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日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 1, 2010

特集
「始原天体研究のこれまでとこれから：探査を仲介とした異分野交流」

始原天体有機物研究の今とこれから
Ⅰ. アミノ酸薮田 ひかる

1（要旨）アミノ酸の生成には液体の水を要することから，隕石中のアミノ酸から母天体上の水質変成過程を評価する研究が近年発展してきている．種々の炭素質コンドライト中のアミノ酸の総濃度は水質変成の進行に伴い減少することが明らかとなった．またアミノ酸の成分比についても，水質変成をあまり経験していな
い隕石ではα-アミノイソ酪酸が多いのに対し，水質変成を著しく経験した隕石ではβ-アラニンが多いという特徴が見出されている．従来ではアミノ酸のL-エナンチオマー過剰は分子雲の円偏光紫外線による不斉光分解によると考えられてきた．しかし，近年の研究ではCM2，CI1コンドライトではL-イソバリンの高い過剰率が検出されたのに対し，始原的なCRコンドライトのイソバリンはほぼラセミ体であったため，アミノ酸の不斉の起源は隕石母天体上での水質作用が関わっている可能性が示された．最近の隕石・彗星中のアミノ酸研究をレビューする．

1. 隕石有機物研究のあゆみとして大いに注目を集めている．これは，分子雲中の塵の主成分と考えられている有機物が，分子雲から原隕石有機物研究のそもそもの始まりは，アミノ酸に始惑星系円盤の形成，太陽系の誕生に至るまでの歴史代表される私達の生命前駆物質が宇宙に存在するのだと共に化学的に進化したとの考え方に基づく．隕石のろうかという，生命の起源にまつわる興味からであっ化学・同位体組成の違いに基づき岩石学的タイプ，隕た．1970年に，溶融や分化を経験していない始原的な石グループに分類された種々のコンドライト（図1）に隕石（コンドライト）の中でも有機炭素の豊富な炭素含まれる有機物の構造的，同位体的特徴を明らかにす質コンドライト，Murchison隕石から隕石固有のアミることによって太陽系で起こった化学プロセスを解明

ノ酸が初めて検出された [1] のをきっかけに，その後する諸研究が，ここ数年で飛躍的に発展した．2006年

1990年代に至るまでの間，生体関連分子をはじめ400にはスターダストミッションが81P/Wild 2彗星の塵種類を超える有機分子が，主に炭素質コンドライトかを地球に持ち帰ることに成功し，太陽系でより始原的ら発見された．1997年には，Murchison隕石中の幾つな小天体の有機物研究にも恵まれた ．

かのアミノ酸のL-鏡像異性体（エナンチオマー）過剰がつまり，かつては生命の起源と特別に連結した分野初めて発見され [2] ，不斉の起源を宇宙に探求する先と位置づけられていた隕石有機物研究は，今日では他駆的研究となり，さらには地球生命がL体のアミノ酸の宇宙惑星物質科学と同じ土俵の上に立てるようになを選択した起源は地球外に存在するのかもしれないとりつつある．本論文では，隕石有機物研究の歴史が最の考えも生まれた．これらの成果については諸総説にも長いアミノ酸に焦点を置き，アミノ酸が現在どのよ詳しく述べられている [3-5] ．

うな位置づけで研究されているかを紹介する．始原天

一方で，最近の研究動向において，隕石有機物は「太陽系の起源と進化に重要な役割を担った物質の一つ」
1. 大阪大学理学研究科宇宙地球科学専攻
hyabuta@ess.sci.osaka-u.ac.jp

体有機物研究が今後どのように展開されるべきか，考えてみたい．

始原天体有機物研究の今とこれから

I. アミノ酸／薮田

前駆分子が隕石母天体に取り込まれ、液体の水と反応

コンドライトクラス→

炭素質

普通グループ→

CI CM CR CO CV CK CB CH

H L LL

岩石学類
タイプ→

Types 1, 2

Types 3 - 6

水質変成

熱変成

可溶性
有機分子
（例：アミノ酸）

分解性
難分解性

29

エンスタタイト
EH EL R Kした結果，アミノ酸が生成すると考えられている [10]．
その意味で，母天体で水質変成を経験した岩石学類タイプ1， 2に属する隕石グループ（CM，CI，CR）（図1）
がアミノ酸研究の主要な研究対象とされている．

分解性
難分解性

2.1.
不溶性高分子有機物
不溶性高分子有機物

全有機炭素 2 - 3wt%

全有機炭素 ＜0.5 - 1wt%

図1： コンドライトの分類と，有機炭素の主要構成成分の概略．一般に，岩石学類タイプが1と2のコンドライト（CI，CM，CRグループ）は水質変成を経験し，熱変成を経験していない．タイプ1の方が2よりも水質変成の進行が著しい．Murchison隕石は，岩石学類タイプが2で，隕石グループがCMの，CM2コンドライトに分類される．これらの分類に属するコンドライトの全有機炭素量は約2 - 3%で，そのうちの1 - 20%をアミノ酸などの可溶性有機分子が占める．残り（80-99%）の有機炭素は不溶性高分子有機物と称されることが多い．不溶性高分子有機物は部分的に熱・化学分解性を有し，一部の可溶性有機分子は不溶性有機物が図1分解して生じたとも考えられている．岩石学類タイプが3～ 6のコンドライトは300℃以上の熱変成を経験しており（水質変成の度合いは様々），タイプの番号が大きくなるほど一般に熱変成の温度が高い．タイプ3 ～ 4の全有機炭素量はタイプ1，2に比べて非常に乏しく，試料に固有の可溶性有機分子が検出された報告はほとんどない．図は[6, 7]を改変．

濃度と成分比表1に，12種の異なる炭素質コンドライト中のアミノ酸総濃度をまとめた．GRA95229 隕石に次いでアミノ酸総濃度が高いEET92042 隕石は，それに含まれる不溶性高分子有機物中から重水素と窒素15の局所的な同位体濃集が検出されており [11] ，母天体上での変成をあまり経験していない，始源的なCR2コンドライトとして知られる．その次にアミノ酸総濃度が高いのは，CM2コンドライトの中でも水質変成度が低いことが知られるYamato 791198 隕石 [12] である．この値は GRA95229，EET92042  隕石に比べ一桁低いが，その他のCM2コンドライトより4 ～ 7倍高い．そしてCR2コンドライトのRenazzo隕石，CI1（Orgueil，Ivuna），CR1（GRO95577），Tagish Lakeの 順 に ア ミノ酸総濃度は一桁ずつ低くなっている．これらの傾向から，隕石中のアミノ酸濃度は母天体の水質変成の度合いや条件を反映すると考えられた [13] ．水質変成

2. アミノ酸組成と隕石母天体での水質変成の度合いが高い隕石ほどアミノ酸が少ないのは，水質変成の進行に伴う化学酸化が有機分子の分解・除去を促進しているためと考えられている [13, 14] ．

アミノ酸をはじめとする可溶性有機分子は，タイプ

アミノ酸総濃度が最も高い GRA95229，EET92042 

1，2の炭素質コンドライトの全有機炭素（2  – 3wt%）

隕石は共に CR2  コンドライトであるが，同じ CR2 における1 – 20%を占める [8] ．Murchison 隕石はこでも Renazzo 隕石中の各アミノ酸の濃度はそれらよれまでに最もアミノ酸研究が行われたCM2コンドラりも2桁下回る [15] ．これはRenazzo 隕石が南極 CR2 イトで，1980年代で既に74種類のアミノ酸が検出されコンドライトよりもより著しい水質変成を受けている  

た [9]．これらのアミノ酸の生成を説明するために最[16] ことを良く反映している．加えて，同じ隕石グルも主要とされている反応機構には，（1）シアン化水素ープでも，各々の隕石は多様な度合いの水質・熱変成（HCN），アンモニア（NH3），そしてアルデヒドやケトを経験していることを示している．また，CM1コンンなどのカルボニル化合物（R（C=O）R’），水（H2O）
がドライト（例えばMET01070，ALH88045 隕石）のアミ反応してα-アミノ酸を生じるストレッカー反応，（2）ノ酸総濃度はCM2コンドライトのアミノ酸総濃度のα, β-不飽和ニトリル，NH3 ，H2Oが反応してβ-アミ平均に比べ非常に低いことも報告されており，CM1ノ酸を生じるマイケル付加反応，（3）ラクタムとH2OがCM2  よりも水質変成の著しい母天体環境であったが反応してγ-アミノ酸を生じる反応，がある（図2）．

ことが示唆されている [17] ．

ここで注目すべきは，いずれの反応も「水」を要するアミノ酸の成分比も，隕石によって変動すること点である。このことから，分子雲または原始太陽系星が見出されている．Ehrenfreund et al.（2001）[18]に雲に存在するアンモニアやカルボニルなどのアミノ酸よりCM2，CI1コンドライト中のアミノ酸の分子組30

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 1, 2010

表1：
12種の異なる炭素質コンドライト中のアミノ酸総濃度．
表 1．12種の異なる炭素質コンドライト中のアミノ酸総濃度．
データの出典について，各隕石名に上付き番号を付した．
データの出典について，各隕石名に上付き番号を付した．

α-Ala

3β-AIa
α-AIB

C2

< 0.1

（1）ストレッカー反応
（1）
CH3

CH3

HO-C- C≡N

C=O + HCN

CH3H2O
NH3（3）

H2C
H 2C

CH2CO

NH

NH2-CH2-CH2-CN

H2O

H2O

図3： 10種の異なる炭素質コンドライトの熱水抽出，酸加水分解で回収された，アラニン（Ala，斜線），β-アラニン（β-Ala，白色），α-アミノイソ酪酸（α-AIB，黒色），イソバリン（Iva，灰色）の相対濃度の比較（ppb．グリシンの濃度を1とした場合）．図は[34]を改変．GRA95229，EET92042，
GRO95577は[13]，Yamato791198は [28]，Murchison，
Murray，Orgueil，Ivunaは[18] ，LEW90500，ALH83100
は [34]，Renazzoは [15]を引用．
図3

Alaがストレッカー反応で生成したと仮定すると，α-NH2-C-COOH

Alaの前駆分子であるアセトアルデヒド（CH3CHO）がCH3母天体に多量に存在した可能性が考えられる [13]．こ（2）マイケル付加反応
（2）
NH30

CH3

α-アミノイソ酪酸（α-AIB）（）

CH2=CH-CN1Ivuna249
1806817121094.84.240.9GRO95577Or
gueil

CR2CR2CM2CM2CM2CM2CM2CR2CI1CI1CR1CH3Iva

2ALH83100
Renazzo

GRA95229
EET92042 [13]Yamato791198 [28]Murchison [18 ]Murray [18]ALH83100 [34]LEW90500 [34]Renazzo [15]Orgueil [18]Ivuna [18]GRO95577[13]Tagish Lake [5][13]アミノ酸濃度 (ppm)GR
A95229EE
T92042
Yama
to791
198LE
W90500Murch
ison

隕石グループ

相対量(グリシン = 1)

隕石

れらのバリエーションを生じる反応機構については未解明だが，母天体水質変成がアミノ酸およびアミノ酸

NH2-CH2-CH2-COOH

前駆分子の成分比に影響を及ぼしていることは確かな

β-アラニン（β（ - Ala）

ようである．

NH2-CH2-CH2-CH2-COOH
γ- アミノ酪酸

図2： アミノ酸生成反応機構．いずれの反応も「水」を要する．
カルボキシル基（COOH）に隣接した炭素原子にアミノ基（NH2）が結合しているアミノ酸をα-アミノ酸，α-炭素の隣にアミノ基が結合しているアミノ酸をβ-アミノ酸，β炭素の隣にアミノ基が結合しているアミノ酸をγ-アミノ酸という．図は[5]を改変．

2.2.

キラリティー

キラリティーとは対掌性，すなわち分子をそれ自身の鏡像に重ね合わせることができない性質のことである．互いに鏡像関係にある立体異性体をエナンチオ
マーという．また，不斉炭素を2つ以上持つ分子では，エナンチオマーの他に互いに鏡像関係にはない立体異性体，ジアステレオマーも存在する（図4）．これまで成に明らかな相違が見出されてから，より多くの炭にアミノ酸のL-エナンチオマー過剰が発見されたのは，

素質コンドライトについて，主要なアミノ酸の成分

Murchison，Murray隕石といった限られたCM2コン比が調査された（図3）．この図から，水質変成の度合ドライトであった．またL-エナンチオマー過剰が検出

い が 比 較 的 低 い コ ン ド ラ イ ト（EET92042，Yamato

されたアミノ酸は，最も高い過剰率（Lee（%）= （L-D）[791198，LEW90500，Murchison）はα-アミノイソ酪（L+D）] × 100）/を示したイソバリン（Lee = 15.2 %）[2]酸（α-AIB）の相対量が多い一方で，水質変成の度合を含む数種のα-メチルアミノ酸である．これらのα-いが比較的高いコンドライト（Renazzo，GRO95577，

メチルアミノ酸は生物圏に殆ど存在しないアミノ酸でOrgueil，Ivuna）はβ-アラニン（β-Ala）の相対量が多あり，且つ他のアミノ酸に比べて水質作用や放射線等いことがわかる．また，GRA95229，EET92042  隕石の条件でラセミ化（D，L体が等モル量存在）しにくい

ではα-アラニン（α-Ala）の相対量が非常に多い．α-性質を持つために [19]，初期に発現したL-エナンチオ

始原天体有機物研究の今とこれから(a)I. アミノ酸／薮田

エナンチオマー

L-Iva

2D-IvaOHO

311OHO* NH
24

Orgueil (10x)

* NH
21

Murchison

L-Ile(2S, 3S)

エナンチオマー

D-Ile(2R, 3R)

ONH2*

マーレオス
テーマO

OHO

*NH2*

*

L-Allo(2S, 3R)

エナンチオマーNH2*

D-Allo(2R, 3S)

図4： エナンチオマーとジアステレオマーの関係図．（a）イソバリン（炭素数5），（b）イソロイシン（炭素数6）．イソロイシ
図4ンは不斉炭素（＊）を2つ持つ．本文で述べられているイソロイシンのジアステレオマーは，L-イソロイシン（L-Ile(2S,3S)）とD-アロイソロイシン（D-Allo(2R, 3S)）．不斉炭素を中心に対する4つの置換基について，不斉炭素に結合する原子の原子番号が最も小さい置換基を奥に向け、残りの置換基を原子番号が高い順にたどるとき、右回りになる立体配置をR、左回りになる立体配置をSで表記している。図の出典[27]．

マー過剰が保存されやすいと考えられている．Glavin446 2,8547 464 510109119111213

6 2,8547 432109972,841092,842 3 4 5 67
411* 1310 121312141514 1514 151314 15*1011109QUE99177 (1/20x)

121011102,82 3 4 5 67 441ジアステレオマー

オレ
テ

ジ
ア

NH22 34547

LON94102 (1/10x)*ス
ア
ジジアステレオマー

*

OH

11O

2 3

LEW90500 (1x)

OHOH

*

相対強度 →

1(b)6 2,83131214 15

101112101314 15

10

EET92042 (1/50x)*

ブランク (1x)202530354045

保持時間（分）図5： 6種の異なる炭素質コンドライトの熱水抽出，酸加水分解で回収されたアミノ酸の高速液体クロマトグラフィー／蛍光検出／飛行時間型質量分析（LC-FD ／ TOF-MS）で得られたシングルイオンクロマトグラム（m/z = 379.13±0.015）．ピーク9（D-イソバリン），11（L-イソバリン）
図5の比に注目すると，Orgueil，Murchison隕石でL-エナンチ
オマー過剰が見られる一方，QUE99177，EET92042隕石
ではほぼ1：1（ラセミ体）である．ピーク番号1，3-アミノ-2,2-ジメチルプロパン酸；2，DL-4-アミノペンタン酸；3，DL-4-アミノ-3-メチルブタン酸；4，DL-3-アミノ-2-メチルブタン酸；5，DL-3-アミノ-2-エチルプロパン酸；6，5-ア
ミノペンタン酸；7，DL-4-アミノ-2-メチルブタン酸；8，3-アミノ-3-メチルブタン酸；9，D-2-アミノ-2-メチルブタン酸（D-イソバリン）；10，DL-3-アミノペンタン酸；11，L-2-アミノ-2-メチルブタン酸（L-イソバリン）；12，L-2-ア
ミノ-3-メチルブタン酸；13，D-2-アミノ-3-メチルブタン酸；
14，D-2-アミノペンタン酸；15，L-2-アミノペンタン酸．
＊印は非蛍光性人工物． 図の出典[20] ．

（ほぼラセミ体であった）．

and Dworkin（2009）[20] は，CM2コンドライト中のまた，彼らの研究では，各隕石について得られたアミノ酸のL-エナンチオマー過剰に制約を加える目的

Leeと，水質変成度の指標となるβ-Ala/AIB比の分布で，南極CM2コンドライトのLEW90500 隕石と未分を比較した（図6）．すると，Lee の高い隕石（Murchison，類C2コンドライトのLON94102に加え，CI（Orgueil），Orgueil）ほ ど β-Alaの 割 合 が 高 く，Leeが 低 い 隕 石CRコ ン ド ラ イ ト（EET92042，QUE99177）中 の ア（QUE99177, EET92042）ほどAIBの割合が高い傾向をミノ酸のキラル分析を初めて行った（図5）．その結示し，Lee と母天体水質変成の度合いが概ね相関する

果， イ ソ バ リ ン のLee は，Murchison，Orgueil 隕 石ことが示された．

で は そ れ ぞ れ18.5 ± 2.6%，15.2 ± 4.0%と， こ れ ま で

これまでは，イソバリンを含む隕石中のアミノ酸報告されているいずれのLee よりも高い値で得られのL-エナンチオマー過剰は，分子雲の円偏光紫外線

た．LEW90500，LON94102隕 石 の イ ソ バ リ ン のLee（UV-CPL）による不斉光分解によって生じるとの考はそれぞれ3.3 ± 1.8%，2.4 ± 4.1%と低かった．そのえ方が有力であった [21] ．数々の室内実験でもUV-一方で，2つの始源的なCR コンドライト（QUE99177,CPLによるアミノ酸の不斉光分解は検証されてきたEET92042）ではイソバリンのLee は検出されなかったが，報告されているLeeは2 - 3%程度 [22] かそれ以下で，

32

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 1, 2010

されている．

25CI1C215

数が異なるアミノ酸ではL-エナンチオマー過剰を生CR2じる機構が異なることも議論されている．Pizzarello

105水質変成

1
大-5-10et al.（2008）[24] は，別の始源的なCR コンドライト，

100%D 過剰イソバリンは炭素数5のアミノ酸であるが，炭素CM2

水質変成
Orgueil

Murchison

LEW90500

LON94102

QUE991770.1
小β-アラニン%L 過剰

200.01

EET92042

図6： 6種の異なる炭素質コンドライトから検出されたイソバリンのL-エナンチオマー過剰率と，水質変成度指標としてのβ-アラニン（β-Ala）／α-アミノイソ酪酸（α-AIB）の比較．
図の出典 [20] ．

剰（Lee = 12-14%）を検出している．このLeeはマーチソン隕石におけるL-イソロイシンのLeeにほぼ近かった．
しかしながら，GRA95229 隕石中のL-イソバリンの過剰率は低かった（Lee = 3%）．L-イソロイシンとL-イソロイシンのジアステレオマーであるD-アロイソロイシン（図4）がストレッカー反応で生成するとすれば，これらのアミノ酸の前駆物質である炭素数が5のアルデヒド自身がキラルであるので，L-イソロイシンの過60

炭素同位体比（δ13C）

GRA95229 隕石から，炭素数6のL-イソロイシンの過α-アミノ酸
α-メチルアミノ酸
β-アミノ酸
α-アミノジカルボン酸

5040

図6剰の要因は，L-イソロイシンが生成する“前に”存在すると考えられる．すなわち，L-イソバリンとL-イソロイシンの不斉が生じる化学作用・環境条件はそれぞ30れ異なるようである．

202.3.

100

同位体組成

炭素質コンドライト中のアミノ酸をはじめとする多2345種の可溶性分子の同位体組成は長く研究されており，

6

炭素数
図7： Murchison隕石中のアミノ酸の炭素数 vs. 炭素同位体比13（δ C）．α-アミノ酸（▲実線），メチル-α-アミノ酸（▲破線），β-アミノ酸（●破線点線），α-アミノジカルボン酸（＊実線）．図の出典 [25] ．

それらの起源や生成過程を理解するために非常に重要な情報である．特に，1990年代以降に個別分子安定同位体質量分析法が適用されるようになってから，さらなる研究発展を遂げている [5] ．例えば，Murchison
隕石中のα-アミノ酸とα-メチルアミノ酸の個別炭素
13

Murchison，Orgueil 隕石で検出されている値に比べ同位体比（δ C）は炭素数の増加とともに減少したの非常に小さい．上の研究結果は従来のUV-CPL説とはで，炭素数の小さい分子に反応性の高い Cが付加す一致し難く，むしろ，Murchison，Orgueil 隕石が経ることによって炭素数の大きい分子が生成する過程験したような母天体上での水質変成が，イソバリンのが考えられた [25] ．それに対して，同一隕石中のそ不斉増幅が起こる重要な場である可能性を示している．の他のアミノ酸（β-, γ-アミノ酸やα-アミノジカル

イソバリンの合成に最適な前駆分子である炭素数4のボン酸）では，α-アミノ酸とは逆に炭素数の増加ととケトン（2-ブタノン）はキラリティを有さず（アキラル），もにδ Cは増加する傾向を示した（図7）[25] ．また，またストレッカー反応で生成するのはα-アミノ酸のMurchison，Murray 隕石中の，分岐鎖構造をしたメラセミ混合物である．このことからも，Murchison，

チル-α-アミノ酸の個別水素同位体比（δD = +2700

Orgueil 隕石におけるL-イソバリンの過剰は，隕石～ +3600‰）は直鎖構造をしたα-アミノ酸の値（δD =図71213

母天体上でイソバリンが生成した“後に”発現したと+400 ～ +1630‰）に比べて有意に高かった [26] ．こ考えられる．また，Pizzarello et al.（2003）[23] では，れらの結果はアミノ酸生成経路の多様性を反映していMurchison 隕石のイソバリンのLee と含水ケイ酸塩のる．

相対量との間にほぼ相関が見出されており，母天体水一 方 でPizzarello et al.（2009）[27]は，CRコ ン ド質変成がアミノ酸のL体過剰に影響する可能性が示唆

ライト（LAP02342，GRA95229 隕 石 ）中 の ア ミ ノ 酸

始原天体有機物研究の今とこれから

OO
H

I. アミノ酸／薮田OH

H
NH2NH2グリシン

せ，重合反応で生じた水分を除去しやすい含水率の低H
NH

下した条件が存在したのではないかと考えられている

COH

O

グリシルグリシン（ジペプチド）

RH
N

OON
H

R'33[28]．グリシンは他のアミノ酸に比べ非常に反応性が高く，鉱物が共存する乾湿サイクル条件下ではグリシンの2量体はアラニンの2量体よりも19倍多く生成するとの研究結果 [29] を考慮すると，グリシンの2量体が優先的に多く他のアミノ酸によるジペプチドは検出限界以下（< 1 pmol/g）であった理由が説明できる．

NHONHO

ヒダントイン

ジケトピペラジン（環状ジペプチド）

図8： グリシン，グリシンのジペプチド（グリシルグリシン，ジケトピペラジン），ヒダントインの構造式．

また，上の2つの隕石からは 7 種のヒダントイン（図8）も検出されており [28]，アミノ酸とシアン酸エステル（R-O-CN）との反応生成物であるN-カルバモイルア
ミノ酸の分子間脱水縮合反応がこれらの隕石母天体で起こった可能性が示唆された．

3. 81P/Wild 2彗星塵中のアミノ酸の個別水素・窒素同位体比をそれぞれ測定したとこ
15

スターダストミッション初期分析では，彗星塵捕獲

15

α-アミノ酸はその逆で，高いδ Nと低いδDを示しトレイに並ぶエアロジェルとそれを覆っていたアルた．これは，有機物のδ NとδDが共に高い場合に15

ミホイル（スターダスト・ホイル）をそれぞれ熱水抽始原的であると評価されるものとは異質な結果であっ

出・酸加水分解して回収されるアミノ酸の分析が行わた．この結果から，LAP02342，GRA95229 隕石の2図8種のアミノ酸あるいはその前駆分子は，星形成の別々れた [30] ．ブランク測定との比較から，唯一グリシの段階で生成し，CM2  コンドライト中のアミノ酸で酸は地上からの汚染であると考えられた．特にスター仮定されている母天体生成プロセスとは異なると考え

ダスト・ホイルの分析結果では，エアロジェルに接しろ，α-メチルアミノ酸は低いδ Nと高いδDを示し，15ンが地球外起源であると推測され，それ以外のアミノられている．つまり，δD が高くδ Nが低いα-メチていた面（つまり，彗星に露出した面．図9参照）だけ

ルアミノ酸は極低温の星間物質中で生成するのに対し，から超微量のグリシン（21 pmol/cm Foil surface）が152

δD が低くδ Nが高いα-アミノ酸は，それより後の検出されたことから [30] ，グリシンは彗星に固有で星形成段階，つまり温度が上昇する結果生じる液体のあると推測された．対照的に，比較的多量に見積もら15水と Nに富んだアンモニアが存在する環境でラジカれたε-アミノ-n-カプロン酸（EACA）はアルミホイルル分子が反応することにより生成すると考えられていの両面から検出されたため，試料キュレーションに使る [27] ．

われたナイロン-6製バッグからの汚染であると判断さ2.4.

アミノ酸重合物れた．そこで最近，スターダスト・ホイルに含まれるグリシンとEACAの個別安定炭素同位体分析が行われ，
13

CMコンドライトのMurchison隕石とYamato791198

グリシンのδ C 値は +29 ± 6‰で，地球上の有機炭隕石から，最も単純なアミノ酸であるグリシンが2つ素の値（δ C = －6‰～－40‰）と有意に異なること重合したジペプチド（2量体）（図8）が検出されているが明らかとなった [31] ．またこの値は，Murchison，[28]．これらの濃度（それぞれ27, 29 pmol/g）は，併せOrgueil隕石の熱水抽出・酸加水分解で検出されたグて分析したグリシンの濃度の約 10000 分の 1と非常にリシンのδ C 値（それぞれ+22‰ , +22‰～ +41‰）の微量であった．アミノ酸重合反応は，層状珪酸塩鉱物範囲に良く一致したので，スターダスト・ホイルからが伴う乾湿サイクル条件下で促進されることが知られ検出されたグリシンは地球外起源であることが確実とており，おそらく隕石母天体の水質変成においてもそなった．一方でEACAのδ C 値は －25 ± 2‰で，地のような乾湿サイクルが起こり，アミノ酸を濃縮さ上からの汚染であることがわかった．

13131334

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 1, 2010

エアロ
ジェル

セル 103

彗星側

彗星塵フラックス

トレイ肋材

スターダスト彗星塵捕獲トレイ

ホイル C2103N, 0

図9： スターダスト彗星塵捕獲トレイとホイル（C2103N, 0）の方向関係．図の出典 [31] ．

初期分析では，スターダスト・ホイルの1つを熱水て，彗星からまだ検出されていない多種のアミノ酸や抽出した後，抽出液を酸加水分解するものと酸加水分

それらの関連物質が見出される可能性への期待は大い

解しないものに分け，それぞれアミノ酸分析を行ってに残る．今後のWild 2 彗星塵粒子のアミノ酸分析やいる（注：試料中に遊離に存在するアミノ酸を取り出将来の彗星核サンプルリターンが待たれる．

すには熱水抽出だけでよいが，他の分子と結合した+状態で存在するアミノ酸を取り出すには，H（プロト4. 将来の展望とまとめン）を触媒として水分解を速める必要がある．この操
作を酸加水分解という）．その結果，スターダスト・

以上のように，隕石や彗星に含まれるアミノ酸は，ホイルに含まれるグリシンの 40% は遊離態で，残宇宙における生命前駆物質としてだけでなく，初期太り 60% は他のアミノ酸前駆分子として存在すること

陽系あるいは先太陽系で起こった化学の歴史をその組が示唆されている [31] ．遊離のグリシンは，ホイル成や個々の分子構造に敏感に記録している意味でも非に隣接したエアロジェルを通って拡散した彗星起源常に魅力ある物質である．アミノ酸の生成は母天体水の揮発性成分に由来する可能性が高い [31] ．スター

質変成との関係が強いことから，日本の次期始原小天ダスト探査機がフライバイ中の彗星・星間塵分析器

体探査が目指すC型小惑星は，アミノ酸研究に最適な（Cometary and Interstellar Dust Analyzer, CIDA）にターゲットとなるだろう．

よる測定では，衝突してくる彗星塵粒子中から遊離のキラリティーを有する隕石中のイソバリンやイソログリシンは全く検出されなかったが，この分析器は塵イシンを，生命が L-アミノ酸を選択した起源に直接粒子の最外層しか測定していない．また，氷を含む揮結びつけるのはやや飛躍しすぎかもしれない．しかし，発性成分はおそらく分析前に消失しているだろう [32]．

隕石中に共存する水や鉱物との相互作用によってイソ－しかしCIDAは相当量のニトリルイオン（CN ）を検出

バリンやイソロイシンのキラリティーが獲得されたなしており，グリシンの酸加水分解前駆物質として知ららば，その始原物質から生まれた地球と海においても，れ星間物質からも見つかっているアミノニトリルの存L-アミノ酸を増幅させるプロセスがあった可能性は十在を示唆しているのかもしれない[32]．一部のグリシ分にあると考えられる．あるいは，イソバリンのラセンは捕獲による衝突熱で分解したか，あるいはメチルミ化しにくい特性を生かし，地球上のタンパク性アミアミンなどの他の分子に変化した可能性も考えられるノ酸に自身の不斉を転写するようなプロセスがあった[31]．過去の室内実験研究では，Murchison隕石の微かもしれない [20, 35] ．

図9

粒子試料を 550° C で真空加熱すると，グリシンだけ

また，スターダストミッションでは彗星起源のグリが試料から昇華したという報告がある [33]．したがっ

シンが発見された．より多種のアミノ酸が彗星の非揮

始原天体有機物研究の今とこれから

I. アミノ酸／薮田

35

発性成分に含まれている可能性も未解明のまま残って[17] Botta, O. et al. 2007. Meteor. Planet. Sci. 42, 81.

いる．この意味で，枯渇彗星への探査も，太陽系のア[18] Ehrenfreund, P. et al. 2001. Proc. Natl. Acad. Sci. USA

ミノ酸の起源に迫ることができるに違いない．

98, 2138.
[19] Pollock et al. 1975. Geochim. Cosmochim. Acta 39,謝 辞1571.
[20] Glavin, D. P. and Dworkin, J. P. 2009. Proc. Natl.

匿名査読者には適切なコメントをいただきました．

Acad. Sci. USA 106, 5487.

本論文の執筆を勧めてくださいました中村良介氏（産[21] Bailey, J. A. et al. 1998. Science 281, 672.

総研）にお礼申し上げます．

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