308

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.4,2007

同位体組成からわかる彗星塵の形成環境―NanoSIMSによる同位体イメージング―

1

伊藤元雄 ，スコット・メッセンジャー

1（要旨）NanoSIMSを用いた二次元同位体イメージング法によりヴィルト２彗星塵試料中の各相（数十から数百nm の細粒の鉱物や炭素質物質）の高精度・高空間分解能同位体測定を行った．その結果，ほとんどの試料の水素，炭素，窒素，酸素の同位体組成は太陽系固体物質のこれまでの研究結果と非常に近かった．酸素同位体組成が際立って異なる事が特徴である太陽系前駆物質（プレソーラー粒子）は彗星塵中に１つしか発見されず，その存在は非常に稀である事がわかった．しかしながらサブミクロンスケールレベルでみると，炭素質物質の中に極低温（～20 K）の星間分子雲内での化学反応により形成されうる水素と窒素の同位体異常が見られた．これにより，ヴィルト２彗星を構成する炭素質物質の中には太陽系形成以前の冷たい分子雲ガスの情報を保持しているものがあると解釈できる．以上の事は，原始太陽近傍で形成されたケイ酸塩鉱物のような高温物質がＸウィンドにより原始太陽系円盤の外縁部まで飛ばされ，そこにあった星間分子雲起源の有機物質と混合するプロセスがあった事を示唆している．

1. はじめにぶりに人類が自ら掴み取った地球外物質である．
彗星は太陽系形成時に存在した揮発性物質と岩石質の塵

これまで地球外物質として我々科学者が実験室で化が集まってできたものであり，その核は氷で覆われた小学的に分析してきたものには，地球に落ちてくる隕石，さな岩石および有機物の塵を含む集合体であると考えら

アポロとルナ計画で採取された月の石，成層圏かられている．氷の80 %以上は水（H2O）からなり，その他に回収される惑星間塵（Interplanetary Dust Particles,は一酸化炭素（CO），二酸化炭素（CO2），メタン（CH4），IDPs），南極やグリーンランドの雪氷中から採集されまた微量成分としてアンモニア（NH3）やシアン化水素る微隕石（Micro-Meteorites, MMs）
，そしてLDEF（HCN）などが確認されている．融点が非常に低い一酸化（Long Duration Exposure Facility）という衛星軌道炭素（融点＝－205 ℃）やアンモニア（同－77 ℃）が氷の上に長期間設置してある実験施設で回収した宇宙塵状態で存在することから，彗星は形成以来極低温のまま46がある．NASAの彗星探査機スターダストは人類初億年の間その状態を保っているとされる [2, 3]．そのためとなる彗星塵のサンプルリターンミッションとして太陽系内部で最も古い起源物質を保持している可能性の高1999年に打ち上げられた．2004年に地球から約3億9い天体であると考えられている．彗星塵試料を化学的な手千万キロ離れた火星と木星の間にあるヴィルト２彗星法で分析することができれば，太陽系の起源物質，さらに（81P/Wild2）を構成する彗星塵を採取し，2006年1月

星間雲から惑星の形成に至るまでの太陽系46億年の物質化に彗星塵を地球まで持ち帰ることに成功した [1]．そ学進化を解明できるであろう．

れはルナ24号が1976年に持ち返った月試料以来，30年
1. NASA ジョンソンスペースセンター

同位体組成からわかる彗星塵の形成環境 ― NanoSIMS による同位体イメージング―／伊藤，メッセンジャー

2. 同位体を用いた地球外物質の研究

309

体物質から得られた特徴的な同位体分布との比較，b）
地球内外の有機物（炭素質物質）の同位体組成との比較，c）彗星は太陽系の平均同位体組成から著しく異地球や月の石，隕石などの太陽系固体物質に含まれなった同位体組成を持つ星間塵を含むか，そしてd）る多くの主要元素，例えばケイ素，マグネシウム，ア

原始惑星系円盤における物質化学進化と物質循環の解

ルミニウムやカルシウムなどは蒸発や凝縮などの化学明，などについて新たな知見を与えてくれるものと期反応に伴いそれらの元素組成は大きく変化するが，同待できる．

位体比の変動は小さい事が知られている．
しかしながら始源隕石中には同位体比が太陽系の平均から著しく異なるサブミクロンスケールの物質がごく僅かに存在することが知られている [4]．これらは

3. 二次イオン質量分析法による同位体分析

太陽系が形成される前の情報を持つ粒子“プレソーラ

二 次 イ オ ン 質 量 分 析 法（Secondary Ion Massー粒子”と呼ばれる．太陽系を作ったもともとの元素

Spectroscopy, SIMS）とは，数十 keVのエネルギーは超新星や赤色巨星など様々に異なった環境下で合成で加速し収束させた一次イオンビームを試料表面に照され，同位体的に著しく不均一な状態から出発した事射し，その表面から運動量と運動エネルギーに応じてを示す証拠になっている [例えば5]．太陽系固体物質

放出される二次イオン，中性原子，電磁波や光子などが持つ均一な同位体組成は，太陽系形成時，あるいはのうち，試料の構成元素に基づいた二次イオンのみをそれに先立って大規模な物質の攪拌が起こったことを質量と電荷比に応じて分離・検出して，試料表面の化意味する．このような例からもわかるように地球外物学組成や同位体組成を分析する測定法である．一次イ

質の同位体組成を測定する事は，その起源や形成過程オンビームにより試料表面がスパッタされていくので，を評価するインジケーターとして重要な役割を果たし分析を続けると表面からの深さ方向分析が，さらに一ている．

次イオンビームを走査することで面分析が可能になる．

彗星の同位体組成を直接測定した研究は非常に少な

本特集号 [11] によれば，ヴィルト２彗星から得らい．主として地上からの分光観測により得られるCNれた彗星塵は数十から数百nmの細粒の鉱物や炭素（可視光スペクトル）やHCN（電波）の領域の波長を質物質が寄り集まってできている．そのようなサブ13121514

詳しく解析することで，炭素（ C/ C）と窒素（ N/ N）

ミクロンスケールの試料の同位体組成を測定するた同位体比を得る研究が行われている．これまでにオー

め に 主 と し てNanoSIMS（CAMECA社NanoSIMS

ルト雲起源のヘール・ボップ彗星やカイパーベルトに50/50L）を使用した．NanoSIMSは高感度（数ppm-起源をもつデヴィコ彗星，木星族彗星に分類されるハppb）と高空間分解能（50-100 nm）を両立した走査型

ゥエル彗星など６つの彗星についての研究が報告され二次イオン質量分析器である．最大の特長として数十ている [6-8]．唯一の直接測定として1986年に探査機μmの領域の同位体組成分布を100 nm以下の空間分ジオットに搭載された飛行時間型質量分析器によりハ解能でかつ定量的な情報をもつイメージとして最大７18163432

レー彗星の水素（D/H），酸素（ O/ O），硫黄（ S/ S）

つまで同時に取得できることにある．この特長を活かの同位体測定が報告されている [2, 9-10]．

して数 μm以下の領域の同位体組成二次元分布を定

ヴィルト２彗星から捕獲された彗星塵の水素，炭素，量的にイメージとして取得することができる．その他，窒素，酸素の同位体組成を測定することで，a）彗星

局所高精度同位体組成分析には大型の扇形磁場を持つの地上観測データ，及び隕石や宇宙塵などの太陽系固IMS-1270型二次イオン質量分析器が用いられた．

310

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.4,2007
以上のことを考慮してもエンスタタイトとカンラン石

4. 同位体測定の結果の酸素同位体組成は太陽系平均とほぼ一致していることから，これらの鉱物は太陽系内で形成されたと解釈

4.1. 高融点鉱物の存在とその酸素同位体組成できるであろう．
では ”Inti”についてはどうであろうか．スピネル，彗星塵を構成する鉱物は主として細粒のカンラン石アノーサイトとメリライトを区別して測定する事がでと輝石（エンスタタイト）であった [11]．また非常にきなかったため，測定結果は各鉱物の酸素同位体組興味深い事に，”Inti”と名づけられた彗星塵にはカル成の平均値として考える事にする．その結果 ”Inti”

シウムとアルミニウムを主要元素とする鉱物（メリの構成鉱物は，始源隕石に特徴的に含まれるCAIとライト，アノーサイトとスピネル）を含んでいた [11]．

同じく O成分にのみ約4 %富む酸素同位体組成を示しこれらの鉱物は融点が1000 ℃以上と非常に高いため，た（図１（a）の左下に集中している）．このことは原始太陽系星雲では非常に限られた高温の場所でしか”Inti”のCAI鉱物は，隕石のCAIと同じ起源を持ち，形成できない．特に難揮発性元素であるカルシウムと同様の形成過程を経てきたと解釈しても差し支えない

アルミニウム成分に富む鉱物からなる固体物質は，一だろう．

16

般にCAI（Ca-Al-rich inclusions）と呼ばれ，始源隕

Shuら [14] はXウインドのような超音速のガス流に石中に特異的に存在する．CAIの年齢は鉛－鉛系の年より原始惑星系円盤中に存在するミリメートルサイズ

代測定法によると45.67億年であり，太陽系最古の物の固体物質は，中心星の近傍から数天文単位離れた場質である [12]．そのためCAIは太陽系形成初期の頃に所へ運ばれる事を示した．原始惑星系円盤の最も内側起こった様々な熱的プロセスやタイムスケールについに存在する活動的な原始太陽からの熱輻射によりCAIての情報を保持している．このCAIの類似鉱物が彗星のような難揮発性物質を蒸発または溶融させる高温領塵試料中に発見された事で，これまで蓄えられてきた域が存在し，そこで熱変成を受けた物質はXウインド

隕石の酸素同位体宇宙科学の結果と結びつける事が可により中心から数天文単位離れた低温領域まで運ばれ能になり，原始太陽系星雲での物質化学進化と彗星のた．このプロセスに基づいた原始惑星系円盤の内部と形成過程とを同時に考えられるようになるであろう.

外縁部を結ぶ物質循環が，太陽系固体物質の形成過程

表１と図１（a）に1270型二次イオン質量分析器をに大きく関わっていた証拠が始源隕石中に発見されて使用した局所分析による彗星塵試料中のエンスタタイ

いる [15]．従って彗星塵 ”Inti”の鉱物組成とその酸ト，カンラン石と ”Inti”の鉱物集合体の酸素同位体

素同位体組成は，上記のXウインドによる原始太陽系分析結果を示した [13]．エンスタタイトの酸素同位体内の物質循環モデルを強く示唆している．
17161816

組成は図１（a）に示すように地球型分別直線（TF）

図１（b）の縦軸，横軸はそれぞれ O/ Oと O/ Oに沿って分布していることがわかる．細粒の彗星塵はと図１（a）と同じであるが，およそ３桁にわたり同局所同位体分析に使用したビーム径よりも小さいため位体比が異なる事が見て取れる．図中の灰色の丸は全に試料そのものだけを測定しておらず，試料周囲の物てNanoSIMSによる個々のプレソーラー粒子の酸素質（アクリルやエアロジェル）もまた同時に測定して同位体組成分析結果を示している [5]．この粒子らがいる可能性が高い．そのため測定値は，試料自身の酸示す酸素同位体比の大きな散らばりは，それぞれが異素同位体組成と周囲の物質の同位体組成と混合した値なる元素合成の過程を経て生成されたと解釈されていとして得られていると考えられる．カンラン石の分る．図中の黒丸は，彗星塵試料から見つかった唯一の析値に関しても同様の影響を多少受けている（表１）．

プレソーラー粒子（おそらく酸化物かケイ酸塩鉱物）

8
同位体組成からわかる彗星塵の形成環境 ― NanoSIMS による同位体イメージング―／伊藤，メッセンジャー

311

表1 酸素同位体のSIMSに よる局所分析 結果（エアロジェル， 地球産のエン スタタイト，スターダス
ト彗星塵試料 ，ハレ ー彗星）
表 1：酸素同位体の SIMS による局所分析結果（エアロジェル，地球産のエンスタタイト，スターダスト彗星塵試料，ハレー彗星）

試料δ 18OSMOW(‰)

δ 17OSMOW(‰)

地 球試 料
エアロジェル輝石（エンスタタイト）
アクリル-1.1 ± 0.1
5.8 ± 0.3
-33.5 ± 0.5-0.5 ± 0.1
3.0 ± 0.3
-19.5 ± 1.2

C2027, 2, 69,1, 0-0.3 ± 0.4
4.5 ± 0.4
1.1 ± 0.4
-5.2 ± 0.6-6.9 ± 0.5
6.6 ± 0.8

-0.8 ± 0.9-0.1 ± 0.9-1.1 ± 1.1-3.8 ± 1.7-4.9 ± 1.2-6.8 ± 1.7

C2115,1,22,0(Track22)-1.7 ± 1.2
2.2 ± 1.2-6.0 ± 1.1-1.5 ± 1.60.4 ± 1.7-2.6 ± 1.7

カンラン石と少量の輝石（エンスタタイト）を含む

C2054,4,25,1,0(Track25, “Inti”)-39.5 ± 1.0-40.9 ± 1.3-36.1 ± 2.4-41.6 ± 1.3-39.4 ± 4.3-40.5 ± 1.6-38.7 ± 3.8-42.0 ± 2.5

run 1
run 2
run 1
run 2

12 ± 75

N/A

２回測定の平均
１６回測定の平均
彗星塵試料を埋め込んだアクリル

彗 星塵 試 料

ハレー彗星

輝石（エンスタタイト）

参考値：アクリルからの寄与があるた
め値が不確か

参考値

メリライト，アノーサイトとスピネル鉱物集合体

直接測定 [9, 10]測定した同位体比の記述は基準として用いる国際標準値との相対的な表記δ値で表す．同位体のずれをδ値で17 or 18
17 or 1816
17 or 1816
測定した同位体比の記述は基準として用いる国際標準値との相対的な表記d値で表す場合，
δO =（[O/ O）（O/ O）
単位は千分率（per mil, ‰）
測定試料/国際標準値-1] × 1000 で定義され，17 or 181315表す．同位体のずれをd値で表す場合，δ
O = [(17 or 18O/16O)測定試料/(17 orである．δD,δ C, δ Nに関しても同様の式で表す．

O/16O)国際標準値-1]×1000 で定義され，単位は千分率(per mil, ‰)である．δD, δ13C,δ15Nに関しても同様の式で表す．の酸素同位体組成である．この粒子のもつ酸素同位体
50Lと透過型電子顕微鏡（TEM）による彗星塵試料
181716-31816

組成は O/ O =（1.01 ± 0.20）x 10 , O/ O =（1.77-3の典型的な測定結果を図２に示す [16からの引用]．6± 0.24）x 10 である．この値を様々な隕石や宇宙塵

x 10 μmの大きさの彗星塵試料“Ada”は細粒の鉱物から発見されているプレソーラー粒子の酸素同位体比や有機物から構成されている（図２（a））．試料の右と比較した場合，グループ１というカテゴリに分類さ上から左下に向かい一方向に細かい亀裂が無数に規則18れる．このように O成分が比較的太陽系平均に近く，正しく，かつ平行に入っている，これは試料を薄く切17O成分に大きく富む組成をもつ粒子は赤色巨星由来断した時に入ったものであろうと考えられている．図のものだと解釈される [5]．

２（b）にNanoSIMSによるδ N同位体イメージを示

151816

ハレー彗星の酸素同位体比（ O/ O）はジオット
1816す．同時に取得した O同位体イメージを元に“Ada”
15

探査機により直接測定をした報告 [9-10] によりδ O

本体以外の部分はマスクをかけている．δ N同位体= +12 ± 75 ‰
（二つの値の平均値：-38 ‰ から+62 ‰）イメージには多くの不均一同位体分布が確認できる．という値が得られている．しかしながら機器の関係上これは試料表面の凹凸の影響によるものや，二次イ17O/ O比は測定されていない．

オン強度が低いために見かけ上同位体比の異常とし

4.2.

炭素質物質中の水素，炭素，窒素同位体組成て見える部分が多い．我々は，選択した領域のδ N

NASAジョンソン宇宙センター所有のNanoSIMS差）場合のみを，その領域は N成分に富む窒素同位1615

値が塵全体の平均値から有意に異なる（2.5σ以上の15312 Messenger
Figure 1, Ito and日本惑星科学会誌 Vol.16.No.4,2007

18O/16O

1.90
30

1.95(a)20/ 103

2.00

2.05

2.10
4.00

Earth, Moon, Mars,
most bulk meteorites
3.90

0-10L
TF

3.80

C-30MCA
3.70-40

CAI-like “Inti” (T25)
Enstatite (T69)
Olivine (T22)

TypicalCAIs-50-60/ 104-20

17O/16O

δ17OSMOW (‰)

10

3.60-60 -50 -40 -30 -20 -10

0102030δ18OSMOW (‰)(b)
17O/16O

Presolar grainin C2086W1

Group1Group2

図 1：（a）塵試料から得られたカンラン石（T22, Olivine），エンス
タ タ イ ト 輝 石（T69, Enstatite） と CAI 鉱 物（T25,“Inti”）の三酸素同位体プロット．酸素は太陽系固体物質の殆どを占める主要成分元素であり，原始太陽系星雲の形成環境を調べ16る上で非常に重要なトレーサーである．酸素は O（99.7621718%）， O（0.038 %）， O（0.200 %）の３つの安定同位体を持ち，その存在比は太陽系形成時から変化していない．地球の物質の酸素同位体比は三酸素同位体プロット上の傾きが約0.5 の直線上にちらばる（地球型分別直線 : TFL, TerrestrialFractionation Line）． し か し CAI の 酸 素 同 位 体 比 は 地 球と は 全 く 異 な る 線 上 に の る [20]（CCAM, Carbonaceous
Chondrite Anhydrous Minerals）．この値は地球の標準海水（Standard Mean Ocean Water）と比較して，試料がどのく16
らい O 成分に富んでいるか，また少ないかを示す．TF 線上を同位体比が動く事は，蒸発や凝縮，溶融や再結晶，拡散，化学反応などの通常の同位体効果を伴う過程を経て変動していることを意味する．一方，傾きが 0.5 以外の直線は起源の異なる２成分の混合を意味する．このプロットにより異なる起源を持つ原材料物質の区別と同一起源物質の質量分別過程という２つの情報が明確に識別できる．地球や月，火星，多くの隕石の酸素同位体組成は右上の比較的狭い領域に集中している事と比較すると，CAI の持つ酸素同位体組成の特徴がよくわかる．
（b）三酸素同位体プロットを対数軸で表示した．数多くの灰丸は，これまでに隕石から抽出されたプレソーラー粒子の酸素同位体組成を示している．スターダスト試料そのものからではなく，エアロジェル捕獲器に彗星塵が衝突してできたクレーター周囲の彗星塵残査からプレソーラー粒子が発見され17161816た [13]． O/ O の点線と O/ O の点線との交点が標準海水の値になる．図中のグループ 1-4 の楕円は異なる元素合成のカテゴリを示している．（a）のグラフの範囲は交点の位置にある小さい□である．いかにプレソーラー粒子のもつ酸素同位体組成は太陽系平均から著しく異なるのかわかる．

Group4Group318O/16O体比をもつと定義している．図２（c）にNanoSIMS
161515かった．４ヶ所はそれぞれN1（δ N = 639 ± 28 ‰）1515による O同位体イメージ上にδ N値の過剰がみら, N2（δ N = 518 ± 71 ‰）, N3（δ N = 479 ± 21 ‰）れる炭素質物質の領域のみを示した．図２（a）の, N4（δ N = 591 ± 28 ‰）と N成分に富んでいた．

16151515

TEMの観察像とNanoSIMSによる O同位体イメージ

しかし１カ所のみN5（δ N = -20 ± 32 ‰）と太陽系は，“Ada”本体の形状を良く現していることがわかる．

平均組成と同じ値を示した．これは惑星間塵で見られ図中の矢印で示した場所には炭素質物質がTEM観察る典型的な値であり，初期分析結果 [13] ともよく一1214とNanoSIMSの C N同位体イメージの両方で確認さ1515れ，δ Nの過剰（δ N = 550 ± 70 ‰）を示した．

致している．
彗星の大部分は炭素，水素，酸素，窒素からなる彗星塵試料 ”Febo”からの二つの薄片を測定した[2-3]．しかしながら，“Febo”や“Ada”に含まれる炭[16]．最初の薄片からは数百nmの大きさで環状に分素の量は予想された量よりも非常に少なかった．これ

1515

布する N成分に富む領域（δ N = 420 ± 160 ‰）がは試料作成時の影響のためか，または彗星塵が秒速6発見された．もう一方の薄片を測定したところ，炭素キロでエアロジェルに捕獲された時の衝撃で炭素質物質物質の領域に明らかに窒素に富む領域が５カ所見つ質が蒸発してしまったためかもしれない．炭素同位体

Figure 3, Ito and Messenger

同位体組成からわかる彗星塵の形成環境 ― NanoSIMS による同位体イメージング―／伊藤，メッセンジャー

313

Globule aggregate from Tagish Lake meteorite

図 3： タギッシュ・レイク隕石から発見された有機環状包有物（Organic Globules, 中村圭子博士提供）の TEM
15像．この環状の物質と良く似た形状のδ N 同位体イメージが ”Febo”から得られた．Organic Globulesについては [19] を参照の事．

告値（δD = 2,000 ± 900‰）よりも非常に大きい値であり，最近始源隕石中の有機物に見つかったδD =19,000 ‰ [17] やヘール・ボップ彗星のHCN氷のδD=13,300 ‰ [18] と良い一致を示している．このように非常に重水素に富む同位体比を持つ有機物の存在は，星間分子雲などの極低温条件下での有機物の形成を示唆している [17-19]．
“Febo”中の炭素に富む物質の大きさと窒素同位体比の値は惑星間塵や隕石から発見されている同位体異図 2：（a）スターダスト彗星塵試料“Ada”の透過型電子顕15微鏡（TEM）写真．（b）NanoSIMS によるδ N の同1615位体イメージ．
（c） O 同位体イメージとδ N をオーバーラップさせた図．図中の矢印で示した場所は炭15素質物質し，そこにδ N の大きな窒素同位体比過剰がある．

常を持つミクロスケールの炭素質物質の同位体的特徴と非常に良く一致している．特に同位体イメージ
15で確認できた N成分に富む環状の炭素質有機物はタ
ギッシュ・レイク炭素質隕石中に発見された有機環状包有物（Organic Globules, 図３）とその大きさ，形15

組成は初期分析結果 [18] と同様に太陽系平均組成と状，そして同位体組成の特徴（窒素同位体比は N成

誤差の範囲内で一致した．

分に富むδ N > 200 ‰，水素同位体比はD成分に富15サブミクロンスケールの炭素と水素が濃集していむ δD >1000 ‰，炭素同位体は太陽系組成に近い）る部分が“Febo”に見つかり，その領域の水素同位体に良く一致している [19]．この同位体組成分布の組み

組成はδD = 17,300 ‰であった．この値は [13] の報

合わせをもつ有機物質は20 K以下の極低温における314

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.4,2007

化学反応により形成され，原始太陽系星雲では冷たい酸素同位体組成分析から現在までにわかったことを列星間分子雲がその候補にあたる [19]．この事から，彗

挙すると以下のようになる．

星の有機物は重水素に富む星間分子を起源物質として，（a）彗星には太陽系前駆物質であるプレソーラー粒子星間分子雲という非常に温度の低い場所での形成が示の存在は非常に稀であった．また彗星塵の主要鉱

唆される．

物のエンスタタイトとカンラン石の酸素同位体組

可視光や電波などスペクトル観測により，いくつかの彗星について窒素と炭素の同位体組成が報告されて成分析結果から，それらは太陽系内で形成された事を示唆している．

いる [2, 6-8]．ここで，それらの値と“Febo”及び ”（b）彗星塵試料中にカルシウムとアルミニウムを主成Ada”二つの彗星塵を比較してみよう．
“Febo”と ”

分とする難揮発性元素からなる鉱物の集合体が存

1515Ada”には N成分に富む組成（δ N = 480-640 ‰）在した．この鉱物組み合わせは始源隕石に特異的があったが，可視光スペクトル（CN）観測から計算に含まれるCAIと一致している．その酸素同位体

15

されたヘール・ボップ彗星とリニア彗星のδ N = 940
1415‰（ N/ N= 140 ± 30）ほどは大きくなかった [6]．
141516

組成はCAIと同程度だけ O成分にのみ約４%程度富んでいた．これらの事は太陽近傍の高温領域で最近観測された同じ木星族のハゥエル彗星（ N/ N=形成された高融点鉱物が，ジェット流により原始140 ± 15）と比較しても同様の傾向が見られる [7]．

太陽系星雲の外縁部まで運ばれるというXウィン

この事はヴィルト２彗星中の有機物は，観測された他ドモデルに基づく物質循環が初期太陽系形成時にの彗星よりも比較的窒素同位体組成が軽い事を意味しあったことを示している．ているのかもしれない．一方，ヘール・ボップ彗星の（c） 彗星塵の有機物の水素と窒素の同位体比は太陽系電波観測によるHCNサブミリメートルの波長から求平均とは大きく異なったが，その一方で炭素同位14められた窒素同位体組成が N/ N= 330 ± 98（δ N

体は太陽系平均値であった．この事は有機物の起

15= -180 ‰）という非常に N成分に乏しいものであっ源物質には重水素に富む星間分子が関与しているたという報告もある [8]．これが彗星内の不均一な同事と，極低温の星間分子雲内における化学反応が位体組成分布を反映しているのか，それとも同定されその形成メカニズムとして考えられるという事をる窒素の元となる分子（HCNとCN）が異なるためな示唆している．

1515のかはよくわかっていない．しかしながら宇宙塵や始（d）原始太陽系の熱い中心部において形成された鉱物

源隕石中の有機物の窒素同位体組成も非常に大きな分

塵はXウィンドによりカイパーベルト付近の冷え

141515布（ N/ N= = 70-230, δ N = 200-3,000 ‰）を持つた領域まで飛ばされ，有機塵と混ざり合い固化し事が知られている．この事は，原始惑星系星雲外縁部た．その場所はヴィルト２彗星や他の木星族彗星で有機物が形成される時の起源物質が同位体的に非常が最終的に集積した場所と考えられる．に不均一であったためと解釈されている．彗星の観測値と今回の測定値が示す大きな不均一分布もまた起源

我々の住む太陽系が形成され46億年が経った．初期

物質の同位体的な不均質さを反映しているのかもしれの頃の物質化学進化についての情報を持つ物質を手にない．

入れるのは非常に困難であるため，地球の石や隕石，惑星間塵など様々な試料から得られた情報を組み合わ5. まとめせることで徐々に紐解いている．今回のターゲットであったヴィルト２彗星，またイトカワなどの小惑星や彗星塵の鉱物および有機物中の水素，炭素，窒素，カイパーベルト天体は，太陽系内で現在わずかに存在

同位体組成からわかる彗星塵の形成環境 ― NanoSIMS による同位体イメージング―／伊藤，メッセンジャーする微惑星や原始惑星である．これら太陽系小天体の[13] McKeegan, K. D. et al., 2006, Science 314, 1724.

物質を直接探査する事で断片的だった情報を繋げられ[14] Shu F.H. et al., 1997, Science 277, 1475.

ると考えている．2010年にイトカワからサンプルを持[15] Itoh, S. and Yurimoto H., 2003, Nature 423,

ち帰ると期待される探査機「はやぶさ」，そして「は315728.

やぶさ２」計画をはじめとして，アメリカ，欧州，中[16] Matrajt, G. et al., 2007, MaPS, Accepted.

国，インドと次々に宇宙に探査機を送る計画が発表さ[17] Busemann, H. et al., 2006, Science 312, 727.

れている．探査機の開発から試料の分析に関わる全て[18] Meier, R. et al., 1998, Science 279, 842.の人々の努力により太陽系の失われた過去の破片が見[19] Nakamura-Messenger, K. et al., 2006, Science

つかるに違いない．その破片を繋ぎ合わせる事で太陽系形成以来46億年の歴史が描けるようになるだろうと筆者は多いに期待している．

6. 謝 辞
NASAのスターダスト探査に携わった全ての人々にこの場をお借りしてお礼を申し上げます．本稿に対して有意義なコメントをいただいた中村智樹准教授（九州大学）に感謝いたします．最後に本稿を執筆する機会を与えて下さいました三河内岳博士（東京大学）にお礼申し上げます．

参考文献[1] Brownlee, D. et al., 2006, Science 314, 1711.
[2] Crovisier, J. and Bockelèe-Morvan D., 1999,
Space Sci. Rev. 90, 19.
[3] Jessberger, E., 1999, Space Sci. Rev. 90, 91.
[4] Anders, E. and Zinner E., 1993, Meteoritics 28,490.
[5] Nittler, L. et al., 1997, ApJ. 483, 475.
[6] Arpigny, C., et al. 2003, Science 301, 1522.
[7] Hutsemékers, D. et al., 2005, A&A. 440, L21.
[8] Ziurys, L. M. et al., 1999, ApJ. 527, L67.
[9] Balsiger, H. et al., 1995, JGR. 100, A4, 5827.
[10] Eberhardt, P. et al., 1995, A&A. 302, 301.
[11] 中村智樹ほか, 2007, 遊星人 本号.
[12] Amelin, Y. et al., 2002, Science 297, 1678.

314, 1439.
[20] Clayton, R. N. et al., 1973, Science 182, 485.