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[PCG21-12] 星周ダストの形成・変成過程の推定：その場分析によるプレソーラー準安定アルミナ粒子の発見
キーワード：プレソーラー粒子、星周ダスト、アルミナ、隕石、珪酸塩、AGB星
星周ダストの生き残りと考えられているプレソーラー粒子は, その同位体比異常の大きさから始原的隕石や惑星間塵などで稀に同定される[1]. プレソーラー酸化物/珪酸塩の主な起源天体である酸素に富むAGB星周囲では非晶質珪酸塩, コランダム, スピネルに加え, 準安定 (遷移/非晶質) アルミナが豊富に存在すると推定されている[2]. このうち準安定アルミナは, プレソーラー酸化物としての同定報告がほとんどない. これは準安定アルミナが酸に溶けやすく, プレソーラー酸化物の同定方法として多く行われてきた酸処理残渣分析では見逃されている可能性があるため[3], その場分析がその同定に有効であるが, 隕石中のプレソーラー酸化物存在度が非常に低いことに起因する[4].本研究では隕石中のプレソーラー酸化物の効率の良い同定方法をマトリクス表面の元素組成MAPを利用することで確立し, 同定したプレソーラー粒子についてFIB-TEMを用いた微細構造分析をすることで起源天体での星周ダストの形成, 変成過程を推定した.
炭素質コンドライトDOM 08006 (CO3.0)薄片のマトリクスについて, 2023年の同位体測定の結果[5]を踏まえ主に空隙の少なく粒界のはっきりしない領域を二次電子像 (JEOL JSM-7000F) を用いて選定した. そのうちサブミクロンサイズのAlに富む粒子を含む領域をSEM-EDS (HITACHI HT-SU6600, JAXA/ISAS)の元素マップを用いて抽出し, CAMECA NanoSIMS50L (ARIM)を用いて同位体測定をおこなった. 1辺10 μmの領域にCs+ビーム(〜0.9 pA)を照射し二次イオン(12C-, 13C-, 16O-, 17O-, 18O-, 28Si-, 27Al16O-)像を同時に取得した. マトリクス表面粒子のチャージアップを防ぐため, 電子銃も使用した. ピクセルごとに酸素同位体比(17O/16Oまたは18O/16O)を計算し, 太陽系物質と有意に異なる(ポアソン分布での4σ以上)ものをプレソーラー粒子とした. このうちのいくつかを集束イオンビーム(FIB)法により切り出し(FEI Versa3D Dualbeam, TF Helios5 Dualbeam, 東京大学), TEM (JEOL JEM-2800, 東京大学)を用いて結晶構造と化学組成を分析した.
マトリクス領域5800 μm2の同位体分析により2個のプレソーラー酸化物と25個のプレソーラー珪酸塩を同定した(Group 1が15個，Group 3が6個，Group 4が6個)．マトリクスの同位体測定領域中のプレソーラー粒子存在度はおよそ330 ppmで, 2023年の測定結果 (およそ120 ppm) を大きく上回り, また同じ隕石のマトリクス領域を同位体測定した先行研究[6, 7]のおよそ1.3–1.5 倍となった. この理由としてマトリクス表面の空隙が少なく粒界がはっきりしない領域を選定して同位体測定をおこなったことに加え, 同位体測定中に電子銃を用いたことでマトリクス表面粒子がチャージアップしにくくなりミクロンサイズの粒子の同定に繋がったことが挙げられる. 同定したプレソーラー珪酸塩のうち1つ (Group3, AGB星起源) はこれまで隕石中で同定されたプレソーラー珪酸塩の中でも最大級 (1350×540 nm2) で, SEM-EDS分析の結果 (Mg + Fe)/Mg = 約0.9 のOlivine 組成であると推定された. プレソーラー酸化物のうち1つ (Group1, AGB星起源) についてFIB-TEM分析をおこなった結果, 厚さ100 nm前後の非晶質アルミナが外縁部に存在する, Caを含むおよそ500 nmの大きさの遷移アルミナの結晶だとわかった. 本結果は, その場分析によるプレソーラーアルミナの初めての発見である．粒子にCaが含まれていることは, 少量のCaを含むAl酸化物のスペクトルが星周ダストのものをよく再現するという実験結果と整合的であり[8]，AGB星ダストシェルに豊富に存在すると推定される非晶質/遷移アルミナが酸に溶けやすく, 酸処理残渣分析で見逃されている可能性を支持する. Caを含む遷移アルミナ領域と外縁部のCaを含まない非晶質アルミナの組織は，脈動する星周大気において，アルミナが成長しながら恒星外側へ放出されていくという理論研究と調和的である [9]. 発表ではこれらの粒子に加え，他のGroupに存在するプレソーラー粒子のFIB-TEM による微細構造分析の結果も紹介する.
参考文献
[1] Nittler, L. R. and Ciesla F. (2016) ARAA 54, 53.
[2] Takigawa, A., et al. (2019) ApJL 878, L7.
[3] Takigawa, A., et al. (2014) GCA 124, 309.
[4] Leitner, J., et al. (2012) ApJL 745, 38
[5] Hashizume, H., et al. (2024) MAPS, #6306.
[6] Nittler, L. R., et al. (2018) GCA 226, 107.
[7] Haenecour, P., et al. (2018) GCA 221, 379.
[8] Takigawa, A., et al. (2023) LPSC LIV, #2136.
[9] Gobrecht, D. et al. (2016), A&A, 585 A6.
炭素質コンドライトDOM 08006 (CO3.0)薄片のマトリクスについて, 2023年の同位体測定の結果[5]を踏まえ主に空隙の少なく粒界のはっきりしない領域を二次電子像 (JEOL JSM-7000F) を用いて選定した. そのうちサブミクロンサイズのAlに富む粒子を含む領域をSEM-EDS (HITACHI HT-SU6600, JAXA/ISAS)の元素マップを用いて抽出し, CAMECA NanoSIMS50L (ARIM)を用いて同位体測定をおこなった. 1辺10 μmの領域にCs+ビーム(〜0.9 pA)を照射し二次イオン(12C-, 13C-, 16O-, 17O-, 18O-, 28Si-, 27Al16O-)像を同時に取得した. マトリクス表面粒子のチャージアップを防ぐため, 電子銃も使用した. ピクセルごとに酸素同位体比(17O/16Oまたは18O/16O)を計算し, 太陽系物質と有意に異なる(ポアソン分布での4σ以上)ものをプレソーラー粒子とした. このうちのいくつかを集束イオンビーム(FIB)法により切り出し(FEI Versa3D Dualbeam, TF Helios5 Dualbeam, 東京大学), TEM (JEOL JEM-2800, 東京大学)を用いて結晶構造と化学組成を分析した.
マトリクス領域5800 μm2の同位体分析により2個のプレソーラー酸化物と25個のプレソーラー珪酸塩を同定した(Group 1が15個，Group 3が6個，Group 4が6個)．マトリクスの同位体測定領域中のプレソーラー粒子存在度はおよそ330 ppmで, 2023年の測定結果 (およそ120 ppm) を大きく上回り, また同じ隕石のマトリクス領域を同位体測定した先行研究[6, 7]のおよそ1.3–1.5 倍となった. この理由としてマトリクス表面の空隙が少なく粒界がはっきりしない領域を選定して同位体測定をおこなったことに加え, 同位体測定中に電子銃を用いたことでマトリクス表面粒子がチャージアップしにくくなりミクロンサイズの粒子の同定に繋がったことが挙げられる. 同定したプレソーラー珪酸塩のうち1つ (Group3, AGB星起源) はこれまで隕石中で同定されたプレソーラー珪酸塩の中でも最大級 (1350×540 nm2) で, SEM-EDS分析の結果 (Mg + Fe)/Mg = 約0.9 のOlivine 組成であると推定された. プレソーラー酸化物のうち1つ (Group1, AGB星起源) についてFIB-TEM分析をおこなった結果, 厚さ100 nm前後の非晶質アルミナが外縁部に存在する, Caを含むおよそ500 nmの大きさの遷移アルミナの結晶だとわかった. 本結果は, その場分析によるプレソーラーアルミナの初めての発見である．粒子にCaが含まれていることは, 少量のCaを含むAl酸化物のスペクトルが星周ダストのものをよく再現するという実験結果と整合的であり[8]，AGB星ダストシェルに豊富に存在すると推定される非晶質/遷移アルミナが酸に溶けやすく, 酸処理残渣分析で見逃されている可能性を支持する. Caを含む遷移アルミナ領域と外縁部のCaを含まない非晶質アルミナの組織は，脈動する星周大気において，アルミナが成長しながら恒星外側へ放出されていくという理論研究と調和的である [9]. 発表ではこれらの粒子に加え，他のGroupに存在するプレソーラー粒子のFIB-TEM による微細構造分析の結果も紹介する.
参考文献
[1] Nittler, L. R. and Ciesla F. (2016) ARAA 54, 53.
[2] Takigawa, A., et al. (2019) ApJL 878, L7.
[3] Takigawa, A., et al. (2014) GCA 124, 309.
[4] Leitner, J., et al. (2012) ApJL 745, 38
[5] Hashizume, H., et al. (2024) MAPS, #6306.
[6] Nittler, L. R., et al. (2018) GCA 226, 107.
[7] Haenecour, P., et al. (2018) GCA 221, 379.
[8] Takigawa, A., et al. (2023) LPSC LIV, #2136.
[9] Gobrecht, D. et al. (2016), A&A, 585 A6.