隕石の成分分析からわかる小惑星の軌道変化

藤谷渉

Fujiya Wataru

ける惑星誕生の過程を知ることが可能である。

１ 隕石のふるさと

隕石は小惑星帯に存在する小惑星から飛来する，地球に飛来する隕石は，我々が地球上で手にすると先に述べたが，そのような天体が現在の小惑星帯ことのできる数少ない地球外物質であり，地球上のの位置で形成したか否かは重要な問題である。木星

物質からは得られない情報を含んでいる。例えば，や土星等質量の大きな惑星の公転軌道は過去に変化

太陽系が誕生したのは現在から 46 億年前であるが，した可能性が示唆されており，その際に小惑星も惑

それは隕石の年代測定から得られた数値である。こ星の重力によって散乱したかもしれないからだ 1）。のように，隕石は太陽系惑星の誕生・進化過程を解

しかし，隕石の分析から母天体が誕生した場所を特明するのに重要な貢献をしてきた。

定するのは容易ではなく，惑星の軌道変化とそれに隕石が大気圏に突入する際には，火球として地上から目撃されることがあるほか，地上の建造物や自伴う小惑星の散乱に関する物質科学的な証拠はほとんどない。

然に被害をもたらすこともある。過去には隕石衝突

本稿では，コンドライトの中でも水や有機物等揮が生物の大量絶滅の引き金になったこともある。

発性の高い物質を豊富に含む炭素質コンドライトに隕石はどのような天体に由来するのであろうか？

焦点を当て，その成分分析から，母天体の形成環境

火星と木星の公転軌道の間には小惑星が無数に存在を制約する試みについて述べる。具体的には，炭素しており，この領域を小惑星帯と言う。隕石が大気質コンドライトに含まれる炭酸塩鉱物に対して，炭圏に突入する際の軌道や，隕石と天体の反射スペク素の同位体比（13C/12C）を測定することで，その起トルの比較により，隕石の大部分は小惑星帯に存在源を同定し，小惑星に含まれていた揮発性物質の存する小惑星から飛来していることが分かっている。

在量を推定した研究を紹介する。

太陽系の惑星はもともと小惑星のような天体が衝突・合体して形成したと考えられている。つまり，小惑星は惑星になるはずだった材料物質の名残であ

₂ 隕石中の炭酸塩鉱物と炭素同位体り，太陽系進化の化石であると言える。地球に飛来

炭素質コンドライトは一般に揮発性物質を豊富にする隕石の 90％はコンドライトという始原的隕石，含んでいる。隕石の母天体では水と岩石が化学反応すなわち，その母天体である小惑星が形成して以来，を起こし，含水鉱物（蛇紋石等の層状ケイ酸塩鉱物）ほとんど化学組成が変化していない物質である。そや炭酸塩鉱物等が二次的に生成する。のため，コンドライト隕石から太陽系の黎明期にお8

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炭酸塩鉱物は炭酸イオンを含むが，それがどのよ図1

タギシュ・レイク隕石

左の立方体は一辺 1 cm。画像提供：Mike Zolensky 博士（NASA ジョンソン宇宙センター）

うな物質から生成したのかはよく分かっていない。
例えば，有機物が酸化されて CO2 が生じた，もしくは，もし母天体が 80K 以下の低温環境で形成すれば，固体の CO2（ドライアイス）を含んでいた可能性もある。いずれにせよ，炭酸塩鉱物の起源の解明は，母天体に含まれていた揮発性物質とその存在量を知る手がかりになり，母天体の形成環境を明らかにする糸口になりうる。母天体に存在した様々な揮発性物質はおのおの特徴的な同位体比を持っていたはずであるから，物質の起源を議論するとき，同位体比は非常に強力な武器となる。
本研究では，13C/12C 比の測定を行い，炭酸塩鉱物（方解石：CaCO3）の起源を解明することを目指した。分析したのは CM コンドライトというグルー
プ に 分 類 さ れ る 隕 石 か ら 2 試 料（Nogoya 隕 石 と図 2 上 タギシュ・レイク隕石中の炭酸塩鉱物（方解石：CaCO3）の電子顕微鏡像，下 方解石粒子のイオンイメージ
上：後方散乱電子により撮影。中央の薄いグレーに見える粒子が方解石。
黄色の四角で囲まれた領域はイオンイメージングを行った部分。下：方解石粒子のイオンイメージ。イメージの右にあるカラーバーが信号強度を示す。方解石における 12C −の信号強度が周囲より弱いのは奇妙に思えるが，これは粒子の周囲に含水鉱物と有機物が混在しており，炭酸塩鉱物の炭素は有機物の炭素と比較して感度が悪い（二次イオンの生成率が低い）ためである。画像サイズは 3 × 3 µm2。Fujiya, et al.,（2019）より
改編 4）

LAP 031166 隕石）とタギシュ・レイク隕石である。
タギシュ・レイク隕石は化学組成や岩石・鉱物学的さいからである。特に，タギシュ・レイク隕石ではな特徴が他のどの隕石とも一致しない特異な隕石で10 µm 以下のものが多いため，イオンイメージングある（図 1）。この隕石は，前述の反射スペクトルという手法を駆使して分析を行った（図 2）。

から，D 型という分類の小惑星から飛来したと考え

SIMS とは，イオンビーム（一次イオン）を試料表られるほぼ唯一の隕石である 。一方 CM コンドラ面に照射し，叩き出されたイオン（二次イオン）をイトは C 型の小惑星から飛来したとされている。

質量分析して検出する手法である。本研究ではフラ2）ンスの CAMECA 社製 NanoSIMS 50 を用いた（図 3）。

３

炭酸塩鉱物の炭素同位体比の測定

1 µm 以下に絞った Cs+ の一次イオンビームにより発生した二次イオンを磁場型の質量分析計に導入

本研究では隕石の薄片試料を作製し，二次イオンし，12C − , 13C − , 18O − , 12C14N − , 28Si −の各イオンを 5 つ

質 量 分 析（Secondary Ion Mass Spectrometry: SIMS）の二次電子増倍管を用いて同時に検出した。一次イという手法で局所領域の C/ C 比を測定した。隕オンビームは 3 × 3 µm2 の領域を走査（ラスター）し，石に含まれている炭酸塩鉱物の粒子は数 10 µm と小各点からの信号を 128 × 128 ピクセルの二次元画像

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No.7689動は，13C に富む物質と乏しい物質，すなわち，δ 13C＞ 80‰と δ 13C ＜ 20‰を示す物質の混合で説明できる。おそらく，それらの物質は母天体内で空間的に不均一に分布していたのであろう。それらが様々な割合で炭酸イオンを供給し，炭酸塩鉱物が形成したと考えられる。すると，タギシュ・レイク隕石でC に富む炭酸塩鉱物が多く見られたことは，13C に13富む物質が卓越していたことを示唆する。
それでは，13C に富む炭酸イオンはどのような物
図3

質から供給されたのであろうか？地球外物質におい二次イオン質量分析計 NanoSIMS 50

左上の鉛直に設置された部分で一次イオンビームを生成し，試料表面に照射する。画像提供：高畑直人博士（東京大学大気海洋研究所）て δ 13C ＞ 80‰を示す有機物はほとんど発見されていない 6）。地球外物質中の有機物の大部分は δ 13C 値が−10‰から−30‰の不溶性有機物である。タギ上に記録してイオンイメージを作成した。ピンポイ

シュ・レイク隕石には 13C に富む炭酸塩鉱物が豊富ントで微小な粒子に一次イオンビームを当てるのがに存在することから，有機物が酸化されて 13C に富難しくても，粒子の周囲を含むイオンイメージを取む炭酸イオンが供給された可能性は低い。むしろ有得することで，粒子からの信号のみを積算すること

機物は 13C に乏しい炭酸イオンの供給源であろう。

ができる。イオンイメージングは数 µm 以下の粒子

そこで，本研究では固体の CO2，すなわち，ドラの分析を行うときには非常に有効な手法である。

イアイスが 13C に富む炭酸イオンを供給した物質であると結論した。母天体が低温環境で形成したなら４ 小惑星に含まれていたドライアイス

ば，CO2, CO, CH4 等の炭素化合物が固体（氷）として天体内に取り込まれうる。氷と岩石からなる彗星本研究で分析したすべての方解石粒子は，標準物ではこれらの揮発性物質が観測されており，中でも質（Peedee Belemnite: PDB と い う 矢 石 で 13C/12C ＝CO2 の存在量が最も大きい 7）。ロゼッタ探査機によっ0.01118 という値をもつ）と比較して大きい 13C/12Cて観測された 67P/ チュリュモフ・ゲラシメンコ彗

比を示し， C に富んでいた。炭酸塩鉱物は地球上星コマの CO2 は δ 13C ＝ 65 ± 51‰という値を示し，でも普遍的に産出する鉱物であり，その δ 13C 値（標この結論と調和的である 8）。とはいえ，誤差が大き準物質の 13C/12C との差を千分率：‰で表したもの）いので，今後 CO2 を含む揮発性物質のデータが蓄は−12‰から +25‰であるのに対し ，隕石では最積し，より地に足の着いた議論が可能となることを

大 +80‰にも達する 。

期待したい。

133）

4）

本研究で分析した CM コンドライトとタギシュ・炭酸塩鉱物がドライアイス（δ 13C ＝ 80‰）及び

レイク隕石では，炭酸塩鉱物の存在量や δ 13C 値の有機物（δ 13C ＝ 20‰）に由来する炭酸イオンから分布に顕著な違いが確認された。CM コンドライト構成されているならば，炭酸塩鉱物の存在量と δ 13C（Nogoya 隕石と LAP 031166 隕石）においては，各々の平均値からこれら端成分の寄与をそれぞれ見積もの方解石粒子の δ C 値は 20‰から 80‰の範囲で大り，隕石中の存在量を推定することができる。なお，

きな変動を示し，極めて不均質であった。それに対以下の考察は，上で仮定した端成分の δ 13C 値（80‰し，タギシュ・レイク隕石では粒子間の不均一性は及び 20‰）にはほとんど依存しない。このように小さく，すべての粒子が δ C〜70‰という値をもっ見積もった CM コンドライト及びタギシュ・レイていた 。更に，タギシュ・レイク隕石に含まれる

ク隕石中のドライアイス量の頻度分布を図 4 に示

炭酸塩鉱物は炭素量に換算して 1.3 重量％であり，す。図 4 には参考として彗星のデータも示されていCM コンドライトと比較して一桁ほど高い存在量をる。

13134）示す 。
5）

CM コンドライトで観察された大きな δ 13C 値の変10

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No.768である。D 型小惑星は，小惑星帯の外側（太陽から遠い側）や，木星トロヤ群という木星 - 太陽のラグランジュ点（L4 と L5）に多く存在している。D 型
小惑星はもともと太陽系の外縁で形成したにもかかわらず，現在から 40 億年ほど前に惑星の軌道が変化した際，惑星の重力により散乱した可能性が数値シミュレーションから示されている 1）。本研究は，理論的に示唆されている惑星の軌道変化に対して，はじめて物質科学的な裏付けを行ったと言える。
地球外物質における氷や有機物の研究はまだ発展途上である。今後の研究対象は隕石にとどまらず，宇宙探査によって能動的に小惑星や彗星から採取した試料も重要であろう。それらの分析により，惑星
図 4 CM コンドライト，タギシュ・レイク隕石及び彗星における氷の CO2⊘H2O 比の頻度分布
CO2 存在量は CM コンドライト及びタギシュ・レイク隕石中の炭酸塩鉱物の存在量と δ13C の平均値から計算 6, 9）。H2O 存在量は先行研究より引用 10, 11）。
Fujiya, et al.,（2019）より改編 4）

この分布から，CM コンドライトに含まれていたドライアイス量は彗星中のドライアイス量よりも系統的に少ないことが分かる。一方，タギシュ・レイ
ク隕石は彗星と同程度のドライアイスを含んでいたことが示唆される。したがって，タギシュ・レイク
隕石の母天体は CO2 の凝縮温度（80K）以下の低温環境で形成した可能性が高い。そのような低温環境は太陽から遠く離れた場所で，現在の土星の公転軌道以遠である。あるいはカイパーベルトという太陽系の外縁部かもしれない。
先に述べたように，タギシュ・レイク隕石は反射の形成過程や惑星に存在する揮発性物質の起源に関する理解がより深まることが期待される。
参 考 文 献1） Levison, et al., Nature, 460, 364-366（2009）
2） Hiroi, et al., Science, 293, 2234-2236（2001）
3） Coplen, et al., US Geological Survey Water-Resources
Investigations Report 01-4222（2002）
4） Fujiya, et al., Nat. Astron., 3, 910-915（2019）5） Sephton & Botta, Int. J. Astrobiol., 4, 269-276（2005）
6） Grady, et al., Meteorit. Planet. Sci.. 37, 713-735（2002）
7） Mumma & Charnley, Rev. Astron. Astrophys., 49, 471524（2011）8） Hässig, et al., Astron. Astrophys., 605, A50（2017）9）Alexander, et al., Meteorit. Planet. Sci., 50, 810-833（2015）10）Alexander, et al., Science, 337, 721-723（2012）11）Alexander, et al., Geochim. Cosmochim. Acta, 123, 244260（2013）

スペクトルが D 型の小惑星に由来する特異な試料（茨城大学

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