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日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020「2018年度最優秀研究者賞受賞記念論文」

紀元前太陽系を探る：
質量放出星から太陽系への物質進化
瀧川 晶1
2019年9月21日受領，査読を経て2019年12月1日受理（要旨）先太陽系粒子は，太陽より一世代前の晩期星で形成し，星間空間を経て太陽系原材料物質の一つになった，星周ダストの生き残りである．星周ダストやダスト形成場の観測，先太陽系粒子の分析，ダスト形成実験を組み合わせることによって，先太陽系粒子固有の形成・変質履歴と，星周ダストの一般的特徴や形成過程という，相補的な情報を得ることが可能となる．本稿では，アルミナ (A l 2 O 3 ) を鍵として，晩期星から太陽系形成に至るまでの，物質の形成と進化を紐解く試みを紹介する．

1. 太陽系の原材料とはAG B) 星などの進化末期の恒 星の大気や放出ガスから形成して現在まで生き残ったと考えられる粒子

太陽系の原材料 物質とは何であろうか．コンドラが稀に存在する．先太陽系粒子は，酸素や炭素など

イト隕石に含まれる難 揮発 性物質CA I (Ca lciu m -の同位体組成が太陽系物質と大きく異なることによA lumi num-r ich i nclusion) は，現在からおよそ46

り同定される (図1)．同位体組成が進化末期の恒星億年前に太陽系で形成した最古の物質であると考えでの元素合成によりよく説明されるため，超新星や，られている．特に隕石などの物質分析から議論をす

赤色巨星，漸近赤色分岐星などの恒星を起源としてる際には，CA Iの形成を太 陽系の出発点，「紀元」いると考えられている．

として取り扱うことがおおい．惑星形成もしくは銀河

しかしながら，太陽系物質の大半は，いわゆる太における物質循環の立場からすると，太陽系の始ま陽系の同位体組成をもち，進化 末期の恒 星で形成

りはCA I 形成よりずっと前である．原始太陽系円盤

した先太陽系ダストが直接生き残ったものはごくわ

は，その母体となった太陽系分子雲の崩壊により形ずかである．先太 陽系 粒子が示す同位体組 成のば成された．その分子雲を構成するガスや塵は，多数

らつきを平均しても太陽系の同位体組成にならないの進化末期の恒星（晩期星，晩期型巨星，質量放出( 図1)．大半の先太陽系粒子は星間空間や太陽系形星とよばれる）から放出された物質である．したがっ

成時に同位体的に均質化，もしくは一度ガス化してて，太陽系の原材料物質は，遡れば太陽より一世代

太陽系分 子雲や原始太陽系円盤で再凝 縮したのだ

前の晩期星からの放出物を起源とする．

ろう．一度ガス化してしまうと，同位体は均一化し，実 際， 始 原 的 隕 石や南 極 微 隕 石， 彗 星 塵 中にまた，鉱物学的情報も失われるため，太陽系粒子かは，先太陽系（プレソーラー）粒子と呼ばれる，超新らその起源となった天体の情報を得ることはできな

星や 漸近 赤 色分 岐 (Asy mptot ic Gia nt Bra nch ;い．現在みつかる先太 陽系 粒子は，破壊 過程を運良く生き残ったか，太陽系形成の途中でもたらされ1.京都大学 白眉センター／大学院理学研究科地球惑星科学専攻
takigawa@kueps.kyoto -u.ac.jp
東京大学 大学院理学系研究科 地球惑星科学専攻
takigawa@eps.s.u-tokyo.ac.jp

たものかもしれず，どれほど太陽系原材料物質を代表しているかは不明である．それを踏まえた上でも，先太陽系粒子は間違いなく太陽系形成以前に形成

紀元前太陽系を探る：質量放出星から太陽系への物質進化／瀧川

5した原材料物質の一つであり，太陽系の歴史を一世られている惑星間塵に多く含まれている．先太陽系代前の恒星までつなぐ細い糸なのだ．

粒子を最も多く含む始原的隕石においても，先太陽

先太 陽系 粒子が形成した晩 期星でのダスト形成

系珪酸塩は隕石全体の60 ppm（マトリクス中で200過程はどのようなものであっただろうか．先太 陽系ppm）程度しか存在しない．先太陽系粒子には，ナ粒子そのものに残された情報は定 量的だが断片的

ノダイアモンド，グラファイト，SiCなどの炭素に富むであり，ダスト形成の全貌を掴むのは難しい．そのた物質と，アルミナ (A l 2 O 3 ) , スピネル ( Mg A l 2 O 4 )なめ，晩期星でのダスト形成そのものを研究し，星周

どの酸化物，主に非晶質の珪酸塩などの酸 素に富ダスト形成の一 般 的描像を描くことが 重要になる．

む物質がある．酸素に富む先太陽系粒子のうち，珪

太陽系に原材料を供給した晩期星はすでに寿命を酸塩が最も豊富で，酸化物はおよそ一桁少ない [ 1]．

終えているが，現在，晩期星周で形成されているダ酸素に富む先太陽系粒子の酸素 ( 図１) やアルミニ

ストは，赤外線分光を用いて観測することができる．

ウム，マグネシウムの同位体組成，また，一部の粒

さらに A L M Aを代表とする高空間分解の電波干渉子に関してはSi , Ti , Crなどの同位体組成が測定さ計観測により，恒星での星周ダスト形成領域を観測

れ，先太陽系粒子の起源は，主に低−中質量の赤色的に調べることも可能となっている．このような観測

巨星やAG B 星で，一部は新星や超新星爆発に由来と，ダスト形成環境を模擬した実験を組み合わせるすることがわかってきた．

ことで，観測されるダストがどのような形成過程を経

oxide
silicate

たものであるかの知見を蓄積できる．さらに先太陽系粒子から得た情報と比較することによって，先太1x10-2系粒子のダストとしての特殊性や普遍性を明らかにすることができるだろう．
２章では，酸素に富む晩期星で形成した先太陽系粒子に関する知見，3 章では，晩期星でのダスト形成について説明した上で，4, 5 章では筆者がこれ

17O/16O

陽系粒子の形成環境や変質の歴史とともに，先太陽
1x10-3solar

1x10-4

ルミナに富むAG B 星でのダスト形成と恒 星 風の加速機構について，5 章では，隕石中に先太陽系粒子
として存在するアルミナダストに関する研究について述べ，先太陽系粒子を鍵に，太陽より一世代前の恒星へと物質科学的につなげる試みを紹介したい．

2. 太陽系の原材料・先太陽系粒子

1x10-510-5solar

までおこなってきた研究の紹介をする．4章では，ア
10-4

10-3

18O/16O

10-2

図１：先太陽系粒子（珪酸塩および酸 化物）の酸素同位体組成(データはthe Presolar Grain Databaseより[2])．

3. 質量放出星でのダスト形成

先太陽系 粒子は，太陽系では形成できないほど晩期星は，恒星風や超新星爆発とともに，大量の大きな同位体 異常を示し，太陽形成前に晩期星周ガスやダストを宇宙空間に放出する．特に，低−中囲で形成したと考えられている．太陽系形成前に作

質量の晩期星であるAG B 星は，高い質量放出率にられていても，太陽系の物質と同位体組成で区別が特徴づけられ，銀河系における主な物質供給源であできないものも存 在する可能 性がある．そのため，る．例えば，太陽程度の質量のAG B星であれば，現現在定義されている先太陽系粒子は，太陽系形成

在の太陽風 ( 10 -14 M S u n /yea r) より6から10 桁近く

以前から生き残っている物質の少なくとも一部とい

高い質量放出率となる．質量放出星の恒 星 風 速度

うべきであろう．先太陽系粒子は，変質をほとんど

は数 k m /sから最大で30 k m /sにも達し，この恒受けていない炭素質コンドライトや彗星由来と考え

星風とともに大量の物質を宇宙空間に放出する．恒6

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020

星風を加速させるためには，重力に打ち勝つ力が必として，非晶質珪酸塩，結晶質珪酸塩 ( Mg 2 SiO 4 ,要である．加速機構としては，恒星からの輻射圧にMg SiO 3 )，酸化物 (A l 2 O 3 , Mg A l 2 O 4 , [ Mg x , Fe 1-x ]よる加速 ( 輻射駆動風 )とガス圧勾配による加速 (熱O)などがある [6]．

駆動風 )，音波や衝撃波，アルフベン波などの波による加速機構がある．中でも輻射駆動がもっとも効果的な質量放出機構であると考えられている [ 3]．
輻射駆動風は，高い光度を持った天体の光を，吸光度の高い物質（原子や分子，ダスト）が受けること

4. アルミナに富むAGB星の謎
4.1

星周難揮発性ダストで引き起こされる．ダストが主な光の吸収源である

酸素に富む晩期星の高温の大気が冷却すると，ダ場合は特に，ダスト駆動風（dust- d r iven -w i nd）とストとして最初に凝縮するのは，難揮発 性の酸化物呼ばれる [4]．AG B 星のダスト形成は恒 星のごく近であると考えられている．結晶質A l 2 O 3 であるコラン

傍（< 数恒 星半 径）の恒 星大気外層で始まる．気 相ダム (α-A l 2 O 3 )は，最も豊富な難揮発性の鉱物であから凝縮したダストは，恒星からの輻射圧を受けてり，最初に凝縮する星周ダストとして取り扱われるこ

外側に加速され，ダストは周囲のガスを摩擦によりとが多い．コランダムの他に，Tiの酸化物であるル

加速させる．

チル ( TiO 2 )やZr O 2 も候補であるが，元素存在度は恒星周囲に存在するダストは，中心星の可視光やA lに比べて格段に低い．

紫外線を吸収し，赤外線を放射する．星周ダストの

難揮発性ダストは，珪酸塩などより低温で凝縮す

赤外スペクトルは，分子の伸縮振動や変角運動エネ

るダストの凝縮核となりうる．さらに，後述するよう

ルギーに対応しているため，組成や結晶構造の情報に，珪酸塩と同等な量のアルミナダストが 存在するを含んでいる．そのため，実験室で測定された鉱物

AG B 星も多くある．難 揮発 性のダストがどのようにや合成試料の赤外スペクトルと，観測スペクトルを比できているのか，その多様性を知ることは，ダスト

較することで，星周環境にどのようなダストが存在す

形成と進化を考える際のスタート地点となる．

るかを推定することができる [e .g . , 5]．特に結晶質の鉱物は，結晶構造の周期性を反映して比較的鋭いピークを示すため，複数のピーク波長を用いること

4. 2

結晶質星周難揮発性ダスト:
13 μmフィーチャー論争

で，鉱物相の同定が可能となる．一方，非晶質物質

赤外線分光観測により，酸素に富むAG B 星の約は，結晶構造に長周期構造を持たないためにブロー

40% から13 μmに単 独のピークをもつダスト放 射

ドな赤外スペクトルを示す．そのため，結晶質ダストが観測されている [e .g . , 7]．この放射の起源としてと比べて観測スペクトルからその性質を推定するこは，コランダム，スピネル，シリカなどが提案されてとは困難である．しかし，組成や温度によってブローきた[ 7-12]．シリカは8.7- 9 μmに強いピークを示す

ドピークの波長が変化することが知られており，組が，13 μmに伴う8.7- 9 μmのピークの観測はされ成の推定も行われる．組成と結晶構造の他にも，温ていない．球形のコランダムは12.7 μmに強いピー

度，サイズ，粒子形状，集合体か否かによって，スペクと13. 2 μmに弱いピークを示す．球形のスピネル

クトルは変化する．そのため，多様なパラメータがスは，13. 0 -13. 2 μmに強いピーク，16. 8 μmに弱いペクトルにどのように影 響を与えるかが実 験 室におピークを示す．13 μmフィーチャーに伴う２つのピー

いて調べられ，候補鉱物の赤外吸収スペクトルをもク（16. 8 および 32 μm）を根 拠にスピネルが 13 μ

ちいた観測スペクトルのフィッティングにより，星周

mフィーチャーの起源であると主張されていたが [8,

ダストの同定が進められてきた [6]．

11]，後に16. 8 μmのピークはC O 2 の分子線である

AG B 星は， 進 化に応じてC/O 比 が 大きくなる．

と示された [ 7]．このように，13 μmフィーチャーは，C/O比が 1より小さいものをM 型 星，およそ１の星

酸素に富むAG B 星に普遍的に観測されるにもかかをS 型 星，そして1より大きいものをC 型 星と呼ぶ．

わらず，その起源は長く論争のままであった．

酸素に富むM 型のAG B 星で観測された星周ダスト

筆者らは，コランダムの成長実 験をおこない，コ紀元前太陽系を探る：質量放出星から太陽系への物質進化／瀧川

7

ランダムのa , c , m 結晶面に直交する方向への成長

いる．酸 素に富むAG B 星のうち，非晶質珪酸塩ダ

速度の異方性を求めた [ 13]．その結果，凝縮コラン

ストに由来する10 μmのブロードフィーチャーが卓ダムが c 軸にやや扁平な形 状になると予想した．さ越する天体がおよそ半数ある．このような天体を“ 珪らに，そのような形 状のコランダムが 放 射する赤外酸塩に富むAG B星”と呼ぶ．一方，10 μmに比べてスペクトルは，13. 2 μmのサブピークを伴わず，観12 μmのブロードィーチャーが卓越するような天体

測される13 μmをよく説明することを示した (図2)．

はおよそ40% 存在する [ 7]．このような天体を“アルピークの半値幅はダストのサイズやアスペクト比にわ

ミナに富むAG B星”と呼ぶ．これは，A l 2 O 3 組成をもずかな分布があれば説明できることも示した．さらつ固体を一般的にアルミナと呼び，12 μmのブローに，Z eid lerら [ 14]は，室温から928 Kまでのコラン

ドィーチャーが 非晶質のアルミナでよく説明できる

ダムとスピネルの反 射スペクトル測定から光 学 定数ためである [e .g . , 7]．13 μmフィーチャーを示す天を求めた．高温になるほどコランダムもスピネルも主

体は，ほぼすべての場合，~12 μmにピークをもつ

ピーク位置が長波長になり，コランダムは300– 928

ブロードなダストフィーチャーを伴っている．アルミ

Kで12.73–12. 94 μmにピークを示し，スピネルはナに富むAG B 星周には，珪酸塩ダストと同等の量

13.17–13. 53 μmにピークが 移動することを明らかのアルミナダストが存在すると考えられている．太陽にした．この結果は，室温より高温になるとスピネ

系の元素存在度仮定するとA lは Siに比べて一桁以

ルは観測されるより長波 長にピークがシフトしてし上量が少ないにも関わらず，アルミナダストがなぜ豊まうことを意味する．Z eid lerら[ 14]はまた，筆者ら

富に存在するのか．本節では，このアルミナに富むの結果を元に，c 軸にやや扁平なコランダムの場合，AG B 星の“アルミナ”がどのようなダストであるかを議

300–738 Kで12. 92–13. 07 μmとなり，観測をよく論する．

説明できることを示した．温度，サイズ，形状というアルミナは様々な結晶構造をもつことが知られてパラメータを考慮すると，13 μmフィーチャーはスいる．熱力学的に安定な結晶構造は一つで，コラン

ピネルでは説明ができず，複数のパラメータを変化

ダム (α-A l 2 O 3 ) である．そ れ 以 外 の 結 晶質 アルミさせても説明ができるコランダムと考えるのが妥当

ナは，すべて遷移アルミナと呼ばれる準安定なアルであると結論づけられた．

ミナで，酸素パッキングが面心立方格子構造 (face centered cubic , fcc) 構 造 を も つ γ-A l 2 O 3 , δMass absorption coefficient (g/cm2)

6x104-A l 2 O 3 , λ-A l 2 O 3 , θ-A l 2 O 3 と，六方最密格子構造

観測13μmフィーチャー
c-oblate

5x104( hexagon a l clo se - packed , hcp)をもつα-A l 2 O 3 ,sphere球状コランダム
LDE1

楕円体コランダムLDE2(ra/rc=1.4) Posch99

4x104

κ-A l 2 O 3 , χ-A l 2 O 3 などがある．

楕円体コランダム（形状分布有り）

3x104

酸 素に富むAG B 星から観 測される12 μmのブ

2x104

ロードフフィーチャーは，当初，星周γアルミナダス

1x104

トの放射によるものであると考えられていたが [ 15]，
ゾルゲル法で合成した非晶質アルミナで観測スペク

0-1x104
11.5

トルをよりよく説明できることが示されると[ 16]，以
12

12.5

13
13.5
wavelength (µm)

14

14.5

15

図2：宇宙望遠鏡ISOで観測された13 μmフィーチャーの平均値（灰色）と球状コランダム（破線），c軸にやや扁平な楕円体
コランダム（赤色），形状分布をもたせたc軸にやや扁平な楕円体コランダム（青色）の比較（[13] を改変）．

4.3

星周非晶質アルミナの正体

降数多くの論文で，この非晶質アルミナが 12 μmブロードフィーチャーの放射源として用いられてきた．
コランダムは熱力学的に高温で安定なので，平衡に近い条件であれば，多様な元素からなる星周ガスからコランダムが凝縮すると考えられる．しかし，非晶質アルミナを形成するためには，ガスの急冷など極端な非平衡環境が必要である．非晶質のアルミナが凝非晶質の珪酸塩は~10 μmと18 μmにピークを縮するような非平衡条件で，アルミニウムと酸素だけもつブロードなスペクトルを示すことがよく知られてを選択的に固体に取り込むことが可能なのだろうか．

8

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020

筆 者らは，アルミナに他の元 素 が 固溶した場 合タ蒸着などで非晶質アルミナを合成する方法もあるに，どのようなダストが形成されうるかを調べるためが，星周条件下でおこるかは不明である．また，観に，高温ガスの急冷環境が再現できる，誘導熱プラ

測ロケットを利用した凝縮実験では，通常の重力下ズマ ( I nduct ion t her ma l pla sma ; I T P ) 装置をではδアルミナが凝縮する条件においても，微小重用いてA l - Mg- O, A l - Si - Mg- O 系での凝 縮 実 験を力下において，コランダムの凝 縮がおこることが示おこなった [ 17]．出発 物質として，金 属アルミニウされており，重力の影 響も考慮されるべきであろう

ム，Mg O 粉末，シリコンを用い，出発物質中のA l /[ 18, 19]．普 遍 的に観測される星 周アルミナの正体

Siもしくは A l / Mg 比を変化させた実 験をおこなっが完全に理解されるためには，観測スペクトルを再た．出発 物質は，10000K 程度のアルゴンと酸素か現することと，星周環境で無理なく形成できる過程

らなるプラズマガス中に送られ，溶融・ガス化する．

を示すことの両面が合わさる必要があるだろう．

4

5

ガスは10 -10 K /sで急冷し，固体微粒子が凝縮する．凝縮した試料を回収し，粉末 X 線回折，透過型

T Cep
residual spectrum

200

Si-doped alumina (Al90Si10)

電子顕微 鏡観察，フーリエ変 換赤外分 光 ( F T-I R )をおこなった．
その結果，I T P 装置のような急冷条件であっても，非晶質アルミナだけが凝縮することはなく，準安定
することがわかった．この結果は先行研究とも調和

0的である [ 18]．Siを10% 程度含むと，一部は非晶質
くはγアルミナ構造をとることがわかった．さらに Siが多くなると，A l /( Si+A l) = 0.75までは，凝縮物

られた．

10

12

14

16

18

wavelength (µm)

20

22

24

験で得られたSiを10%含むアルミナのスペクトル（オレンジ）を差し引いたもの．

が同程度入った出発物質 (A l /( Si+A l) = 0. 5) からライト，そしてSiに富む細粒 (< 20 n m)の粒子が見8

図 3：酸素に富むAGB星T Cepのダスト放射スペクトル（黒実線）と，実験室で得られたダストアナログ物質の赤外スペクトルの比較 ([17]を改変)．点線は，T Cepのスペクトルから，実の組 成は出発 物質の平均とほぼ同じだが，SiとA lの凝縮物は，組成が不均一で，A lに富む非晶質，ム

100

50

な遷移アルミナの一つであるδアルミナが主に生成に，一部は酸素原子がfcc構造を保ったまま，λもしamor. MgFeSiO4
corundum
FeO

150

Flux (Jy)

分析をおこなって，試料の同定および観測との比較

4.4

アルミナに富むAGB 星でのダスト形成と恒星風の加速

A lとOだけを含む急冷ガスから凝縮したδアルミ

アルミナに富むAG B 星の非晶質 珪 酸 塩とアルミナの赤外吸収スペクトルは，12 μmにピークをもつ

ナのダスト量の比を説明するためには，太陽系元素

ブロードフィーチャーの上に，10–20 μmにかけて存在度とA lがすべてアルミナダスト形成で消費され多数のピークを示す．このような鋭いピークは観測とたと仮定して，およそ 90%のSiが気相に残っている

合わない．また，Si含有量が 25%より多くなると，12必要がある．12 μmブロードフィーチャーをSiを含μmピークに対して，10 μmのピークが強くなり，同む準安定アルミナで説明する場合と，従来のように様に観測と合わなくなる．一方，Siを10%ほど含むア

非晶質アルミナで説明する場合が考えられるが，どルミナは，12 μmにピークを示し，観測をよく説明でちらにせよ，星周ガスからA lを選択的にダストに凝きることを明らかにした（図３）．つまり，酸素に富む

縮させなければならない．前節で述べたように，実AG B 星から観測される12 μmのブロードフフィー

験室で Siを含むアルミナの形成に成功したが，I T P

チャーの起源は，従来考えられていた非晶質アルミ装置においては，基本的にすべてのガスは急冷してナだけではなくSiを不純物として含む準安定アルミ固体になるため，固体形成によるガスの分別は再現

ナダストでもよいとすることを示唆している．

できていない．非晶質あるいは準安定ダストを作れ

実験室においては，ゾルゲル法以外にも，スパッるような非平 衡条件で，A lおよび一部の Siが選択紀元前太陽系を探る：質量放出星から太陽系への物質進化／瀧川9

的にダストに取り込まれるかどうかは自明ではない．

図 4に観測したA lO ( N = 9- 8)および 29 SiO (v =そこで，筆 者らは，アルミナに富むAG B 星大 気

0, J = 8-7)の分布を示す．A lOが恒星から約3恒星において，選択的にA lがダストに取り込まれ，Siが半 径以内に分布しているのに対し，29 SiOは10 恒 星

気相に残っている，という仮説をたて，観測的な検半径以上，3σの検出限界で40 恒星半径まで分布し証をおこなった．アルミナに 富 むAG B 星であるうていることがわかった．

み へ び 座 W 星 ( W Hya) のA lO および SiOガス分

Oh na kaら [22] で観 測されたダストの散 乱 光の子の分布を，アタカマ大 型ミリ波サブミリ波干渉計

分布とA lOの分布を比較すると，両者はきわめてよ(At ac a ma L a rge M i l l i meter/ subm i l l i meter

く一致しており，アルミナダストが主に恒星のごく近A r ray) を用いて観測した [23]．W Hyaは近傍 ( 78

傍で形成したことを示唆する．一方，珪酸塩のダストpc)にある，典型的なアルミナに富むAG B 星で，過形成がどの程度おこっていたかを見 積もるために，

去の赤外分光観測から，ダストの58%が非晶質シリ

W Hya大 気での 一次 元 輻 射 輸 送 計 算をおこなっ

ケイト，34%が非晶質アルミナであると考えられていた．計 算では，SiOガス分子のある割合がダスト形

る [20]．赤外線および 可視光での偏光観測により，成で消費されたと仮定し，その時の恒星からの距離

W Hyaは2- 3恒 星半 径にダストシェルをもつこともに対する29 SiO 分子の輝度分布を求めた．その結果，示されている [21-23]．

観測された 29 SiOの分布を説明するためには，加速はダストシェルより外側でおこり，少なくとも29 SiO 分

0.2

子の70% 以 上が 気 相に残っている必 要があること

0.8がわかった．ダストの赤外分光観測から見積もられ
0.6

0.1

0.4

5 Rstar

3

0.0

0.2
-0.1
0.0

-0.2

Brightness (Jy beam -1 km s -1)

Dec. offset (arcsec)

AlO (N = 9-8)

0.2

0.1

0.0

-0.1

-0.2

が効率的におこっていないといえる．
我々が提案するW Hyaの恒星風の加速モデルについて説明する (図 5)．ダストシェル内部のダスト質
量 ( 5 –10 x10 -10 M S u n )を，定常的に形成するアルミナ
ダストで説明しようとすると，変光周期を389日，質
光周期かかる．つまり，大量のアルミナが脈 動大気中に集積していることになる．アルミナは恒星からの1.029

光の吸収率は低く，[26]，恒星風の加速が引き起こ

SiO (v = 0, J = 8–7)

0.2
0.6
0.0

3 5

10 Rstar
0.4

-0.2
0.2

Brightness (Jy beam -1 km s -1)

0.8

Dec. offset (arcsec)

らもダストの観測からもW Hyaでは珪 酸 塩の凝 縮

量放出率を1. 3 x 10 -7 M S u n /y rと仮定して，数十変-0.2

R.A. offset (arcsec)
0.4

たSiOの凝縮量はおよそ10%であり，ガスの観測か

-0.4
0.0
0.4

0.2

0.0

-0.2

-0.4

R.A. offset (arcsec)

図4: ALMAで 観 測したW Hya の（上）AlO (N = 9- 8)と（下）
29SiO (v = 0, J = 8-7)の分布．図左下の楕円はビームサ
イズ，破線は中心星からの距離 ([24] を改変)．

されないことで説明できる．この間に，脈 動する恒星大 気において，アルミナ粒子はサブミクロンサイ
ズには十分に成長していると考えられる [25]．光の吸収率の低いアルミナであっても，ミクロンサイズまで成長すると散乱の効果が強くなり，一転して輻射圧を効果的に受けるようになる [27]．さらに，アルミナとは別粒子として，非晶質珪酸塩ダストが起こる．
SiOの90%が気相に残っていても，珪酸塩の凝縮によりダスト量は倍増する．もともと濃集していたアルミナに加えて，SiOの一部が珪酸塩ダストになったことにより，恒星風の加速が引き起こされたのだと考えられる．恒星風が加速されると，ガス密度と温度は急速に下がり，ダスト形成効率は大きく下がる．そ10

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020の結果，SiOの大半が気 相に残ったまま放出され，徴的な晶癖・晶相になる場合がある[ 13, 37- 39]．非赤外分光観測でみられるようなアルミナに富むAG B

晶質として凝縮し，その後の再加熱で結晶化した場星になったのだろう．

合，結晶外形は，非晶質ダストの外形を残すこともあるだろう．
そこで 筆 者らは， 非 破 壊 状 態 での 先 太 陽 系 粒
子 の 表 面 組 織 の 情 報を得るため， 同 位体 組 成 分

ガスのダストが光の圧力を受けて局所的加速

質量放出風を加速

B i s hu npu r ( L L 3. 1 5) , R o o s eve lt C o u nt y 0 7 5
低温・低密度ガス中ではさらなるケイ酸塩形成がおこりにくい形成，成長，集積3という手 法 をとった [33]．試 料 は普 通コンドライ
ト QU E 9 70 0 8 ( L L 3. 0 5) , S ema rkona ( L L 3. 0) ,SiO 分子の一部がケイ酸塩を形成
AlO 分子が酸化アルミニウムを析に先 立って，粒子の組 織や結晶構造を分析する

5 中心星からの距離 ( 恒星半径 )図5：うみへび座W星での酸化アルミニウムとケイ酸塩ダストの形
成および恒星風の加速のイメージ図 ([24] を改変)．

5. 先太陽系アルミナ粒子から探る
太陽系原材料ダストの形成( H 3.1) の酸処理残渣を用いた．まず，アルミナ粒子
一粒一粒の表面組織や形 状をS EM観察により記載した．粒子は金箔上に希薄に分散し，S EMステージ
を回転，傾斜させることで，四ないし五方向からの二次電子像を取得した．その後，すべての粒子に対して二次イオン質量分析法により同位体測定を行った．
その結果，全 粒子のおよそ6%が先太陽系粒子であることがわかった．図 6, 7に分析を行った先太陽系および太陽系粒子の例を示す．同位体分析前に取得した表面組 織や形 状の情報から，先太陽系粒子

先太陽系アルミナ粒子は，1994 年に初めて発見さと太陽系粒子には形態上の明らかな違いはないこと

れて以降，数百粒子以上報告がある [e .g . , 28- 34]．

がわかった( 図7, [ 33] )．多くの先太陽系粒子は，粒

隕石中のアルミナの存在度が低いにも関わらず多く

子表面に凸凹が多く，また，粒子外形も不規則な形の先太陽系アルミナ粒子が発見されたのは，隕石の状であった．一方，図 6で示すように，発達した結晶

酸処理により，酸に難溶な酸化物を濃集させ，効率面に囲まれた半自形の粒子も発見された [ 34]．これ的に分析する手法が多く用いられてきたからである．

らの先太陽系粒子を薄膜化し，結晶構造や内部組

しかし，先太陽系アルミナ粒子の結晶構造は，ほと織を調べた結果，調べられた先太陽系アルミナ粒子

んどの場合調べられていない．二次イオン質量分析

はすべてコランダムであることがわかった．

法による同位体組成測定は，試料表面にイオンビー( 1) 半自形の先太陽系コランダム

ムを照射し，ガス化させる必要があるため，粒子のQU E 97008の酸処理残渣から，半自形のコラン

もともとの表面組織や形状は失われる．同位体測定

ダム粒子 QU E 060を発見した．この粒子は，r面と後に生き残った粒子も，表面から数十 n mは一次イ呼ばれる{ 011}面 ( 菱面体晶系で表記 ) で囲まれておオンビームによるダメージ層が残る．これより深い領り(図 6A)，これは，H a r t ma nが予想した，コラン

域はもともとの結晶構造が残されていると考えられ，ダムが真空中での形成したときに示す発達した結晶

St roudら[ 35, 36]により，先太陽系アルミナ粒子の面と一致した [ 37]．したがって，QU E 060 粒子は，結晶構造が初めて調べられた．発見した先太陽系ア

AG B 星の大 気で 気 相から直接 凝 縮したコランダム

ルミナ粒子を集束イオンビーム加工で薄膜化し，透の存在を示す初めての証拠といえるだろう．さらに，過型電子顕微鏡 ( T EM ) での分析をおこない，コラ

QU E 060の内部には，変調構造を伴う26 Mgの濃集

ンダム，非晶質アルミナ，hcp 構造のアルミナを報告

領 域 が 複 数みられた（図 6C）．QU E 060は 17Oに富した．

み，高い 26 A l / 27A lの初生比 (~ 0.1)を示すため，低結晶の外形は，必ずしも結晶の表面エネルギーに

26
質量のAG B星由来であると考えられる [ 30]．
A lが支配された理想形にはならず，形成条件によって特放射 壊変して生じた 26 Mgは，コランダム中のMg 溶

紀元前太陽系を探る：質量放出星から太陽系への物質進化／瀧川

解濃度 100 ppmに対して数桁多い．そのため，高温になると式 ( 1) の反 応により，スピネルを析出すると

11

ンダム
不規 則形 状の先 太 陽系アルミナ 粒子（図7 左）の考えられる．

起源は，不規則形状の非晶質アルミナが凝縮し，そ( 26 Mg x 27A l 1-x ) 2 O 3 = x 26 Mg 27A l 2 O 4 + (1-2x) 27A l 2 O 3の後の加熱で結晶化した，もしくは，もともとは自形+ 2xO ( 1)や半自形であったが，粒子の衝突などで破壊され形

しかし，Mgの濃集領域の結晶構造は，コランダムの状が変化した結果であると考えられる．先太陽系粒

基本構造 ( 酸素のhcp 構造)を保っており，スピネル

子が受ける変質過程の内，母天体での熱や水質変はみられなかった．したがって，コランダムが凝縮し，成は，先太陽系粒子の同位体異常を失わせる．星間26

A lがすべて Mgに放射壊変した後に，スピネルが空間における，超新星爆発による衝撃波で加速され形成しない程度のわずかな加熱を受けて 26 Mg が濃たガスとダストの衝突や，ダスト同士の衝突，宇宙

26

26

集したと考えられる． A lの半減期は約 70万年で，星線の照射は，主な星周ダストの破壊過程であると考周ダストの形成タイムスケールに比べて十分に長い．

えられている．そのため，星間空間での変質過程をしたがって，加熱を受けたのは，星間空間に放出さ模擬して，コランダムに対するイオン照射実験をおこれて以降と考えられる．同位体異常を残していることなった．そのうち，50 keVのHe + イオンを照射したから，加熱環境としては，周囲に酸素原子の少ない，

コランダムに対し，隕石から酸化物を抽出するため星間空間がもっとも可能性が 高いと考えられる．次の酸処理と同じ処理を行い，その時の表面組 織の節で述べるように，凹凸のある表面組織は星間空間変化を調べた．その結果，イオン照射によるダメー

でのエネルギー粒子線との衝突に起因すると考えら

ジ層が酸に溶解することで，先太陽系粒子や太陽系れるため，QU E 060は AGB 星から放出されてから粒子にみられるような凹凸組 織をよく再現すること比較的早く分子雲に取り込まれたか，周囲が他のダがわかった．したがって，先太陽系粒子や太陽系粒

ストなどで覆われて守られていた可能性がある．

子の表面に多くみられる凸凹組織 (図7)は，星間空間でのエネルギー粒子 線や太陽系での太陽風 照射Aなどによる何らかの原因ダメージ層が酸処理により取り除かれた結果である可能性が高い．酸処理による表面組織変化については，SiC 粒子に関して過去に報告があり，酸処理残渣中の多くの種類の粒子において，酸処理により表面組織が失われている可能性ある [40]．準安定なアルミナや非晶質アルミナもこの酸処 理で溶解してしまうため，結果として先太500 nm

B

C-dep

C

陽系アルミナにはコランダムが多く発見されると考えられる [ 33]．同様の表面組織をもつ太陽系粒子 (図7) に関しては，太陽風の照射によるダメージ，あるいは，原始太陽系円盤での衝撃波などによる水素イオ
ンの照射によるダメージ層の形成などが考えられる．

Au

200 nm

200 nm

図6：半自形の先太陽系コランダムQUE060の二次電子像(A)とTEM明視野像(B)および変調構造の暗視野像(C)．発達した結晶面はr{011}面 ([34]を改変)．

( 2) 不規則形状・凹凸表面組織を示す先太陽系コラ

500 nm

図7：不規則形状・凹凸に富む表面組織を示す先太陽系コランダ
ム（左）と太陽系コランダム（右）([33]を改変)．

12

日本惑星科学会誌Vol. 29, No. 1, 2020

(3) 酸素に富むAG B星大気からの最初の凝縮物

ナは，脈動する大気の中で，ともに１ミクロン程度まダスト内部に酸化チタンの微 粒子を複数含むコラで成長する．アルミナの成長，および 珪酸塩が凝縮

ンダムを発見した．これは，先太陽系粒子にも太陽し始めることにより，恒星風の加速が引き起こされ，系粒子にもみられた．酸化チタン粒子が複数である

ダストとガスは宇宙空間に放出される．一部のダス

こと，コランダム粒子の中央に存在しないことから，

トは始原的な特徴を保ったまま分子雲に取り込まれコランダムの凝 縮核になったのではなく，成長中にるが，ほとんどのダストは，宇宙線や超新星爆発の取り込まれたか，Tiを固溶したコランダムが形成し，衝 撃波により加速された 水素やヘリウムイオンとの酸化チタンを析出したと考えられる．

衝突により損傷を受け，二次的な表面組織や構造と気相からダストが形成する時，すでに存在するダなったと考えられる．きわめて断片的な知見を強引ストを核として凝縮する場合（不均質核形成）と，自につなぎ合わせることには注意が必要だが，このよら核形成をしてダストが形成する場合（均質核形成）

うなシナリオは今後の議 論のたたき台となりうるだがある．同じ化学組成・結晶構造のダストでも，均質ろう．今後，先太陽系珪酸塩粒子の鉱物学的記載，

核形成する必要があるかどうかでダスト形成条件は珪酸塩に富むAG B星におけるダスト形成の観測・理大きく異なる．そのため，酸素に富むAG B星で最初論的理解を進めることで，より包括的な議論をおこに凝 縮するダストに関して議論 がなされてきた．星なうことが重要である．

周コランダムがすべて均質核形成であるとはいえな

宇宙鉱物学 (Ast rom i nera log y) は，赤外分光

いが，このような粒子は星周ダスト核形成を議論す

観測技術の発展とともに開拓され，実験室での赤外る上での強い根拠となるだろう．

スペクトル測定と理論的なダストスペクトルの研究とこれまで発見した先太陽系コランダム粒子は，分合わさり，どのような星にどのようなダストが存在す

析のバイアスも含まれるが，多くが１μm程度の大きるのか，という記載宇宙鉱物学的研究から進められさである．珪酸塩に富むAG B 星では，コランダムはてきた．星 周ダストの赤外放 射スペクトルは，星 周観測されておらず，また，珪酸塩が豊富に凝縮できダストのさまざまな情報が縮退しており，手にとってる環境では，コランダムが成長することは難しいと考分析ができる鉱物ほど正確で定 量的な情報を得る

えられる．そのため，ミクロンサイズの先太陽系アル

ことができない．そのため，様々なパラメータをもつ

ミナは，先に述べたアルミナに富むAG B星を起源とダストのスペクトルを用いてスペクトルフィッティング

していると予想される．今後，先太陽系珪酸塩の多を行い，もっとも合うものを見つける，という手法が様性や先太陽系アルミナのサイズによる特徴の違い

しばしばとられてきた．しかし，そのようなダストがを調べることで，珪酸塩にとむAG B 星とアルミナに形成するか，という観点を入れると，パラメータは無富むAG B 星でのダスト形成の違いを議 論できるだ

限ではなくなる．例えば，我々のI T P 装置を用いた

ろう．

実験により，急冷条件でも非晶質アルミナができる

6. おわりにとは限らないこと，そして，Siを10%含むアルミナダ
ストが気相から凝縮可能であり，非晶質アルミナでなくとも，観測を説明できるということを明らかにし筆者らの星周アルミナ・先太陽系アルミナ粒子のた (4. 3 節 )．この結果は，これまでのアルミナに富む研究を通して得られた，アルミナに富むAG B星でのAG B 星のアルミナは非晶質アルミナである，というダスト形成から太 陽系に至るまでのシナリオについ常 識を再考するきっかけになると期待している．そて述べる．恒 星のごく近傍でコランダムが最初の凝れだけでなく，宇宙鉱物学において，「観測スペクト

縮物として凝縮し，それと同時に，やや外側の領域

ルを再現するかどうか」と同時に，「非平衡あるいはで非晶質もしくは ( Siをわずかに含む) 準安定なアル実際の星周環境で形成可能かどうか」という点が同ミナが凝縮する．非晶質や準安定アルミナの形成領

じくらい深く議論されるべきであると考える．そのた域の温度は，コランダムに結晶化しない1100K 以下

めには，より質の高い室内ダスト合成実験データをの温度であろう．コランダムと非晶質／準安定アルミ

取得し，さらに“ 動かぬ証拠”である先太陽系粒子の紀元前太陽系を探る：質量放出星から太陽系への物質進化／瀧川

分析から星周ダスト形成の条件を見出す努力を続けることが重要であろう．

謝辞
本稿は日本惑星科学会 2018 年度最優秀研究者賞受賞記念論文として執筆いたしました．本 稿で紹介した研究は，推薦してくださった橘省吾教授をはじめ，数多くの研究者の方々との共同研究で進めて参りました．この場をお借りしてお礼申し上げます．5
年間に渡り，自由でアカデミックな環境での研究活動を提供し，支えてくださった京都大学白眉センターと関係者の皆様に，深く感謝いたします．また，本稿の査読者である圦本尚義教授にお礼申し上げます．
本 研究は，科学 研究費助成事 業 学 術研究助成
基金 助成金 若手研究 B ( 15K 17787)，基盤研究 B( 16H 04080, 19H 01935)，基盤研究 A ( 19H 00712)の助成を受けています．

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