがわかる．このような染，風化が最小限に抑えられている．

He の選択的損失として（1）加熱に伴う He/Ne 間の拡4202036

希ガス分析用真空容器に密封された試料は，東京大散速度差による元素分別，（2）He 濃集層の剥離，およ学へと移送され，希ガス分析装置の真空ラインに取りび（3）He の飽和現象，の 3 つがその要因として挙げら付けられ，超高真空にまで真空排気された．試料はそれる．以下にそれぞれの現象を詳しく述べる．の後，事前に温度キャリブレーションを行った連続波（1） 硝子内での He の拡散速度は 0-100 ℃の温度域型の Nd-YAG レーザーを用いて 1 粒ずつ，段階加熱法

において Ne の 3 桁以上も大きく [e.g., 18]，数十 ℃のにより 200，300，>1800 ℃の 3 つのガスフラクション加熱でも元素分別が起こりうる．

をそれぞれ同位体分析した．この際，各温度で個別に（2）Genesis リターンサンプルの分析では，物質の抽出された希ガスを精製し，He，Ne，Ar，Kr，Xe

表面から 40 nm 程度の領域に He が，40 nm より深いと元素分離を行った後それぞれの元素を希ガス用質量領域に Ne が濃集していたことが報告されている [17]．

分析装置（modified-VG5400）によって超高真空下での太陽風の照射を受けた物質は，表面層の He/ Ne 比3442020

静作動同位体分析 を行っている．このように希ガスは高くなり，約 30 nm より深い層では He/ Ne 比は分析用真空容器とレーザーを用いた局所加熱によって，低くなる．はやぶさ試料が太陽風の照射を受けた後，はやぶさ試料を大気に晒さずに質量分析装置に導入す

天体表層で撹拌作用や太陽風照射による損傷（フレーることができたため，低バックグラウンドでの分析がキング）などによって He 濃集層が剥ぎ取られたとす可能となった．

れば，太陽風の値より低い He/ Ne 比を説明できる．

3.24203（3） 粒子が長期間（>10 yr）の太陽風の照射を受け太陽風起源希ガスと宇宙風化層ている場合には He の飽和による He/Ne 比の低下が起測定した試料は直径 40-60 μm の主にかんらん石かこりうる．He が表面層に大量に存在するようになると，らなる粒子であった．試料重量は，はやぶさ試料の形

太陽輻射により最表層（<100 nm；アモルファス層）の3状平均値 [16] と密度（3.4 g/cm ）の平均値から推定した（0.06-0.12 μg）．分析の結果，3 つの粒子全てから太陽風の同位体組成を持つ希ガスが検出され（図 3），その-2 4

ガス量（2-4 × 103He cm STP/g，1-3×10-4 20Ne cm

3STP/g）は月レゴリス試料や惑星間塵（Interplanetary■2013遊星人Vol22-2.indd

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3. 真空ポンプから切り離した精製ラインで希ガスを抽出・精製し希ガス元素ごとに分離した希ガスを質量分析計に導入し，同様に真空ポンプから切り離した質量分析計で同位体分析を行う方法であり，非常に感度良く希ガス同位体分析ができる手法である．
4. 試料内部で発生した気泡による火ぶくれ状の材料剥離で，この剥離した部位をブリスターと呼ぶ．

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 2, 2013と考えられている．
レーザー段階加熱による希ガスのリリースパターンは試料ごとに異なる（図 5）．＃ 0065 は 200 ℃でほとん
どの He を放出するが，＃ 0015 は 300 ℃を超える高温で He を放出している．低温で放出される太陽風希ガ層）かまたは拡散距離が長い（粒子表面から深い）層に存在していたと考えることができる．従って，段階加熱のリリースパターンは標的物質の素性と打ち込み粒子のエネルギーと質量に依存している．つまり，太陽風打ち込みによるはやぶさ試料表面での物質構造の変化は希ガスの放出過程に深く関わっており，上記のHe の選択的損失とも関連しているはずである．

-210-310-410-565432110-31020Ne (cm3STP/g)

スは拡散速度がより遅い物質（例えば結晶質ケイ酸塩

10(a) Helium(b) Neon

161410-410-5121020Ne/22Neしていると考えられる．一方，高温で放出される希ガ-1-6

スは拡散速度が速い物質（例えば非晶質なケイ酸塩層；[18]），または拡散距離が短い（粒子表面付近）層に存在103He/4He (10-4)

れが He の打ち込み量と釣り合い，飽和状態に達する

4He (cm3STP/g)

温度が上昇し，He の拡散による脱ガスが起こる．こ810-6200 300 CE

200 300 CE

200 300 CE[ #0015 ][ #0053 ][ #0065 ]6

図5： レーザー段階加熱法（200° C，300° C，Complete Extraction）によって抽出された3つのはやぶさ試料のHeと Neのリリースパターンと各温度フラクションでの同位体比．棒グラフは希ガス濃度であり，各点（プロット）は同位体比を示す．

はやぶさ試料表面にみられる宇宙風化の痕跡は [8,9] で報告されている．STEM での観察によると，はやリムの特徴は太陽風馬上ほか
照 射 の 程(2013)
度 を 反 映 し て お り，
図5

ぶさ試料表面には非常に薄いリムが存在し，層構造やComposite rim と Composite vesicular rim はより長い4期間の太陽風照射の結果形成された宇宙風化層である

ナノサイズの Fe-metal，（Fe,Mg）S，ブリスタリングの 有 無 に よ っ て 3 種 類（Redeposition rim, Compositeと考えられる．

rim, Composite vesicular rim）に 分 類 さ れ る [9]．

上記の観察結果とはやぶさ試料中希ガスのリリース

Redeposition rim [9] は非常に薄い（2-3 nm）非晶質層パターン（図 5）を合わせて考えると，200-300 ℃で放が基盤物質の直上にある事から，3 つのリムの中でも出された希ガスは表層の非晶質層に捕獲されており，

宇 宙 風 化 の 度 合 い は 軽 い と 考 え ら れ る． 一 方，より高温で放出された希ガスはより深い一部が非晶質

Composite rim [9] や Composite vesicular rim [9] はそ化した層やブリスターに保持されていたと考えると整れぞれ 30-60 nm と 60-80 nm 程度の厚みがあり，表層合的である．低温で希ガスの放出が極めて少なかったには Redeposition rim と同様に薄い非晶質層があり，粒子（#0015）については，剥がれやすい表層の薄い非その下に基盤物質の一部が非晶質化した層が確認でき晶質層が欠落していることが示唆される．#0053 からる．この 2 つのリムには Redeposition rim には存在しは 200-300 ℃で大部分の He が放出され，Ne は全てのないナノサイズの Fe-metal，（Fe,Mg）S が存在する．

温度フラクションで徐々に放出されている．これはこれらのナノフェイズはある程度厚い非晶質層にしかcomposite vesicular rim のような不連続な希ガスの濃存在しないため，より長い期間の宇宙風化作用を反映集が無いことを示唆しているのかもしれない．これにしたものと考えられる [9]．また，Composite vesicular

対し，#0065 は He が 200 ℃と >1800 ℃で不連続に放rim の局所的に非晶質化した層にはブリスターが存在出されており，高温フラクションの He はブリスターしている．非晶質層中のブリスタリングは月試料でもから放出されたのかもしれない．

観察されており，打ち込まれた太陽風 He の飛程に相これら宇宙風化を経験した粒子表面の層構造とそこ当する領域にブリスターが形成されている [19]．はやに捕獲されている希ガス元素・同位体組成および濃度ぶさ試料のブリスターも月試料同様に太陽風 He の打分布との関係を明らかにすることが宇宙風化層の形ち込みにより形成されたと考えられる．上記の 3 つの成・進化の理解に必要なことは上記の議論からも明ら■2013遊星人Vol22-2.indd

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91かである．太陽風照射による構造・組成変化は表面か能性がある．[21] によると，
直径 10 km 以下の天体では，ら数十 nm という局所で起こっているため，従来の希微小隕石衝突などによるレゴリス層の形成とレゴリスガス同位体分析では検出感度及び空間分解能が足りな粒子の脱出のタイムスケールが同程度であるため，厚い．そこで 100 nm 以下の局所希ガス同位体分析がでいレゴリス層が形成されないことが予想されている．

きる二次イオン質量分析装置”LIMAS”[20] を用いれこれはリモートセンシングによる観測と整合的に思わ

ばはやぶさ粒子表面で起きていた現象がどのようなもれる．このような天体表面のマクロな環境について，のであったかを解明できる可能性がある．

[9] で議論されているようなミクロな過程からの推察

3.3と太陽風及び宇宙線照射年代について併せて議論を進

銀河宇宙線照射の痕跡めていくことが重要だろう．
20

先に述べたように太陽風起源の Ne 量から見積もった太陽風照射年代は 150-550 yr であった．太陽風は珪酸塩鉱物ではすぐに遮蔽されるため，この年代はイ
トカワ表面の微粒子が直接太陽風を浴びた期間を示す．

4. 太陽風起源希ガスの局所分析への期待と展望
はやぶさ試料の希ガス同位体分析は太陽風照射とそ

しかし，レゴリス層の厚さやガーデニングの規模など， れに伴う He/Ne 間の分別を明らかにした [11]．しかし，天体表層でのマクロな現象を評価するには適さない．

希ガス分析は粒子一粒ごとの結果であり STEM 観察

そこで，銀河宇宙線（飛程〜数 m）や太陽宇宙線（飛程との直接比較を行うには希ガス分析事前に STEM 観< 数 cm）によって生成される希ガス同位体をもとに，察を行うなど，分析方法の工夫が必要である．一方，その照射期間（宇宙線照射年代）を見積もってみる．

最近開発されたポストイオン化二次イオン質量分析装

Ne の同位体比は図 3 に示したように太陽風の値に

置 LIMAS（図 6 [20]）を用いることで，希ガス同位体分ほぼ一致し，測定誤差を超えた太陽宇宙線や銀河宇宙析を数十 nm スケールの空間分解能で行うことが可能

線 の 寄 与 は 見 ら れ な か っ た． そ こ で， 測 定 さ れ たとなり得る．

212269Ne/ Ne 比の平均値から 2 σ高い値を同位体比の上

LIMAS は Ga イオンを固体試料表面に照射し，ス限値と仮定して，それぞれの粒子について宇宙線照射パッタされ遊離した原子や分子をフェムト秒（fs）レー21

起源 Ne 濃度の上限値を計算した．得られた値は，ザーによって非共鳴多光子吸収ポストイオン化ができ-9る二次イオン質量分析装置である．この装置は主に#0015，#0053，#0065 で そ れ ぞ れ 109，49，13×103cm STP/g であった．
21

太陽宇宙線による Ne 生成率は物質の極表面で最大で，その貫入深さに従って急速に減少する．一方，
銀河宇宙線による生成率は表面から緩やかに上昇し250 g/cm 程度の深さで極大となる [13]．これら 2 つの効果を合算した生成率は最表面での最大値（5.20×-93210 cm STP/g/Myr）から急激に減少して 5 g/cm あたりでの極小（1.65 × 10-9Ga-FIB (Ion source)

Detector

Blanker unit

Aberration
corrector

3cm STP/g/Myr）を過ぎると緩やかに増加する．3 つのはやぶさ試料から宇宙線照射年代の最小値を求めると，#0065 の 2.5-7.9 Myr が得られる．このことは，分析されたはやぶさ試料の母2天体表面（<400 g/cm ）での滞在期間が 1 千万年よりも短いことを示しており，月のレゴリス試料の多くから報告されている数億年を超える年代 [14] と比べると非常に短い．これはなぜだろうか？一つの可能性は，イトカワの脱出速度が 0.2 m/s と小さいため，表面のレゴリス粒子は宇宙空間に絶え間なく放出されている可■2013遊星人Vol22-2.indd

91

fs laser optics
SampleMULTUM II

図6： LIMASの 概 略 図． イ オ ン 源 のGa-FIB， 一 次 イ オ ン を パルス化するためのブランカーユニットと色・球面収差を補正するための12極8組の収差補正装置，超高真空チャ
図6. 馬上ほか(2013)
ンバー内にあるサンプル，イオンを質量分離するためのMULTUM IIが設置されている．一次イオンによってスパッタされた粒子は効率よくfsレーザーによりポストイオン化され，質量分析装置に導入される．

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Concentration (atoms/cm2)

Concentration (atoms/cm3)

4He 4.20 keV (2.1 x 1015 atoms/cm2 )Measured data

20Ne 20.97 keV (1.7 x 1013 atoms/cm2)

22Ne 23.07 keV (1.3 x 1012 atoms/cm2 )Calculation

Depth (nm)Depth (nm)

図7. 馬上ほか(2013)
図7： He注 入 試 料（n型Si）の 深 さ 方 向 分 析 結 果 とTRIMに よ る
4416He注入シミュレーション結果． He照射積算量は2×102ions/cm で注入エネルギーは30 keV．

図8.
馬上ほか(2013)
図8： TRIM を用いた
He，Ne， Neのイオン注入深さ方向プロ
ファイルの結果．イオンの速度は太陽風の平均的な速度である450 km/sで，図中のエネルギーがそれに対応する．
イオン照射積算量は[11]の希ガス量を50µm径の球粒粒子に照射した状態を仮定した．

Ga イオン源，多重周回型質量分析計，fs レーザーでたものを示している．スパッタによってあけられた穴構成されている．液体ガリウムイオン源（Ga focusedの深さは 3D レーザー顕微鏡によって測定した．現在

ion beam：Ga-FIB）は高い空間分解能を達成するための He 検 出 限 界 は 10に用い，Ga-FIB によってスパッタされる．しかし，に対応する．また，深さ分解能は 3 nm 程度である．

パルス状の Ga-FIB（パルス幅〜200 ns）によってスパ

図 8 に TRIM によるはやぶさ試料（オリビン粒子を想ッタされ，イオン化される粒子は極めて少ない．そこ

定）の太陽風打ち込みシミュレーションを示す．このでスパッタされた中性粒子を fs レーザーによって効結果によるとイオン注入深さは He でピーク濃度が 4442018223atoms/cm で， お よ そ 50 ppm

4203atoms/cm で表面から 30-40 nm 程度の位置に率的にイオン化し，そのイオンを飛行時間型の質量分× 10析計によって質量スペクトルを取得する．この fs レー打ち込まれている．これだけの濃度の He が粒子内にザーによってイオン化ポテンシャルが高い He で〜存在していれば，はやぶさ試料の LIMAS による He10%，Ne ではほぼ 100% のイオン化ができる [20]．た

深さ方向分析は原理的に可能であるといえる．今後，だし，fs レーザーによるポストイオン化はそのイオン低エネルギーの照射試料の実験で分析可能なことを確化領域（〜50 × 50 × 50 µm ）にある粒子をすべてイオ3認した後，はやぶさ試料の分析を行う予定である．まン化させるため多元素同時分析ができる一方，そのマた，Ne は He よりイオン化効率が良いことを考えるとススペクトルは互いのイオンが妨害しあい非常に複雑10で定量性に乏しいスペクトルになってしまう．それをぶさ試料の Ne， Ne ピーク濃度はそれぞれ 3×10 ，4173atoms/cm まで検出ができると期待される．はや20172218322atoms/cm 程度なので Ne に関してはピーク

避 け る た め に LIMAS で は 多 重 周 回 型 質 量 分 析 計

2 × 10MULTUM II を用いることで目的の同位体の単離を行位置を確認できる程度の分析になってしまうかもしれい，高精度の定量分析を行うことができる．

ない．しかしながら He， Ne の深さ分析は深さ 804

上記の通り，LIMAS はこれまで不可能だった He，Ne の 100 nm 以下での分析が可能である．これをはやぶさ試料に適用することで，He の深さ方向分析が可
4nm まで測定可能なので粒子表面での軽希ガスの挙動を明らかにすることは可能であると考える．
420He， Ne の深さ分析が可能になれば，上述した個々2能である．図 7 は Si ウェーハに He を 2 × 10 ions/cmの粒子表面からの He/ Ne 比及び Ne/ Ne 比の深さ

注 入 し た 試 料 の 深 さ 方 向 分 析 結 果 と TRIM
（theプロファイルから，太陽風と物質との相互作用の理解

Transport of Ions in Matter）によってシミュレートしがさらに深まるはずである．LIMAS による分析で解■2013遊星人Vol22-2.indd

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はやぶさ試料の希ガス同位体組成にもとづく太陽風照射の履歴解読／馬上 他

明が期待される結果として以下の 3 つが考えられる．

[9] Noguchi, T. et al., 2013, M&PS, in press.

（1）風化の度合いと太陽風照射年代を組み合わせるこ[10] Keller, L.P. et al., 1997, GCA 61, 2331.とで宇宙風化の経年変化を明らかにする．これは粒子[11] Nagao, K. et al., 2011, Science 333, 1128.

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表面領域 1 μm のイオン照射積算量を LIMAS 深さ分
析によって定量し太陽風の暴露年代を求める．その穴

93[12] Caffee, M.W. et al., 1988, in Meteorites and the Early
Solar System.

を基準に FIB 加工し，ほぼ同位置の微細構造を調べる[13] Wieler, R., 2002, Rev. Mineral. Geochem. 47, 125.

ための透過顕微鏡（TEM）用試料を切り出す．その試[14] Wieler, R., 2002, Rev. Mineral. Geochem. 47, 21.

料を TEM 観察することによって太陽照射年代と宇宙[15] Yada, T. et al., 2013, M&PS, in press.

風化の度合いを直接比較することができる．
（2）はや[16] Tsuchiyama, A. et al., 2011, Science 333, 1125.

ぶさ試料等の宇宙風化を受けている粒子表面の深さ方[17] Grimberg, A. et al., 2008, GCA 72, 626.

向分析を行うことで He，Ne 分布を決定し，その分布[18] Ozima, M. and Podosek, A., 2002, Noble Gas

を TRIM によるイオン注入シミュレーションと比較

Geochemistry (New York: Cambridge University).

することによって粒子表面からの希ガス脱離機構が解[19] Carrez, P. et al., 2002, M&PS 37, 1599.

明されるはずである．これは深さ方向の高い空間分解[20] Ebata, S. et al., 2012, SIA 44, 635.

能と，Ne の定量のためにより高い分析感度を必要と[21] 道上達広，2000，遊星人 9，186．

するが，これまでに TEM 観察によって見いだされた様々な表面構造を理解するための相補的な情報になるはずである．（3）上記二つの分析法を組み合わせて希ガス注入深さイメージを取得することで太陽風打ち込み分布を三次元的に決定し，複雑な太陽風打ち込み，表面剥離の素過程を可視化する．以上の軽希ガスの挙動が明らかになれば，宇宙風化の物理解明に貢献できるはずである．

謝 辞
独立行政法人物質・材料研究機構坂口勲博士に本論
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文中の He 注入試料を作製していただきました．また，査読者の中嶋大輔博士には有益で建設的なコメントを数多くいただきました．心より感謝致します．

参考文献[1] Michel, P. et al., 2009, Icarus 200, 503.
[2] O’Brien, D.P. and Greenberg, R., 2005, Icarus 178,
179.
[3] Abe, M. et al., 2006, Science 312, 1344.
[4] Okada, T. et al., 2006, Science 312, 1338.
[5] Nakamura, T. et al., 2011, Science 333, 1113.
[6] Yurimoto, H. et al., 2011, Science 333, 1116.
[7] Nakamura, E. et al., 2012, PNAS 109, E624.
[8] Noguchi, T. et al., 2011, Science 333, 1121.

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