| 研究課題/領域番号 |
18K03707
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| 研究機関 | 国立天文台 |
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研究代表者 |
野沢 貴也 国立天文台, 科学研究部, 特任研究員 (90435975)
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| 研究期間 (年度) |
2018-04-01 – 2021-03-31
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| キーワード | ダスト / 星間雲 / 超新星 / プレソーラー粒子 / 原始太陽系星雲 |
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| 研究実績の概要 |
本年度では、密度の高い分子雲に超新星衝撃波が衝突し、高温に加熱されたガスが冷却・収縮する過程でガス相から直接ダストが凝縮する可能性を検証した。前年度の簡単な解析においては、ガスの冷却速度がダストの成長速度よりも速いことがわかり、ダストの凝縮は非常に困難であることが推測された。しかしこの解析では、ガスの放射冷却が非常に効率的に起こると仮定しており、ガスの冷却・加熱過程の詳細な検討が必要であった。そこで本年度では、ガス放射に対する光学的厚さとガス相の化学反応を整合的に取り扱うことによって温度進化を計算し、前年度に構築した“総合的”ダスト形成計算コードを用いて収縮ガス雲でのダスト形成計算を実行した。計算の結果、ガスがおよそ1000 K以下に冷却するとダストの種である安定核が形成されるが、冷却速度が速いためその安定核は十分に成長できず、数10個程度の原子からなる小さいクラスターのみが形成されることがわかった。しかし、その後温度の減少が停滞するとクラスター同士の合体成長がゆっくりと起こり、初期密度が十分に高い場合は0.01ミクロン程度のダストにまで成長することがわかった。
一方、京都大学のRoberto Iaconi氏、前田啓一氏らとの共同で、連星系の共通外層から放出されたガス中でのダスト形成の可能性を調べた。SPH法による流体シミュレーションで得られた放出ガスの力学・温度進化にダスト形成計算を適用した結果、共通外層から放出されたガスはダスト形成に非常に適した環境であることがわかった。また、放出ガスの密度・温度進化に応じて様々なサイズのダストが形成されることがわかり、形成されるダストのサイズ分布・空間分布も計算することができた。3次元の流体シミュレーション結果に基づいてダスト形成を評価した研究は世界で初めてであり、本研究成果は国際誌MNRASに投稿し現在査読中である。
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| 現在までの達成度 (区分) |
現在までの達成度 (区分)
2: おおむね順調に進展している
理由
当該研究の初年度に、本研究の中核である「分子形成」「安定核の凝縮」「ガス降着による核成長」「ダスト同士の合体成長」を整合的に取り扱う“総合的な”ダスト形成計算コードを開発した。また同年度にこの“総合的”ダスト形成計算コードを用い、これまでほとんど調べられていなかった超新星放出ガス中でのSiCダスト粒子の形成を世界で初めて実現した。本研究は、星間ダストと隕石中に含まれるプレソーラー粒子とを橋渡しする分野横断的な研究として位置づけられ、現在論文として本研究成果を執筆中である。
一方本年度においては、同ダスト形成計算コードを使用し、高速の衝撃波に掃かれ圧縮された分子雲中でのガス相からのダストの凝縮を調べた。その結果、核形成した極微小なダスト同士の合体成長により、0.01ミクロン程度のサイズのダスト粒子が形成できることがわかった。本成果は、宇宙における星間ダストの起源と進化について従来の描像を大きく塗り替える可能性があり、論文として鋭意執筆中である。
また本研究を進めていく中で、宇宙固体微粒子の起源を解明する上では、ダストの破壊についても検討し直す必要があることを認識した。そこで、高温プラズマ中でのスパッタリングによるダストの破壊効率の再検討にも着手し、最新の3次元シミュレーションによって炭素質ダストについてのスパッタリング収率を求める計算を進めている。その初期成果として、ダストの密度が小さいほどスパッタリング収率は減少すること、またダスト内の空隙の存在によってスパッタリングの物理過程は影響されず、空隙を含む物質のスパッタリング収率はその実効的な物質密度によって決定されることがわかった。
これらの研究により、当初予定していたダスト形成の観点からのアプローチだけでなく、ダスト破壊の観点からも宇宙固体微粒子の起源に迫る研究を展開しており、本研究課題は順調に進展している。
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| 今後の研究の推進方策 |
今後の研究としては、初年度で構築した“総合的”ダスト形成計算コードを用いて、本研究の３つ目の課題である「原始太陽系星雲でのダスト凝縮」の可能性を調べる。
惑星の原材料は、サブミクロンサイズの星間ダストであると考えられている。しかしその一方で、太陽系物質の同位体組成が極めて均一であることから、原始太陽系星雲では星間ダストがすべて蒸発し、ガスとして混合された後再凝縮して太陽系固体物質が生成されたとも考えられている。それゆえ、星間ダストが惑星の直接的な原材料かどうかは自明ではなく、太陽系の形成を議論する上でこの問題は早急に解明されるべきである。
本研究では、原始太陽系星雲の固体物質が何らかの加熱過程で一度すべて蒸発したという前提の下に、ガス相からのダストの凝縮および形成されるダストが到達できる最大サイズを明らかにする。特に本研究では、隕石中で発見されている高温凝縮物のCAIs（Calcium-Aluminium-rich inclusions）に注目し、その形成過程を解明することを目的とする。ただし原始太陽系星雲は、星からの放出ガスと比べて密度が5桁以上も高いため、ダスト形成の基本物理過程である原子の衝突の速度が非常に速い。それゆえ、既存の“総合的”ダスト形成計算コードでは、安定核の生成過程を現実的な時間で対応しきれないため、安定核の成長を簡単にかつできるだけ正確に扱うとともに、数cmまでのダスト成長を扱えるように本ダスト形成計算コードを改良することが必須となる。
本研究では、星間ダストが惑星の直接的な原材料であるのか、という長年論争となっている問題にも迫ることができ、世界でも画期的な研究として位置づけられる。なお本研究は、天文学、宇宙物理学、地球惑星科学、隕石学におよぶ分野横断的な研究であり、星間ダストから微惑星までの固体物質の進化を繋げる新たな研究分野を切り開く。
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| 次年度使用額が生じた理由 |
（理由）自身の研究に適合する国際会議の開催がなく、外国旅費として計上していた助成金の使用機会がなかったため。
（使用計画）翌年度分に繰り越した助成金は、主に国際会議への参加の旅費に充てる。
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