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日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 3, 2018

特集「火星圏のサイエンス」

火星研究における「火星隕石」の役割：
これまでの貢献と将来の展望
小池 みずほ ，森脇 涼太 ，臼井 寛裕
12

1

2018年7月2日受領，査読を経て2018年8月3日受理．

（要旨）近年の火星探査で報告された多数の「水の証拠」は，かつての火星の大規模な環境変動と生命の存在可能性を示唆し，火星における物質科学研究の重要性を強調している．火星は，地球以外の惑星では唯一，
その岩石試料を「火星隕石」として手にすることのできる惑星である．
火星隕石から得られた詳細な岩石記載・
化学分析情報は，火星探査によるその場分析データと相補的な関係にあり，火星史の解明に大きく貢献してきた．本稿では，特に「火星隕石の同位体記録」を主軸に，表層の大気・水環境進化，および，火星内部の化学進化について，現在までにわかってきた事と将来の可能性を提示する．

1. はじめにない．火星は，「火星隕石」として実試料を得られる点で有利である [6]．隕石は天然のサンプルリターン

地球や火星など固体惑星の表層環境は，気候・火山とも言え，（1）比較的少ないコストで試料へアクセス

活動・水や生命の有無など，惑星ごとに著しく異なり

できる，
（2）
実験室での詳細な化学分析を可能にする，多様性に富む．なかでも火星は，現在は寒冷で乾燥し（3）母天体の（おそらく）広範囲の場所・時代をカバーたレゴリスに覆われているが，かつては湿潤環境を保する，といった多くの利点がある．ただし，隕石の研持したと思われる惑星で，その表層環境の進化と生命

究には，母天体での産状が分からないことや，地球物の存在可能性は，数 10 年間にわたり世界的な興味・質による汚染を考慮しなければならない，等の問題が関心を引いている．火星は，地球にとって月に次いで常に付きまとう．これらの問題を如何に克服・軽減し，最も身近な天体で，探査と実試料（火星隕石）分析の双

正確に母天体情報を復元できるかが，火星隕石を用い方が進んだ唯一の惑星でもある．近年の精力的な火星た研究において重要である．これまでの火星隕石研究探査により，太古の海洋や表層 / 地下水の記録が多数

は，火星の進化史に関する我々の理解を大きく助けて報告され，火星の水環境の変動史が議論されてきた

きた．本稿では，火星隕石の簡単な分類と特徴的な隕（[1-5] および，それらの引用文献）．また，火星の地石を紹介した後（第 2 章），「火星隕石の，特に同位体下には大規模な固体水（氷や含水鉱物）の存在が指摘さ記録からの知見」を主軸に，大気進化（第 3 章），表層

れており，将来の火星地下圏探査の重要性が認識され

水環境（第 4 章），マントル進化（第 5 章）
，有機物
（第 6

つつある．

章）について，それぞれ現在までに得られた知見と将一方，固体惑星の表層水や大気の進化史の定量評価

来の展開を述べたい．

においては，過去の岩石などの実試料の詳細な鉱物記
載・化学分析研究が重要な鍵となる．実試料から得られる知見は大きく，固体惑星の実試料を手にすることは，その惑星の進化史を包括的に論じるために欠かせ

2. 火星隕石の年代記録：太古の火星
隕石ALH 84001とNWA 7034
火星隕石の多くは，約 1.7 〜 13 億年前という「比較1. 宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所 太陽系科学研究系
2. 千葉工業大学 惑星探査研究センター
koike@planeta.sci.isas.jaxa.jp

的最近」の火成活動に由来する火山岩・深成岩であり，岩石学的にシャーゴッタイト（Shergottite），ナクライ

火星研究における「火星隕石」の役割：これまでの貢献と将来の展望／小池 他

a

181

c



msk

cpx

opx
crb

apt



400 µm50 µm

図1： 火星隕石の薄片画像．特筆の無いものは，全て未発表・オリジナルデータ．（a）ALH 84001の光学顕微鏡像．（画像提供: 梶谷伊織さん）図中，opx : 斜方輝石，crb : 炭酸塩鉱物．
（b）NWA 7034の電子顕微鏡像（BSE像）．
（c）LAR 06319（shergottite）のBSE像．
図中，msk : マスケリナイト（斜長石組成ガラス），cpx : 単斜輝石，apt : アパタイト．

ト（Nakhlite），シャシナイト（Chassignite）に分類され

ただし，様々な放射年代系が 41-39 億年で一致するこる．酸素同位体比から，これらの隕石群は同一の母天とから（e.g. U-Pb, Lu-Hf, K-Ar; [11-15]），隕石が持つ体起源であることが確かめられており，各グループの母天体の同位体記録は約 41 億年前のものであると判頭文字を取って“SNC 隕石”とも呼ばれる．SNC 隕石

断して良いだろう．ALH 84001 は，2013 年に後述のが火星起源である可能性は，1970 年代から，若い形

NWA 7034 が報告されるまで唯一の「古い」火星隕石

成年代や水質変成・衝撃変成など間接的な証拠に基づであった．さらに，有機物や二次的な炭酸塩などの生いて指摘されてきた．1980 年代，シャーゴッタイト

命の痕跡を思わせる組織が発見されたこと [16] から，

EETA 79001 の衝撃溶融ガラスに捕獲された母天体大

世界的に有名となった．ただし，ALH 84001 に見ら気が調べられ，希ガスなどの同位体組成が火星大気とれた組織の生物化石説については現在否定的な見方が一致したことから，これらの隕石群が「火星隕石」と強い（詳細は , [17]）．この隕石中の直径 100 ミクロンほして認識されるようになった．歴史的な経緯の詳細は，

どの球状炭酸塩鉱物（図 1a）は，火星上での 40–39 億年

過去の文献を参照いただきたい [6-8]．

前の水質変成作用により晶出したと考えられる [13, 18]．

火星隕石の大部分は 13 億年以降の火成岩だが，幾ALH 84001 は，41 億年前の火星の内部・表層環境をつかの「古い」火星隕石も知られている（図 1, 2）．1984

記録する重要な隕石として，現在でも注目されている．

年に南極で発見された Allan Hills（ALH）84001 は，45

2011 年 に モ ロ ッ コ の サ ハ ラ 砂 漠 で 発 見 さ れ た〜 41 億年前に形成した斜方輝石集積岩で，酸素同位Northwest Africa
（NWA）
7034
（及び，以降見つかった体比や鉱物組成などから火星隕石に分類された [9]．

ペア隕石．本稿ではペア隕石の研究報告も，代表的な

ALH 84001 の形成年代は，45 億年とする説 [10] と，“NWA 7034”で統一する）は，様々な火成岩組織・水41 億年とする説 [11] があり，決着はついていない．

質変成組織を示すレゴリス角礫岩である（図 1b）[19,

地質
年代

45億年前
ノアキアン
以前

火山
活動

？

水
環境

？

火星
隕石

NWA7034
44億年

40

現在

30

ノアキアン

ヘスペリアン

アマゾニアン

表層の流水活動

地下氷循環

地下水循環

ALH84001
41億年

NWA7635
NWA8159
22 – 24億年

図2： 火星の地質年代と火星隕石の関係．[2, 10, 20, 27, 77]を元に作成．

SNC隕石
13 – 1.7億年

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日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 3, 2018

20]．俗に“Black Beauty”とも呼ばれる．NWA 7034 は，窒素（N2），アルゴン（Ar）などから構成される．火星

あらゆる面で特殊な火星隕石と言える．まず，この隕

大気の H, C, N, Ar などの安定同位体比は，地球に比石の鉱物・元素組成は，主要な SNC 隕石と異なり，

べて著しく「重く」（= 重い安定同位体に相対的に富む），

探査機スピリットが調べたグセフ・クレーターの岩石

大規模な大気散逸を示唆する [28-31]．惑星大気中のと良く一致する [19, 20]．また，他の火星隕石がすべて

希ガスや窒素（N2）は，他の反応性の高い揮発性元素

火成岩であるのに対し，NWA 7034 は唯一のレゴリスに比べて安定であり，その同位体組成は大気の物理進

角礫岩である．各岩片中のジルコンやバデレアイトな化トレーサーとして有用である．地球においては，過どの年代記録から，NWA 7034 の元となる岩石は，44

去 40 億年間の Ar 同位体指標をもとに，初期の大規模

億年前の火成活動で形成したと知られている [20, 21]．

脱ガスを伴う大気の脱ガス進化モデルが構築された

これは確認されている火星隕石の中で最古であり，火[32]．火星大気の希ガスや N2 は，火星内部からの脱ガ星表層の地質記録にもほとんど残されていない時代

ス，宇宙空間への散逸，隕石衝突に伴う供給と剥ぎ取（ノアキアン以前）に該当する．ただし，角礫岩としてり効果，のバランスで変動する [33]．これらの同位体

集積した年代については，44 億年前から 13 億年前と組成の時代ごとの変遷がわかれば，火星における大気

され，まだよく分かっていない [19-24]．NWA 7034 は，進化モデルを制約できる．

全岩の含水量が 6000 ppm と，SNC 隕石の 10 倍以上も前章で述べたとおり，「火星隕石」を火星起源とす

水に富むという点でも特徴的である [19]．この水が火る証拠の 1 つは，若い火星隕石であるシャーゴッタイ

星由来のものか，サハラ砂漠での風化によるものかは

ト中の捕獲大気が火星大気の希ガス同位体組成を示す

疑問が残るが（例えば [25]．本稿の第 4 章にて言及），ことであった．より古い火星隕石が太古の火星大気組

今後の詳細な分析で，火星の水環境についての重要な成を記録していれば，大気進化の手がかりとなる．

手がかりを得られるかもしれない．NWA 7034 は現状

ALH 84001 と NWA 7034 は，それぞれ 41 億年前，44唯一の“44 億年前の火星を代表する”岩石であり，今億年前の火星の岩石である．火星史における 41 億年後の分析技術の発展に伴い，火星の初期環境に関する

前は，火星の火山活動，地下 / 表層水の循環，隕石衝

貴重な情報を得られると期待される．

突が活発であったと思われる時代である
（図 2）
．また

その他，近年では約 22-24 億年前の火星隕石（NWA

44 億年前については，火星の地質記録がほとんど残7635, NWA 8159 [26, 27]）も確認されている．上記をされていない．火星史において，ALH 84001, NWA

含め，火星隕石は約 44 億年前から最近数億年までの7034 が記録しうる初期数億年の環境変動は，表層水

幅広い時代をカバーしており，火星の長期進化を論じの大規模散逸（第 4 章）とも関わり，最重要かつ未知のる上で重要な役割を果たしている（図 2）．さらに，こ問題と言える．ただし，NWA 7034 については，約

れらの隕石は，火星のマントル・地殻・大気など異な20―14 億年前の熱変成により全岩の揮発性元素情報がる場所の地球化学情報を記録している．適切な試料・リセットされているため，現状では 44 億年前の火星手法の選択と分析技術の発展により，火星隕石から，大気は不明である [22]．太古の記録が NWA 7034 の特

時間的・空間的な広がりを持った包括的な火星史を描

定の鉱物やインクルージョンに局所的に残されていれけるとともに，将来の火星サンプルリターンへ向けたば，今後の分析技術の発展に伴い，44 億年前の火星知見が得られると期待する．

大 気 組 成 を 推 定 で き る か も し れ な い． 一 方，ALH
84001 は 41 億年前に火星での水質変成を経験しており，

3. 火星の大気進化：窒素および希ガス同位体組成からの制約
火星の大気組成は，1970 年代のバイキング着陸機や，

この時代の火星大気を記録すると期待される．
一般に，火星隕石が持つ希ガスは，①火星大気，②火星マントル成分，③地球大気の混合系である．隕石から①火星大気の情報を推定する為には，②，③の影

2012 年に火星着陸し現在も探査を続けているキュリ

響を注意深く評価しなければならない．さらに，①，

オシティにより詳細に調べられてきた．現在の火星大③の大気成分は，捕獲プロセスに応じて元素分別を伴気は地球の 100 分の 1 以下と希薄で，二酸化炭素（CO2），

う可能性が指摘されており（風化に伴う大気吸着など），

火星研究における「火星隕石」の役割：これまでの貢献と将来の展望／小池 他

a

火星大気

2.5

ALH 84001

600

Viking500

δ15N [‰]

129Xe/132Xe

1.5

火星大気

700

真空破砕
(シャーゴッ
タイト)

2.0

b

800

シャーゴッ
タイト

183

Curiosity

400
300
200

1.0

0.5

地球大気

0

火星内部 or
分別した地球大気
010

シャーゴッタイト

100

-100

20

30

40

ALH 84001

地球大気
0.0

0.2

84Kr/132Xe

0.4

40Ar/14N

図3： 火星隕石（シャーゴッタイト，ALH84001）の大気成分．
129
132
84
132
129
132
84
132
（a） Xe/ Xe- Kr/ Xeプロット．火星大気の Xe/ Xe比はキュリオシティの分析値， Kr/ Xe比は火星隕石の分析値を採用. 隕石データのうち，三角形のポイントは真空破砕分析の結果．それ以外は加熱分析の結果．デー
タは，[35, 39, 40, 78]および，それらの引用文献．
154014（b）δ N- Ar/ Nプロット．シャーゴッタイトのデータは，バイキングの報告値と地球大気の混合直線上に乗るが，
15
15
キュリオシティの報告値は同一直線上に乗らない．ALH 84001はδ N ～ 400‰からδ N ～ 0‰まで報告がある．
データは，[31, 37, 38]および，それらの引用文献．

注意が必要である [34]．ALH 84001 が捕獲する火星大シャーゴッタイトの衝撃溶融ガラスなどから得られる

気の希ガス元素組成（クリプトンとキセノンの安定同窒素同位体比は，バイキングから報告された火星大気

84

132

位体の存在比 ; Kr/ Xe 比など）は，シャーゴッタイ

組成と地球大気組成の混合直線上にプロットされる

トの捕獲大気組成と異なることが知られる（図 3a）．

（図3b）
．シャーゴッタイトの窒素は，希ガスと同様に，

この理由は，41 億年前の火星大気が現在と異なるク

現在の火星大気を反映したものと考えられる．しかし，

リプトン／キセノン比を持っていたか，水質変成など

近年キュリオシティが調べた火星大気組成は不整合なに伴う元素分別を反映したものと考えられるが，未だ結 果 を 示 し て お り， 原 因 は ま だ 分 か っ て い な い．

に解決していない．一方，ALH 84001 のキセノン同ALH 84001 が記録する火星大気の窒素同位体比とし

129

132

位体比（ Xe/ Xe 比）は，火星大気に特徴的な高い値
129を示す（図 3a ; [35]）． Xe は，太陽系初期に存在した
129

I
1600 万年）の壊変に
短寿命放射性ヨウ素 （半減期約
129

132

129

15

と，
て，地球大気程度の軽い値（δ N ～ +7 ‰ ; [36, 37]）15

現在の火星大気に近い重い値（δ N ～ +400 ‰ ; [38]）が報告されている．41 億年前の火星大気の代表値と15

Xe/ Xe 比は， I がまだ存して軽い値（δ N ～ +7 ‰）を採用すると，当時の火在した時代に初期大気のキセノンが失われたことを意

星が現在より厚い大気（≥ 0.5 bar）
を保持していたと推味し，火星大気が 41 億年前には既に希薄であった可定される [33]．ただし，軽い窒素同位体比が 41 億年前

能性を示唆する．ただし，キセノンは他の希ガスに比の火星大気なのか，地球での汚染の影響かは，慎重なべて，太陽の紫外線エネルギーによりイオン化されや検討が必要である [17]．

より生成される．高いすく，火星の初期大気がキセノンの選択的な散逸・同従来の希ガスや窒素の同位体分析では，隕石を真空

位体分別を経験した可能性があることに注意が必要で中で 1000℃以上まで一気に（あるいは段階的に）加熱ある（[33] および，その参考文献）．

し，抽出したガスを精製する「（段階）加熱法」が主流

15

14

火星大気の窒素安定同位体比（ N/ N の存在比）は，であった．このような加熱破壊分析は，隕石中の微量

火星探査機バイキング，キュリオシティの調査で確認な希ガスを高精度分析できる点で有利だが，1 つの試1514されている．現在の火星大気の N/ N 比は地球大気
15の 1.6 倍ほど重く（δ N ～570 ‰），地球大気に比べア
40

14

．
ルゴン／窒素比（ Ar/ N 比）が高い（図 3b ; [28, 31]）

料中に起源が異なる複数のガス成分が混在した場合，それらを区別することが難しい．特に，火星隕石の場
合，衝突による大気捕獲の再現実験は報告されている

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δD [‰]
シャーゴッタイト[46–50]

6000
5000
4000
3000

初期の大規模散逸
表層水（大ALH84001~1000–3000 ‰[47, 51, 52, 77]

気・表土）

地下水（氷・含水鉱物）

2000
火星初生水
≤300‰ [48]045ゲールクレーター~2000‰ [45]

40

30

火星大気,
表土 [29,44, 45]シャーゴッタイト衝撃ガラス [54]

マントル水
20

10

年代 (億年前)

図4： 火星表層の水素同位体比の時間進化．D/H比データの引用元は，図中に記載．

ものの，大気成分がいつ・どこに・どういう形で捕獲存在可能性とも密接に関連し，世界的な注目を集めてされたかよく分かっていない．例えば，同じシャーゴいる．これまでの火星探査から，40-30 億年前に形成ッタイトを真空中で機械的に破砕し，ガスを回収した

された流水地形，表層 / 地下の水から晶出した含水鉱

場合（真空破砕法），得られた希ガス同位体組成は加熱物（粘土鉱物や硫酸塩など），北半球高緯度域の古海洋法の結果と異なり，火星大気と一致しないことが報告の証拠など，多数の地質学的・岩石学的証拠が報告さされている（図 3a [39, 40]）．分析法による結果の不一れ，太古の火星における活発な表層 / 地下水活動の存

致は，複数の起源が異なる希ガス成分が存在すること在が指摘されてきた．さらに，現在でも高緯度域の地を示唆する．過去大気の復元には，適切な試料および下には氷が存在し，氷―水蒸気の表層循環が存在する

分析手法の選択が不可欠である．窒素についても，手こと，季節変動に伴い地表付近で断続的な流水現象が法の選択・確立は重要な課題である．近年，火星表層生じることなどが確認されている（[1-5] および，それに硝酸塩の存在が確認され [41]，火星における大気 N2

らの引用文献）．火星の水環境の大変遷，すなわち「太と窒素化合物との窒素循環・共進化が注目されつつあ古の活発な表層水・地下水循環システム」から「最近る．さらに，火星隕石の衝撃溶融ガラスにも硝酸塩がの（おそらく穏やかな）地下氷−水蒸気循環システム」

15

含まれ，地球と同程度の低いδ N を持つことが，破へ移行過程の解明は，火星史の最重要課題の１つと言壊分析にて報告されている [42, 43]．硝酸塩と大気 N2

える．

のように，異なる化学種の挙動や同位体組成の違いを一般に，惑星の表層水は，火成活動に伴うマントル

区別して取り扱うことが，火星の表層物質循環と大気からの脱ガス，宇宙空間への水素散逸，プレートテク

進化史を解明する上で重要になる．今後，従来の加熱トニクス等に伴うマントルへのリサイクル，隕石衝突

破壊分析に加えて，局所分析法が確立されれば，火星などの外部からの寄与，のバランスで変動する．火星

隕石中の希ガスや窒素が，いつ・どのように捕獲されは，観測できる範囲ではプレートテクトニクスは存在たもので，それぞれの同位体比がどの程度かを特定でせず，マントルへのリサイクルがどの程度効率的に生きる．火星隕石が火星史の構築に貢献できる余地は，じているかは不明である．また，脱ガスは，初期には未だ非常に大きいと言える．

活発だったと思われるが，物質証拠の不足から定量評
価はできていない（第 5 章）．一方，現在の火星表層水

4. 火星の水環境進化：水素同位体比からの制約
火星に見られる多くの「水の痕跡」は，火星生命の（大気・表層の含水鉱物）の水素同位体比（D/H 比）は，
水素散逸に伴う質量分別効果により，地球海水の 5-6
倍以上も重くなっていることが知られる（図 4 ; δD ～5000 － 6000 ‰ [29, 44, 45]）
．火星の長期的な D/H 比変

火星研究における「火星隕石」の役割：これまでの貢献と将来の展望／小池 他

185

動がわかれば，水の散逸史を定量評価でき，過去 45

きたと思われる．将来の火星地下圏の探査により，火

億年間の水環境進化を明らかにできると期待される．

星の水環境の理解は大きく進展すると期待される．

火星隕石には，マグマ由来の含水鉱物（リン酸塩鉱

火星隕石分析を始めとする，近年の精力的な研究に物や角閃石など ; 図 1c）が微量に含まれる．これらはより，火星の水環境に関する我々の理解は飛躍的に進

マグマの冷却の最終段階で晶出し，表層物質との同位歩した．しかし，まだ多くの重要な未解決問題が残さ

体交換を経験するため，火星表層の D/H 比を反映する．

れている．特に，火星史の初期 4–5 億年間は，水の大シャーゴッタイトの含水相が火星大気的な高い D/H

規模散逸などの環境変動が集中した時代だと思われる比を持つことが，主に二次イオン質量分析計（SIMS）

が，この時代の地質記録はほとんど残されておらず，による局所同位体分析などから確かめられている（最謎が多い．火星隕石からこの時代の水環境に制約を与大でδD ～4000 － 6000 ‰ ; [46-50]）．マグマ由来の含えられれば，火星の環境大変動の解明につながると期

水相の他，いくつかの火星隕石は火星での水質変成鉱待される．第 2 章で述べたとおり，NWA 7034 は 44 億物（炭酸塩鉱物やオリビン変質物など）を含み，変成時年前の火成岩片を持つ火星のレゴリス角礫岩であるの周囲の水を記録する．ALH 84001 には，41 億年前（図 1b）．この隕石は豊富な水を含み，その D/H 比はのマグマ由来のリン酸塩鉱物と水質変成由来の炭酸塩

他の火星隕石と比べ著しく軽いことが知られる（全岩鉱物が存在し，双方が高い D/H 比を示す（δD ～1000

で約 6000 ppm，δD ～300 ‰ [19]）．しかし，残念な－ 3000‰ ; [47, 51, 52]）．この値は現在の火星表層水（～

がらこの水の記録は「44 億年前の火星の水」を反映し6000 ‰）よりは軽いものの，地球海水に比べ 2–4 倍とているとは考えにくい．理由は主に 2 つある．第一に，著しく重く，41 億年以前に火星の D/H 比が大きく変NWA 7034 は 20–14 億年前に著しい再加熱を経験して動したことを示す．一方，かんらん石や輝石などの火いる．いくつかの放射年代系や希ガス同位体を含め，成鉱物中に捕獲されたメルト・インクルージョンは，

全岩の揮発性元素情報は，この加熱イベントで完全に元のマグマ情報を保持しうる．シャーゴッタイト Y-

書き換えられた．NWA 7034 の火成岩片にはリン酸塩

980459 のインクルージョンガラスの局所分析から，（F,
鉱物（塩素と水酸基に富むアパタイト [Ca（PO54）
3火星の初生的な水の D/H 比が，地球や炭素質コンド

Cl, OH）]）が豊富に含まれるが，これらの同位体記録

ライトの水と同程度（δD< ～300 ‰）であることが確も 14 億年前にリセットされたことが，年代分析で確かめられた [48]．火星隕石の D/H 比の記録は，初生水・かめられている [23]．NWA7034 のリン酸塩鉱物の D/

41 億年前・現在の表層水で大きく進化している（図 4）． H 比（δD<3000 ‰）は現在の火星表層よりやや軽く，
D/H 比の進化は，火星のかつての表層水の大部分が14 億年前の火星のレゴリスが大気と完全には同位体

41 億年以前に散逸し失われた可能性を示唆する [53]．

平衡にならなかった可能性を示す [55] が 44 億年前のまた，初期の大規模散逸後も残された水は，火星の地

D/H 比は残していない．第二に，NWA 7034 は砂漠

下に氷や含水鉱物などとして貯蔵されている可能性がで発見された隕石で，地球上での変成作用を受けた可高いことが指摘されている．探査機によるゲール・ク

能性がある．NWA 7034 の豊富な水は，主に隕石マト

レーターの堆積岩の分析と火星隕石の分析の両方で，リックスに豊富に存在する酸化鉄や粘土鉱物などの変中間的な D/H 比（δD ～1000 － 2000 ‰）を持つ水の存

成鉱物に由来する [25, 56]．リン酸塩鉱物などの火成在が報告されている [45, 54]．この値は，現在の火星

鉱物中の水は量が限られ，全岩に対する寄与は小さい．

の表層水ともマントルとも異なり，独立した第 3 の水

酸化鉄や粘土鉱物は，火星での水質変成で晶出するこのリザバーとして，大規模な地下の固体水（氷や含水とが確認されているが，地球上での変成でも形成しう

鉱物など）が考えられる．一連の D/H 比に関する研究

るため，これらの起源の特定が難しい．すなわち，から，火星の水は，初期 4–5 億年間で大規模な散逸をNWA 7034 の豊富な水と軽い D/H 比は，20–14 億年前経験した後，残された水の大部分が地下に貯蔵され，の火星の表層水か，地球の水による汚染のいずれかでその後は①表層水（δD ～6000 ‰），②マントルの水あろうと考えられる．現時点では，NWA 7034 から（δD ～300 ‰），③地下の固体水（δD ～2000 ‰），の

44 億年前の D/H 比は得られていない．しかし，この少なくとも 3 種類の独立した系として維持・進化して隕石は，様々な時代のマグマ活動・熱 / 水質変成作用・

186

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 3, 2018ab
Depleted
Intermediate
Enriched
0.514

0.513

143

Nd/144Nd （初生値）

0.515

0.512

0.700

0.705

0.710
87

0.715

0.720

0.725

Sr/86Sr （初生値）

図5： 火星マントルの化学リザバー．（a）シャーゴッタイトの初生Nd-Sr同位体 ;（b）初生鉛同位体の時間進化．データは，[68, 79]
および，それらの引用文献．

衝撃加熱などを記録した岩片を持つポリミクト角礫岩

在することを示す [61]．これらのリザバーは，マグマであり，局所的には太古の記録を残している可能性がオーシャンからの結晶分化によって形成されたと考え高い．将来の分析技術の発展・応用，および，適切なられており，depleted リザバーがマグマオーシャン初

対象鉱物の選択により，「44 億年前の火星の水」を復期に固化した集積結晶を起源とする一方で，enriched

元できると期待する．

リザバーは最後に固化した分化残液の組成を反映している [62, 63]．マグマオーシャン固化時（約 45 億年前）に形成された火星マントルの化学的不均質が，シャー5. 火星マントルの化学進化

ゴッタイトの火成活動時（約 1.7 億から 5.7 億年前）まで
火星隕石は，火星内部の化学的情報を得るための現保存されていたことは，火星内部の物質循環が限定的状唯一の手がかりでもある．火星隕石が記録するソーであったことを示す．中間の組成を示す intermediate

スマントルの年代情報（e.g. 消滅核種年代
146

182

182

Hf – W,

リザバーは，2 つの端成分リザバー（depleted, enrich-

142

Sm– Nd など）から，火星は太陽系形成から 1000 万ed）由来の成分の混合によって形成されたと考えられ年以内に集積し，コア形成までを完了している [57,ているが，この混合については，①マグマオーシャン

58]．また，マグマオーシャンの固化に伴う火星マン

固化直後の激しいマントル対流由来 [58, 64]，または，

トル－地殻分化は，太陽系形成後 5000 万年以内に完②シャーゴッタイトの火成活動直前の比較的小規模な了していたと推定されている [58–60]．火星はこの惑マグマ混合由来 [63] の 2 つの説が提案されており，現星初期分化以降大きな組成変動を経験しておらず，太在でも議論が続いている．

陽系初期に形成された原始惑星の化学的特徴を現在でシャーゴッタイトの初生同位体組成から推定されるも保持していると考えられている．そのため火星は，

ソースマントルの元素比は，そのソースマントル形成

地球型惑星の成り立ちを理解するうえでも非常に重要

時の元素分別を記録しているため，惑星分化プロセスな研究対象である．

を理解する重要な手がかりとなる．例えば，各火星マ

火星マントルの地球化学的研究は，主にシャーゴッ

ントルリザバーの238

204

U/ Pb 比（ウラン長寿命核種

238

U

204

タイトの化学分析に基づいて行われてきた．シャーゴと非放射壊変起源の鉛 Pb の比 ; µ 値）は，enriched

ッタイトは，初生ストロンチウム（Sr）
・ネオジム（Nd）

マ ン ト ル が 3–5 程 度 で あ る の に 対 し，depleted で は

同 位 体 組 成 な ど に 基 づ い て， さ ら に depleted，

1–2 程度と非常に低く，太陽系の初生 µ 値よりも低い

intermediate，enriched シャーゴッタイトに分類され値まで報告されている [23, 64–68]．これらの低い µ 値

る（図 5a）．これらの特徴は，火星マントル中に，不は，分配係数に基づく計算によると，ケイ酸塩鉱物の適合元素に枯渇した depleted リザバー，不適合元素

みでは再現できず，硫化鉱物を必要とする（硫化鉱物に 富 む enriched リ ザ バ ー， そ の 中 間 の 組 成 を 持 つは鉛を取り込みやすく，非常に低い µ 値を持つ）[65]．

intermediate リザバーの 3 つのマントルリザバーが存

これは，depleted マントルを形成した集積結晶が，ケ火星研究における「火星隕石」の役割：これまでの貢献と将来の展望／小池 他

187

イ酸塩鉱物に加えて多くの硫化鉱物を含んでいたことの 1 つである．将来，火星衛星・火星のサンプルリタ

を示し，火星マグマオーシャンの組成・酸化還元状態

ーンにより，過去の火星の内部物質を直接（あるいはやその結晶化プロセスに制約を与える．また，火星マ

間接的に）調べられれば，マントル脱ガス史の理解はントルリザバーの µ 値は，火星地殻の持つ高い µ 値

大きく進歩するだろう．現時点では，火星隕石が残し（>13.4 [23]）と大きく異なり，火星におけるマントル

うるマントル情報が最も有力な手がかりと言える．特－地殻間の相互作用が限られていたことを強く示唆すに，44 億年前の火星隕石 NWA 7034 から，火星の初る（図 5b）．

生的な情報が得られれば，マントル脱ガス史を定量的

惑星の内部進化は，表層環境とも密接に関連する．

に評価できると期待する．

火星の表層を特徴づける水や大気の変動は，①火山活動等に伴うマントルからの脱ガス，②宇宙空間への揮6. 火星の有機物と生命存在可能性

発性元素の散逸，③プレートテクトニクス等に伴う表層物質のリサイクル，④隕石衝突など外部からの影響，

火星の有機物の探求は，一連の火星着陸探査の重要のバランスで決定する．火星における③リサイクルが，なテーマである．近年，探査機キュリオシティの分析

いつ・どの程度の規模で生じていたかはよく分かってにより，火星大気中に微量のメタンが検出され，そのいない．上述のとおり，シャーゴッタイトの化学記録

量が周期的に増加することが報告された [73]．さらにから，火星マントルの物質循環は 45 億年間にわたり

最近，ゲール・クレーターの 35 億年前の堆積岩中に，極めて限定的であったと推定される．これは，火星に構造中に硫黄を含む有機物（チオフェン・芳香族・脂プレートテクトニクスの記録が見られないこととも整肪族など）が検出された [74]．有機物やメタンの起源

合的である．ただし，初期地球で指摘されるような地としては非生物的な形成プロセスが提案されているが，殻の密度差に伴う鉛直方向の物質循環は，プレートテ

よく分かっていない．
火星における有機物の形成過程・

クトニクスの有無に関わらず存在した可能性が考えら

種類・存在量などの解明は，生命存在可能性とも関連れる [69, 70]．火星の表層水や大気が内部へどの程度リし，これから大きく進むと期待される．

サイクルされたかは，議論の余地が残る．一方，①マントルから表層への物質供給（脱ガス）は，特に火星のいくつかのシャーゴッタイト，ナクライト，および，ALH 84001，NWA 7034 では，多環芳香族炭化水素

初期進化において重要な役割を果たした可能性が高い． （polycyclic aromatic hydrocarbons, PAHs）な ど の 高
40–30 億年前の火星は，活発な火山活動に伴うマグマ

分子炭素化合物（macromolecular carbon, MMC）の存の放出が卓越したことが，地質学的証拠から指摘され在が報告されている（[75, 76] および，それらの引用文ている [71]．40 億年以前の火山活動に関しては，地質献）．これらは鉱物のインクルージョンや割れ目・粒記録がほとんど残っていないため十分にわからないが，間などに存在し，組織観察や化学分析から（少なくと太古の火山噴火に伴う脱ガスは，火星の表層環境に大も一部は）地球の汚染ではなく火星由来であると考えきく影響したと思われる．火星隕石の記録から，現在られている．MMC の形成は，還元的なマグマの冷却の火星マントルは地球に比べ水に枯渇していることがや熱水反応，隕石衝突などの非生物的プロセスによる知られている（H2O ≤ 15–70 ppm ; [48, 72]）．これは，ものと考えられ，必ずしも生命活動の痕跡を示すもの

必ずしも火星マントルが初期から「ドライ」であったではない．しかし，これらの発見は，生命の材料となことを意味しない．これまでの火星探査・火星隕石かりうる物質が火星表層に長期間存在したことを示唆すら見つかった多数の水の痕跡から，初期火星には全球る．特にレゴリス角礫岩である NWA 7034 に含まれ平 均 で 数 100 m － 1,000 m の 大 規 模 な 表 層 水（古 海る MMC は，火星の堆積岩中に見つかった有機物とも

洋）が存在したと指摘されている（[53] および，その引関連性が高いかもしれない．将来の火星探査・火星隕

用文献）．初期の火星では，マントルから表層への水石分析で，火星の有機物形成プロセスと火星生命可能の供給が重要な役割を果たした可能性が高い．火星の性の探求が大きく進むことを期待する．

内部進化，特に水などの揮発性元素の脱ガス史の解明
は，火星の水環境を理解する上での重要な未解決課題

188

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 3, 2018[14] Cassata, W. S. et al., 2010, Geochim. Cosmochim. Acta

7. おわりに74, 6900.
[15] Koike, M. et al., 2014, Geochemical J. 48, 423.

火星隕石が記録する鉱物・同位体化学情報は，火星[16] McKay, D. S. et al., 1996, Science 273, 924.

史の解明に大きく貢献してきた．分析技術の進歩や新[17] 三浦弥生, 2017, 日本惑星科学会誌 26, 15.

たな隕石の発見に伴い，火星隕石から得られる情報は[18] Halevy, I. et al., 2011, PNAS 108, 16895.

今後も増えるだろう．また，現在，日本主導の火星衛[19] Agee, C. B. et al., 2013, Science 339, 780.

星サンプルリターン計画（MMX 計画）が進んでおり，[20] Humayun, M. et al., 2013, Nature 503, 513.

将来的には火星地下圏の探査，火星からのサンプルリ[21] McCubbin, F. M. et al., 2016, J. Geophys. Res. Planets

ターンも実現すると期待される．急速に火星圏の科学が発展しつつある現在，唯一の実試料である火星隕石が果たす役割はさらに大きくなると言える．

121, 2120.
[22] Cartwright, J. A. et al., 2014, Earth Planet. Sci. Lett.
400, 77.
[23] Bellucci, J. J. et al., 2015, Earth Planet. Sci. Lett. 410,

謝 辞

34.
[24] Nyquist, L. E. et al., 2016, Meteorit. Planet. Sci. 51,

玄田英典博士には，本稿を執筆する機会を頂き，粗稿を読んで頂きました．また，三浦弥生博士には，大変有意義なご助言・ご指摘を多数頂きました．これらの方々に感謝致します．本研究は，日本学術振興会科研費（17H06459, 15KK0153, 16H04073, 18J02005）の援助を受けています．

483.
[25] Lorand, J. P. et al., 2015, Meteorit. Planet. Sci. 50,
2099.
[26] Simon, J. I. et al., 2014, 77th Meeting of the
Meteoritical Society abstract.
[27] Lapen, T. J. et al., 2017, Sci. Adv. e1600922.
[28] Mahaffy, P. R. et al., 2013, Science 341, 263.

参考文献

[29] Webster, C. R. et al., 2013, Science 341, 260.
[30] Atreya, S. K. et al., 2013, Geophys. Res. Lett. 40,[1] Bibring. J-. P. et al., 2006, Science 312, 400.
[2] Ehlmann, B. L. et al., 2011, Nature 479, 53.
[3] Mouginot, J. et al., 2012, Geophys. Res. Lett. 39,
L02202.
[4] Ojha, L. et al., 2015, Nature Geoscience 8, 829.
[5] Arvidson, R. E. 2016, J. Geophys. Res. Planets 121,
1602.
[6] McSween, H. Y. Jr. and McLennan, S. M., 2014,
Treatise on Geochemistry 2nd Edition 2, 251.
[7] 臼井寛裕, 2011, 地球化学 45, 159.
[8] 三河内岳, 2014, 日本惑星科学会誌 23, 278.
[9] Score, R. and Lindstrom, M. (Eds.) 1993, Antarctic
Meteorite Newsletter 16, 3[10] Nyquist, et al., 2001, Space Science Reviews 96, 105.
[11] Lapen, T. J. et al., 2010, Science 328, 347.
[12] Terada, K. et al., 2003, Meteoritics. Planet. Sci. 38,
1697.
[13] Borg, L. E. et al., 1999, Science 286, 90.

5605.
[31] Wong, M. H. et al., 2013, Geophys. Res. Lett. 40,
6033.
[32] Ozima, M. and Podosek, F. A., 2002, Noble Gas
Geochemistry (Cambridge Univ. Press).
[33] Kurokawa, H. et al., 2018, Icarus 299, 443.
[34] Mohapatra, R. K. et al., 2009 Geochim. Cosmochim.
Acta 73, 1505.
[35] Bogard, D. D. and Garrison, D. H., 1998, Geochim.
Cosmochim. Acta 62, 1829.
[36] Grady, M. M. et al., 1998, Meteorit. Planet. Sci. 33,
795.
[37] Mathew, K. J. and Marti, K., 2001, J. Geophys. Res.
106, 1401.
[38] Miura, Y. and Sugiura, N., 2000, Geochim.
Cosmochim. Acta 64, 559.
[39] Wiens, R. C. et al., 1988, Earth Planet. Sci. Lett. 91,
55.

火星研究における「火星隕石」の役割：これまでの貢献と将来の展望／小池 他[40] Koike, M. et al., 2017, 48th Lunar Planet. Sci. Conf.
abstract.
[41] Stern, J. C. et al., 2015, PNAS 112, 4245.
[42] Grady, M. M. et al., 1995, J. Geophys. Res. 100, 5449.
[43] Kounaves, S. P. et al., 2014, Icarus 229, 206.
[44] Leshin, L. A. et al., 2013, Science 347, 1238937.

189[67] Bellucci, J. J. et al., 2018, Earth Planet. Sci. Lett. 485,
79.
[68] Moriwaki, R. et al., 2017, Earth Planet. Sci. Lett. 474,
180.
[69] Moore, W. B. and Webb, A. A. G., 2013, Nature 501,
501.

[45] Mahaffy, P. R. et al., 2015, Science 347, 412.

[70] Wade, J. et al., 2017, Nature 552, 391.

[46] Watson, L. L. et al., 1994, Science 265, 86.

[71] Grott, M. et al., 2013, Space Science Reviews 174, 49.

[47] Greenwood, J. P. et al., 2008, Geophys. Res. Lett. 35,[72] McCubbin, F. M. et al., 2016, Meteorit. Planet. Sci. 51,

L05203,2036.

[48] Usui, T. et al., 2012, Earth Planet. Sci. Lett. 357, 119.

[73] Webster, C. R. et al., 2015, Science 347, 415.

[49] Hu, S. et al., 2014, Geochim. Cosmochim. Acta 140,[74] Eigenbrode, J. L. et al., 2018, Science 360, 1096.

321.
[50] Koike, M. et al., 2016, Geochemical J. 50, 363.
[51] Sugiura, N. and Hoshino, H., 2000, Meteorit. Planet.
Sci. 35, 373.
[52] Boctor, N. Z. et al., 2003, Geochim. Cosmochim. Acta67, 3971.
[53] Kurokawa, H. et al., 2014, Earth Planet. Sci. Lett. 394,
179.
[54] Usui, T. et al., 2015, Earth Planet. Sci. Lett. 410, 140.
[55] McCubbin, F. M. et al., 2016, 47th Lunar Planet. Sci.
Conf. abstract.
[56] Muttik, N. et al., 2014, Geophys. Res. Lett. 41, 8235.
[57] Dauphas, N. and Pourmand, A., 2011, Nature 473, 389.
[58] Kruijer, T. S. et al., 2017, Earth Planet. Sci. Lett. 474,
345.
[59] Debaille, V. et al., 2007, Nature 450, 22.
[60] Borg, L. E. et al., 2016, Geochim. Cosmochim. Acta
175, 150.
[61] Symes, S. J. K. et al., 2008, Geochim. Cosmochim.
Acta 72, 1696.
[62] Borg, L. E. and Draper, D. S. 2003, Meteorit. Planet.
Sci. 38, 1713.
[63] Debaille, V. et al., 2008, Earth Planet. Sci. Lett. 269,
186.
[64] Elkins-Tanton, L. T. et al., 2003, Meteorit. Planet. Sci.
38, 1753.
[65] Gaffney, A. M. et al., 2007, Geochim. Cosmochim.
Acta 71, 5016.
[66] Bellucci, J. J. et al., 2016, Earth Planet. Sci. Lett. 433,
241.

[75] Steele, A. et al., 2016, Meteorit. Planet. Sci. 51, 2203.
[76] Suga, H. et al., 2017, 8th Symposium on Polar Scienceabstract.
[77] Usui, T. et al. 2017, 48th Lunar Planet. Sci. Conf.
abstract.
[78] Conrad, P. G. et al., 2016, Earth Planet. Sci. Lett. 454,
1.
[79] Tobita, M. et al., 2017, Geochem. J. 51, 81.