核生成現象を明らかにするため、均質核生成の分子動力学シミュレーションを行った。ポテンシャルはKawamuraモデルを用いて水分子の計算を行った。温度は350Kから410K、過飽和度は約5から20程度の範囲で計算を行った。分子動力学シミュレーションにより得られたクラスター分布と核生成理論を比較することで理論の検証を行った。

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模擬星間物質に種々の放射線を照射することにより生成するアミノ酸の分析を行い、星間環境におけるアミノ酸生成およびアミノ酸不斉の起源について考察した。一酸化炭素（またはメタノール）・アンモニア・水の混合物に種々の放射線を照射し、生成物を加水分解すると多種のアミノ酸が検出された。照射生成物に円偏光紫外線を照射後、加水分解すると、アミノ酸のエナンチオ過剰が検出された。本結果は地球上の生命の起源への化学進化における星間有機物の重要性を示唆する

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星間で生成した有機物が彗星などにより地球に届けられ、地球生物の素材になったというシナリオを検証するためには、地球外有機物の宇宙環境での安定性に加え、彗星や隕石の衝突時の有機物の安定性や、原始地球上での安定性も考慮する必要がある。本研究では模擬星間物質から合成したアミノ酸前駆体の放射線、衝突、熱などに対する安定性を調べ、遊離アミノ酸と比較した。その結果から、星間で生成した「アミノ酸前駆体」を含む複雑有機物は遊離アミノ酸と比較してはるかに宇宙環境や衝突時、熱水環境で安定であることが示された。

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高精度位置天文学によって星のふらつきを検出することにより系外惑星を発見することが、可能となりつつある。ＮＡＳＡの計画する位置天文衛星（ＳＩＭ）は、１５０ｐｃ彼方にある原始惑星さえも発見できると期待されている。しかし、原始惑星には原始惑星系円盤も伴っていると考えられ、円盤からの光が位置測定の障害となる可能性がある。円盤がどの程度の影響をもたらすか見積もり、それが無視できる程度であることを示した。

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近年、軌道長半径が約20AUという、近接連星系に惑星が発見されている。そのような惑星系の 形成過程を調べるために、近接連星系における微惑星のダイナミクスについて調べている。本発表では微惑星の軌道進化について紹介し、惑 星系形成についての条件について議論する。

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系外惑星の生物生存可能性を検討するために、海洋が凍結しない条件を調べた。温室効果が炭素循環を通じて熱史に大きく影響されることを考慮した。特に熱史を決定付ける依存性の強いパラメータで系外からでも観測的推定可能な惑星半径、入射エネルギー流量がどのようであればよいかを求めた。一方系外からは判定の難しい対流モードがどれだけ決定的な影響を及ぼすかについても吟味した。

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最近の研究(Chiang & Goldreich, 1997; Chiang et al., 2002)によると、微惑星形成段階では原始太陽系円盤は光学的に厚いため、地球型惑星形成領域においても氷が存在可能な低温に保たれることが示唆されている。このとき、地球型惑星形成領域において氷を主成分とした小天体が形成されるはずである。本研究では、これらの氷小天体からの氷微惑星の形成・進化を考え、惑星の材料物質となる微惑星からどの程度の水が失われるのかについて検討する。

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原始海王星の移動機構について数値計算を用いて調べた。原始海王星の周囲に存在する微惑星は、木星の影響によって内側のもののみが軌道を乱され、海王星との相互作用領域から外れる。これによって海王星がnetで得る角運動量は正となり、原始海王星は外側に移動する。本研究の目的は、惑星移動速度の惑星間隔、惑星質量に対する依存性を調べることである。今回は微惑星と惑星の間のトルクを計算することで交換した角運動量をより正確に求めた。

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　惑星に散乱された微惑星は、その後の銀河潮汐力などの外力によりオールト雲へと進化した。本学会では銀河潮汐力による微惑星の軌道進化についての研究結果を報告する。本研究では銀河ポテンシャルの形を軸対称に仮定する。軌道長半径が数万AUの微惑星が受けるz方向の銀河潮汐力の大きさは、太陽重力の約1/1000程度、軌道進化のタイムスケールは数億年である。軸対称の摂動の下では、近点引数がπ/2または3π/2のまわりを秤動する「古在機構」と呼ばれる振る舞いを見せることがある。本発表では古在機構の銀河潮汐力への応用と数値計算結果の例を示し、軌道進化の銀河潮汐力のパラメータへの依存について議論する。

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Wurm et al.(2004)は原始惑星系円盤内で固体微粒子の塊の中に流れ込む気体に引きずられてまわりの固体微粒子が付着していくというmodelを提案した。本公演では、このようなことは起こり得ないことを示す。

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本研究では、乱流源の一つとしてダスト層のシアー不安定性を考える。流れが乱流状態に遷移すると、ダスト巻き上げられる。この後、ダスト層はダストの拡散と沈殿が釣り合った分布に落ち着くことが予想される。Sekiya (1998)　はこの分布を求め、次の結果を得た。ダストとガスの面密度が林モデルの値のときには重力不安定の臨界密度には達しない。ダスト面密度が林モデルの17.8倍になると中心面のダスト密度が臨界密度を超える。本研究では、潮汐力による安定化作用により、重力不安定が生じるための条件が緩和されることを示す。

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微惑星形成のためにはダストが成長してガス抵抗を受けることによる中心星落下を回避しなければならない。そこで我々は中心星の輻射圧と円盤内縁のガス対流を考慮することにより原始惑星系円盤内でのダスト循環の可能性を提案し、ダストの運動を数値計算によって調べた。その結果、円盤内におけるダスト循環の流れが示され、円盤内縁での対流強度と中心星光度が十分に大きければダスト循環が可能であることがわかった。

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原始惑星円盤はガスとダストの二成分からなり、それらの相互作用が円盤の進化を決定する。本研究では、ダストとガスの力学的な相互作用を考慮した二成分流体コードを開発し、数値計算結果を解析解と比較することでコードの正当性を示した。更に、得られたコードを用いて、ダストの中心星への移動速度について調べ、ダストとガスの相互作用を考慮すると、ダストの移動速度が一桁も遅くなることを示した。

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原始惑星系円盤内におけるダストの合体成長により，原始惑星系円盤からの放射は進化する．我々は，これまで簡単なモデルとして乱流の無い円盤におけるダストの沈殿成長を調べてきた．本研究では、乱流円盤内でのダスト沈殿成長の数値シミュレーションを行い、乱流がどの程度の影響を及ぼすかを調べた．円盤内の乱流としてはαモデルをもちいた．数値計算の結果，乱流によるダスト成長の促進が，特に円盤内側で重要であることが明らかになった。乱流がある場合には，ミクロンサイズダストはそれらはより大きいダストとの合体により大幅に減少してしまう．一方，円盤外側ではダスト成長に対する乱流による大きな影響は見られなかった．

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木星のガリレオ衛星は, 原始木星のガス降着段階に同時に生まれる木星系 subnebula において, 原始太陽系星雲での惑星形成と同様の過程を経て形成されたとされている. 衛星の building block である微衛星を形成するには, その成長時間がガス抵抗による中心落下時間よりも短くなくてはならない. ダストの不完全付着を考慮した成長時間の数値計算結果から, 成長時間は落下時間よりも長くなることが予想される. 微衛星形成には (i) 原始太陽系星雲で大きく成長したダストの流入 (ii) ダスト濃集領域の形成 (iii) 付着臨界速度を増加させる機構などが必要であることがわかった. これら成長を早めるであろう機構についての考察も行う.

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彗星塵に関する未解決の問題の一つが結晶質シリケイトの存在である。彗星という低温凝縮物質に、高温生成物の結晶質シリケイトが含まれているメカニズムとして、大きく三つのシナリオが描かれ、それに依存して結晶質シリケイトの含有率には彗星毎に差が出ることが予想される。本講演では問題のレビューとともに、現在までの観測データを含めて検証する。

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日本には非常に稠密な地震観測網が展開されており、隕石落下や大火球出現時にしばしば衝撃波により励起されたと思われるシグナルが地震観測網に捉えられている。衝撃波の振幅は、流星体が単位時間あたりに押しのける大気量、すなわち衝突断面積と飛行速度に依存している。簡単の為に球状の流星体を考えれば、振幅の変化は落下速度の変化と流星体直径の減少を表しているといえる。本研究では、宮古火球・神戸隕石・関東大火球について地震観測網に捉えられた衝撃波シグナルの振幅から、アブレーションにより落下中に流星体のサイズが減少して行く様子を推定した。

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Hot Jupiter の大気は主星によって強く加熱されており、シリケイト・鉄の凝結・蒸発サイクルが生じる可能性がある。上昇運動で生じる雲が主星からの放射を吸収すれば、地球や木星における雲対流で起っているのと多少とも似た正のフィードバックループが駆動される可能性がある。ここでは、こうした「放射対流不安定」についての単純な線形論を考察する。その結果は、雲における放射相互作用が大気を加熱（冷却）する場合、停滞性（伝播性）の不安定擾乱が存在することを示す。

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Rubble Pile Model を用いて、天体同士の衝突現象のシミュレーションを行った。最終的なターゲットの質量が減少する場合と増加する場合の境界などについて、衝突速度、衝突角度などへの依存性を調べ、剛体粒子モデルと、柔粒子モデルの比較を行った。また、インパクタが低速で斜めに衝突する場合には、ターゲット天体の周囲に飛び散った破片の再集積によって衛星の形成が起きる。このような衝突、再集積過程の高解像度の計算を行った結果を報告する。

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南極隕石の落下年代を100個以上測定し、落下頻度の経年変化、ペアリングの問題等を明らかにする目的で、隕石中の²⁶Alを測定している。測定法として、超低バックグラウンドγ線測定(微少試料に適用)とAMS(比較的大きな試料に適用)による測定の2つの方法で行っている。ここでは、両測定法を説明するとともに、両法間の測定値の整合性についても報告する。

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最近のリモートセンシングデータによる月地殻構造についての理解とApolloなどによるサンプルリターンミッションによるデータに理解を統合し、月の地殻生成過程と月の初期進化過程を理解する方法を考察する。

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　電子顕微鏡中での加熱実験という手法より、シリケイト粒子表面に金属が存在した場合の高温での挙動について調べた。シリケイト(SiO2)粒子表面上にAl clusterを蒸着した粒子を真空中加熱するとAlの融点以上で表面反応が著しくなり、AlはAl2O3結晶に変化し、SiO2粒子はSiOへと還元された。更に温度を上昇すると前回のSiO粒子の実験と同様にSiO組成による蒸発が見られた。Mgシリケイトについての類似実験の結果も示す予定である。

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ガス中蒸発法により気相からdelta-alumina粒子の創製を行ない、遠赤外領域から可視紫外領域までの吸収スペクトルを測定した。またdelta-alumina粒子を空気中で加熱し、安定相への転移温度を中間赤外吸収スペクトルの変化及びDSCピークより決定した。delta-aluminaは1050℃でtheta-alumina、1200℃でalpha-aluminaに転移した。さらに、AlとCrの混合粉末を酸素雰囲気中で蒸発させることによりアルミナ粒子にクロム元素をドープすることに成功した。ドープされたアルミナはtheta-aluminaでありスペクトルが大きく変化することを見出した。

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月や小惑星などの太陽系小天体では，散乱光が後方に強いことが知られており，これは，表面のレゴリス層によってshadow-hiding と coherent backscatteringという２つのメカニズムが働くためであると考えられている．これらのメカニズムは，粒子層でなくとも粗い表面では働くとされている．そこで，衝突破片表面の粗さを調べ，粒子サイズや空隙率の異なる粉体層の場合と比較する．また，後方光散乱強度を調べて，小惑星の観測結果との比較を行い，小惑星表面状態について議論をする．

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我々は、粉体粒子間の固着力を導入した離散要素法（DEM）によって高い空隙率をもった粉体層をつくり、それへの衝突の数値シミュレーションを試みた。シミュレーション結果をもとに、クレーター形成における空隙率の影響について議論する。

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月の地質ユニットの噴出年代の推定には、クレータの崩壊度の情報が有用である。2006年度打ち上げ予定の月探査周回衛星SELENEには、二本の光学系により、月面解像度10mの隙間ないステレオ視データを取得する地形カメラが搭載される。地形カメラにより、これまでより詳細な月のクレータの崩壊度の調査が可能になると考えられる。これまでの試験結果等を踏まえ、地形カメラによって、月のクレータの崩壊度についてどのようにアプローチができ、またその際の問題や課題はどのようなものかを論ずる。

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東京大学の１５Ｊガラスレーザーを使ってシート状の飛翔体を加速する装置を開発した。レーザー強度の関数として飛翔体速度を計測した。また、これを用いてエンスタタイト結晶のユゴニオ状態方程式データを取得した。

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日欧協力で行う水星探査計画「ベピ・コロンボ（Bepi Colombo）」での水星表面全域の主要元素組成、放射性元素存在度をX線およびγ線分光観測によって調べることを提案しており、その科学目標のと現在検討している観測機器の概要を紹介する。X線分光計（MIXS）はX線検出器に、GaAs検出器とASIC化した読み出し回路を合体させた新規開発の検出器を用いる。γ線分光計（MANGA）は高いエネルギー分解能の実現を狙って、小型小電力タイプのスターリング冷凍機を実装してGe検出器を用いることを提案中である。

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不活動彗星核C/2002CE10の可視・近赤外線・中間赤外線(BVRIJHKNQバンド)での多色測光観測および分光観測を行った。解析の結果、可視太陽光反射特性では彗星核や遠方小惑星に多いD型に分類された。また熱放射の測定によってアルベドは0.02と求まり、太陽系天体の中でももっとも暗い天体であった。近赤外線のKバンドの分光結果においてH2O氷の吸収は見られず、可視の分光観測において顕著な分子輝線は検出されず、彗星コマをまとわない、これまでで活動度のもっとも小さい彗星核であった。C/2002CE10は小惑星に極めて近い性質を持つ彗星核であることがわかった。彗星と小惑星の進化とつながりを知る上で貴重な天体である。

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惑星形成直後における太陽紫外線の吸収による大気の流体的散逸に注目をする。従来の研究は、時間項を落とした流体方程式から定常解を求める方法が主流であった。しかし、複数の気体成分、紫外吸収の波長依存、赤外放射冷却等々を考慮すると、従来の方法では限界がある。そこで、原点にもどり、時間発展の流体方程式を直接数値計算し、定常解を求める計算コードを開発した。講演ではその初歩的な計算結果も発表する。

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天然と合成の試料を用いて、斜長石の赤外吸収スペクトルを測定した。　試料の化学組成に依存する系統的なスペクトルの変化が認められた。 赤外線天体観測データとの比較により、酸素星の星周環境におけるダストの形成プロセスを議論する。

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土星最大の衛星であるタイタンは、大気中に主成分の窒素・メタンの他、様々な炭化水素やニトリル及び複雑な有機物からなるミスト(tholin)が存在することが知られている。本研究ではタイタン地表でのエネルギーとして最も重要と考えられる宇宙線の、タイタンの化学進化における効果を調べるため、メタン・窒素の混合ガスへの高エネルギー陽子線の照射を行い、その生成物の分析を行った。宇宙線により生成した複雑なtholinと彗星などからの水の相互作用で、アミノ酸が生成することが示唆された。

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エウロパの非同期回転による粘弾性変形の計算を行なった。その計算に基づいて回転周期と氷殻の粘性の解を調べた。これらの解は既存の制約を満足し、リニアメントの方位と調和的な潮汐応力場を説明し得る。解の範囲は回転周期について１００万年から１億年、氷殻の粘性について１０^２１Pa.sから１０^２３Pa.sであった。

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レゴリスの熱物性は、月や小惑星のような高真空の環境下において、ほぼ温度と空隙率の二つの状態によって支配されているとみなすことが出来る。レゴリスの粒径が一定であると仮定し、月レゴリスの熱モデルを作り、表面温度の時間依存性と深さ方向の温度プロファイルを計算した。その結果、この輻射の寄与を取り入れた場合、深さ数cmでの温度が約250 Kから最大で300 Kまで変化する可能性があることがわかった。本研究ではレーダー観測による表面温度の測定結果が、どのようなレゴリスの状態を反映しているものかを議論する。

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過去に行った模擬凍土層へのクレーター形成の実験的研究結果として、質量岩石含有率50％までは岩石含有率の増加とともに形成されるクレーターの体積が小さくなることが示されている。二次クレーターは、衝突速度が低速でかつ衝突物も小さいために小規模となり、ターゲットの強度が支配的な衝突過程である。そこで、室内実験の結果が適応できると考えられる。本研究では、Mars Odysseyによる熱外中性子の輻射の観測によって得られた火星表面の水氷の分布と、火星二次クレーターのサイズ頻度分布が調和的であるかどうかを調べ、二次クレーターのサイズ頻度分布が水氷の分布の指標となるかを議論する。

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将来想定される系外地球型惑星探査のケーススタディとして、雲の全球分布を含む大気大循環モデルを利用した、放射対流平衡計算及び大気放射伝達計算によって、原始_から_現在における様々な状況下での地球型惑星についての全球赤外放射スペクトルを求め、それらのスペクトルの違いなどから、生命存在の兆候となる大気微量成分の観測可能性について検討する。

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　本研究は地上で行われている弾性波探査の小惑星への転用を考え、小惑星レゴリス物質を模擬した粉粒体中の弾性波に対する基本的な挙動を理解することを目的としている。今回、平均粒径が40 μmから220 μmのガラスビーズの模擬レゴリス中で音速を測定したところ粒径に依存することがわかった。この結果は同様の測定を小惑星上で行うことで粒径分布が見える可能性を示唆している。

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国立天文台RISE推進室ではSELENEの次のミッションとして月面天測望遠鏡を提案している。写真天頂儀を月面に置き、星の軌跡を撮像することにより月の回転を測り、月の内部構造を推定することが目標である。月面では熱環境が厳しいためこれまで実験等で熱の解析を行ってきた。本講演では前回の発表に引き続き計算機による熱解析の結果を発表する。

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彗星のダストに含まれるシリケイトのスペクトルを解析することで種類、状態、ダストのサイズを推測できる。ダストは球形粒子であると仮定されるが、ここでは不規則形状のダストのスペクトルがどのように寄与するのかを解析した。不規則な形状の粒子にはフラクタル粒子を用いた。解析の手法は、球形粒子にはMie theoryを、フラクタル粒子にはDDA codeを用いた。粒径が小さいと球形粒子、フラクタル粒子ともピークが見られるが、粒径が大きくなると球形粒子ではピークが見えなくなるが、フラクタル粒子でははっきりとしたピークが見られた。

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原始惑星系円盤の温度構造は、円盤内ダストによる中心星からの放射の吸収、再放射により決定される。従って、円盤構造ひいては円盤内惑星形成は、円盤内ダストの性質に依存する。本研究では、円盤内ダストの形状が円盤の温度構造、ＳＥＤに及ぼす影響を調べた。その結果、ダストサイズが 3μｍのとき、不規則形状ダストから成る円盤は球形ダストの場合に比べ、特に円盤上層部でより高温となった。これに伴い、前者の放射フラックスは後者のものより強い値が得られた。これは、不規則形状ダストは中心星からの放射をより効率的に吸収する為である。

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超新星起源プレソーラーグレインのSi同位体比を再現するために，大質量星の進化と超新星の元素合成過程を数値的に追い超新星ejectaの混合を考慮して超新星におけるSi同位体比の範囲を求めた．得られるSi同位体比の星の質量に対する依存性を調べ，超新星になる星の中で低質量のものがグレインのSi同位体比を再現できることが得られた．また，グレインのSi同位体比を再現するにはNi層の寄与が重要であることが得られた．

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低分子モノカルボン酸は炭素質隕石中に最も多く含まれる抽出性有機化合物であり、他の有機酸生成への関与など、隕石中有機物の生成メカニズム解明の鍵となる重要な化合物である。しかし、その生成メカニズムは明らかにされておらず大変興味がもたれる。本研究では、Murchison隕石中の溶媒抽出性および不溶性有機高分子由来低分子モノカルボン酸の炭素・水素同位体比測定を行い、その成因について考察した。

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始原的隕石であるYamato-81020のマトリックスで発見したダストの付着・成長の階層構造を報告する。

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Begaa隕石中の白色のclastは直径約3mmで，olivine, low-Ca pyroxene, anorthiteからなる．酸素同位体組成はclast内で均質で，地球の組成に近い．前駆物質か形成時の雰囲気ガスの組成を反映していると考えられる．

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鉄隕石キャニオンダイアブロ中のグラファイト_---_メタル包有物中の希ガスの元素存在度と同位体比を測定した結果、鉄隕石は全体が溶けるような温度には達していず、せいぜい500-600度ぐらいの温度までしか達していないことが分かった。また、鉄隕石に特有な希ガス成分についても報告。

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鉄は惑星系固体において主要な難揮発性物質の一つで、多くの隕石中にも見られる惑星科学において重要な物質である。真空装置を用いて鉄が金属鉄として凝縮する課程に焦点を当てた実験を行った。真空装置内で1200℃程度で蒸発させた鉄のガスを基盤上に凝縮させ、実験条件と凝縮物の形態や凝縮効率との相関を導いた。凝縮物は凝縮基盤温度が450℃-750℃の間で空隙を伴う粒子状凝縮物の連結した構造から空隙のない密な構造になった。凝縮係数は基盤温度との強い相関は見られず0.7程度の値を示した。

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隕石中に含まれる直径１mm程度の球粒、コンドリュールは高い温度での溶融を経て形成されたと考えられている。コンドリュールにはそのBulkの化学組成が元素存在度に比べて親鉄性元素に欠乏しているという特徴があり、この理由は現在に至るまではっきりとわかっていない。本研究ではコンドリュール形成時に主に鉄からなる包有物がコンドリュールの高速回転などによって放出される可能性に注目し、コンドリュール表面上での力学的安定性をモデル計算により調べた。

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原始惑星系円盤における衝撃波の成因として，中心星近傍で発生するX線フレアとそれに伴って膨張する磁気バブルの可能性を検討した．中心星磁気圏と降着円盤の磁気的相互作用も含めたMHDシミュレーションを行い，膨張する磁気バブルの伝播が円盤表面に及ぼす影響を調べた．その結果，比較的強いX線フレアが発生した場合には，円盤上層部に数十km/sの伝播速度を持つ衝撃波が発生することが確かめられた．円盤上層部でのガス密度は一般に低いが，大きな衝撃波速度が補う結果，十分なダスト加熱が起こってコンドリュールが形成され得ることがわかった．

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衝撃波加熱モデルに基づく従来のコンドリュール形成の研究ではダスト内部の温度を一様と仮定していたが、実際にはガス摩擦により表面から加熱されダストの外側部分のみが融解すると考えられる。我々は中心に固体コアが存在する液滴に対して流体力学方程式を解き液滴の挙動を調べた。また、ダストが完全融解する前に液滴表面のはぎ取りが起きる臨界半径を調べた。ダストの融解前後の密度が一定の場合、半径がおよそ5 mm程度より大きいダストでははぎ取りが起きる。それに対して、融解前の前駆体として多孔質なダストの場合には、最終半径が2 mm程度よりも大きいダストではぎ取りが起きることが分かった。

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隕石中のコンドリュールの存在は、原始太陽系星雲内での１ｍｍ程度のダストの溶融を示唆する。
衝撃波によるコンドリュール形成の研究は数多くなされているが、ダスト内部の一様溶融を仮定している。しかし実際には熱伝導によって表面から順に暖められ、ダスト内部温度に非一様性が生じるだろう。
本研究では二次元軸対称非定常熱伝導方程式を数値的に解くことでダスト内部の温度分布を調べた。その結果、温度分布に非一様性が見られた。このことがコンドリュール内部の化学組成や鉱物組成に影響を与えた可能性がある。

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