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[PCG21-P03] MBE装置を用いた鉄含有珪酸塩の凝縮実験
星間ケイ酸塩粒子の寿命はISMへのダストの供給タイムスケールと同程度かそれより短い[1]．一方で，ISMのガス組成はMg，Si，Feなど難揮発性元素が90%以上欠乏しており[e.g., 2,3]，ダストに固定されていることが示唆される．この不一致を説明するために，分子雲などの高密度ISM領域における非晶質珪酸塩ダストの凝縮が提案されている [4]．星間ケイ酸塩の赤外スペクトルには，10 µmおよび18 µm付近にブロードなフィーチャーが見られ，そのプロファイルは、実験室で合成されたFeに富むオリビンおよびパイロキシン組成のケイ酸塩ガラスのスペクトルを足し合わせたものとよく一致する [6–8]．これまでに，低温でケイ酸塩を凝縮させる実験を行うため，分子線エピタキシー（MBE）装置を開発してきた [5]．本研究では，このMBE装置に抵抗加熱式のクヌーセンセルを追加し，既存の電子銃加熱機構と合わせて，MgO, SiO2, Feを独立に蒸発させて同時に難揮発性分子を基盤に凝縮させられるように改造した．室温条件で，三つのガス源からのフラックスを制御することで，Me2+/Si比を1–2.5，Mg#を0.35–0.81で変えて凝縮実験をおこなった．基盤にはφ10 mmのKBrペレットを用い，実験後にFT-IR (Thermo Nicolet iS5)でKBrペレット上の凝縮物の赤外透過スペクトルを測定した．また，SEM-EDS (JEOL JCM-7000)で凝縮物の組成の決定した．一部の試料は，FIB (FEI Versa3D Dualbeam)で薄膜化し，STEM (JEOL JEM-2800)で薄膜断面の観察を行った．
すべての凝縮物のFT-IRスペクトルは，10 µmと20 µm付近にブロードなピークを示し，非晶質ケイ酸塩が形成したことが確認された．Fe含有量が増加すると、10 µmピークはわずかに短波長側へシフトし，20 µmピークは長波長にシフトした．10 µmピーク位置のMg#依存性は，Mg-Feケイ酸塩ガラスの傾向と調和的である[9]．Me2+/Si比が増加すると，10 µmピークは長波長側へシフトし，20 µmピークは短波長側へシフトした．また，10 µmフィーチャーに対する20 µmフィーチャーの強度比は増加した．Me2+/Si比が2より大きい組成を持つ非晶質ケイ酸塩は，組成による10 µmピーク波長の変化が小さく，10 µmフィーチャーに対する20 µmフィーチャーの強度比は温度など他の要因でも変化するため，観測的に見分けるのは困難であると考えられる．Fo67組成の凝縮物断面のSTEM-DF像およびSTEM-EDSマップから，Fe/Mg/Si組成は薄膜中で均一であり，鉄が濃集していないことがわかった．また，高解像度TEM画像と電子回折パターンから，KBrペレット上に非晶質Mg-Feケイ酸塩が形成していることがわかった．これらの観察は，鉄が金属鉄ではなくケイ酸塩中にFe2+もしくはFe3+として含まれていることを示唆している．発表では，よりMe2+/Si比が高い試料のTEM観察結果も報告する．
References: [1] Jones A. P. et al. (1994) ApJ 433, 797. [2] Mathis J. S. (1990) Annu. Rev. Astron. Astrophys. 28, 37. [3] Savage B. D. and Sembach K. R. (1996) Annu. Rev. Astron. Astrophys. 34, 279. [4] Draine, B. T. (2009) ASPC, 414, 453. [5] Takigawa A. & Ueda H. (2024) MAPS #6304. [6] Kemper F. et al. (2004) ApJ 609, 826. [7] Kemper F. et al. (2005) ApJ 633, 534. [8] Chair J. E. and Tielens A. G. G. M. (2006) ApJ 637, 774. [9] Dorschnar J. et al. (1995) A&A, 300, 503.
すべての凝縮物のFT-IRスペクトルは，10 µmと20 µm付近にブロードなピークを示し，非晶質ケイ酸塩が形成したことが確認された．Fe含有量が増加すると、10 µmピークはわずかに短波長側へシフトし，20 µmピークは長波長にシフトした．10 µmピーク位置のMg#依存性は，Mg-Feケイ酸塩ガラスの傾向と調和的である[9]．Me2+/Si比が増加すると，10 µmピークは長波長側へシフトし，20 µmピークは短波長側へシフトした．また，10 µmフィーチャーに対する20 µmフィーチャーの強度比は増加した．Me2+/Si比が2より大きい組成を持つ非晶質ケイ酸塩は，組成による10 µmピーク波長の変化が小さく，10 µmフィーチャーに対する20 µmフィーチャーの強度比は温度など他の要因でも変化するため，観測的に見分けるのは困難であると考えられる．Fo67組成の凝縮物断面のSTEM-DF像およびSTEM-EDSマップから，Fe/Mg/Si組成は薄膜中で均一であり，鉄が濃集していないことがわかった．また，高解像度TEM画像と電子回折パターンから，KBrペレット上に非晶質Mg-Feケイ酸塩が形成していることがわかった．これらの観察は，鉄が金属鉄ではなくケイ酸塩中にFe2+もしくはFe3+として含まれていることを示唆している．発表では，よりMe2+/Si比が高い試料のTEM観察結果も報告する．
References: [1] Jones A. P. et al. (1994) ApJ 433, 797. [2] Mathis J. S. (1990) Annu. Rev. Astron. Astrophys. 28, 37. [3] Savage B. D. and Sembach K. R. (1996) Annu. Rev. Astron. Astrophys. 34, 279. [4] Draine, B. T. (2009) ASPC, 414, 453. [5] Takigawa A. & Ueda H. (2024) MAPS #6304. [6] Kemper F. et al. (2004) ApJ 609, 826. [7] Kemper F. et al. (2005) ApJ 633, 534. [8] Chair J. E. and Tielens A. G. G. M. (2006) ApJ 637, 774. [9] Dorschnar J. et al. (1995) A&A, 300, 503.