高精度・微小領域酸素同位体局所分析の取り組み／牛久保287

特集「初期太陽系物質科学の最前線」

高精度・微小領域酸素同位体局所分析の取り組み
牛久保 孝行1

2010年7月12日受領，2010年11月3日受理．

（要旨）二次イオン質量分析計はミクロンスケールの微小な試料の同位体比分析が可能である．ウィスコン
シン大学では，二次イオン質量分析計を用いた酸素同位体比分析の高精度化に取り組み，約 15 ミクロン径

図１(B&W)のイオンビームを用いて± 0.2‰，約 2 ミクロン径のイオンビームを用いて ±1‰の分析精度（いずれも標準試料分析値の分散，2SD）を達成した．これらの分析法を用いて，4 億 7 千万年前の堆積岩から回収された隕石由来のクロマイトや，NASA のスターダスト探査機によって Wild 2 彗星から持ち帰られた彗星コンドリ
ュールの酸素同位体比の特徴を明らかにした．

1. 初期太陽系物質の酸素同位体
酸素は太陽系で水素とヘリウムに次いで 3 番目に多，い元素で，3 つの安定同位体， O（99.76%）， O（0.04%）
18O（0.20%）がある．酸素は難揮発性の酸化物や珪酸塩鉱物（例えば ZrO2，Al2O3，Mg2SiO4 など）から有機物，揮発性の高い水（H2O）や一酸化炭素（CO）まで，多様な物質に幅広い温度・圧力条件下で安定して存在する．
そのため酸素は，原始太陽系星雲でのガス組成の変化や塵とガスとの反応，微惑星の集積後の熱変成や水質変成，惑星形成後の分化や表層環境の変化，といった太陽系の形成・進化の様々な過程に関わり，その度に太陽系物質の酸素同位体比組成は変化（多様化と均質化）を繰り返してきたと考えられる．初期太陽系物質の酸素同位体比を測定することで，その物質が形成した環境やその場に存在したガスや塵の酸素同位体比の痕跡を知ることができる．こうした情報は，太陽系の形成過程と太陽系物質の進化を理解するうえで，重要な手がかりにひとつになることが期待される．

105150

17100

δ17O

16200

0ROHED-5COS[3]地球マントルC0 5 10 15-10TF-550 a006
コンドリュール[2]0コンドリュール
CAI-50太陽風[5,6]-100-100-50

050100150200

δ18O
図1： 初期太陽系物質の酸素同位体組成の概略図．コンドライト
隕石の包有物(コンドリュールやCAI，COSなど)は傾き約1の線の沿うようにして広い範囲に分布している．隕石母天体（微惑星）や地球や火星にも，小さいながらも有意な酸素同位体比の違いがあることが知られている．TF :地球物質の典型的な同位体比分別線（Terrestrial Fractionationline），R :Rコンドライト，O :普通コンドライト，C :炭素質コンドライト，HED :HED分化隕石．

初期太陽系物質の酸素同位体比組成の概略を図 1 に示す．酸素同位体比は標準海水（VSMOW）を基準とし1817た千分率（‰）で表示される（δ O，δ O）．殆どの地
1. ウィスコンシン大学マディソン校
ushi@geology.wisc.edu球 物 質 は 典 型 的 な 傾 き 約 1/2 の 同 位 体 比 分 別 線
1718

上（Terrestrial Fractionation line; δ O=0.52×δ O）に分布する．一方で，多くの地球外物質が Terrestrial
Fractionation line から外れた酸素同位体比組成を持つ

288

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

こ と が 知 ら れ て い る． 地 球 外 物 質 の Terrestrial

ことや，イオンビームを絞ることで 10 ミクロン前後

Fractionation line からのずれの大きさを表す指標としの領域の同位体比や微量元素濃度の分析ができること

171718てΔ O 値（= δ O-0.52 ×δ O）が用いられることがあから，コンドライト隕石の包有物など，小さな試料やる．始原的なコンドライト隕石の小さな CAI（Ca や Al

ミクロンスケールで大きな同位体比の不均一が予想さに 富 む 包 有 物 ）や コ ン ド リ ュ ー ル，Cosmicれる試料などの研究に用いられている．特に初期太陽Symplectite（COS，磁鉄鉱（Fe3O4）と鉄ニッケル硫化系物質の酸素同位体比の研究において，二次イオン質物の微細結晶集合体）では，全体で 200‰以上の酸素量分析計の果たした役割は極めて重要である．図 1 に同位体比の変動がみられ，しかも質量に依存した同位おける傾き 1 の分布の両端である極めて O に富む体比分別直線（傾き約 1/2）とは明らかに異なる傾き 1a006 コンドリュール（δ O ～δ O ～－ 75‰）[2] や太の線上に分布している．また，小惑星に由来する様々陽系の始原的な水の酸素同位体比組成（δ O ～ δ O

1618171817

な隕石母天体や，地球や火星などの惑星の間にも酸素～ 180‰）を反映していると考えられる COS の発見

同位体比に僅かではあるが有意な違いがあることが知[3,4]，太陽風の酸素同位体比分析 [5,6]，太陽系物質のられている．太陽系物質の酸素同位体比の不均一性や素材となったであろう珪酸塩プレソーラー粒子の発見

分布がどのようにして形成されたのか，時間や空間分[7] 等，太陽系の形成を考える上で鍵となる物質の酸布がどうだったのか，理論・実験・分析の面から様々

素同位体比は，二次イオン質量分析計により分析されな議論がなされている [1]．

たものである．しかも，これら重要な研究に多くの日本 稿 で は， ア メ リ カ， ウ ィ ス コ ン シ ン 大 学 のWiscSIMS Laboratory で行われている，二次イオン

図２(B&W)
質量分析計（SIMS）を用いた酸素同位体比局所分析法の精度向上のための取り組みと，初期太陽系物質へ適本人研究者が関わっていることは特筆するに値する．

2. 一つ一つのデータを評価するということ用した 2 つの例について紹介する．二次イオン質量分

ウィスコンシン大学の WiscSIMS Laboratory では，

析計は，加速したイオン（一次イオン）を収束させて試マルチ検出器を搭載した二次イオン質量分析計

料に照射することで試料表面の物質をはじき飛ばすよ

CAMECA IMS 1280（図 2（a））を用いて，地球物質やうにしてイオン化（二次イオン）し，質量分析を行う機

地球外物質の同位体比や微量元素濃度分析を行ってい+器である（図 2）．セシウムイオン源（Cs ）と酸素イオ-

る．二次イオン質量分析計は U-Pb 年代測定や微量元ン源（O ）を使い分けることで，陽イオン化しやすい物

素分析などに広く用いられてきたが，WiscSIMS では質（例えばマグネシウムやカルシウム）と陰イオン化し安定同位体（酸素，炭素，硫黄，珪素など）の高精度分やすい物質（例えば酸素や炭素）の両方とも分析できる

析技術に特化し，累帯構造を持つ鉱物試料のマイクロ(a)セクター磁場

セクター電場Cs+イオン源
O-イオン源

アパーチャ

スリット
電子線銃

(b)

17O-16O- 18O-

スリットレンズ
ディフレクタスリット・アパーチャ
バルブ

試料台

図2：（a）
二次イオン質量分析計（CAMECA IMS 1280）の概略図．
検出器付近の拡大図．（[8]から加筆修正）（b）

Faraday Cup
Electron multiplier高精度・微小領域酸素同位体局所分析の取り組み／牛久保

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スケールの同位体比の変動などを調べることで，地球ルダーを使う場合，標準試料と未知試料共に試料ホル科学や惑星科学の研究においてバルク分析では得られダーの中心から半径 5mm 以内に埋め，表面の凹凸（たなかった新しい知見を得ることを目指している [8]．

とえばエポキシと試料の段差）を数ミクロン以内に抑地球外物質の酸素同位体比分析では，3 つの検出器をえれば，試料表面形状による同位体比分析値（δ O）使用して酸素の 3 同位体イオン強度を同時に計測し，のずれは，分析精度と同程度の± 0.3‰の範囲内に収分析中の二次イオン強度の僅かな揺らぎの影響を最小まることが確かめられている（詳しい要件やテスト分限に抑えている（図 2（b））．

析の結果については [8,9] を参照していただきたい）．

18

初期太陽系物質では，微細な構造を持ち同位体比がまた，高精度分析の要件に合うように準備された試料均一でないことが予想されるものや，試料そのものがでは，試料ホルダーを交換しても分析値にずれが出なごく少量しかない場合がある．とりわけ，ミクロンスいことを確認している [9]．未知試料と標準試料が一ケールの分析を得意とする二次イオン質量分析計に期緒に埋めてあることが高精度分析の必須条件であると待されるのは，そうした“制約付き”の試料を分析す考え，無理をして標準試料を不適切な位置に埋めたり，ることであろう．二次イオン質量分析計による分析は試料表面に凹凸をつけたりしてしまうことは明らかに微小領域とはいえ破壊分析である．試料によっては複間違いである．

数のデータを取得し再現性を確認することが難しい場合も考えられるので，一つ一つのデータにどの程度の次に，こうした取り組みを踏まえ，筆者が分析技術開発を担当した 2 つの研究例について紹介する．

誤差があるのかを評価する必要がある．

3. 隕石化石（Fossil Meteorite）の母天体の推定ンの生成量が多く充分な量のイオンを検出できるため，珪酸塩や酸化物の酸素同位体比分析では，酸素イオ大抵の場合は，イオン検出数からくる統計誤差よりも，まず，酸素同位体比の高精度分析に取り組んだ例と検出器の S/N 比や感度の変化など分析器の安定性かして，古生代に地球に降着した地球外物質の起源に関らくる変動の方が大きい．そこで，頻繁に標準試料をする研究を紹介する．

分析して分析器の状態を確認しつつ，未知試料の分析

スウェーデン南部の約 4 億 7 千万年前（古生代オルドは前後の標準試料の分析値で規格化する方法を採用しビス紀）の石灰岩層から化石化した隕石が大量に発見ている [9]．例えば，（標準試料 4 分析）+（未知試料 10された．隕石化石中に残されていたコンドリュールの分析）+（標準試料 4 分析）+（未知試料 10 分析）…という形 状 や， 変 成 さ れ ず に 保 存 さ れ て い た ク ロ マ イ ト

具合に分析を行う．一つ一つの未知試料分析データの（FeCr2O4）粒子の大きさや主成分元素濃度などから，不確定性には，未知試料分析の前後に行った標準試料見つかった隕石化石は全て L コンドライトと推定され分析値の分散（Standard Deviation，SD）を採用していた [10]．L コンドライトとは普通コンドライトの一種で，る． 分 散 を 分 析 回 数 の 平 方 根 で 割 っ た 標 準 誤 差

H, L, LL の 3 つに分類されている．さらに，隕石化石は，一つ一つのデ（Standard Error of the Mean，SE）が見つかったスウェーデン南部の石灰岩層のほか，同ータの不確定性の評価としてはふさわしくないと考え時期に堆積したと推定されるスウェーデン南部の別のている．効率良く分析を行うため，未知試料と標準試石灰岩層や中国南部の石灰岩層に，隕石化石から見つ料は一緒に埋めて研磨することを推奨しているが，薄かったクロマイトと良く似たクロマイトが濃集してい片試料などそれができない場合には，標準試料の薄片ることがわかった．このことは，約 4 億 7 千万年前にを別に準備して交互に分析している．

地球外物質の降着量が全球的に増大したことを示唆し二次イオン質量分析計の分析では，試料表面の形状ている [11]．石灰岩中のクロマイト粒子の殆どは，恐や，試料ホルダーで試料がマウントされている位置にらく微隕石の形で降着したと考えられる．石灰岩中のよっても同位体比分析値にずれが出ることがある．こクロマイト粒子の主成分元素組成や形状の分布は，隕のずれは，一箇所に埋めた標準試料を分析する限り決石化石のものとほぼ一致するが，一つ一つのクロマイして認識されることがないので見過ごされがちである． ト粒子が L コンドライト的かどうかを判断するのはき
様々なテスト分析の結果，標準的な 1 インチの試料ホ17

わめて難しい．しかし，酸素同位体組成のΔ O 値で

290
図３(B&W)

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

1 の 記 号 O）の H, L/LL な ら そ れ ぞ れ ～ 0.7 ‰，1.0 ～(a)1.4‰）ことから，クロマイト粒子の起源を推定できる可能性が高い．そこで，Philipp R. Heck 博士らと協力し，個々のクロマイト粒子の酸素同位体比が全て L コ
ンドライト的であるか，それとも多様な隕石母天体を起源に持つのかを，酸素同位体比を用いて検証する研究を行った [12]．
分析の標準試料にはレーザー・フッ素化法で酸素同位体比を求めた南アフリカ産クロマイト（UWCr-2，18を用いた．分析した試料は，
δ O=4.59 ± 0.17‰，2SD）
スウェーデン南部（Thorsberg）とスウェーデン中央部（Gärde）の石灰岩採石場で見つかった 12 個の隕石化石のクロマイト粒子，同じ採石場の石灰岩から回収された ク ロ マ イ ト 粒 子， 中 国 湖 北 省 宜 昌 市 近 郊（PuxiRiver）の石灰岩層から回収されたクロマイト粒子（いずれも約 4 億 7 千万年前の地層のもの）のほか，比較と(b)して普通コンドライト（Hessle（H5），Guareña（H6），LL

Ergheo（L5），St-Séverin（LL6））の研磨試料を作成し，L研磨面で見つかったクロマイトを分析した．分析には
直径約 15 ミクロン，強度 5nA，20kV に加速されたセHシウムイオンビームを用いた．試料から出た酸素イオ
16-17-18-ン（ O ， O ， O ）は，10kV に加速され，静電場と磁場を使って質量分別された後に別々の Faraday Cup16検出器で同時に計測した．それぞれの分析点で OH
1716分子イオンの強度を計測し， O イオンに対する OH分子イオンの補正が 0.5‰を超えるデータは除外した（分析条件については [12] に詳しい）．また，分析点を
図3：（a）約4億7千万年前の石灰岩層から回収されたクロマイト
粒子の走査電子顕微鏡写真．上段は酸素同位体比分析前，下段は酸素同位体比分析後の様子．右下の画像に示した粒子の上側の分析孔の分析では，分析中に試料を突き抜けてエポキシに到達してしまったため，データは破棄されて17いる．
（b）クロマイト粒子のZnO含有量とΔ O値．欄外に3種類の普通コンドライト（H, L, LLコンドライト）の典型的な酸素同位体比の範囲を示す．クロマイト粒子は元素組成に若干の違いが見られたが，酸素同位体比はいずれもLコンドライトの酸素同位体比と調和的であった．FMC:隕石化石から回収されたクロマイト粒子（Fossile Meteorite
Chromite grains），SEC:堆 積 岩 か ら 回 収 さ れ たFMCと良 く 似 た 組 成 の ク ロ マ イ ト 粒 子（Sediment-dispersed
Extraterrestrial Chromite grains）．（[12]から加筆修正）

走査型電子顕微鏡で観察し，大きな亀裂や包有物，エポキシを含む分析点のデータは除外した（図 3（a））．
18

標準試料の分析の再現性は，δ O で約± 0.3‰，Δ17O 値で約± 0.2‰（共に 2SD）であった．また，普通17コンドライトのクロマイトの分析値はΔ O 値で 0.68
± 0.15‰（Hessle（H5）），0.67±0.18‰（Guareña（H6）），1.09 ± 0.13‰（Ergheo（L5）），1.24±0.10‰（St-Séverin（LL6））（誤差は複数分析データの 2SE）で，全岩の文献値と誤差の範囲で一致した．以上から，クロマイトの酸素同位体比を分析することで少なくとも H コン
17（Δドライト（Δ O ～ 0.7 ‰）と L/LL コ ン ド ラ イ トあれば，クロマイト粒子が結晶成長をした隕石母天体

17と同じ値を持つ可能性が高いことと，隕石母天体の種られた [12]．

17O=1.0 ～ 1.4‰）を有意に見分けられることが確かめ

類ごとに特徴的なΔ O 値を持つ（例えば炭素質コンド

図 3 に隕石化石のクロマイト粒子（Fossile Meteorite

ライト（図 1 の記号 C）なら <0‰，普通コンドライト（図Chromite，FMC）と石灰岩から回収されたクロマイト高精度・微小領域酸素同位体局所分析の取り組み／牛久保粒子（Sedimentary-dispersed Extraterrestrial
172911816

酸素 2 同位体比（ O/ O）で± 2.0‰（2SD）の再現性をChromite，SEC）のΔ O 値を示す [12]．分析前には，得た [15]．現在は，酸素 2 同位体比分析では 2×3 ミク

4 億 7 千万年間も石灰岩中に埋蔵されていたこと，クロン，約 20pA のセシウムイオンビームを用い，10 分ロマイト粒子の主成分元素組成（主に FeO と ZnO）に弱の分析で± 0.7‰（2SD）の再現性を得るのが標準と若干ではあるが有意な違いが見られたことから，変成なっている [9]．

作用によって元の酸素同位体比がみだされてしまって初期太陽系物質の酸素同位体比を分析する場合，地いることが懸念された．しかし，組成の違いや産出地球物質のように Terrestrial Fractionation line 上に分（スウェーデン vs 中国），産状（隕石化石 vs 堆積岩）に布することが仮定できないので（図 1），酸素の安定同17

関係なく分析した全てのクロマイト粒子がΔ O=1.017位体の中で最も存在量の少ない O を含めた酸素 3 同16171817～ 1.3‰という値を示し，L コンドライトの酸素同位位体比分析（ O， O， O）が必要となる． O のイオ体比と調和的であることがわかった．以上から，（a）4ンを充分な量検出するためには地球試料の酸素 2 同位億 7 千万年前の石灰岩層から回収されたクロマイト粒体比分析（ O と O）よりも強いセシウムイオンビーム

子は元の酸素同位体比を保持している，（b）スウェーが必要であり，極微小領域の分析が難しい．地球試料

デンや中国の石灰岩層で確認されたクロマイト粒子のの酸素 2 同位体比分析の経験を基づき，極微小領域の濃集は，L コンドライト的な酸素同位体比を持つ地球分析技術を地球外物質の酸素 3 同位体比分析に応用す外物質の降着量が一時的に増大したことを示している，る試みを初めて行ったのが，NASA のスターダストと解釈している．これは，約 4 億７千万年前に何らか探査機により回収された彗星コンドリュールの酸素同の原因で L コンドライト母天体が破砕され，その時に位体比分析であった [16,17]．これは中村智樹博士，野できた大量の破片が速やかに地球領域まで運ばれ，地口高明博士，土 ` 山明博士らとの共同研究として行わ球に大量に降着したという説を支持する結果となってれた．

いる．

4. 彗星コンドリュールの酸素同位体比分析4.1

極微小領域分析の取り組み

164.2

18

彗星コンドリュールを分析する

コンドリュールは主にオリビン（（Mg,Fe）
や
2SiO4）
パイロキシン（（Mg,Fe,Ca）SiO3）等の珪酸塩鉱物とガラスからなる直径数百ミクロン程度の球粒で，火成岩的な組織と鉱物組み合わせを持つことから，原始太陽

次に，1 ～ 3 ミクロンのセシウムビームを用いた極系星雲内で珪酸塩が融解するほど加熱された後に急冷微小領域の酸素同位体比分析の取り組みを紹介する．

却してできたと考えられている．コンドリュールはコ

極微小領域の酸素同位体比分析は，微細な層構造や結ンドライト隕石に普遍的に，かつ大量に含有されてい晶中の包有物，粉末等の研究に対する期待が高く，ることから，少なくとも現在の小惑星帯領域（3 ～ 52006 年から分析法の開発と改良に取り組んでいる．1天文単位）ではコンドリュールを形成した高温プロセミクロンよりも小さな構造や試料の分析にはスは頻繁に起きていたと考えられている．一方で，海NanoSIMS と い う 優 れ た 分 析 機 器 が あ る こ と か ら王星よりも遠い軌道（>30 天文単位）を回る太陽系外縁（NanoSIMS については，例えば [13] や本特集号の [14]天体が形成する領域では，コンドリュールを形成したに詳しい），ウィスコンシン大学では，直径 1 ～ 3 ミ

ような高温プロセスは起きなかったであろうと考えら

クロンのセシウムイオンビームを用いて 1‰の精度でれている．そのため，太陽系外縁天体が起源と考えら酸素同位体比分析を行うことを目途にして開発を行っれる短周期彗星には，コンドリュールの存在は予想さてきた．図 4 に地球の高度変成岩のジルコン（ZrSiO4）れていなかった．の酸素同位体比を分析した際に，セシウムイオンによNASA のスターダスト探査機は，短周期彗星 Wildって削られてできた分析孔の断面写真を示す．大きさ2 に接近し，貴重な彗星の塵試料を地球に持ち帰った．

約 0.5 × 1.0 ミクロン（深さ約 1 ミクロン），約 2pA のセ回収された彗星の塵試料からは，20 ミクロン程度とシウムイオンビームを用いて約 24 分間の分析を行い，小さいながらもコンドリュールに良く似た火成岩的な

図５(B&W)

図４(B&W)292

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

(a)

1μm

(b)

(c)

図4： ジルコンの酸素2同位体比分析後の分析孔の走査電子顕微
鏡写真．約2pAのセシウムイオンビームを用いて約24分間の分析後，FE-SEMに備え付けられたガリウムイオンビー
ム（FIB）を用いて分析点を切断し断面を観察した．（[15]から加筆修正）組織を持つ結晶質物質（彗星コンドリュール）が見つかった．そこで，この予想外の存在である彗星コンドリ
ュールの起源を知るための手段の一つとして，微小領域分析技術を生かして酸素同位体比分析を担当することになった（彗星の塵試料の初期分析から彗星コンドリュールの発見，観察のための技術開発の経緯等は[17] に詳しい）．
分析試料が非常に小さいため，6mm のエポキシデ
ィスクに彗星コンドリュール試料と標準試料を埋めて研磨し，特製の 7 つ穴ホルダーに装着して分析する方

図5：（a）スターダスト探査機により短周期彗星81P/Wild 2から回収された彗星コンドリュールの走査電子顕微鏡写真．
（b）酸素同位体比分析後の走査電子顕微鏡写真．（c）彗星
コンドリュール（Torajiro）の酸素同位体比データ．（[16]から加筆修正）

法を用いた．分析法の打ち合わせの後，速やかにオリビン粒子を用いた模擬試料が作成され 7 つ穴ホルダー

ドライトのコンドリュールと良く似た酸素同位体比組を使ったテスト分析が行われた．その結果，6mm の成を持つことがわかった．さらに，別の彗星コンドリ

エポキシディスクの中心から半径 0.7mm の範囲に試ュール（Gozen-sama）は酸素同位体比が不均一で，δ料が埋められている限り，± 1‰（2SD）の精度と確度18で分析できることがわかった．彗星コンドリュールのオリビン結晶が含まれていることがわかった．火成岩

分析は，試料を持参した中村博士と共同で行った．分的な組織を持ちながら酸素同位体比に不均一が見られ

析には 1.5 × 2.5 ミクロン，強度 13pA，20kV に加速さることや，組織中にガラスが存在することは，短い時れたセシウムイオンビームを用いた．試料から出た酸間で加熱と急冷却するコンドリュールの形成過程と調

16-

1716-

-18-

素 イ オ ン（ O ， O ， O ）は，10kV に 加 速 さ れ，17-18-

検Faraday Cup（ O ）と Electron Multiplier（ O ， O ）171617O ～δ O ～－ 50‰近い大きな同位体比異常を持つ和的である．また，分析した 3 つの彗星コンドリュールの酸素同位体比が，いずれも炭素質コンドライトの出器で同時に計測した． O イオンに対する OH 分子コンドリュールの酸素同位体比の範囲と一致している．

イオンの寄与は概ね 0.2‰未満であった． 図 5 に彗星

短周期彗星や太陽系外縁天体が形成する領域では，ココンドリュール（Torajiro）の酸素同位体比分析の結果ンドリュールを形成するだけの充分な熱源が無いと考を示す [16]．数ミクロンの細粒のオリビンやパイロキえられることから，彗星コンドリュールは，炭素質コシン結晶からなる彗星コンドリュールは，炭素質コンンドライトのコンドリュールが形成された小惑星帯外高精度・微小領域酸素同位体局所分析の取り組み／牛久保

縁部から海王星の外側まで何らかの機構で運ばれ，母天体に集積したのではないかと考えている [16]．

4.3

さらなる分析技術の向上を目指して293

上に述べた 2 つの研究事例から筆者が実感したのは，それぞれの分野におけるエキスパートである複数の研究者が，同一の研究目的の達成に向けて共同作業を行うことが極めて重要だということである．共著者の誰

彗星コンドリュールのように，100 ミクロンに満た一人が欠けても，ここで述べたような結果はまず得らない小さな粒子をエポキシに埋めて研磨する場合，小れなかったであろう．本特集号が，今後こうしたいくさなエポキシディスクを作成することは（a）研磨面のつもの”研究者の輪”を形成するきっかけになればよ

表面積が小さく取り扱いが楽である，（b）小さな試料いと願っている．

を個別に研磨することで試料毎に適切な研磨面を出すことができる，（c）使用するエポキシの量を最小限に謝 辞

16抑えることでエポキシからの脱ガスによる OH イオ17ン（ O イオンの妨害イオン）の生成量を抑制できる，

木多紀子博士，中嶋大輔博士，中村智樹博士には原といった利点がある．一方で，複数穴のサンプルホル稿の作成に際して助言をいただきました．査読していダーは分析の際の試料表面電場をゆがめてしまい，分ただいた橘省吾博士には多くの建設的なコメントをい析精度が悪くなる可能性があるといった問題点もある．

ただきました．分析法の開発に際して木多紀子博士とそこで，現在 WiscSIMS Laboratory では，中嶋大輔

John W. Valley 博士から多くの協力と助言を受けまし博士が試料の取り扱いと分析精度の向上を目指して，た．分析法の開発には NASA（NNX09AC30G）と NSF

サンプルホルダーの改良と詳しい性能検査に取り組ん（EAR05-09639）の助成を受けています．ウィスコンシ

でいる [18]．また，分析の際に試料表面を観察する

ン大学 WiscSIMS Laboratory は NSF の共同利用施設

CCD カメラの画質を向上させ，より精密に分析点をと し て 助 成 を 受 け て い ま す（EAR03-19230,決定できるようにするため，カメラの光源を赤みがか

EAR07-44079）．

ったハロゲンランプから青色ダイオードへと変更した．
光源の波長が短くなり，かつ色収差が軽減されたこと

参考文献

で，CCD カメラの空間分解能が約 3 ミクロンから約 2ミクロンへと向上した [19]．
極微小領域分析は，様々な組成や組織をもつ試料への適用が行われており，分析上の工夫や試料の取り扱いに関する経験はさらに蓄積されていくと思われる．

[1] Yurimoto, H. et al., 2007, in Protostars and Planets V,849.
[2] Kobayashi, S. et al., 2003, Geochemical Journal 37,663.

こうした経験を礎にしてさらなる分析法の改善を行い，[3] Sakamoto, N. et al., 2007, Science 317, 231.

その成果をお伝えしていくことができればよいと考え[4] 坂本直哉 , 2009, 遊星人 18, 25.ている．

[5] Hashizume, K. and Chaussidon M., 2005, Nature 434,619.

5. おわりに[6] McKeegan, K. D. et al., 2010, LPSC XLI, #2589(abstract).

コンドライト隕石や宇宙塵などの初期太陽系物質はミクロンスケールの複雑な構造を持つものがある．ま[7] Nagashima, K.et al., 2004, Nature 428, 921.
[8] Valley, J. W. and Kita, N. T. 2009, Mineralogical

た，探査機等によって回収される試料は，限られた量

Association of Canada Short Course 41, 19.の試料から最大限の知見を得ることが求められる．二[9] Kita, N. T. et al., 2009, Chemical Geology 264, 43.

次イオン質量[10] Schmitz, B. et al., 2001, Earth and Planetary Science

分析計を用いた微小領域局所分析法は，こうした貴重な試料の同位体比や微量元素の情報を調Letters 194, 1.

べ，初期太陽系物質の起源や太陽系の形成過程を理解[11] Schmitz, B. et al., 2008, Nature Geoscience 1, 49.

するために適した手法であると考える．

[12] Heck, P. R. et al., 2010, Geochimica et Cosmochimica

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日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

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