火星隕石中の黒色カンラン石：衝撃変成作用による鉄ナノ粒子の形成／三河内他

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特集「惑星物質から見る衝突現象研究の新展開」

火星隕石中の黒色カンラン石：衝撃変成作用による鉄ナノ粒子の形成
三河内 岳 ，栗原 大地 ，笠間 丈史
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2011年4月13日受領，2011年4月28日受理．

（要旨）火星隕石中のカンラン石には黒色化したものが多く見られる．透過型電子顕微鏡によりこれらの試料を観察したところ，直径10-20ナノメートルの金属鉄またはマグネタイトのナノ粒子が存在することが分かり，これらが黒色化の原因になっていることが明らかになった．これらのナノ粒子はカンラン石の衝撃実
験で40 GPa以上の衝撃圧の際に形成されることが示され，黒色カンラン石を含む火星隕石の推定衝撃圧とよく一致している．2種類のナノ粒子が存在することは衝撃時の温度上昇の違いによって説明できる．これ
らのナノ粒子の存在は，カンラン石の反射スペクトルや磁化率を変化させるために，惑星探査でリモートセンシングを行う際にはその影響を考慮する必要があると言える．

1. はじめに

実はこのような強い衝撃変成作用が火星隕石に別の大きな影響を与えていることが最近明らかになって来火星隕石はこれまでに約 50 個が見つかっている [1]．ている．それはカンラン石の黒色化である．通常，カこれらは，いずれも火成岩であるため，火星のマグマンラン石は緑色をしており，薄片試料を偏光顕微鏡で活動・組成やマントルについての情報を得るための重観察するとほとんど無色である．ところが，火星隕石要な試料となっている [2]．火星隕石の主要構成鉱物の中，特に最大のグループであるシャーゴッタイトにはカンラン石，輝石，斜長石であり，地球で見られる含まれるカンラン石は黒色をしていることが多く，こ超塩基性の火山岩とよく似ているものが多い．ただし，れらのカンラン石は薄片上では茶色をしている．しか地球の岩石とは決定的に異なる点が存在する．それはし，このような黒色化したカンラン石の存在は，カン強い衝撃変成作用を受けていることである．火星隕石

ラン石中の鉄の酸化であると考えられていただけで，は，火星表面近くに存在していた岩石が，隕石などのあまり詳細な研究は行われていなかった [4]．このよ

衝突により宇宙空間に放出され，それが後に地球に落うな状況に変化を与える契機になったのが，2000 年下してきたものである．火星からの脱出速度は秒速約に発見され NWA 2737 と名付けられた火星隕石である．

5 キロメートルであるために，この速度で岩石が加速

NWA 2737 はシャシナイトに分類されるカンランされるためには強い衝撃が必要となる．実際，ほとん岩の火星隕石で，このグループの隕石としては２番目

どの火星隕石には強い衝撃の痕跡が残っている．例えのものであった [5]．それまで唯一知られていたシャば，衝撃によって生じたメルトやガラス化した斜長石

シナイトの Chassigny は地球のカンラン岩と同じく緑（マスケリナイト）は火星隕石に普遍的に見られる．火色っぽい岩石であったが，NWA 2737 は Chassigny と星隕石の火星起源を直接的に関係付けるガス成分が見組織や鉱物組成はよく似ているにもかかわらず，外つかったのも，このような衝撃溶融メルトにトラップ見が真っ黒だったのである（図 1）．NWA 2737 は，された火星大気によるものである [3]．

Chassigny よりも強い衝撃を受けた証拠があり，その結果，カンラン石が黒色化したと考えられたのであ

1. 東京大学大学院 理学系研究科
2.デンマーク工科大 電子顕微鏡センター
mikouchi@eps.s.u-tokyo.ac.jp■2011遊星人Vol20-2.indd

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る．そのような特異性から，NWA2737 を詳細に調べた結果，この着色の原因はカンラン石に含まれる直径

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図1： NWA 2737シャシナイトの外観写真．カンラン岩にもかかわらず真っ黒な外観を示している．画面中央付近の白黒の紙片がスケール＝横幅5センチメートル．画像提供：Bruno
Fectay，Carine Bidaut

図2： LAR 06319（カンラン石フィリック質シャーゴッタイト）の薄片写真（オープンニコル）．黒っぽく着色しているのがカンラン石である．写真横幅＝約1.5ミリメートル．

図3： NWA 1950（レールゾライト質シャーゴッタイト）中カンラン石のＴＥＭ写真．10-20ナノメートルの大きさのナノ粒子が存在していることが分かる．

約 10-20 ナノメートルの金属鉄のナノ粒子であることが分かった [6,7]．先述したように，このような黒色化したカンラン石はシャーゴッタイトには普遍的に存在

図4： NWA 1950中カンラン石の走査ＴＥＭ－高角度散乱暗視野像（STEM-HAADF像）写真．HAADF像では原子番号の高い元素を多く含む領域が明るくなるため，明るい部分が鉄を含んだナノ粒子に相当する．1ナノメートルほどの大きさのナノ粒子も存在していることが分かる．

している．では，これらのカンラン石中にも同じようについて衝撃実験を通して考察を行った．また，これなナノ粒子が存在するのか？と言うことが大きな疑問

らの鉄ナノ粒子が含まれることは，火星隕石の物質科である．

学的性質に多くの変化を与えるために，その影響につそこで，我々は黒色化したカンラン石を含む火星いても議論を行った．

隕石を透過型電子顕微鏡（ＴＥＭ）で観察し，実際にNWA 2737 と同じようなナノ粒子が存在するかどう

2. 試料と分析手法かを調べた．さらに，これらの鉄ナノ粒子は衝撃変成により形成されたと考えられるために，その形成過程■2011遊星人Vol20-2.indd

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こ れ ま で に 分 析 し た 火 星 隕 石 は，ALHA77005，

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試料は，NWA 1950 以外は粉末試料を用い，これらをＴＥＭ（JEOL JEM-2010：東大・理）で観察・分析した．
また，NWA 1950 は日本電子研究開発部の集束イオンビーム（Ｆ Ｉ Ｂ ）装 置（JEOL JIB-4600F）を 用 いて，カンラン石の黒色脈状部分の極薄片試料を作成し，JEOL JEM-2100 を用いて観察・分析を行った．また，別の NWA 1950 試料については，デンマーク工科大のＦＩＢ装置（FEI Helios Nanolab）を用いて同様の極薄片試料を作成し，最新のＴＥＭである FEI Titan
80-400 で分析した．

3. 観察・分析結果
ＴＥＭ観察の結果，分析した試料すべてに直径約
図5： NWA 1950中カンラン石のＴＥＭ写真．写真の真ん中を左右に横切っている部分が薄片上で黒い脈に相当する．この部分にのみナノ粒子が存在していることが分かる．

10-20 ナノメートルのナノ粒子が含まれていることが分かった（図 3）．ナノ粒子の存在量について定量的な解析はできていないが，定性的には着色の度合いの強Y 000097，LEW 88516，NWA 1950，LAR 06319，

い試料ほどナノ粒子の量が多く存在する傾向が見られDhofar 019 の 6 つのシャーゴッタイトである．これら

た．また，小さなナノ粒子は割れ目に沿って形成されのうちで，前者 4 つはレールゾライト質シャーゴッタているものが見られ，詳細に観察すると粒子サイズイトに分類され，後者 2 つはカンラン石フィリック質は 1 ナノメートル程度のものまであることが分かった

シャーゴッタイトに分類される．いずれも着色の度（図 4）．後述するようにナノ粒子の形成は衝撃変成作

合いは異なるが，黒色カンラン石を含んでいる（図 2）．

用によると考えられるために，衝撃によりできた割れ

図6： ＴＥＭのエネルギー分散型スペクトル（ＥＤＳ）によるNWA 1950中カンラン石とナノ粒子の元素組成（粉末試料）．カン
ラン石ホストに比べ，ナノ粒子の方が鉄に富んでいることが分かる．ただし，ナノ粒子のサイズが小さいために周りのカンラン石の組成がオーバーラップしている．また，ナノ粒子の方がカンラン石よりもシリコンのピークがマグネシウ
ムより高く，シリコンに富んだ相の存在を示唆している．

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表1： 火星隕石中のカンラン石に見られるナノ粒子

隕石名
分類
ナノ粒子種類ALHA77005
レールゾライト質シャーゴッタイト
Fe-Ni金属[8]Y 000097
レールゾライト質シャーゴッタイト
Fe-Ni金属[8]LEW 88516
レールゾライト質シャーゴッタイト
マグネタイト[8][6]NWA 1950
レールゾライト質シャーゴッタイト
金属鉄 , マグネタイト[9], ヘマタイト[10]LAR 06319 カンラン石フィリック質シャーゴッタイト
マグネタイト[9]Dhofar 019 カンラン石フィリック質シャーゴッタイト
マグネタイト[9]NWA 2737
シャシナイトFe-Ni金属[6,7]

図7： NWA 1950中ナノ粒子（金属鉄）のライン分析プロファイル．STEM-HAADF像上のラインに沿っての元素組成（鉄，シリコン，酸素，マグネシウム）が示されている．ナノ粒子の周囲に顕著なシリコンの組成差は見られない．

目に沿ってナノ粒子が存在していることと調和的であケルを含んだ金属鉄であったが，LEW 88516，LARる．

06319，Dhofar 019 では，ナノ粒子はマグネタイトでまた，NWA 1950 のＦＩＢ試料観察の結果，ナノ粒あることが明らかになった（表 1）．これらのナノ粒子子はカンラン石の黒色脈状部分にのみ存在することがでは金属鉄と異なり，ニッケルが含まれていなかった．

明らかになった（図 5）．これまでに，NWA 2737 に関NWA1950 のナノ粒子に関しては，粉末で観察した試して，カンラン石の黒色化した部分にナノ粒子が存在料ではマグネタイトが，ＦＩＢで作成した試料では金することが指摘されていたことから [6,7]，その他の火属鉄とヘマタイトであることが分かった．ヘマタイト

星隕石中のカンラン石についても，着色の原因がナノに関しては，金属鉄と共存しているものが見られたの粒子の存在によるものと考えられる．

で，ＦＩＢによる試料作製時にナノ粒子の酸化が起き見つかったナノ粒子の鉱物種については興味深いて二次的に形成されたものだと考えられる．実際にＦ結果が得られた．電子線回折の結果，ALHA77005 とＩＢ試料ではナノ粒子のまわりにあるカンラン石にはY 000097 では，NWA 2737 と同様にナノ粒子はニッモアレ縞と呼ばれる干渉縞が見られる．このような干■2011遊星人Vol20-2.indd

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渉縞は，複数の周期性を持った結晶が重なることで生= 2Fe（Fe ナノ粒子）+還元：Fe2SiO（カンラン石）
4

じることから，カンラン石が試料作製時に再結晶化し，+ O2SiO（シリカ鉱物）
2細かい多結晶になっていたために生じた可能性がある．

酸化：3Fe2SiO（カンラン石）+ 0.5O2 = Fe3O4（マ4

粉末試料の分析では，ナノ粒子の周辺はカンラン石+グネタイトナノ粒子）+ 1.5Fe2SiO（カンラン石）
4がややシリコンに富んでおり（図 6），カンラン石から1.5SiO（シリカ鉱物）
2ナノ粒子が析出した際に，同時に形成された可能性が考えられる．ただし，領域が非常に小さいために，こ実際に，粉末試料を用いたＴＥＭ観察では，ナノ粒れらのシリコンに富む部分に存在するのがシリカ鉱物

子周辺にシリコンに富んだ相があることが示唆されてなのか，もしくは輝石なのかアモルファス相なのかをおり，この相がナノ粒子形成に伴うものの可能性があ同定することはできなかった．また，ＦＩＢで作成しる．別の可能性としては，形成されるナノ粒子の量はた試料では，ナノ粒子の周囲に明確なシリコンの濃集カンラン石全体のボリュームからするとごくわずかでは見られなかった（図 7）．これもＦＩＢ試料作製時にあるために，まわりのカンラン石の中で組成のわずかカンラン石が再結晶化し，存在していたシリコンに富の変化が相殺されていることも考えられる．これらのんだ相が消失したためかもしれない．いずれにせよ，うちどちらが正しいのかは，より詳細なＴＥＭ観察をナノ粒子の観察の際には，ＦＩＢ試料作製による二次行い，ナノ粒子の周囲でのシリコン濃集相の存在有無的な変成の効果を考慮する必要性があると言える．と同定をより正確に行う必要がある．また，カンラン石の自己酸化還元反応（電荷不均化反応）
でも金属鉄のナノ粒子を作ることができる．

4. 鉄ナノ粒子の形成過程
NWA2737 中のカンラン石に含まれる金属鉄粒子の成因は，衝撃によるカンラン石中の鉄の還元によるも

0= xFe（Fe ナノ粒子）+Fe2SiO（カンラン石）
42+3+Fe 2-3xFe 2xSiO（ライフーナイト）
4のであるとされている [6,7]．実際に，NWA2737 や他の黒色カンラン石を含む火星隕石の多くは 40 GPa 以

この反応では，カンラン石は原子空孔を含む超構造上の高い衝撃圧を受けている [11]．また，今回，我々（ライフーナイト）になり，電子線回折で超格子反射がの研究により，マグネタイトのナノ粒子が見つかった出現する [12]．今回，我々が観察した限りでは，黒色ことから，衝撃変成時にカンラン石の還元だけでなく，カンラン石の電子線回折像からライフーナイトに相当酸化も起きていることが示唆された．それぞれ，カンする超格子起源の回折点は見出されなかった．

ラン石が還元もしくは酸化されてナノ粒子が形成される際には，同時にシリコンに富んだ相も形成されるは

5. 衝撃実験によるナノ粒子形成ずである（次式）．
衝撃によるナノ粒子の形成過程を検証するために，
表2： カンラン石（アメリカ・サンカルロス産）の衝撃実験結果

試料
カンラン石
カンラン石
カンラン石
カンラン石
カンラン石＋グラファイト
カンラン石＋グラファイト
カンラン石＋グラファイト
カンラン石＋グラファイト
カンラン石
カンラン石

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衝撃圧
20 GPa30 GPa40 GPa46 GPa20 GPa30 GPa40 GPa46 GPa40 GPa40 GPa

加熱温度
室温
室温
室温
室温
室温
室温
室温
室温
400 ℃
800 ℃

ナノ粒子なしなし
マグネタイトマグネタイトなし
なし
Fe-Ni金属
Fe-Ni金属
Fe-Ni金属
Fe-Ni金属

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題があることが指摘されている [13]．そのため，実際の火星隕石が受けた衝撃圧力は 40 GPa よりも低い可能性があるが，いずれにせよ，火星隕石が受けたとされる衝撃に相当する圧力でナノ粒子が形成されることが実験的に証明された意義は大きい．

6. なぜナノ粒子に２種類あるのか？
火星隕石中の黒色したカンラン石をＴＥＭで分析した結果，金属鉄とマグネタイトの 2 種類のナノ粒子が存在することが明らかになった．なぜ，このように 2種類のナノ粒子が存在するのであろうか？
図8： カンラン石（アメリカ・サンカルロス産）を40 GPaで衝撃加圧した試料のＴＥＭ写真．火星隕石に見られるものと同じサイズ（約10-20ナノメートル）のナノ粒子ができていることが分かる．

今回分析した試料の中で，レールゾライト質シャーゴッタイトは，どの試料もよく似た鉱物学的特徴を持ち，結晶化・宇宙線照射年代が共通なことから，火星の同じ岩体を起源とすると考えられている [14]．しかし，レールゾ物質材料研究機構・超高圧力ステーションでカンラン

ライト質シャーゴッタイト中のナノ粒子には金属鉄の石の衝撃実験を行った．実験にはアメリカ・サンカものとマグネタイトのものがある．

ルロス産のカンラン石（Fo90）を用い，これを粉末にし前章で示した通り，衝撃実験により，カンラン石をて一段式火薬銃による衝撃加圧を行った．衝撃圧は，酸化的条件で衝撃加圧するとマグネタイトナノ粒子が，20，30，40，46 GPa であった．回収試料をＴＥＭで還元的条件で加圧すると金属鉄ナノ粒子が形成される観察した結果，40 GPa 以上で加圧したカンラン石にことが明らかになっている．つまり，衝撃時の酸化還は，隕石中に見つかったものとほぼ同じサイズである

元条件が異なると異なった相のナノ粒子が形成される10-20 ナノメートルのマグネタイトナノ粒子が確認さわけである．レールゾライト質シャーゴッタイトは同れた（図 8）．いずれの試料でも，30 GPa 以下のものにじ岩体を起源とするために，周囲の酸素分圧はどの試は，これらのナノ粒子は見つけることができなかった料でも同じくらいと考えられる．そのため，単純に異（表 2）．

なった酸素分圧で別種のナノ粒子が形成されたとは考

また，還元環境下での衝撃変成を検証するために，えにくい．

カンラン石と同量のグラファイト粉末を混ぜて同様のもう一つの考えとしては，同じ酸素分圧であっても実験を行った．回収試料の観察の結果，40 GPa 以上

衝撃時の温度上昇の違いによって形成されたナノ粒子の衝撃圧で金属鉄のナノ粒子が形成された．形成されの種類が異なる可能性である．同じ酸素分圧でも，衝たナノ粒子は，最大で 100 ナノメートルに達していた撃時により高温になれば酸化還元状態はより還元的にが，多くのものは 10-20 ナノメートルのサイズであっなる．そのため，同じ酸素分圧でも衝撃時に高温になた．

った試料では金属鉄粒子が形成され，あまり高温にな

このように，酸化還元状態の違いにより，マグネタ
イトと金属鉄のナノ粒子が衝撃変成作用によってそれらなった隕石ではマグネタイト粒子が形成される可能性が考えられるわけである．

ぞれ形成されることが実験的にも明らかになった．まこの可能性を検証するために，加熱中のカンラン石た，黒色カンラン石を含む火星隕石に対して見積もらに対しての衝撃加圧実験も行った．400 ℃および 800

れている衝撃圧は，いずれも 40 GPa 以上であり [11]，℃で加熱しているカンラン石試料を 40 GPa で衝撃加今回の衝撃実験の結果とよく対応している．ただし，圧したところ，マグネタイトではなく金属鉄のナノ粒衝撃実験では，実際の天体での衝撃イベント比べて，子が形成された．このことから，衝撃時の温度上昇の圧力保持時間がはるかに短く，圧力推定の根拠には問差で同じ酸素分圧でも異なる相のナノ粒子が形成され■2011遊星人Vol20-2.indd

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167ることが示された．この結果から，同じ隕石の中でも比べて月隕石は衝撃の度合いがやや低いためにナノ粒温度上昇の違いがあれば，ある部分では金属鉄のナノ子が形成されている試料そのものが少ない可能性であ粒子が見られ，別の部分ではマグネタイトのナノ粒子る．もしくは，ナノ粒子の形成に水や大気が例えば触が見られるはずである．NWA1950 では，マグネタイ媒のような役割で関与しており，極真空下では，ナノトと金属鉄の両方が見つかっていることから，まさに粒子は形成されない可能性である．そのため，火星隕このような試料と考えられる．また，他の試料でもい石中と地球での衝撃実験試料中にはナノ粒子が見つか

くつかの場所を調べると 2 種類の異なった相のナノ粒っているが，月試料中にはほとんど形成されないのか子が見つかる可能性があると言えるだろう．

もしれない．いずれにせよ，今後はこれらの考慮を加えた上で，カンラン石中の鉄ナノ粒子の形成過程をよ7. 火星隕石以外の黒色カンラン石
これまでに黒色化したカンラン石は火星隕石以外かり詳細に理解していく必要があると言える．

8. ナノ粒子存在の重要性

らも見つかっている．例えば，ＣＫコンドライト中のカンラン石には，数マイクロメートル以下の空隙や不以上のように火星隕石中の黒色化したカンラン石に透明鉱物によって黒色化しているものがあることが知は衝撃変成作用により形成された直径 10-20 ナノメー

られている [15]．この黒色化も衝撃変成作用によるもトルの鉄ナノ粒子が存在することが明らかになった．のであるが，火星隕石と異なり，衝撃時の温度が高くこれらのナノ粒子が存在することは，ただ単に強い衝（600 ℃以上），衝撃圧の低い（25 GPa 未満）条件下で撃変成作用を示すだけではなく，カンラン石の物質科形成されたと指摘されている．この場合は，衝撃圧の学的性質を変化させ，惑星科学的に見て非常に重要な効果よりも温度の効果が高く，カンラン石の溶融が起問題を含んでいる．

こったことが主要因とされ，ナノ粒子の形成とはメカニズムが明確に異なる．
それでは，カンラン石中のナノ粒子は，火星隕石に8.1

反射スペクトルの変化

NWA2737 シャシナイトではカンラン石の反射スペ

火星だけ

クトルにおいて約 1 マイクロメートルの吸収が消失す

でなく，その他の大きな天体での大規模衝撃変成作用ることが明らかになっている [18,19]．カンラン石は惑

では，カンラン石中にナノ粒子が普遍的に形成されて星物質として最も広く分布する鉱物であることから，もよいはずである．例えば，月隕石では，カンラン石天体表面で衝撃変成作用により鉄ナノ粒子が形成されは主要構成鉱物の一つであるが，黒色化したカンランた場合には，カンラン石の反射スペクトルが変化し，石はほとんど見つかっていない [16]．唯一知られてい上空からのリモートセンシングによる検出が困難になる例外は，黒色化しているわけではないが，Dhofarる可能性が考えられる．

だけ見られる特異なものなのであろうか？

489 とそのペア隕石中のトラクトロライト岩片に見ら

火星の南半球にはクレーターが多く，太古の地殻をれる赤く着色したカンラン石である [17]．Dhofar 489持っているとされる．これらの地域では，大規模な衝とペアである Dhofar 308 中トラクトロライト岩片の撃変成作用があったと考えられることから，カンランカンラン石をＴＥＭで観察した結果，10-20 ナノメー

石の検出を１マイクロメートルの吸収を用いて行う際トルサイズのヘマタイトナノ粒子が見つかっているには注意が必要と言える．また，月においてもカンラ[8]．月環境下でヘマタイトのナノ粒子が形成されるこン石は主要構成鉱物であり，これまでには黒色化したとは考えづらいので，おそらく，元々金属鉄として形

カンラン石は月試料中からはほとんど見つかっていな

成されたナノ粒子が地球落下後の変質により，二次的いものの，月表面に存在している可能性を念頭に置いにヘマタイトになったものと考えられる．ておく必要があるだろう．

しかし，これらの試料以外には着色したカンラン石は見つかっておらず，なぜ，月試料中にほとんど存在しないのかははっきりしない．一つには，火星隕石に■2011遊星人Vol20-2.indd

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8.2

磁気的性質の変化

鉄ナノ粒子の形成は，岩石の磁化率にも大きな影響

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を与える．金属鉄，マグネタイトのいずれも磁性鉱物

Suppl., A112.

であり，これらの鉄ナノ粒子が形成されることで，岩[11] Fritz, J. et al., 2005, Meteorit. Planet. Sci. 40, 1393.

石の磁化率の値が増大する [20]．例えば，火星の南半[12] Kondoh, S. et al., 1985, Am. Mineral. 70, 737.

球は大きな磁気異常を持つことでも知られている [21]．

[13] 富岡尚敬, 木村眞, 2011, 日本結晶学会誌 53, 760.

この磁気異常の原因が，カンラン石の衝撃変成作用に[14] Mikouchi, T., 2005, Meteorit. Planet. Sci. 40, 1621.

よる鉄ナノ粒子の形成だとすると，特にクレーターが[15] Tomeoka, K. et al., 2001, Meteorit. Planet. Sci. 36,多く，衝撃変成作用が大きかった南半球に存在することと調和的である．また，現在の火星表面には風化物

1535.
[16] Righter, K., 2010, The Lunar Meteorite Compendium,のヘマタイトが広く分布しているが [22]，これらの主http://curator.jsc.nasa.gov/antmet/lmc/index.cfm.

要な供給源としても鉄ナノ粒子が寄与している可能性[17] Takeda, H. et al., 2006, Earth Planet. Sci. Lett. 247,がある．隕石の古地磁気を研究する際には，このように衝撃によって鉄ナノ粒子が二次的に形成されている影響を考慮する必要もあると言えるだろう．

171.
[18] Pieters, C. M. et al., 2008, J. Geophys. Res. 113,
E06004, doi:10.1029/2007JE002939.
[19] Noble, S. et al., 2007, Icarus 192, 629.

謝 辞[20] Hoffmann, V. H. et al., 2009, Lunar Planet. Sci. XL,#2194.

今回，執筆の機会を与えて下さった千葉工大の和田浩二博士と岡山大の富岡尚敬博士，衝撃実験に協力頂いた広島大の関根利守博士，ＴＥＭ試料作製・観察に協力頂いた日本電子の大西市朗博士と鈴木俊明博士に[21] Langlais, B. et al., 2004, J. Geophys. Res. 109,E02008, doi:10.1029/2003JE002048.
[22] Christensen, P. R. et al., 2001, J. Geophys. Res. 106,
E10, 23873.

深く感謝致します．また，富岡博士と茨城大の木村眞博士には原稿の査読により有益なコメントを頂きましたので併せてお礼申し上げます．

参考文献[1] Meyer, C., 2009, Mars Meteorite Compendium, http://curator.jsc.nasa.gov/antmet/mmc/.
[2] McSween, H. Y. Jr., 2002, Meteorit. Planet. Sci. 37, 7.
[3] Bogard, D. D. and Johnson, P., 1983, Science 221, 651.
[4] Ostertag, R. et al., 1984, Earth Planet. Sci. Lett. 67,162.
[5] Beck, P. et al., 2006, Geochim. Cosmochim. Acta 70,2127.
[6] Van de Moortèle, B. et al., 2007, Earth Planet. Sci.
Lett. 262, 37.
[7] Treiman, A. et al., 2007, J. Geophys. Res. 112, E04002,
doi:10.1029/2006JE002777.
[8] Kurihara, T. et al., 2008, Lunar Planet. Sci. XXXIX,#2478.
[9] Kurihara, T. et al., 2009, Lunar Planet. Sci. XL, #1049.
[10] Kurihara, T. et al., 2010, Meteorit. Planet. Sci. 45,■2011遊星人Vol20-2.indd

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