９つの木星族彗星を地上望遠鏡で撮像し、そのチリ雲の輝度分布から質量放出量の推定を行ないました。その結果、これらの彗星は毎秒23kg/sの割合で惑星間空間にチリを供給していることがわかりました。このことから、木星族彗星が惑星間ダストの主要な起源であると推測することができます。更に、放出されるチリの最大径が日心距離に依存しているという傾向も見えてきました。地球軌道付近では最大で約1cmのチリが、0.3AUまで太陽に近づくエンケ彗星の場合、10cm以上のチリが放出されていると推定されます。

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流星群活動は母親である彗星の活動度を反映していると思われている。いわゆるダスト・トレイル理論によって、特定の日時の流星群活動が、特定の日時に母彗星から放出された流星体によるという一対一対応をつけることが可能となった。そこで、われわれは彗星としての観測データも、流星群活動の歴史的な観測データも残されているジャコビニ・ジンナー彗星とジャコビニ流星群に着目し、相関関係の解明を試みたので、その結果を紹介する。

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シュバァスマン・ヴァハマン第3彗星(73P/Schwassmann-Wachmann)は、1995年の回帰時に核が分裂しているのが発見され、その分裂に伴って宇宙空間に放出された濃いダストのトレイル(道筋)が赤外観測によって検出されている。そのため、この濃いダストが将来、地球に流星雨をもたらすことが大いに期待される。そこで、我々はこの彗星に対して、いわゆるダストトレイル理論を適用してみた。その結果、この濃いダストのトレイルとの将来の接近に関するいくつかのおもしろい結果が得られた。今回、その計算の結果を、将来の流星群の出現の予報をかねて発表する。

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2006年、オリオン座流星群の突発出現が観測された。この出現はZHRで50を超え、また極大がおよそ4日間に渡った。母天体である1P/Halley(ハレー彗星)からのダスト・トレイルを計算したところ、-1265年、-1197年、-910年のトレイルが起因していることが判明した。また、これらのダストは、木星と6:1の平均運動共鳴にあることがわかった。

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彗星スペクトルには親分子から光解離した準安定状態酸素O(¹S)やO(¹D)が遷移する際の禁制線[O I]が観測される。彗星が太陽から1AU付近にある場合、O(¹S)やO(¹D)の主な親分子はH₂Oであるとして、[OI]はH₂OのトレーサとしてH₂O生成量の推定などに用いられてきた。しかしO(¹S)やO(¹D)の親分子はH₂O以外にもCO₂などが考えられ、光解離でO(¹S)やO(¹D)を生じる分岐比は親分子毎に異なる。これに着目し、地上では観測困難なCO₂をH₂Oに対する量比として推定する手法を開発した。

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2006年3月29日20時24分(JST)、継続時間が45秒に及ぶ大火球が日本上空に出現した。軌道長半径2.92AU,近日点距離0.824AU,軌道傾斜角2.24度,離心率0.72度のアポロ型小惑星軌道を持ったmeteoroidが、速度18.89km/sで近地点71kmまで大気突入し、経路長800km以上の長距離飛行の後、宇宙空間へ戻って行ったEarth-grazing meteoroidであることが判明した。本講演では、初めて観測された炭素質Earth-grazing火球の分光スペクトルから、炭素質コンドライトの大気突入発光について議論する。

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衝撃波加熱コンドリュール形成モデルにおいて、固体ダストの蒸発、及び、ダスト蒸気の熱進化を定量的に求めるために、１次元平衡平板衝撃波加熱コンドリュール形成モデルに基づいた数値計算を行なった。その結果、固体ダストからの蒸発によってダスト蒸気が生成され，その密度進化，温度進化を定量的に求めることができた．これらの計算結果に基づき，原始太陽系星雲におけるコンドリュール凝縮の描像，及び，ガスとダストの熱的進化について論じる．

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衝撃波加熱モデルにおいて、高速ガス流中で溶融・分裂することで生じた分裂片同士の衝突をモデル化し、その衝突頻度を評価した。その結果、予想される衝突頻度は、典型的なケースで0.1-1、もしくはそれ以上となることが分かった。これは、実際に観測される複合コンドリュールの存在割合より1桁程度多い。従って、全コンドリュールのうち約10%程度がこのような分裂現象を経験していたとすれば、複合コンドリュールの存在割合を説明できることが分かった。

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金属とケイ酸塩の不均質核形成を考慮したカイネティックな凝縮モデルを開発し、冷却時間と圧力の関数として、凝縮相、複数の凝縮総の存在形態、サイズ分布を求めた。その結果を用い、赤外観測により推定される若い星周囲の円盤のダスト形成条件を考察した。

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地球大気に突入したダストの運動や温度を蒸発を考慮して数値計算し、ダストが再固化するときのガス動圧の強さと遠心力の大きさを求めた。また溶融したダスト内部の流体運動を線形近似を用いて解くことで、ダストに遠心力とガス動圧が働いている時の変形量を定量的に求めた。
これらの結果から、地球大気に突入したダストが、プロレート型に変形する可能性が十分にあることがわかった。また採取された宇宙塵と変形度の比較を行なった結果、採取された宇宙塵の変形度を説明できることもわかった。

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火星生命探査は水探査から有機物探査の段階に入りつつあるが，地球外生命探査法は未だ確立していない。われわれは生命が必ず有する触媒（酵素）活性に着目し，これを検出することによる生命探査法について検討した。エステラーゼにより加水分解されて蛍光を発するCFDA-AMを用いた顕微蛍光法により地球土壌中の99%以上の微生物が確認できることがわかった。ホスファターゼ活性を用いたバルク検出法により，海底熱水系地下や南極土壌から微生物活動を検出した。これらを改良することにより火星生命探査法を構築する予定である。

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小惑星探査機「はやぶさ」は、2003年5月に打ち上げに成功し、約2年間の航海期間の後に小惑星イトカワに到着しました。到着からサンプリングまでの約2ヶ月間に搭載カメラAMICAによって1400枚以上の画像が取得されました。取得したすべてのデータは宇宙科学研究本部のサーバーからインターネットを通じて全世界に公開されています。本研究では、AMICAの性能評価とその校正方法についてご報告します。

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小惑星探査ミッション「はやぶさ」の後継のミッションの検討を行っている。「はやぶさ」で探査したイトカワはＳ型の小惑星であったため、次はＣ型やＤ型、涸渇彗星核などをターゲットにすることが科学的には重要になる。また、より多くの科学的成果を挙げることができるような探査を工夫していくべきでもある。ここでは、これまでに検討してきた、新たな小天体探査ミッションについて報告をする。

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「はやぶさ」に続く小惑星サンプルリターンミッションとして「はやぶさ２」の検討が進められており、探査対象天体はC型小惑星の1999JU3である。この天体は2007年の夏から2008年の春にかけて、発見以来約8年ぶりの観測好機を迎える。1999JU3に関して、これまでわかっていた情報はスペクトルタイプのみであったが、今年7月に行ったライトカーブ観測で自転周期が6時間弱程度であることが推定できた。学会では7月から9月にかけて取得したライトカーブ観測結果や、5月にあかりで観測した結果など、1999JU3についてこれまでに得られた情報を報告する。

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2007年度末に竣工する我が国の惑星物質試料受け入れ設備は、地球環境による汚染を極力防止して、はやぶさ試料を受け入れ、国内の大学、研究機関と協力して一次記載を行い、保管・管理を行うと共に国内外の大学や研究機関に分配を行う使命を持つ。他に将来のサンプルリターン計画で汚染の無いサンプルを取得するために探査機搭載サンプラの汚染管理についてもその材料を含めた基礎研究を実施する。さらに帰還サンプルによる地球環境への影響についての基礎的研究も行う。この目的を達成するために該当設備の仕様は広範な分野の研究者により決められた。この仕様と現状について報告する。

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原始惑星系円盤内で、ダストの合体成長の際には、圧縮による密度進化も起こる。どのように密度進化が進行するかは、ダストの断面積や強度、光学的性質を考える上で重要となる。我々はダスト衝突のN 体計算を行い、ダスト合体成長時の密度上昇を調べた。この数値計算結果をもとに、得られた密度上昇を説明するダスト圧縮モデルを構築した。本発表では、この圧縮モデルについて報告する。

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コンドリュール形成機構として衝撃波加熱モデルが有力視されているが、複合コンドリュールに関する明確なモデルはまだない。我々は、衝撃波後面でのダストがガス流により溶融、分裂し、局所的にコンドリュールの数密度が増大することに注目し、溶融ダスト分裂による分裂片の放出率、速度分散、サイズ分布を三次元流体シミュレーションで計算した。その結果、分裂片同士の衝突が複合コンドリュールの存在割合以上に起こること、分裂片の衝突には「影効果」（後に飛び出した分裂片が先に飛び出した分裂片に当たるガス流を遮る効果）が重要であることがわかった。

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衝突現象は、極短時間で局所的ではあるが、大きな熱を発生させるため、原始太陽系の低温域においても氷と珪酸塩の衝突により水質変質反応が起こる可能性がある。本研究はこの現象を模擬するため、隕石の主要構成鉱物であるオリビン粉末と水とを含む試料について衝突実験を行った。回収試料のＴＥＭ観察によりサーペンティンの生成が確認でき、この結果は原始太陽系において氷と珪酸塩との衝突により含水鉱物が生成していた可能性を示唆している。

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固体天体表面の可視・近赤外波長域の反射スペクトルデータには、鉱物・化学組成の情報が含まれているにも関わらず、その解析には以下の2つの問題がある。(1) 宇宙風化作用によって、スペクトルに暗化・赤化・吸収帯の弱化が生じるために、鉱物の吸収帯解析を困難にしている。(2) カンラン石および輝石等の珪酸塩鉱物に起因する複数の吸収帯が近接して複合吸収帯を形成しているために、複合吸収帯を各鉱物の吸収帯に分離する必要がある。本研究では、この2つの問題を解決した。

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クレーター形成がターゲットの強度に依存している領域(強度支配域)で脆性物質に形成されるクレーターは、ターゲットの各強度、初期発生圧力、ターゲット中での衝撃圧力減衰率及びターゲットとプロジェクタイルの密度比に支配されていると考えられる。
我々は、空隙率が約35～40%のガラスビーズ岩石混合焼結体の強度測定実験、及びクレーター形成実験を行った。本公演では、本研究と先行研究の結果の比較から、プロジェクタイルとターゲットの密度比、及び空隙率がクレーター形成に及ぼす影響について報告する予定である。

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軌道が散乱された微惑星の一部は，軌道傾斜角が大きくなり，高黄緯領域に長く滞在する．それらは摂動や衝突の影響を受けにくいため，大きな軌道傾斜角を持つメインベルト小惑星はそれらの個数密度やサイズ分布を現在でも保持していると考えられる．
それらを調べるため，高軌道傾斜角の微小小惑星をターゲットとするサーベイを行なった．独自の検出方法を用いてすばる望遠鏡のアーカイブデータを解析し，黄緯20°－50°の領域から80個以上の微小小惑星を検出した．講演ではこれらの個数密度およびサイズ分布について議論する．

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火星中緯度において，極向きの傾斜面は赤道向きの傾斜面よりも傾斜角が小さくなっており選択的に平坦化されている．本研究では，アルバ・パテラ地域にある７７個の衝突クレータがどのように緩和されているか，画像データ（MOC）や高度データ（MOLA）を用いて地形学的・形態学的に調査し，極向きの斜面に卓越して起こる周氷河作用によってこの選択的な平坦化が起きていることを明らかにした．

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微惑星が衝突、合体し、惑星へと成長する際にたどる過程を厳密に知るためには、内部に層構造を持つ天体の衝突現象を考慮する必要がある。しかし、このような天体の衝突現象はほとんど解明されていない。天体が層構造を持つ場合と均質な内部構造を持つ場合では、衝突破壊強度、破片速度に違いが生じると考えられる。これらの違いは、その後の天体の成長に影響を及ぼす。本研究では、層構造を持つ天体模擬試料に2段式軽ガス銃を用い、衝突実験を行った。実験では、系統的に内部構造を変化させた層構造天体模擬試料を用い、衝突破壊条件や破片速度を調べた。

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アポロ17号に搭載されたLSG（Lunar surface gravimeter）は本来の目的であった重力波の観測は成功しなかったが月震計として機能しており、月震波を捉えていることが確認されている。しかし、これまでにその詳細な解析がなされたことはない。そこで本研究では他のアポロ計画で得られた月震のデータに加え、LSGデータを利用し、内部構造の推定を試みた。浅発月震と隕石衝突の波形を解析することで月地殻の平均厚さが約35kmと見積もることができた。

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降着期の原始惑星系円盤における固体再配分過程は惑星形成の初期条件を決定するため重要である. 本研究では, 円盤の直接の生成物であるコンドライト物質の性質を制約条件にこの過程の再検討を行った. 円盤中のダストのサイズが付着限界速度によって調節されたと考えることにより, コンドリュールのサイズや酸素同位体不均質から示唆されるシリケイトダストと氷を纏ったダストの動径落下速度差が説明される. さらに円盤内物質輸送シミュレーションを行うことにより, 円盤の初期半径や質量などに新たな制約を与え得ることが示された.

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ダスト層では、ダストはガス抵抗を受け、中心星に落下する。一方、ガスは角運動量を受け取って円盤の外側に運ばれる。ダストとガスは異なる方向に運動する。このような状況ではストリーミング不安定性が生じることが知られている。原始惑星系円盤のダスト層におけるシアー不安定及びストリーミング不安定性のシミュレーションを行った。ダスト密度分布に勾配がある場合、より強い不安定性が生じることが分かった。

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鉛直方向二温度モデルで円盤の光学表面の高さを中心星からの経路積分により決めるモデルを使い、中心星の光を表面に受けた原始惑星系円盤に熱的な不安定が存在し、表面を波動が内側に向かって繰り返し伝播する準周期的な状態が実現されることを明らかにした。この熱的波動は円盤の質量降着率が大きくなると安定化されることが分かった。さらに、円盤の放射エネルギースペクトル（SED）が時間変動することを確認した。

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惑星系形成論の重要未解決問題であるダスト落下問題を解決するために、我々は中心星輻射圧によるダストの外側輸送と膨らんだ内縁をもつ円盤構造に着目して、ダスト循環プロセスを提案する。本研究では円盤内でのダスト循環によるダスト落下問題解決の可能性を調べるために、輻射圧と膨らんだ内縁をもつ円盤構造を考慮した数値シミュレーションを行い、円盤内のダスト分布進化を明らかにする。本発表では数値計算コードを改良したのでその結果を報告する。

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原始惑星系円盤内のダスト層における重力不安定性の数値シミュレーションを行った。初期のToomreのＱ値として５および２の２つの場合を比較した。摂動の与え方としては、初期にのみ与える場合と、１ケプラーシア毎に与える場合を比較した。

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原始惑星系円盤内における微惑星の形成過程を考える上で、ダストアグリゲイトの付着成長およびその構造進化過程を明らかにする必要がある。我々は多数の粒子・様々な初期構造からなるBCCAアグリゲイト同士の衝突の数値シミュレーションを行っている。本研究では、そのシミュレーション結果から、ダストの巨視的な密度構造進化の記述を可能とするアグリゲイトの「状態方程式」を導出し、その有効性を議論する。

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ダストの合体成長により直接微惑星が形成される過程について調べた．氷ダストは数十m/secの衝突でも破壊せず合体することが最近明らかになり，この直接合体説は検討するに値するものとなっている．赤道面にダストが濃集しダスト密度が1桁上昇すれば，ダストは太陽に落下する前に十分成長できる．数kmまで成長すると自己重力が効くようになり，暴走的成長が開始される．これが微惑星の初期サイズといえるだろう．

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原始太陽系円盤で形成されたダストアグリゲイトはガス抵抗により太陽方向へ落下する。落下にともないダストアグリゲイトの温度が上昇すると焼結が進行する。表面拡散によって焼結が進行すると、空隙率の大きなダストアグリゲイトはcapillary instabilityと呼ばれる不安定を起こして分裂する。サイズが小さくなり落下速度が大きく低下することになる。この効果により、特定の温度領域に分裂片が濃集することになりダスト面密度が大きく上昇することになる。このダスト面密度の上昇によって、重力不安定により微惑星が形成されると考えることができる。

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短周期惑星の軌道の起源のひとつとして，惑星同士の散乱によって惑星の離心率が上がり，中心星のから潮汐力を受けることで軌道が短周期化されるスリングショットモデルがある．我々は，このモデルにもとづいて，複数惑星系で軌道不安定が起きた場合に短周期惑星がどの程度形成されるかを，中心星からの動的潮汐力を含めて数値計算から調べた．その結果，古在機構を通じて，惑星の離心率が上昇する効果によって，惑星散乱が起きた場合に，２から３割程度の確率で短周期惑星が形成されることがわかった．

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M型星のまわりの地球型惑星形成領域での微惑星からの地球型惑星集積過程をN体シミュレーションによって調べた。特に原始惑星が形成されるごとに円盤ガスとの相互作用によって内側へ移動し、円盤内縁にたまり、そのことがハビタブル・ゾーンでの惑星集積過程に与える影響や、氷境界以遠から散乱されてくる氷微惑星の影響に着目し、太陽型恒星の場合との違いや生命居住可能惑星の形成確率を調べた。

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地球型惑星形成の後期には、原始惑星同士の衝突が頻繁に起こるステージが存在する。本研究では、SPH法を用いて様々な衝突条件で原始惑星の衝突を計算し、合体条件などを系統的に調べ定式化した。その結果、過去の研究でわかっていた衝突イベントの約半数が合体しない衝突であることがわかった。合体条件を原始惑星の軌道進化に組込み、非完全合体が地球型惑星の特性（個数・質量・自転など）に与える影響を明らかにする。

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地球型惑星形成の最終段階を、多数の多体シミュレーションを行なうことによって統計的に明らかにする。寡占的成長により形成された原始惑星系を初期条件とし、初期条件を系統的に変化させて、形成される地球型惑星系の構造の初期条件依存性を調べる。今回は、不完全集積にした場合に形成される地球型惑星の特徴の統計的性質を定量的に示す。特に惑星の自転パラメータに注目する。不完全集積の場合、衝突パラメータや速度が大きい大角運動量の衝突は合体にならない場合が多い。よって合体する衝突の角運動量は小さくなり、惑星の自転角速度の速度分散は完全集積の場合に比較して小さくなる。

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惑星により遠方（～10,000AU）へ散乱された微惑星は、銀河潮汐力により惑星領域と黄道面を離れ、ある程度球状に近い構造を持つオールト雲へと進化するが、一様な軌道傾斜角分布は再現されない。働く方向が銀河面に対して一定の銀河潮汐力に対し、等方的にやってくる恒星との遭遇は軌道傾斜角の一様化に寄与すると考えられる。我々は初期条件として惑星散乱により形成された微惑星の円盤を初期条件とし、予測されるオールト雲を再現できるかどうかを、衝撃近似法を用いて解析的に調べた。

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太陽系の形成過程を理解する上でも、惑星の移動について調べる事は非常に重要である。我々は、微惑星円盤中の惑星移動について数値計算を行い、微惑星の運動を詳細に調べた。その結果、惑星が微惑星から得る単位質量当たりの角運動量が移動速度に反比例し、移動速度を惑星自身が調節していることを明らかにした。発表では、これらの惑星移動の素過程をふまえた惑星移動の定式化についてお話しする予定である

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Trans-Neptunian objects (TNOs) orbit in the so called trans-Neptunian belt (or Edgeworth-Kuiper belt). These icy bodies represent the relics of planet accretion in the outer solar system. We investigated the structure of the trans-Neptunian belt by conducting extensive computer simulations (4-5Gyr) using tens of thousands of particles in planetesimal disks. After taking into account several observational constraints, we developed a model to explain the origin and evolution of the belt by considering a hypothetical outer planet (or planetoid) with tenths of Earth masses orbiting beyond about 100AU.An outer planet in a distant orbit in the scattered disk can explain the ancient trans-Neptunian belt excitation, the formation of an outer edge at ~48AU, the entire TNO resonant population, the formation of detached TNOs and many other features in a self-consistent way. Noteworthy, the results match very well up-to-date observations. The best constraints obtained from the model for the planetoid are: aP=100-170AU, qP>80AU, iP=30-50 degrees, albedo=0.1-0.3, and apparent magnitude mP=15~17mag at perihelion.In summary, our model with the existence of a distant massive planet successfully describes the trans-Neptunian belt architecture with an unprecedented level of details.

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デブリ円盤における氷ダスト昇華

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原始惑星系円盤は光学的に厚いため (Chiang & Goldreich, 1997)、地球型惑星形成領域においても氷を主成分とする微惑星（氷微惑星）が形成すると考えられる。氷微惑星による地球型惑星への水の供給は、主に氷微惑星の合体成長と昇華のバランスによってコントロールされるが、その内部構造や熱史によっても強く影響を受けると考えられる。本研究では、短寿命放射性熱源²⁶Alによる加熱を考慮した氷微惑星の熱史について数値計算を行い、含水鉱物が形成する条件（氷微惑星のサイズや形成時期）について議論する。

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惑星集積理論が示唆するように円盤ガス中で地球が形成された場合、原始地球は太陽組成大気をまとう。そのとき、大気に多量に含まれるＮｅがマグマオーシャン中に溶解する。しかし、その大気量から推定される溶解量ほどのＮｅが現在の地球上では見つかっていない。本研究では、これまで考慮されてこなかった円盤散逸時の大気量減少に伴うマントルからの脱Ｎｅ量を調べた。その結果、円盤散逸に伴って原始地球から大量のＮｅが散逸でき、地球に残るＮｅ量は従来考えられていたよりも少ないことが分かった。

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本研究では、Kuramoto and Matsui(1996)のモデルを拡張し、地球型惑星集積中の親気性元素の金属溶融鉄・シリケイトメルト・ガス間への分配を解いた。分配された親気性元素が脱ガスや金属鉄のコアへの沈降で分化を経験するとどのようなコア・マントル・原始大気を持つ惑星が形成するかについて考察する。また、惑星集積中の太陽組成大気捕獲を考慮にいれたときについても考察をする予定である。

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水星の熱史に放射性熱源の分布の及ぼす効果について検討した。熱源となる U や Th は不調和元素であり、地殻に濃集しやすい。特に、水星では地球のようなプレート運動がないため、濃集した熱源が地殻に保持されやすいと考えられる。熱源が濃集したモデルではマントル中に一様に分布しているとした単純なモデルにくらべて惑星内部が冷えやすいことが予想される。その効果を見積もるため、熱源がマントル中に一様に分布している場合と、地殻に濃集している場合を想定して、混合距離理論を用いた熱史計算を行った。

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隕鉄の、同位体分析から求められた形成時間と、Widmanstaetten構造から求められた冷却速度を満たすための母天体の条件（サイズ、形成時間、組成など）を求めるために、１－１００ｋｍの天体の熱進化を求める数値計算のコードを開発した。
我々の数値計算の結果によるとシリケイト粒子のサイズが５０μｍよりも大きければ天体中心に金属のコアが作られる。また、隕鉄について考えられている冷却速度を満たすためには天体の半径が２０ｋｍよりも大きくなければならないことも明らかになった。

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本解析では誕生当時の地球温度が一定で高温状態から表面輻射放冷により，また内部は主として伝導による熱移動のみを考えるが，物性値の異なる多重球殻も対象とする．なお地殻側の凝固に伴う潜熱は必要に応じて採りいれる．またマントル対流が及ぼす熱移動，温度分布への影響に関しては平板系の非定常熱伝導の過程で自然対流が発生した場合の解析を行う．

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硫酸塩岩（CaSO₄）への天体衝突によりSO₂が脱ガスし、惑星の表層環境に影響を与えると考えられている。しかし、SO₂は脱ガス後に衝突蒸気雲内でCaOと逆反応し、再びCaSO₄に戻る可能性も指摘されている。本研究ではこの逆反応の反応速度を実験により求め、衝突蒸気雲の冷却速度と比較することで、逆反応によりCaSO₄に戻るSO₂の割合を推定した。その結果、K/Tスケールの天体衝突の場合、>40%のSO₂がCaSO₄に戻ることがわかった。

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隕石衝突時には隕石・地殻が高温高圧になり衝突脱ガスが起こる。脱ガス気体は地球の大気・生物進化に大きな影響を及ぼしてきたと考えられる。先行研究では炭酸塩鉱物からの脱ガス気体は全てCO2と仮定されてきたが、我々は高温で安定なCOが脱ガスする可能性に着目した。COは大気化学反応を介し強い温室効果気体である対流圏オゾンを生成するため、脱ガス気体がCOかCO2かによって気候への影響が大きく異なることが予想される。そこで我々はレーザー銃を用いた衝突脱ガス実験を行い、炭酸塩鉱物の脱ガス分子種特定を試みた。

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衝突脱ガスは地球型惑星の大気の形成やその後の表層環境の進化に非常に重要な役割を果たしたと言われている。脱ガス開始に必要な衝撃圧力などの室内実験で決められる値を惑星スケールに応用するためには、衝突脱ガスの物理過程を理解しスケーリング則を確立する必要がある。そこで本研究では、未だ解明されていない衝突脱ガスが起こる物理・化学過程を明らかにし、スケーリング則を確立することを目指し、炭酸塩からの衝突脱ガス実験を行った。その結果衝突脱ガスが圧力解放過程で起こったことが示唆される結果が得られた。

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宇宙に最も多量に存在する固体は氷である。星間空間から惑星内部にわたる、惑星の形成・進化の場には，真空低温から超高圧高温までのあらゆる外場条件が存在している。氷はこの多様な条件対応して、とても興味深い性質の変化を示す。この多様な惑星の氷を題材とする、新しい研究の流れを大きく加速すべく、中性子という新しい道具を使った新たな研究プロジェクトが今年から始動した。その構想、現状、展望を詳しく紹介する。

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