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日本惑星科学会誌 Vol.16.No.4,2007

スターダストが回収したヴィルト2彗星塵の鉱物科学：透過電子顕微鏡による研究
1

1

1

留岡和重 ，富岡尚敬 ，大西市朗（要旨）ヴィルト2彗星塵試料の鉱物科学的特徴を，我々が行った透過電子顕微鏡による研究の結果を中心に解説
する．調べた試料の内，彗星塵固有と思われる試料は主にカンラン石，輝石，Fe-Ni硫化物，Fe-Niメタルからなる．
カンラン石，輝石の化学的特徴は，変成度の最も低いコンドライト隕石および無水惑星間塵のものに近い．これ
らのケイ酸塩から，多様な熱履歴を経た証拠，また高速度衝突の痕跡が見出された．これまで得られた分析結果を総合すると，
ヴィルト2彗星粒子は，
星間物質よりコンドライトと似た成因を持つ可能性が高い．それらの結果は，太陽系の起源および星間物質に関する新たな根本的な問題を提起しつつある．

成されたのに対し，彗星は太陽からはるか遠い低温領

1. はじめに域で形成されたと考えられている．スターダストのサ
ンプルリターンによって，我々は，太陽系外縁部を源2006年1月15日，探査機スターダストは人類史上初
めて彗星の塵を地球に持ち帰った．これは月岩石以来，とすることがはっきりとしている物質を初めて手にしたことになる．

史上2番目の地球外天体からのサンプルリターンであ

スターダストの地球帰還後直ちに，回収試料は初期

る．スターダストは1999年に地球を旅立った後，2004

分析のため，世界中の総数187名の研究者達に送られ，年1月に，P81/ヴィルト2彗星に234 kmの距離まで接まさに世界の科学者総力による研究が始まった．初期

近し，彗星核（径は約4.5 km）の詳細な画像を撮影す

分析は「赤外分光学」，｢化学組成分析」「，鉱物・岩石学」，

ると同時に，彗星核から放出される塵を採取した [1]．

「同位体分析」，「有機物分析」，「衝突クレーター解析」

捕えた塵は大きさが1 ～ 300μm，その数は10,000個の6チームで行われた．我々，神戸大学のグループは-4

以上，総質量は3×10 gにのぼると見積もられている

鉱物・岩石学チームに属し，透過電子顕微鏡（TEM）[2, 3]．この量は，過去35年間研究されてきた地球成による鉱物・岩石学的分析を担当した．初期分析の最層圏で採取された惑星間塵（IDP）の総質量に匹敵する．

初の成果は，2006年12月にサイエンス誌に発表された

ヴィルト2は木星族彗星の一つであり，海王星の軌

7つの論文 [2-8] にまとめられている．さらに現在，

道（約30 AU）より外側のカイパーベルトで形成さ個々のグループのより詳しい研究結果がMeteoritics

れ，そこに長い間存在していたが，数百万年前から太& Planetary Science誌の特集号としてまとめられつつ陽に近づき始め，ごく最近，木星への接近によって太ある．
この小文では主に我々の結果を中心に紹介する．

陽系内側への軌道をとるようになったと考えられている [2]．大部分の隕石の供給源と考えられる小惑星は，

2. エアロジェル内の粒子トラック

約46億年前の太陽系生成期に太陽に近い高温領域で形
1. 神戸大学大学院理学研究科・地球惑星科学専攻

彗星から放出される粒子は，6.1 km/sの相対速度

スターダストが回収したヴィルト 2 彗星塵の鉱物科学：透過電子顕微鏡による研究／留岡，富岡，大西で探査機スターダストに飛び込んで来る．その粒子を，
3

超低密度（0.01 ～ 0.05 g/cm ）で多孔質（空隙率99.8％）のシリカ・エアロジェルという物質によって捕捉する．

291

3. ヴィルト2彗星粒子のバルク
組成と主要構成物

粒子の衝突によって，エアロジェル内に長さ<1 ～数

上記のように，エアロジェルによって捕捉した試mmの細長く，先が細い穴（トラック）ができる．ス

料は個々のトラック全体にわたって分布しているため，

ターダストには大きさ4×2×3 cmの直方体のエアロ突入した彗星粒子のバルク組成を知るには，トラック

ジェル・セルが132個搭載されており，それらに長短全体の分析が必要である．シンクロトロンX線蛍光分

様々のトラックが存在する．一つ一つのトラックに

析，飛行時間型二次イオン質量分析計（TOF-SIMS）

は先端だけでなく，側壁全体にわたって径が<1μmかなどを用いて，23のトラックおよび7つのアルミフォ

ら数十μm（大部分は<10μm）の粒子が多数分布し

イル・クレーターの残留物を測定した結果，Mg，Si，ている．シンクロトロンX線蛍光分析 [7, 8] によると，

Mn，Fe，Ni，Ca，Tiなどの主要な元素に関しては，

試料の65 ～ 90％はトラック側壁に，10 ～ 35％はトラ

ヴィルト2粒子のバルク組成は，隕石の中で最も始原ックの先端に存在すると見積もられている．

的なCI炭素質コンドライトの組成に近い [7]．

実は，エアロジェル・セルの枠に敷いたアルミフォ

鉱物・岩石学チームによる初期分析では，エアロジ

イルにも彗星粒子の衝突によるクレーターがたくさんェル・セルから取り出した26のトラックについて詳しできており，衝突した粒子の残留物が存在する．これ

く調べられた．これらのトラックは，トラック長が平らのクレーターや残留物に関する分析も行われている

均的なものからランダムに選ばれたものである．そのが [2, 6, 7]，それらの結果についてはここでは扱わな

内，8つはカンラン石 （Mg,Fe）[
2SiO4]，7つはCaに乏い．

しい輝石 （Mg,Fe）[
SiO3]，3つはカンラン石と輝石両

エアロジェルは，高速で飛び込んで来る粒子をでき

方，そして，残りの8つは他の鉱物（主にFe-Ni硫化物）

るだけ変化させずに捕捉する目的で作られたものだが，が主な構成物であった [8]．つまり，ヴィルト2彗星粒

実際には粒子は様々な変化を受ける．ヴィルト2粒子

子のほとんどは，結晶質鉱物を主とするものであるとの場合，その変化は当初予想していたより大きいよう思われる．これらの鉱物はいずれもコンドライト隕石，である．それゆえ，ヴィルト2粒子の研究では，個々

また無水IDPの主要構成物である．

の粒子が，エアロジェルへの突入によってどのように

我々，神戸大学のグループは，NASAから受け取っ変化したかを見極めることが一つの重要な課題である．

た9つのヴィルト2試料を，TEMを用いて調べた．試

彗星粒子の大部分は，もとは単体の粒子ではなく，弱料はいずれもウルトラミクロトームによって作られくくっつき合った微粒子の集りと考えられるが，エア

た，平面の大きさ1.1×0.2μm ～ 23.0×11.0μm，厚ロジェルへの突入によってばらばらに分解する．また，さ70 ～ 100 nmの薄片である．1つの試料につき1 ～ 6枚，加熱によって溶融，蒸発し，さらに溶融したエアロジ

合計28枚の薄片を調べた．その結果，それらの試料はェルと混合する．実はエアロジェル自体にも，Si，O

主に次の3つのグループに分けられることがわかった：以外に，微量ではあるが様々な物質が混入しているた（1）ケイ酸塩に富むグループ（3つ）,（2）Si-Oガラス

め，特にエアロジェルとの混合は試料分析上非常に厄に富むグループ（4つ）,（3）いずれにも当てはまら介な問題である．

ない異常なグループ（2つ）．
（1）の試料はいずれもト
ラックの先端から，（2）の試料はトラックの側壁から回収された．
（3）の試料は何らかの汚染物質が混入している可能性がある．以下の4 ～ 7節では（1）,（2）292

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.4,2007に分類される7つの試料の結果について紹介する．

は，主にCaに乏しい輝石（大きさ0.3 ～ 1.5μm）とヴィルト2 粒子には様々な有機物が含まれており，

少量のカンラン石（0.2 ～ 1.0μm），
Caに富む輝石（オそれらの分析も行われているが [4]，本稿では有機物

ージャイト）からなる．径が10μm程度のこの微小なについては扱わない．

試料の中に，Caに乏しい輝石とCaに富む輝石が共存している事実は興味深い（図3）．電子線回折によって，

4. TEMによる観察・分析

Caに乏しい輝石は斜方晶系のエンスタタイトである
ことがわかった（図 3）．カンラン石のFeの含有量（Fa30～ Fa50）は，これまで報告されている他のヴィルト2

4.1 ケイ酸塩に富む試料

カンラン石に比べて非常に高い．その他に少量のFe-

試料C2115-24-22-1-8は，我々が調べた試料のうち唯Ni硫化物微粒子（0.1 ～ 0.3μm）が含まれている．

一バルクの化学組成がコンドライト隕石のものに近い．

試 料C2027-2-69-1-4は 他 の 試 料 と 異 な り， 外 形 は

大部分はカンラン石（大きさ0.2 ～ 2.0μm）からなり，丸みを帯びており，内部はコア，内側リム，外側リ

少量のCa に富む輝石（ディオプサイド，CaMgSi2O6），

ム か ら な る 累 帯 構 造 を 示 す（ 図4）． コ ア はCaに 乏そしてSi，O，Al，Na，Kに富むガラスを含む（図1）．

しい輝石（エンスタタイトおよびピジョナイト，大カンラン石は，粒子ごとにファヤライト（Fa）成分

き さ0.5 ～ 2.0μm） か ら な り， 少 量 の カ ン ラ ン 石（Fe/（Fe+Mg）比に対応）がFa9 ～ Fa36という広い範囲で異なる．つまり，組成が1μm以下のスケールで不均質である．また，カンラン石粒子の一つが，高密10-2度（約10 cm ）の [001]方向の直線状らせん転位を持[001]

つことがわかった（図 2）．このような高密度の転位

Olは低温における高速変形に特有のものであり，衝撃に

100 nm

よってできた可能性が高い．
試料FC13-0-17-1-3（通称「バレンタインハート」
）

Px
Px

Ol
Fa29

Fa21

Px
Fa11

Fa33

Glass

Fa11

図 2： 試料 C2115-24-22-1-8 中の高密度転位を持つカンラン
石粒子．転位は [001] 方向の直線状らせん転位．転10-2
位密度は約10 cm ．

Fa36
Low-CaPx

Fa11High-CaPx

Ol

200 nm
c*

c*

Glass

図2

001

500 nm110[110]*

図 1： ケイ酸塩に富むヴィルト 2 試料 C2115-24-22-1-8 のTEM 像．カンラン石（Ol，Fa），Ca に富む輝石（ディオプサイド，Px），Si-O-Al-Na-K に富むガラス（Glass）
からなる．カンラン石は，粒子ごとに Fa11 ～ Fa36 の範囲で組成が異なる．

図1

High-Ca Pxa*
Low-Ca Px

図 3： 試 料 FC13-0-17-1-3 中 の Ca に 富 む 輝 石（High-CaPx），Ca に乏しい輝石（Low-Ca Px）とそれらの電子線回折図．Ca に富む輝石はオージャイト．Ca に乏しい輝石は斜方エンスタタイト．

図3

スターダストが回収したヴィルト 2 彗星塵の鉱物科学：透過電子顕微鏡による研究／留岡，富岡，大西

293

Glass

コア

Fe-Ni-S

内側リム

内側リム
外側リム

外側リム

1 µm

図 4： コア，内側リム，外側リムからなる累帯構造を示す
試料 C2027-2-69-1-4．外形は部分的に丸みを帯びている．

Ol

Low-CaPx

図4500 nm
図 6： 図 4 の中央下部分の拡大．試料 C2027-2-69-1-4 の内側リムと外側リムの境界が，黒い破線で示してある．
内 側 リ ム は，Mg，Fe を 含 む Si-O ガ ラ ス（Glass）
からなる板状粒子が並列した組織を示す．Fe-Ni 硫化物・メタルの微粒子（Fe-Ni-S）および気泡の跡と思
われる丸い穴（矢印）を含んでいる．

Fe-Ni-Sa*

図6

100 nm
図 5： 試料 C2027-2-69-1-4 のコア中の単斜エンスタタイト（Low-Ca Px）とカンラン石（Ol）．単斜エンスタタ
イトは不規則積層構造を示す．右下は単斜エンスタ
タイトの電子線回折図．a* 方向に積層不整による散漫散乱が見られる．

（Fa19 ～ Fa24）を含む．このエンスタタイトは，試料

図5

FC13-0-17-1-3の斜方エンスタタイトとは異なり，不Glass

500 nm

図 7： 試 料 C2004-1-44-4-4 の Mg，Fe を 含 む Si-O ガ ラ ス
からなる板状粒子．全体的に Fe-Ni 硫化物・メタル（Fe-Ni-S）の微粒子および気泡の跡と思われる丸い穴（矢印）を含む．この組織はミクロトームによるスライスの過程でできたもの．

規則積層構造を持つ単斜晶系のエンスタタイトである（図5）．このような単斜エンスタタイトは，コンドラ

わずかに含むSi-Oガラスで主に構成されている（図7）．

イト，IDPに一般的に見られる種類の輝石である．内全体的にFe-Ni硫化物・メタルの微粒子（径5 ～ 300

側リムはMg，Feを含む Si-Oガラスからなる板状粒子nm）および気泡の跡と思われる丸い穴（径20 ～ 300が並列した組織を持ち，それらの粒子はFe-Ni硫化物・nm）を含む．このガラスは，しばしば板状粒子が並メタルの微粒子（径5 ～ 150 nm）および気泡の跡と列した組織を示す（図7）．この組織はウルトラミクロ

思われる丸い穴（径10 ～ 300 nm）を含んでいる（図トームで薄片を作るときにできた人工的なものである．

6）．外側リムは純粋なSi-Oガラスからなる。これは融それゆえ，並列した板状粒子は，もとはSi-Oガラスのけたエアロジェルと思われる．

大きな粒子であったと思われる．これらの試料は，ト4.2 Si-Oガラスに富む試料
C2004-1-44-4-4，C2054-0-35-16-6，C2054-0-35-44-3，
C2054-0-35-53-3の４つの試料は，いずれもMg，Feを

図7

ラック側壁から回収されているヴィルト2試料中では最も一般的に見られる種類である．

分析数

294

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.4,2007

5
4
3
2
1
0

5. ケイ酸塩に富む試料：コンド
ライト隕石，IDPとの比較

FC13-0-17-1-3 C2115-24-22-1-8
C2027-2-69-1-4

0

10

20
30
Fe/(Mg+Fe) (mol%)4050

図 8： ケイ酸塩に富む試料中のカンラン石の Fe/（Fe+Mg）
比分布．

5.1 カンラン石
カンラン石は，一部の含水隕石を除いて，コンド
ライト隕石を構成する最も主要な鉱物である．3つす
べてのケイ酸塩に富むヴィルト2試料のカンラン石がCa

Feに富み，そのFe/（Fe+Mg）比は試料間，そしてカ
ンラン石粒子間で大きく異なることがわかった（図

75

図8
50

8）
．このFe/（Fe+Mg）比の変動幅（0.09 ～ 0.5）は，
無水IDPおよび炭素質コンドライトのカンラン石のものに相当する [8, 9]．コンドライトのカンラン石のFe/（Fe+Mg）比は，隕石母天体における熱変成度と25関係しており，熱変成度が高いほどFe，Mg原子の拡FeMg: FC13-0-17-1-3: C2115-24-22-1-8: C2027-2-69-1-4

散による平衡化が進み，均質化する．このヴィルト2
カンラン石の不均質性は，コンドライトで言うと，最も変成度の低いタイプ 3.0 ～ 3.3に相当する．このことは，これらのヴィルト2粒子が形成された後，彗星

図 9： ケイ酸塩に富む試料中の輝石の化学組成の Ca，Mg，
Fe に関するプロット（atomic%）．

図9

内で熱変成の影響をほとんど受けていないことを意味している．
試料C2115-24-22-1-8中のカンラン石粒子から見つSかった高密度らせん転位の組織（図2）は極めて興味

S

深い．というのは，このような組織は，少なくとも27
GPa以上の衝撃圧力により形成されると考えられる
75[10] からである．エアロジェル突入の際に発生する衝撃圧力は約1 GPaと見積もられており [11]，この程度50の圧力ではこのような高密度の転位はできないと考えられる．それゆえ，この転位組織は，ヴィルト2粒子

25

がスターダストに捕捉される以前に高速度衝突を受けFe
Fe
ケイ酸塩に富む試料: FC13-0-17-1-3: C2027-2-69-1-4(内側リム)Ni
Si-Oガラスに富む試料: C2004-1-44-4-4: C2054-0-35-16-6: C2054-0-35-44-3: C2054-0-35-53-3

図 10：Fe-Ni-S 粒子の Fe，S，Ni に関するプロット（atomic%）．

図10たことによってできた可能性が高いことを意味する．
2004年にスターダストがヴィルト2に接近した際に撮影した彗星核の画像によって，その表面に大小さまざ
まな円形の窪みがあることが示された [1]．それらは衝突によってできたクレーターという説があるが，まだはっきりしたことはわかっていない．今回，ヴィル
ト2のカンラン石に観察された高密度の転位は，これ

スターダストが回収したヴィルト 2 彗星塵の鉱物科学：透過電子顕微鏡による研究／留岡，富岡，大西295

らの窪みが衝突によってできたこと示す証拠となるかのである．試料C2115-24-22-1-8のガラスがコンドリュ

もしれない．

ールのメソスタシスに相当するものだとしたら，この5.2 輝石試料そのものがコンドリュールと関係がある，あるいはコンドリュールの一部であることが考えられる．特輝石は3つのケイ酸塩に富む試料すべてに含まれてにこの試料にディオプサイドが共存していることがそおり，それぞれの試料の輝石の種類と化学組成は非常の可能性を支持する．というのは，コンドリュールのに異なっている（図9）．いずれの輝石もコンドライト

メソスタシスには，冷却の際にできる細粒のディオプ

隕石には一般的に見られる種類のものであるが，たっサイドがしばしば共存するからである．

た3つの微小な試料の中に4つもの異なる種類の輝石が見つかったことは，筆者達には少なからぬ驚きであっ

5.4 コア－リム累帯構造た．特に，同じエンスタタイトでも，構造の異なる

試料C2027-2-69-1-4は，トラックの先端粒子の状態

二つの多形（斜方と単斜）が見つかったことは興味深をよく保存していると考えられ，その内部のコア－い．というのは，斜方エンスタタイトは，600℃以上

リム累帯構造（図4）は，彗星粒子が捕捉される際に，の高温からゆっくりと冷やされるときにできるのに対

エアロジェルとの反応でどのように変化するかを知る

し，単斜エンスタタイトは，1000℃以上の高温から急手がかりを与えてくれる．

冷されるときにできることが知られているからである

おそらくコアのCaに乏しい輝石は融け残りの彗星[12]．それゆえ，このようなエンスタタイトの多形の粒子であり，外側リムのSi-O ガラスは融けたエアロ

存在は，ヴィルト2粒子には，ケイ酸塩形成時の熱履歴，

ジェルであろう．一方，内側リムは融けた輝石とエア

特に高温からの冷却履歴が非常に異なるものが存在す

ロジェルが混ざり合ってできたと思われる．そうだとることを意味している．ただし，単斜エンスタタイト

すると，内側リムは輝石の融点（約1300℃）以上に熱については，現在のところ，エアロジェル突入時に高せられた可能性が高い．彗星粒子に含まれていたFe-

温になり，急冷されてできた可能性は否定できない．

Ni硫化物およびメタルは，共融点が輝石に比べて低い（約950℃）ため，選択的に溶融し，細かい液滴と5.3 Si-Al-Naに富むガラス：コンドリュールの名残？

なって融けた内側リム内に取り込まれたと思われる．

試料C2115-24-22-1-8からは，カンラン石，Caに富体と，硫化物中のSの気化によって気泡が形成されたむ輝石（ディオプサイド，CaMgSi2O6）と共存するのであろう．したがって，このコア－リム累帯構造は，Si，O，Al，Na，Kに富むガラスが見つかった（図 1）．

彗星粒子がエアロジェルに突入するときに，粒子内にこのガラスは，化学組成（特にAl，Na，Kを含むこ発生した外側から内側への温度勾配に対応しているとと）が融けたエアロジェルやSi-Oガラスに富む試料中思われる．

そのとき同時に，エアロジェル内の微小な孔の中の気のガラスとも異なっていることから，彗星塵固有のものである可能性がある．コンドライト隕石では，コン

6. -ガラスに富む試料の成因  

ドリュールの斑晶の間を埋めるメソスタシスに，Al，Na，Caに富む斜長石に近い組成のガラスが存在する．

Si-Oガラスに富む試料は，上述のように，スターダ

このガラスは，コンドリュールが高温の溶融液から冷スト回収試料の内，特にトラック側壁に沿って最も一却されるとき，カンラン石や輝石の斑晶ができたあと般的に見られる物質である（文献 [8] ではFig. 1Aでに残ったO，Si，Al，Na，Caに富む液が固結したも示されている）．初期分析では，この物質は，IDPに296見られる「Fe-Niメタル・硫化物微粒子を含むケイ酸

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.4,2007
在する（図6，10）．

塩ガラス [“GEMS ”（Glass with Embedded Metal

一方，4つのSi-O ガラスに富む試料のFe-Ni-S粒子

and Sulfides）] 」と組織，化学組成がよく似ている

は，試料ごとにかなりの違いを示す．C2054-0-35-44-3

ことで注目された [8, 13]．GEMSは，星間塵が星間とC2054-0-35-53-3のFe-Ni-S粒 子 は，FeS－Feの 中 間

空間でイオン照射を受けて非晶質化した，極めて始原的な組成を示すのに対し，C2054-0-35-16-6のFe-Ni-S的な物質だと考えられている [13]．

粒子はFeS－Fe－FeNiの範囲で様々な組成を示す（図Si-Oガラスに富む試料に関して特に注目すべきこ10）．これら3つの試料が同一トラックから回収されたとは，これらに共通の物質が，上記のC2027-2-69-1-4

ことを考慮すると，一つのヴィルト2粒子でも，そのの内側リムを構成している物質と，組織，化学組成

中に含まれる硫化物（あるいはメタル）には様々なが非常に似通っていることである（図6と図7を比較しFe/Ni比を持つものが存在することがわかる．これらてほしい）．これら4つの試料に共通のSi-Oガラスは，3つの試料とは対照的に，C2004-1-44-4-4のFe-Ni-S粒

C2027-2-69-1-4の内側リムと同様に，彗星粒子がエア

子は，ほとんど全てFeに富むメタル（カマサイト）

ロジェルへ突入する際に，その中のケイ酸塩が一部融である（図10）．Sの損失が捕捉の際の加熱によると

けて周りの融けたエアロジェルと混ざり合ってできた

すると，C2004-1-44-4-4は，今回我々が調べたFe-Ni-Sと我々は考えている．それゆえ，Si-Oガラスに富む試粒子を含む6つの試料の中で最も強く加熱されたこと料は純粋に彗星固有のものではないと思われる．

になる．

7. Fe-Ni-S微粒子

8. CAI類似の試料

Fe，Ni，S からなる微粒子は，初期分析で調べら我々が調べた試料ではないが，これまで報告されれたヴィルト2試料中に，量は少ないが，最も一般的ているヴィルト2試料の中で特に注目されているのはに含まれる物質である．Zolensky et al. [8] によると，

トラック25の先端粒子（通称「インティ」）である [8]．

ヴィルト2試料中のFe-Ni-S 微粒子の約半数はFeSに

この試料は，アノーサイト，Ca-Al-Tiに富む輝石，メ近い組成を示す硫化物であるが，残りはFeSからFeへ

リライト，スピネル，コランダムなど，炭素質コンド

至る組成を示す．彼らは，これは，彗星粒子のエアロ

ライトの難揮発性包有物（CAI）に特有の鉱物からな

ジェル突入の際の加熱によって，硫化物から揮発性のる．CAIは，原始太陽系星雲が形成されて間もない頃，高いSが抜け，メタルが形成したことによるものであ1300 ～ 1800 Kの熱いガスから凝縮してできた固体粒

り，硫化物からSが抜ける割合は加熱の度合いに関係子の集合物だと考えられている．さらに，この試料かしているとしている．

ら Oに富む酸素同位体異常が見つかった [5]．このよ16

我々が調べた試料では，Fe-Ni-S微粒子は，2つのケ

うな酸素同位体異常は，炭素質コンドライトのCAI鉱

イ酸塩に富む試料と4つすべてのSi-O ガラスに富む試

物には一般的に見られるものであるが，ヴィルト2試料に含まれていた．それらの内，エアロジェル捕捉の料からはこの試料が初めてである．

際の加熱が最も少ないと思われるケイ酸塩に富む試料

ヴィルト2試料からCAI類似の物質が見つかったこ

FC13-0-17-1-3のFe 硫化物粒子は，すべて組成がFeSとは，ヴィルト2彗星と炭素質コンドライトが成因的に近い（図10）．それに対し，もう一つのケイ酸塩にに密接な関係にあることを強く示唆すると同時に，彗富む試料C2027-2-69-1-4の内側リムには，FeSに近い星の中に非常に高温でしかできない物質が含まれてい組成の硫化物とFeS－Feの中間的組成を示す粒子が存ることを示す，という意味で極めて興味深い．

スターダストが回収したヴィルト 2 彗星塵の鉱物科学：透過電子顕微鏡による研究／留岡，富岡，大西297

痕跡が見られないことである．特に天文学者の間では，「彗

9. おわりに

星は星間物質が集まってできた」というのがこれまでの有力な説である [2]．しかし，ヴィルト2粒子の大部分の初期分析で調べられたヴィルト2試料はまだ回収試構成物の同位体組成は隕石やIDPのものに近く，星間塵

料全体のごく一部に過ぎず，個々の試料が小さいことに予想されるような大きな異常は示さない [5]．また，多から，得られるデータや情報はまだ非常に限られていくの天文学者が考えるように，「彗星中のケイ酸塩は，もる．それにもかかわらず，これまで得られた研究結果とは非晶質であったケイ酸塩が焼きなまされ，結晶化しを見渡して見ると，既に幾つかの興味ある問題が浮かた [2]」ことを支持する鉱物学的証拠も見つかっていな

び上ってくる．

い．彗星は本当に星間物質が集まってできたのであろうか．

筆者らがまず思うことは，ヴィルト2粒子と始原的今春，ヒューストンで開かれた月惑星科学会議では，こコンドライトとの類似性である．ヴィルト2粒子の主の問題に関して天文学者達の間で熱い議論が交わされて要な構成物であるカンラン石，輝石，Fe-Ni硫化物は，いた．

いずれもコンドライトの主要な構成物である．本稿でさらにもう一つの問題は，多くの人達が彗星にあるとも示したように，これらの鉱物の化学組成的，構造的予想していた含水鉱物など，水の作用に関係する物質が特徴は驚くほどよく似ている．その他にも，CAI鉱物

ヴィルト2試料からは一切見られないことである．これはをはじめとして，コンドライトに特有な鉱物が多く見ディープインパクト探査で得られたテンペル1彗星の研究

つかっている．同位体組成の上でも，コンドライトの結果 [14] とも，大きく異なっている．水の作用に関係すものと大きな違いは認められない [5]．これらのこと

る物質は，エアロジェルによる捕捉の際の加熱によってを総合すると，ヴィルト2彗星は，コンドライトの中変化して見つからないだけなのか，あるいはヴィルト2にで最も始原的な炭素質コンドライトと共通の原材料かはそもそも水の作用はなかったのか，はまだわかっていら，似通ったプロセスで形成された可能性が高い．

ない．

彗星が太陽系生成期にできた微惑星の名残であれば，探査機スターダストが持ち帰ったヴィルト2粒子の研究

このようなことは予想されたことではあるが，その構はまだ始まったばかりである．それにもかかわらず，既成物が具体的に明らかになってきた今，新たに大きなに多くの興味深いデータを生み出している，と同時に，問題が提起されつつある．それは，原始星雲形成期に太陽系の起源，そして星間物質に関する新たな根本的なおける大規模な物質移動の問題である．カンラン石，問題を，我々に提起してくれているのは間違いない．今輝石，CAI 鉱物は，いずれも1300 K以上の高温プロ

後のさらなる成果が待ち遠しい．

セスによって形成されるものであり，そのような高温条件は，彗星ができた太陽系外縁部では起こりえない

謝 辞と考えられる．それゆえ，ヴィルト2粒子中のこれらの鉱物は，太陽近傍の高温領域で隕石鉱物と一緒につヴィルト2彗星塵という貴重な試料を研究する機会を与くられた後，30 AU以上も遠い外縁部に運ばれたのでえていただいたNASA，および試料に関する様々な情報はないか，ということが議論され始めている [2]．つを共有させていただいたスターダスト初期分析チームのまり，これらの高温起源鉱物の存在は，原始星雲形成

方々に感謝します．また，本稿に対して有益な助言をい期に，そのようなスケールの非常に大きな物質移動がただいた査読者の三河内岳氏に感謝します。

あったことを示す証拠だと考えられているのである．
もう一つの問題は，ヴィルト2粒子には星間物質の298

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.4,2007

参考文献[1] Brownlee D.E. et al., 2004, Science 304, 1764.
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