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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」

火星隕石が経験した衝撃変成
新原 隆史

1,2

2018年6月30日受領，査読を経て2018年7月17日受理．

（要旨）南極や砂漠で隕石発見数が増えるにつれ火星隕石の登録数も増加し，岩石学的なバリエーションを増やしている．このことにより火星の表面に存在する岩石の起源や火星の進化史の理解にむけた研究が進められている．しかしながら火星のような重力天体の表面から岩石が脱出し地球へと落下する過程においては，少なくとも火星脱出時に衝撃変成を受けている．この衝撃変成によって獲得される高温・高圧環境では岩石の記録が様々な程度で上書きされ，さらには岩石中でも不均質であるため，丁寧にこの評価を行うことは火星隕石から火星の進化史を理解するうえで重要である．

1. はじめに成の変化など，様々なレベルでの影響を与える．このため，本稿ではこれまでに火星隕石から報告されてい火星隕石はこの 20 年の間に発見数が飛躍的に伸び，る衝撃変成の痕跡をまとめたい．

Meteoritical Bulletin（https://www.lpi.usra.edu/meteor/metbull.php）への登録は 200 個を超えた．こ2. 火星隕石の分類と形成年代

れらの火星隕石の詳細な分析および火星探査機による観測をあわせることで，火星の進化史や火星マントル火星隕石が発見されてから現在までに，多くの分析の様相を類推することが可能となっている．現時点でにより分類がなされてきた．火星隕石の数が増えるこ

50,000 個を超える隕石試料の内の一部が火星起源であとによって，その岩石種や化学的な特徴に大きなバリるということは 1980 年代に明らかとなり，その論拠エーションが生まれた．岩石・鉱物学的特徴を基にしは三河内 [1] に詳しい．岩石が火星を脱出して地球へた分類では，輝石や斜長石（マスケリナイト化していと落下する過程では，特に火星脱出の際に少なくともる ）を 主 要 構 成 鉱 物 と す る シ ャ ー ゴ ッ タ イ ト

1 回の衝撃現象を経験している．火星隕石の放出過程（Shergottite：玄武岩質，レルゾライト質，かんらんについては黒澤 , 他 [2] を参照されたい．隕石に見られ石フィリックに細分される），単斜輝石が卓越している衝撃変成の程度については，衝撃実験や隕石の観察

るナクライト（Nakhlite：単斜輝石集積岩），かんらんに基づきまとめられているが，岩石 1 つ 1 つが経験し石が卓越しているシャシナイト（Chassignite：かんらた衝撃変成度は異なり，また同一の岩石の中でもこのん岩質）， 斜 方 輝 石 が 卓 越 す る Allan Hills（ALH）

影響は不均質であるため，個々の隕石について丁寧な84001（斜方輝石集積）に分類されている．また，近年観察によって上書きされた衝撃変成の情報を正しく読の砂漠から回収された隕石の中には，玄武岩質の角礫み解くことが，母天体での現象を理解するうえで重要岩（Northwest Africa（NWA）
7034 など）が発見された．

である．一口に衝撃変成といってもその変化は多様で，シャーゴッタイトについては化学的な特徴（軽希土元

岩石組織・鉱物相の変化，化学組成の変化，同位体組素パターン）を基にするとさらに 3 種類に分けることができる（不適合元素に富むもの，乏しいもの，中間

1. 東京大学大学院 工学系研究科 システム創成学専攻
2. 東京大学 総合研究博物館
niihara@sys.t.u-tokyo.ac.jp

的なもの）．このような特徴はシャーゴッタイトを作るマグマの起源の違いを反映していると解釈される．

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火 星 隕 石 の形成年代をみると，最も古い岩 石 で は残り物質が存在している．全岩溶融をしたような衝撃

ALH 84001 の約 45 億年前，新しい岩石ではシャーゴ溶融岩は火星隕石にはまだ見つかっていない．これはッタイトのおよそ 2 億年前，中間的な 13 億年前を示す

火星隕石の発見数が伸びているといえどもまだ数にはナクライトとシャシナイトと幅広い年代の記録を残し限りがあるためであると考えられる．ており，火星の進化史を考えるうえで重要な試料であ多くの火星隕石において特徴的な衝撃変成による変化として挙げられるのは，斜長石が結晶構造を失った

る [3]．

マスケリナイト（diaplectic ガラス）である
（図 2）
．衝撃

3. 岩石組織・鉱物の変化

圧と斜長石の変化の関係については，Fritz, et al. [4]によりまとめられており，おおよそ次に示す 5 つのス

現在確認されている火星隕石のほとんどの試料は強テージに分類されているが明確な境界があるわけでは

い衝撃変成を受けた痕跡をのこしており，岩石学的・ない :（a）5-20 GPa 斜長石の複屈折が見られる ;（b）

鉱物学的に様々に変化している．最も強い衝撃が加わ26-32 GPa 部分的に複屈折が残っている diaplectic ガった場合は岩石の一部が溶融するがその溶融の形態もラス ;（c）30-36 GPa 反射率が斜長石とガラスの中間さまざまである（図 1）．岩石に細く黒い線状に続く溶的になる diaplectic ガラス ;（d）40-45 GPa 反射率が合融脈（メルトベイン）は多くの火星隕石で観察され（図成斜長石ガラスに近い diaplectic ガラス ;（e）>45 GPa1 上），このベイン中に高圧鉱物が存在していること反射率が合成斜長石ガラスと等しい vesiculated ガラがある．Dhofar（Dho）378 はシャーゴッタイトの中でスとなる，ナクライトやシャシナイトに含まれる斜長は，大規模に溶融した痕跡が確認でき，発泡した様子

石（マスケリナイト）は火星隕石の中では比較的低い衝が観察できる（図 1 左）．溶融の規模が小さい場合は，撃圧の痕跡を持ち，シャーゴッタイトは高衝撃圧の特数ミリ程度の領域が溶融したメルトポケットが観察さ徴を持つ．近年発見された NWA 8159 シャーゴッタれる（図 1 右）．このようなメルトの中には多くの溶けイトからはマスケリナイトではなく弱く衝撃を受けた

図1： 衝撃により溶融した組織．（上）NWA 856に見られる細いメルトベイン（破線に沿う黒い脈）．火星隕石にはこのようなベインがよく観察される．
（左）Dho 378はシャーゴッタイトの中でも溶融した物質の割合が多い．
（右）RBT 04261には多くのメルトポケットが観察される．年代測定に使われたバデレアイトもメルト中に存在することもある．

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図2： ALH-77005の偏光顕微鏡写真．斜長石はマスケリナイト化しており，クロスニコルでは黒く光を透過しない．
この隕石に含まれるかんらん石は茶色く変色している．（左）オープンニコル，（右）クロスニコル．  

斜長石が発見されており，シャーゴッタイトであっても増えており，今後も未知の高圧鉱物が発見されるこも比較的低い圧力で形成したものも存在している [5]．とが期待される．このような高圧相の多くはメルトポ

Fritz, et al. [4] は様々な火星隕石に含まれる斜長石おケットやショックベイン中などの岩石の中でも特異的よびマスケリナイトを顕微ラマン分光に分析を行い，に高温・高圧状態が獲得された場所に局所的に存在し衝撃圧に応じてラマンスペクトルの変化が起こることている．

を報告しているが，特に高い衝撃圧縮の場合だと衝撃

火星隕石に含まれるかんらん石には，茶色や黒色を後の熱によるアニーリングの影響があり，ラマンスペ呈するものが存在している（図 2）．これらのかんらんクトルの変化と圧力とは一致しないことを指摘してい石は結晶化時点から茶色や黒色を呈しているわけではる．地球の火山岩に含まれる斜長石には主要化学組成なく，衝撃変成によって析出したナノフェーズの鉄がの累帯構造が見られるが，火星隕石中のマスケリナイ生成したことによる．ナノフェーズ鉄の形成メカニズ

トにも同様の累帯構造が保存されている場合がある

ムについてはかんらん石の還元反応と考えられてきた[6]，マスケリナイトの形成過程については未だに議論が [ たとえば 10, 11]，三河内，他 [12] はこれらのナノがなされており，Chen and El Goresy [7] は高圧下でフェーズ物質の中に酸化鉄（マグネタイト）も含まれてのメルトであると主張しているが，Jaret et al. [8] らいることを明らかにし，還元反応と酸化反応が起きてはインドのロナクレーターに産するマスケリナイトのいるとした．XANES による詳細な鉄の価数分析と電分析によりマスケリナイトは固相－固相の相変化によ

子顕微鏡による周囲の産状をみると，Fe がわずかにり形成したとしている．

存在していることや周囲にシリカ相が存在しないこと

3+斜長石は衝撃によりアモルファス化しているが，そから，かんらん石の不均化反応により形成したことがのほかの鉱物には高圧相への相転移も観察される．火示 唆 さ れ る [13]． シ ャ シ ナ イ ト に 分 類 さ れ る NWA

星隕石からは，リングウッダイト，アキモタイト，メ2737 隕石はほぼ岩石全体が黒色化しており，そのほジャライト，リングナイト，ホーランダイト，スティかの火星隕石とは異なる衝撃履歴を受けていることがショバイト，ペロブスカイトといった高圧鉱物が数多うかがえる．この隕石のようにかんらん石の黒色化をく報告されており，衝撃時の温度・圧力を記録してい起こすためには温度上昇がおおよそ 1200-1500 ℃で衝る．一例として，Tissint 隕石は高圧鉱物の存在から撃圧持続時間が 90 ms 程度必要であると見積もられた25 GPa の圧力で 2000 ℃ほどの温度上昇を経験してい[13]．

ると見積もられた [9]．電子顕微鏡や顕微ラマン分光，電子後方散乱回折法（EBSD）などの局所分析技術が発展するに従い，火星隕石中の高圧鉱物の発見数は現在

火星隕石が経験した衝撃変成／新原

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図3： 火星隕石の可視・近赤外スペクトルの変化．黒色化したNWA 2737ではケイ酸塩鉱物の吸収が不明瞭となっている．データはブラウン大学のRELABより．

ルは火星周回機からの観測により得られており [17]，4. 反射スペクトルへの影響

炭素質コンドライトである Tagish Lake 隕石に似ているとされている．この隕石のスペクトルの特徴として黒色化した NWA 2737 隕石について可視・近赤外は反射率が低く，ケイ酸塩鉱物などの顕著な吸収が見領域の反射スペクトルを見てみると，そのほかの火星られないことである．本来ケイ酸塩鉱物が主体の火星隕石では顕著にみられるケイ酸塩鉱物であるかんらん物質のスペクトルは可視・近赤外領域のスペクトルは石や輝石の吸収（1 μm・2 μm 付近）がほとんど見られかんらん石や輝石の吸収（1 μm・2 μm）が顕著である

なくなっている（図 3）[14,15]．同時に反射率も５％ほが，衝撃変成による溶融やナノフェーズの鉄・マグネどと低くなっている（図 3）．火星隕石は火星を飛び出タイトの析出によって，スペクトルの特徴を失ってしして地球に落下したものであるが，これらと同様の物まう．さらにはアポロ計画やルナ計画で持ち帰られた質は火星の衛星のフォボスにも降り注いでいる可能性月面試料や小惑星探査機はやぶさが持ち帰った S 型小がある [16]．火星衛星であるフォボスの反射スペクト

惑星試料では，宇宙風化によってケイ酸塩鉱物の表面

図4： 炭素質コンドライトと衝撃変成により黒色化した火星隕石のスペクトルの比較．黒色化した火星隕石のスペクトルは，吸収が不明瞭となり炭素質隕石の反射率に近くなっている．データはブラウン大学のRELABより．

194にナノフェーズの鉄が形成しスペクトルの特徴も暗く

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ステージでの結晶化プロセス [27] や地殻物質との反応なっていることが明らかにされた [ 例えば 18]．つまり， をしている [ 例えば 28] ことが考えられているため，とフォボス表面に火星物質が存在しているとしても，宇くに親核種の分析を行わない Pb-Pb 年代が示す年代

宙風化によって火星物質はさらに黒色化していることが結晶化年代とする説には疑問点がのこる．これまでが考えられる．さらに火星衛星の形成過程としては，に行われてきた同位体年代は全岩及び鉱物フラクショ

小惑星の捕獲（炭素質コンドライト類似物質）[ 例えばンから求められたアイソクロン年代であったが，近年19] もしくは火星へのジャイアントインパクト起源（火では単一鉱物を用いた局所同位体分析による年代測定星物質）[ 例えば 20, 21] が唱えられており議論が継続も行われている [29, 30]．火星隕石中には地球の珪長している．火星衛星の起源と進化過程については兵頭・質岩に見られるジルコン（ZrSiO4）はあまり含まれてい玄田 [22] を参照されたい．火星物質と炭素質コンドラないが，高温でも安定でジルコンと同様に年代測定に

イトではその構成元素や鉱物組み合わせは大きく異な用いることができるバデレアイト（ZrO2）が微量ながっているが，火星物質が衝撃変成や宇宙風化により黒ら含まれているため（図 1），このバデレアイトを用い色化した場合は反射スペクトルで見分けるのが困難にた鉱物年代を求める試みがなされてきた [29,30]．また，なる可能性もある（図 4）．このためリモートセンシン

この鉱物が衝撃変成による高温・高圧下でも結晶化年

グ（ガンマ線分光分析や近接でのラマン分光分析な代を保つことができるのかについて明らかにするためど）やサンプルリターンによりもたらされる詳細なデに，著者らは年代既知の地球産バデレアイトの U-Pbータによる物質同定に期待が寄せられる．

同位体系について衝撃実験（最大 57 GPa）や加熱実験（最大 1300 ℃）を行い，衝撃変成による高温・高圧環

5. 衝撃変成による同位体系への影響

境下でも年代情報を失ってしまうようなリセットが行われないことが確かめられた [26]．ただし地上での衝1980 年代より火星隕石の同位体年代が衝撃変成に

撃実験は衝撃圧の持続時間などが天然の現象とは異なよりリセットされたものなのかについては議論されてるため，天然の衝撃現象と比較する際には注意が必要

きた [ 例えば 23-26]．とくにシャーゴッタイトの Rb-Sr， である．筆者 [29] は 10 μm ほどの微小領域での年代測
Sm-Nd，Ar-Ar，U-Pb などの放射性同位体年代から定を RBT 04261 シャーゴッタイトに含まれる様々なは約 2 億年という同位体年代が求められているが，こ産状のバデレアイトについて行った．この結果，衝撃の年代が岩石の形成年代なのか，衝撃変成でリセットにより部分的に溶融したバデレアイトに若干の同位体した年代なのかについて議論されてきた．1980 年代

系の乱れが確認されたが，年代の完全なリセットは起にはシャーゴッタイトに含まれるかんらん石の主要元きていないことを明らかにし，約２億年の年代がシャ素組成の累帯構造が保存されていることから，同位体ーゴッタイトの結晶化年代であると結論した．さらに系から得られた年代は結晶化年代であるとされていた

Moser ら [31] は衝撃によりバデレアイトが分解し新た[23]．2000 年代に入り高精度の Pb-Pb 年代が測定されにジルコンが成長している産状を発見し年代測定をしると，約 41 憶年という年代が報告され，再度年代のたところ，10 Ma ほどと非常に若い年代を得ており，も つ 意 味 の 議 論 が な さ れ た [24, 25]．Bouvier et al.

この年代が衝撃によるリセット年代であるとした．こ[24,25] は Pb-Pb 年代で求められた 41 億年前という年のように年代がリセットしているときには強い衝撃の代値こそが結晶化年代であり，約 2 億年という年代値痕跡が確認できる．

は水質変成もしくは衝撃変成によりリセットされた年代であると主張したが，それを直接的に示す根拠は示されていない．火星隕石は強い衝撃変成の痕跡を残しているが，岩石全体が溶融しているような隕石はまれ

6. 火星隕石が受けた衝撃変成の評価における問題点である．このため，すべての同位体系を同時にリセッ

火星隕石に限らず，隕石が経験した衝撃変成度は岩トさせ，Pb 同位体のみが変化をしない状況が必要と石・鉱物学的特徴，衝撃実験による再現実験によってなる．また，シャーゴッタイトの成因を考えると，2求められており，例えば Stöffler et al. [32] によるとシ火星隕石が経験した衝撃変成／新原195ョックステージを S1-S6 の 6 ステージと溶融岩として分類がなされており，現在もこれを踏襲する形となっ

参考文献ている．火星隕石についても同様の手法で評価されており，Fritz et al. [33] によってまとめられている．こ[1] 三河内岳, 2014, 遊星人 23, 278.

れらによると，火星隕石が経験した衝撃後の温度上昇[2] 黒澤耕介ほか, 2018, 遊星人（本号）.

は 10-1000 ℃程度で，ピーク圧力は 5-55 GPa 程度と[3] Nyquist, L. E. et al., 2001, Space Sci. Rev. 96, 105.

なっている．しかしながら，これらの情報は限られた[4] Fritz, J. et al., 2005, Ant. Meteorite Res. 18, 96.

実験データにより与えられているために，定量的な評[5] Herd, C. D. K. et al., 2017, Geochim. Cosmochim.

価としては議論の余地がありそうだ．ダイアモンドアンビルを用いた斜長石のアモルファス化の実験では斜長石のマスケリナイト化は従来考えられていた衝撃圧（30 － 90 GPa）は必要ないと提案されている [34]．最近
では，Kurosawa and Genda [35] による理論計算によると，岩石の内部摩擦を考慮すると，温度上昇は容易に 2000 ℃にも達するとされており，温度の指標の見直しや定量的な指標の検討が必要かもしれない．

Acta 218, 1.
[6] Mikouchi, T. et al., 1999, Earth Planet. Sci. Lett. 173,235.
[7] Chen, M. and El Goresy, A., 2000, Earth Planet. Sci.
Lett. 179, 489.
[8] Jaret, S. J. et al., 2015, Jour. Geophys. Res. Planet. 120,570.
[9] Baziotis, I. P. et al., 2012, Nature Communications
4:1404, 1.

7. おわりに[10] Van de Moortèle, B. et al., 2007, Earth Planet. Sci.
Lett. 262, 37.

火星隕石の発見数が増えるにつれて情報量も増えているが，たびたび衝撃変成と岩石の記録の意味付けに[11] Treiman, A. et al., 2007, J. Geophys. Res. 112, E04002,
doi:10.1029/2006JE002777

関して議論が起こっている . 火星隕石全般として強い[12] 三河内岳ほか, 2011, 遊星人 20, 161.

衝撃変成によって情報が上書きされた状態であるため，[13] Takenouchi, A. et al., 2017, Meteorit. Planet. Sci. 52,

火星隕石が持つ記録が衝撃変成によるものなのか，はたまた岩石の起源や形成過程に関する情報を保持して2491.
[14] Pieters, C. M. et al., 2008, J. Geophys. Res. 113,いるのか，を理解するためには，衝撃変成による影響

E06004, doi:10.1029/2007JE002939.

を正しく評価することは重要である．この衝撃変成に[15] Noble, S. et al., 2007, Icarus 192, 629.

よる影響は同一岩石の中でも不均質であるため，特に[16] Ramsley, K. R. and Head, J. W., 2013, Planet. Space

局所分析においては分析点付近の状況を正しく判断すSci. 87, 115.

ることが求められる．このためには，衝撃変成の温度・[17] Fraeman, A. A. et al., 2014, Icarus 229, 196.

圧力の定量的な指標の構築も必要となるだろう．

[18] Hiroi, T. et al., 2006, Nature 443, 56.
[19] Pollack, J. B. et al., 1978, Science 199, 66.

謝 辞[20] Craddock, R. A., 2011, Icarus 211, 1150.
[21] Hyodo, R. et al., 2017, ApJ 845, 125.

今回，執筆の機会を与えてくださった東京工業大学[22] 兵頭龍樹ほか, 2018, 遊星人 27, 216.の玄田英典博士と葉工業大学の黒澤耕助博士，本稿を[23] Jones, J., 1986, Geochim. Cosmochim. Acta 50, 969.

査読いただいた JAXA/ISAS の臼井寛裕博士には深く[24] Bouvier, A. et al., 2005, Earth Planet. Sci. Lett. 240,感謝を申し上げます．また，東京大学の菊地紘博士には火星衛星に関して有益な議論をさせていただきましたので併せてお礼申し上げます．本稿の一部はクリタ
水環境科学財団（17D006）より助成を受けたものである．

221.
[25] Bouvier, A. et al., 2008, Earth Planet. Sci. Lett. 266,105.
[26] Niihara, T. et al., 2012, Earth Planet. Sci. Lett. 341,195.

196

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 3, 2018[27] McCoy, T.J. et al., 1992, Geochim. Cosmochim. Acta56, 3571.
[28] Shearer, C.K. et al., 2018, Geochim. Cosmochim. Acta
234, 24.
[29] Niihara, T., 2011, Jour. Geophys, Res. 116, E12008.
[30] Herd, C. D. K. et al., 2007, Lunar Planet. Sci. 38,Abstract 1664.
[31] Moser, D.E. et al., 2013, Nature 499, 454.
[32] Stöffler, D. et al., 1991, Geochim. Cosmochim. Acta
55, 3845.
[33] Fritz, J. et al., 2005, Meteorit. Planet. Sci. 40, 1393.
[34] Tomioka, N. et al., 2010, Geophys. Res. Lett. 37,L21301.
[35] Kurosawa, K. and Genda, H., 2018, Geophys. Res.
Lett. 45, 620.