The TRC News,
202004-01 (April 2020)

地球惑星物質総合解析システムの構築と応用
岡山大学 惑星物質研究所教授 中村 栄三 (The Pheasant Memorial Laboratory, PML)

要 旨 地球惑星物質科学の醍醐味は、太陽系形成から現在に至るまでの約 46 億年間にわたる物質進化の過程を、～1015 m のサイズを持つ広大な太陽系空間における元素（原子：サイズ～10-10 m）の分布から物理化学的に解き明かすことにある。本稿では、物質を構成する元素およびその同位体の分布と、絶対年代測定の精緻な組み合わせを可能とする「地球惑星物質総合解析システム（CASTEM）」と、このシステムを活用した小惑星探査機「はやぶさ」回収試料の分析結果、そして「はやぶさ２」が持ち帰る小惑星リュウグウ
回収試料の解析戦略等について紹介する。
（本稿は、2019 年 11 月 23 日に開催された弊社主催「先端分析技術シンポジウム 2019」での特別講演を基に構成したものです。
）

1. はじめに
惑星物質研究所は岡山大学に属しているが、私たちは鳥取県の田舎温泉町で仙人のような研究生活を送っている。
東レリサーチセンターのような民間企業と私たちア
カデミアとでは、分析に対する考え方が正反対と言っていいほど異なるが、両者の能力（Discipline）を有機的に融合させることができれば、どこも追従できない
より魅力的な分析体制をつくり上げることができるは
図 1 岡山大学惑星物質研究所の概要ずだ。
今 回 、「 地 球 惑 星 物 質 総 合 解 析 シ ス テ ム ：Comprehensive Analytical System for Terrestrial and

有名なものといえば、カニと温泉の他には二十世紀

Extraterrestrial Materials（CASTEM）」を紹介し、我々が梨くらいしかない。三朝温泉に入りながらのんびりとそれをどのようにして構築し、どのような考えで展開研究していると思われるかもしれないが、この温泉のしているかをご理解いただければ幸いである。

存在こそが我々の研究所をつくるきっかけだった。
1898 年、キュリー夫人がラジウムを発見し、これが2. 岡山大学惑星物質研究所

非常にパワーに富む放射性核種だと判明し、全世界的にラジウムブームが巻き起こった。日本でも放射能や

私たちの研究所は、鳥取市と米子市の中間に位置す

原子核をめぐる研究が進展した２０世紀前半は希望にる倉吉市の南方、人形峠に近い三朝町にある（図 1）。

満ちた時代であった。
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当時、医師を育成する機関は、中国・四国地方にはした過程を経て、研究所は温泉や岩石・鉱物などの分

岡山医学専門学校のみだったが、そこの先生が日本最析化学的な実験を中心とした活動から、より普遍的な強の放射能温泉である三朝温泉に目をつけ、ラジウム

物質科学的な学問を実践する場へと進化し、現在に至がどのように人体に効くのかを調べるために岡山医科っている。

大学三朝温泉診療所を開設したのが 1939 年である
（図

3. 宇宙の始まりから現在まで

2）。土地と建物は当時の三朝村から譲り受けた。

宇宙は 138 億年前のビッグバンに始まり、その後 36
万年でほぼ全ての水素がつくられた（図 3）。水素原子には質量があるので引力が働く。こうして最初の星、
ファーストスター（原始恒星）が誕生した。

図 2 岡山大学惑星物質研究所の変遷
その後、岡山医科大学放射能泉研究所への改組・増設を経たのちに、1951 年に温泉を医学・基礎科学の両面から研究する文部省認可の岡山大学附置温泉研究所
図 3 宇宙の始まりから現在までとなった。温泉研究所はそれから 34 年間続いたが、プライドの高い医師とわがままな地球科学の研究者が東京などの都会から集まってきて、研究分野が大きく異

その後、複数の巨大な恒星が形成され、恒星内部でなるのにもかかわらず極めて閉鎖的な環境で一緒に仕の核融合によって元素周期表の鉄までの核種が合成さ事をしたので、次第に仲違いしたのは必然だった。結れた。超新星爆発（スーパーノヴァ）によって合成さ

局、研究アクティビティが低下し、文部省からの解体れた核種が宇宙空間にばら撒かれ、さらに多くの恒星勧告を受け、1985 年に医療センターと地球内部研究セが形成された。宇宙空間を構成する基礎物質は、これンターに分割された。

らの原子核反応過程が繰り返されることによって形成

私がパリから赴任したのは、その改組から 2 年後のされたのだ。この過程で、無数の銀河系が形成され、1987 年秋だ。今日、当時を振り返ると、私は騙されて恒星を周回する惑星を伴った惑星系が誕生した。
ハッブル宇宙望遠鏡で撮ったオリオン座付近の画像

来たのではないかと後悔の念を抱いたほどだ。当時のには、中心が明るく周りが暗い楕円状の構造が確認で環境は研究者にとって悲惨な状況だったからだ。

きる。これはおそらく太陽系に似た惑星系の形成期だ

研究センターは全国共同利用施設とされ、全国の地

ろう（図 3）。

球科学の研究者に技術を提供することが職務になっていたため、自分たちの研究ができないと、センター全

その後、地上の天体望遠鏡を用いた視線速度法によ

体が意気消沈していたのである。そこで、将来を見据る太陽系外惑星の観測が始まり、現在では宇宙望遠鏡

えて変化と発展を継続させるため、
あえて 10 年というで系外惑星を探査する時代になった。その結果、今ま時限を組織に課し、そのミッションと名称をアップデ

でに 4,000 個以上の系外惑星が見つかっている。2019

ートする改組を繰り返し実行してきた。

年のノーベル物理学賞を受賞したのは、このような系

このような試練を経て、2016 年に惑星物質研究所と外惑星を観察する技術をつくった二人の天文学者だ。

して再び研究所に返り咲くことができた（図 2）。こうそれ以前の惑星形成論はあくまで理論に基づいたもの
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であり、京都大学の林忠四郎先生が中心となって世界をリードしていた。
しかし現在では、実際に望遠鏡で天体を観察しながら「どこにどれだけ惑星が存在するのか」、「それらはどのような状態にあるのか」、「生命が存在できる領域（ハビタブルゾーン）はあるのか」など、より具体的な研究課題が活発に探求されている。
ビッグバンからおよそ 100 億年後、太陽に続いて地球が誕生し、
私たちは現在その上で暮らしている。
我々
は、時間のフロント（最前線）にいる。ここで皆さんにお会いしていること自体、宇宙の時間のフロントで
図 5 地球・宇宙の物質科学的「現在」の出来事なのだ。
未来を予測することはなかなか難しいが、現在から過去の現象（歴史）を物理化学的に理解することは、な複雑系の方程式は解けない。そこで図 5 で示すようある程度可能だ。現存するすべての物質は、周期表中に、多次元的な情報として記述される年代の異なる事の各元素（原子）（図 4）の混ざる度合の違いによって象を精密に探索し、それを基に時間・空間・状態の関できている。
重要なのは、「元素のブレンド比は多様で、数であるプロセスを解くのが私の流儀である。

それがどのような状態で、いつどのような過程でできここで重要なのは時間だ。一般に、物理学分野の人たのか」を理解することだ。これこそが私たちが研究

たちはあまり時間の流れを気にしない。時間を気にししていることだ。

はじめると一層複雑になって手に負えなくなるので、彼らはなるべく時間に依存しない状態を理解しようとするのだ。しかし、時間の経過に伴う状態変化を考慮に入れなければ、私たちは宇宙や太陽系の歴史を厳密に語ることはできないだろう。
対象とする範囲は、
時間が 138 億年前から現在まで、〕
空間が太陽系の一番外側〔オールトの雲の端（1015 m）
から TEM で解析できる原子サイズ（10-10 m）となろうか。こうした試みを実現するために、私は三つのディシプリン（Discipline）を掲げている。
「読み解く、
時を刻む、再現実験」である。
ある物質の経験したプロセスを解析する場合、例え

図 4 元素周期表（宇宙の進化の結果）

ば岩石なら採取し、肉眼で見ることから始める。そして光学顕微鏡や電子顕微鏡で観察するなど、さまざま

図 5 は、「地球・宇宙の物質科学的現在」を行列式にな空間スケールで岩石に記録された情報を記述する。
これが「読み解く」である。

見立てて単純化したイメージ図だ。過去の状態は、同位体組成、化学組成、構造など、何でも構わない。こ次に、
太陽系形成から現在に至るまでの 46 億年の長れが一定の時間内（Δt）において、ある状態から別のい歴史において、
いつそれができたのかという時間（ま状態に変わるプロセス（P）がイベント（出来事）でたは時代）を探求する必要がある。そうしなければ、ある。このイベントがいくつも積み重なった結果が現状態変化を時間微分した形を介して物理化学的に理解在の状態であり、私たちはこの歴史プロセスを分析・することはできないからだ。これが「時を刻む」であ解析している。

る。

この連立方程式を解くのは容易ではない。非常に尖最後に、「読み解く、時を刻む」だけでは地球惑星物った単一的な手法で解析しようとしても、極めて大き質が形成された条件を理解することは難しいので、温3

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度・圧力・化学組成などの必要条件を満たす「再現実成することである（図 7）。こうしたシステムがない限験」を行う必要がある。例えば岩石の場合では、それり、非常に長い歴史における変化や事象を物理化学

がどのような温度、圧力、化学組成でできたのか、酸的・定量的に理解するうえでの不可欠な総合的な情報

素雰囲気はどうなっているかなどを実験的に検証するを抽出することは不可能である。

のだ。これが「再現実験」である。
すなわち、「再現実験、読み解く、時を刻む」の三つのディシプリン（図 6）を組み合わせれば、考えられるほとんどの基本的な物質科学的な情報を三朝の田舎から発信することができる。これこそが地球惑星物質科学の研究所の使命だと考えたのである。たとえ鳥取県の田舎にあったとしても、三つのディシプリンに基づく地球惑星物質科学を先導することができるのなら、世界中から多くの科学者や学生が三朝を訪れるだろう！と確信するに至ったのである。
図 7 地球惑星物質総合解析システムの概要
図 8 に示すように、われわれはさまざまな試料を扱う。例えば、「ハンマーでたたいて採取したアイスラン
ドの溶岩」、「はやぶさがタッチダウンした場所の微粒子」、「中脾腫患者の片肺を全摘手術して乾燥させた検体」、「空から降ってきた隕石」など、興味が沸けば何でも研究対象物になる。

図 6 惑星物質研究所の技術的戦略

4. 地球惑星物質総合解析システム
1987 年秋、私が研究センターに赴任した時点において稼働していたおもな分析機器は、表面電離型の質量分析計（TIMS）が 1 台、他には光学顕微鏡や X 線回折装置、簡単なガスや水の分析装置のみだった。これ
図 8 宇宙から原子まで～シームレススケール解析～

らの分析機器だけでは研究を思うように進めることができないので、「必要な化学分析用クリーンルームを自作し、分析機器を導入するしかない」と決心し、次か

通常、まず試料を肉眼で観察してから切断して断面ら次へと夢を語りながらさまざまな分析機器を導入しを磨く。そしてこれを光学顕微鏡、ラマン分光、FT-IRていった。

など、研究対象物に対して非破壊的で物理化学的な影

ここで重要なのは、単に分析機器の数を増やすので響の小さい手法を順に適用しながら解析する。

はなく、もともと分析目的の異なる装置が互いの歯車

さらに、電子顕微鏡（SEM）や X 線マイクロプロー

を通じてトルクを与え合いながら結び付き、全体としブ（EPMA）、LA-ICP-MS、二次イオン質量分析計（SIMS）て一つの時計のように機能する分析装置システムを構などを用いて複層的に情報を読み取る。
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これらのビーム（プローブ）を用いた局所分析によ

今日では、極めて低いブランクで 74 の元素の定量分っても得ることのできない情報は、化学的に元素を単析をルーチンとして実施している。また、多様な手法

離して TIMS、ICP-MS、ガス用質量分析計（IRMS）等を駆使する 20 種類以上の元素の精密同位体分析に加を用いて濃度と同位体組成を決定する。この方法でプえ、10 種類の放射性同位元素を用いる年代測定を行っローブ分析用のマトリックス類似標準試料を作成できている。

る。いずれにしても分析機器の特徴を最大限に活かす

研究目的に沿ってこれらの分析を総合的に組み合わことが重要なのだ。

せて解析することによって、われわれはより確度の高このような創意工夫により、われわれは目に見えるい議論ができるようになったのである。

スケールから、やろうと思えばサブナノメータースケ

5. 小惑星探査機「はやぶさ」回収試料ールまで、どのような物質であっても空間的にシームレスに分析できる（図 8）。また、同一試料を用いて年代（時間情報）
を決定できることもわれわれの強みだ。

小惑星探査機「はやぶさ」は、2003 年の打ち上げか

当然、今までにない情報が欲しくなる。その際は、ら 2010 年の地球帰還までに想定外の多くのトラブル

新しく技術を開発し、これを CASTEM に加えればよに遭遇した。だが、宇宙航空研究開発機構・宇宙科学

い。本質的に重要なことは、何を理解したいか、何を研究所（JAXA/ISAS）のエンジニアたちは柔軟な想像

やりたいかという、Curiosity（好奇心）に尽きる。

力と的確な判断力を発揮して「はやぶさ」を地球に帰研究所は、現在に至るまでにさまざまな困難に直面還させ、小惑星イトカワの試料を人類にもたらした。

した。とりわけ、2016 年 10 月 21 日に発生した鳥取県「はやぶさ」はイトカワでの最初のタッチダウンの中部地震による影響は甚大であった。強烈な直下型の際、サンプリングを試みたがうまくいかなかった。そ地震であったため、重量のある大型の分析機器でさえのときスラスターという 12 個あるケミカルエンジン

垂直に浮き上がって落下したため、修復不可能なダメの一部はすでに作動せず、姿勢制御を行うジャイロ（リージを被った（図 9）（どういうわけか日本電子製のアクションホイール）も壊れていた。

SEM や EPMA、TEM はほとんど壊れなかった）。

このような最悪な状況において、プロジェクト・マ
ネージャー川口淳一郎氏は強烈なリーダーシップを発揮し、再度、タッチダウンに挑んだ。
「はやぶさ」はこの 2 回目のタッチダウンの後、イトカワの表面で 3 回バウンドしたことが、のちの解析から明らかになった。
その後、「はやぶさ」は自動的にスラスターを全開にしながらイトカワの表面から離れてセーフモードに入った。ところが、通信が途絶えて 3 カ月間も行方不明になった。
当初の計画では、タッチダウンした瞬間にサンプリ
ングホーンの内側からタンタル製の弾丸をイトカワの表面に打ち込み、この弾丸が破砕する際に巻き上がる

図 9 CASTEM の分析・解析能力

粒子をカプセルに格納する予定だった。しかし、実際には弾丸は発射されなかった。
というのは、「はやぶさ」

被災総額は約 26 億円に上った。
文部科学省や大学とのプログラムに不具合が存在したため、発射しようと粘り強く交渉した結果、幸いにも2018年12月までに、してもできなかったのだ。プログラムの不具合はミッ

壊れた装置をすべて最新のものに更新することができション完了後の調査で明らかになった。

た。さらには、それまでは無機物を中心に研究を進め

小惑星イトカワは、短径がおよそ 200 メートル、長ていたが、
HP-LC-Orbitrap 質量分析計（MS）や GC-MS

径がおよそ 500 メートルの小天体であり、表面重力はなど有機物用の分析機器を新たに導入し、より強力な

極めて小さく、大気と磁場がないため、宇宙空間に直CASTEM へと進化させることができた。

接さらされている（図 10）。このような宇宙環境にあ5The TRC News, 202004-01 (April 2020)
プセルは、オーストラリアのウーメラ砂漠に計画通りに無事着地した（図 11）。
現在帰還中の「はやぶさ 2」のカプセルも今年 12 月に同じ砂漠に着地する予定だ。
回収されたカプセルは、宇宙科学研究所に設置された「はやぶさ試料キュレーションシステム」に運ばれた。
「試料が入っているはずの」サンプルコンテナが開封されたが、肉眼では何も確認できなかった。関係者一同が落胆していたところ、一人の科学者が意を決してテフロン製のヘラでサンプルコンテナの底を擦ると、何と数粒の微粒子がくっ付いていたのである。
その後、
図 10 「はやぶさ」試料の環境「はやぶさ」のサンプルコンテナからは数多くの微粒子が回収された。私たちはそれらのうち大きさが 50～

る天体を訪れたのは、人類史上、「はやぶさ」が初めて

70µm の 5 粒の微粒子を譲り受け、三朝の CASTEM をだ。

用いて詳細な初期分析を行った（図 12）。

遮るものがないイトカワの表層は、長期間にわたって、微小隕石や太陽からの水素やヘリウムなどのさま
ざまな粒子の影響を受けている。言い換えると、イト
カワは宇宙環境に直接さらされた物質を、物質科学的に理解するための最高の実験場なのだ。
サンプリングのための弾丸の発射に失敗したことは、逆手に取ればわれわれにとって大きな幸運であった。
なぜなら、火薬による汚染が回避できたからだ。従って、「はやぶさ」が獲得したサンプルは、たとえそれが微小かつ微量だったとしても、人類がこれまでに手にしたことのない小惑星の表層物質であり、学術的に極図 12 「はやぶさ」回収試料めて重要だった。
地球に帰還した「はやぶさ」
は大気圏に突入した後、大気との摩擦で燃え尽きたが、サンプルを格納したカ

イトカワの表面は微粒子からなるレゴリス（堆積層）で覆われている。レゴリスを構成する 5 粒の微粒子がわれわれの手元に届いたのだ。物体同士の高速衝突で破砕されて形成されたと考えられるこれらの微粒子は、それぞれに特徴があった。
われわれ以外の初期分析担当チームは隕石との比較に熱心だったが、三朝ではは独自の観点から解析を進めた。粒子の表面にたくさん付着している微細粒子に着目したのである。粒径 1 m 程度の粒子 914 個のサ
イズと化学組成（鉱物相）を決定したのだ（図 12）。
このような手間のかかる作業を実施したのは世界中で
私たちだけだった。その成果として、統計学的に意味のある解析を実現し、イトカワの表面で起こっている

図 11 再突入カプセルの発見・回収

超高速衝突現象に関する理解が深まった。
それらの成果を紹介する。粒子の表面を拡大して観6

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察すると、割れ目に沿って溶けたようなものが付着しリング・クレーター」と命名した。ドーナツでならこていることがわかる（図 13）。これはメルトが急冷しの形状をつくれるが、カンラン石の表面でどうやってて固まったものである。

「ポン・デ・リング」がつくられたのだろうか。
10～20 nm サイズの物体が衝突することによって、このような珪酸塩鉱物の融解を伴うクレーターが形成されるには、少なくとも数 10 km/秒以上の速度が必要だ。この形状は、衝突の瞬間にイトカワ粒子の表面において、プラズマ、ガス、メルト、珪酸塩（カンラン石）の 4 相が共存する条件が達成されたことも物語っている。
太陽系において 20 nm 以下の超微粒子を太陽光圧によって数 10 km/秒まで加速させることは難しい。可視光の波長は数 100 nm 以上であり、それよりはるかに
小さい 20 nm 径の粒子に対しては、暖簾に腕押しであ図 13 メルトと破砕極微粒子の共存り、十分に加速させることができない。したがって、
太陽系外から超高速で飛来してきた微粒子がポンデリ

さらに極端な付着物として、1µm 以下の真球に近い

ングク・レーターをつくったのではないだろうか。そ粒子の一部に、数多くの発泡痕を持つものがあった（図のような飛翔速度を生み出せるのは超新星爆発（スー13）。どの微粒子の表面にも、同じように鉱物が溶けてパーノヴァ）以外に思いつかない。理論的には、スー球になったものが数多く付着していた。これには非常

パーノヴァなら、10～20 nm 径の超極微粒子を 1000に驚いた。

km/秒程度まで加速させることが可能だという。いずナノメーター・クレーターという面白いものも発見れにせよ、真相はまだ謎である。

した（図 14）。カンラン石の表面にある直径 200 nm 前

サンプルリターンでないと得られない小惑星の表面

後のクレーターの縁には、溶けて表面張力によって丸と宇宙環境に関する重要な観察を行った後、引き続きく固まったガラスが数珠のように張り付いていた。穴同じ試料を用いて微粒子内部の解析に取り組んだ。

の大きさはせいぜい 200 nm なので、10～20 nm の微集束イオンビーム試料加工装置（FIB）を使ってイ粒子が超高速で衝突したことによってできたクレータ

トカワ粒子を 3 枚にスライスし、中央の厚さ約 10 m

ーだと考えた。

の板状試料の切断面を上にして、柔らかい金属インジ
ウムに埋包した（図 15）。

形状がミスタードーナツの人気商品「ポン・デ・リ

切断面を琢磨して表面の汚染を物理的に除いた後、ング」とよく似ているので、私はこれを「ポン・デ・

超清浄クリーンルームで低濃度のフッ化水素酸や硝酸

図 14 ナノメーター・クレーター
図 15 FIB による試料切断・ピックアップ
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で化学的に表面を処理することにより、想定しうるコ

装置（HR-SIMS）Cameca IMS-1270（2016 年鳥取県中ンタミネーションを限りなく排除した試料を作成した。

部地震によって全損）によって、精密に内製した同位

この下準備によって光学顕微鏡による反射光観察や、体用標準試料を使って直径 10µm 以下の領域の局所酸平滑で理想に近い表面状態での電子顕微鏡や SIMS な

素同位体測定を行った（図 17）。

どによる確度の高いプローブ分析が可能となった。
電子顕微鏡で見ると、粒子には斜長石やカンラン石など、お馴染みの鉱物が含まれていた。鉱物組み合わ
せは、地球上に最も頻繁に落下する普通コンドライト
隕石の構成鉱物とそっくりだった（図 16）。ようするに、イトカワは普通コンドライト隕石質の岩石からできているのだ。

図 17 地球外物質検定（二次イオン質量分析）
測定の結果、微粒子は地球物質とは異なる同位体組
成を持つことが確認された。間違いなく小惑星起源であることが示されたのだ。
さらに同じ試料を用いて、ハロゲン、水素、リチウ
ム、ホウ素などの軽元素を分析し、最後にレアアース
図 16 粒子切片の電子顕微鏡像（希土類元素）などを含めた微量元素の測定を行った（図 17）。

コンドライト隕石の中にはコンドリュールという粒径 50µm 前後の微粒子一粒から、これほど総合的

1mm 以下の球状の粒子が含有されており、それは初期な分析データが得られたのは、もちろん世界初の快挙

太陽系において 1,500～1,900 ℃の高温から急冷されだった。解析した全 5 粒から得られた分析結果を基にて形成されたと考えられている。イトカワの試料で観小惑星イトカワの歴史を読み解くと、
図 18 のようにな察された微粒子はその一部だろう。

る。

構成鉱物の化学組成や組織などを分析し、熱力学的

まず、太陽の近くで 2,000 ℃近くまで温度が上がっな化学平衡論を当てはめれば形成温度を推定できる。

て惑星間ダストが溶融し、急冷したものが集積した（普こうした解析の結果、太陽系初期に太陽付近で溶けた珪酸塩の液滴が急冷されて固結し、その後に再び
900 ℃近くまで加熱されたことがわかった。さらに、粒子の破断面に観察された 500nm 程度の穴は、イトカ
ワが再加熱して硫化鉄が蒸発して生じたことも判明した（図 16）。小さな微粒子の切片からわかったこうした結論は、隕石研究を専門とする他の初期分析チームの報告とも整合的であった。
イトカワで採取された微粒子が地球起源の混染の結果でないことを最終的に確認するには、その起源識別に最適のトレーサーとなる酸素同位体組成を求める必図 18 回収粒子から読み解く小惑星物質進化要がある。高感度・高質量分解能二次イオン質量分析
8The TRC News, 202004-01 (April 2020)
通コンドライト母天体の形成、直径 100km 以上）のが45.6 億年前（年代測定ができていないために確実ではない）である。
その後、母天体中の消滅核種の 26Al の壊変熱によって再度 900 ℃近い温度上昇を経験したのち、二つの小天体が衝突・破砕された。
そしてその破砕してばらばらになった岩片が再集積
して瓦礫が積みあがった（ラブルパイル）構造を持つ
イトカワが形成されたと考えた。
ただしこの時点では、衝突がいつ起こり、どのようなメカニズムで岩片が集積したのかはまだ理解できな
図 19 ロシア・チェリャビンスク州隕石落下かった。太陽系の宇宙空間において小さな岩片同士の引力だけでイトカワのような数百 m 規模の小惑星がどのようにして形成され、どれくらい存在できるのか

落下直後に純白の雪で覆われた地表で回収されたこなどの疑問は尽きない。こうした疑問は、次に紹介す

れらの真っ黒な岩石片が直径 20m の小天体の一部だるチェリャビンスク隕石の分析結果と関連付けて議論ったことは間違いない。そこで私たちは、回収されたする。

数 cm サイズの隕石片の岩石学的性質を観察すること

イトカワ微粒子の初期分析を通じて、私たちが得たは、地球表層の露頭のスケールから情報を得る地質学

最大の成果は、宇宙空間において太陽風や宇宙塵などの手法を応用できると考えた。そこで、その元の岩塊の非常に小さな物質が超高速で運動し、衝突している全体の正体を探るための詳細な解析を開始した。

ことを物質科学的に初めて認識できたことだ。衝突で落下してから一ヵ月以内にロシア人科学者を通じて破壊された微粒子や溶融物はイトカワの表面に残るこ入手した十数個の隕石を切断して内部を肉眼で観察すともあるが、重力が極めて小さいため、その大半は宇ると、隕石は、白い部分、黒い部分、そして両者が混宙空間に放出され、再び宇宙塵になる。このようなこ

ざったような部分から構成されていた。

とが繰り返し起こっているのなら、10 億年後には、イトカワは姿を消すことになるだろう。

6. ロシア・チェリャビンスク州落下隕石2013 年 2 月 15 日、ロシアに大きな隕石が白煙をなびかせながら、
雪の積もった氷結した湖面に落下した。
直径 1m 弱の岩の塊は氷を突き破り、湖面に直径 8mの円形の穴をあけて水底に沈んだ。この岩体は 2 年後に回収され、現在はチェリャビンスク州の博物館に展示されている。
図 20 EPMA コンポジションマッピングによる隕石

雪上から発見された数多くの隕石片の表面は大気圏突入時に空気との摩擦で表面が溶融して真っ黒であっの内部た（図 19）。
隕石片になる前は大きさが直径約 20m、重さが電子顕微鏡による組織観察ならびに EPMA による

13,000 トンの岩の塊だった思われるこの隕石は、コンポジションマッピング（図 20）、構成鉱物相解析、

69,000 km/時の速度で大気圏に突入したと推定されてSIMS による酸素同位体分析などの結果、白い部分はいる。高度約 30 km で爆発四散し、そのときの衝撃波

普通コンドライト隕石に分類され、地球上で最も多く

で約 1,500 人が怪我をしたという。

発見されている隕石の一つであることがわかった。ま9The TRC News, 202004-01 (April 2020)
た、その化学的な特徴はイトカワの微粒子と酷似していた。
一方、黒い部分は白い部分と明瞭な境界を持ち、黒い部分には発泡を伴った球状の硫化鉄やカンラン石の溶け残りの結晶が存在していた。
これらの特徴は明らかに大気圏突入以前に宇宙空間で溶融現象を起こして急冷したことを示している。溶融によって形成されたメルトの急冷相は不均質な産状を示し、メルトの量比が多い部分では、メルトのプールが形成されていた（図 20）。
では、このメルトはどのようにして形成されたのだ
ろうか？「イトカワ」微粒子とは異なり、この隕石の図 22 ラマン分光法による超高圧相の同定

場合では、メルト相の分離・分析に必要な試料が十分にある。高温で同位体平衡に達したことが期待できる
ため、われわれは TIMS による Rb-Sr 法を用いて年代

小惑星イトカワから読み解いた小惑星の進化史にこ測定を試みた。その結果、約 3,000 万年前に融解によの現象を強引に当てはめると、3,000 万年前の衝突によるメルトが形成されたことが明らかになった（図 21）。

って直径 100 ㎞以上の天体が破壊されてばらばらになり、その後、個々の岩塊の引力の相互作用によって集積した瓦礫構造を有する 500m 程度の「イトカワ」が誕生したということになる（図 23）。

図 21 Rb-Sr 法による絶対年代測定
岩石のメルトが集中する付近には非常に細いメルト
図 23 イトカワとチェリャビンスク小惑星の歴史脈があり、その内部には、ワズレアイト、リングウッ
ダイト、マスケリナイトなどの超高圧相が残っていた（図 22）。これらの観察からは、約 20 万気圧、2,000 ℃

小惑星帯における衝突・破壊・集積が極めて短時間まで温度が上がったために局所的に融解したことが読で小規模に起こりうるのかという疑問を抱いていたとみ取れる。

ころ、私たちは幸運にもチェリャビンスク隕石の解析

このような小領域での極端な条件は、瞬間的な「衝から大きなヒントを得ることができたのである。

突」によってのみ生じ得る。3,000 万年前に小惑星クラ

私たちは、融解部分と未融解部分をそれぞれ隕石かスの大きな二つの物体が 5 km/秒以上の超高速で衝突

ら分離し、窒化珪素乳鉢を用いて均質な粉体試料をつした結果、衝突面付近で部分的にメルトが形成された

くり、四重極型 ICP-MS、高分解能 ICP-MS、マルチコのだろう。この値は想像していた年代（初期太陽系のレクション(MC)-ICP-MS、原子吸光、XRF などを用い形成期）より著しく若く、ほぼ最近の現象とみなすこて、全岩化学分析を行った（図 24）。

とができる。

10

The TRC News, 202004-01 (April 2020)

図 24 全岩分析

図 26 チェリャビンスク隕石中の水（H)の量

その一方で、EPMA や SIMS などの局所プローブ分

宇宙空間においてチェリャビンスク隕石の元となっ析装置を使って構成鉱物中の水素の量や主要・微量元

た 20 m サイズの岩塊に水が入り込むとは考え難い。

素の濃度を測定した。これらの数値に鉱物モード組成

なぜなら、岩塊の重力は極めて微弱で、超高真空の宇（量比）を掛けると、全岩化学組成を算出できる（図宙空間において外部から十分な量の水を集積すること25）。

は困難だからだ。だが、水がチェリャビンスク隕石の全岩の実測値と局所分析による計算結果を比較する

どこかに隠れていることは間違いない！

と、計算によって得られた水素とリチウムの量が分析

気合を入れて水を探すと、鉄・ニッケル合金のカマ

誤差を大きく超えて著しく不足していた（図 25）。

サイトが水と反応した組織（コロフォーム構造）が見つかった。この組織には水素が 6,000～10,000 ppm 含
まれていた。
しかし、リチウム濃度は 1～2 ppm であり、周りのカンラン石や輝石中のリチウム濃度と同程度でしかない。宇宙空間で水と反応してこのような構造ができた
ことはわかったが、これではリチウムの不足を説明できない。リチウムはどこにあるのか？ 次は「リチウムを探せ！」という無理難題に挑むことになった。
試行錯誤するうちに、局所分析用の琢磨試料を準備する際に、研磨剤の水サスペンジョンを用いることに図 25 隕石中の元素の過不足
つまり、局所分析では水素やリチウムを含む微細な鉱物を見逃している可能性があったのだ。われわれは数ヵ月にわたって不一致の原因（Missing reservoir)を追求した。鉱物組成から推定できる衝突融解前の水素の量は 20 ppm。一方、全岩組成から得られる衝突融解後の水素の量は 100 ppm。5 倍もの違いがあったのだ（図26）。そこでまず、局所分析で水を大量に含む鉱物を見落としてるのではないかと疑った。
図 27 リチウムを探せ！
11The TRC News, 202004-01 (April 2020)
よって試料調製の際にリチウムが溶脱した可能性があような氷の塊とチェリャビンスク隕石の元となった岩ることに気づいた。そこで、隕石の小塊をハンマーで塊が衝突したらどうなるのだろうかと考えていた矢先、軽く叩いて割り、なるべく平滑な表面を持つ 2～3mm

チェリャビンスク隕石の窒素同位体測定結果を記したサイズの岩片を拾い出してインジウムに押さえつけて論文があることに気付いた。

埋め込んだ試料を調製した（図 27）。

この論文では、200℃以下で回収された非常に重い窒－金で蒸着後、SIMS の O 一次イオンビームで試料表6

素同位体の組成は、地球大気による汚染の結果と解釈

7

面を走査することによってリチウム（ Li と Li）に富されて議論から除かれていた。ところが実際には、隕んだ場所を 2 次元的に探索した。その結果、高いリチ石の窒素同位体の組成は彗星のそれとよく似ていたの

ウムイオン・シグナルを示すホットスポットが検出さである。生物による同位体分別作用を考慮しても、地れたので、直ちに SEM で表面を観察した（図 27）。

球上ではこのように重い窒素同位体組成を作ることがすると、カンラン石の割れ目の面上に、厚さ約 0.8µm、できないのだ。さらには、望遠鏡によるスペクトル観

直径約 1µm の水酸化鉄の一種であるフェロキサイト

測からは、彗星の窒素同位体の組成は著しく重いことからなるドーム状の物体がみつかった（図 27）。フェがわかっている。また、チェリャビンスク隕石の水素

ロキサイトは極めて不安定な鉱物であり、地球上では同位体は木星系の彗星の核のそれとほぼ一致している。

海洋底の熱水噴気孔付近などの特殊な環境でのみで産以上のことから、チェリャビンスク岩塊に水を供給しする。隕石でフェロキサイトが確認されたのは初めてたキャリアは彗星の核ではないかと考えたのである。

のことだった。そして、そのドームには、リチウムがESA（欧州宇宙機関）が 2004 年に打ち上げた探査機

約 10,000 ppm（1.0 wt％）
、水素が 11,000 ppm (1.1 wt%)

は、10 年かけてチュリモフ・ゲラシメンコ彗星の核に含まれていた。これで水素もリチウムもすべてマスバ到達した（Rosetta 計画）。

ランスがとれ、“Missing reservoir”に決着がついた（やれやれ）。
次は、リチウムに富んだ水酸化鉄が衝突破壊後の小天体中においてどのように形成されたかを説明しなけ
ればならない。先ほど述べたように、一般常識では宇宙空間で 20m 程度の小さな岩塊に水を外から付け加えることは困難である。そもそも、超高真空の宇宙空間のどこに水があるのか？
そうしたことを思いめぐらすうちに、彗星の核（コア）の関与を思いついた。彗星の核は、およそ 8 割が水の氷であり、残りは、固体の二酸化炭素と一酸化炭
図 29 彗星核に取り込まれた岩塊?

素、そしてその他のガスや塵からなる（図 28）。この彗星の核の近傍から撮影した画像を見ると、氷が昇華して宇宙空間にジェットとして放出されている様子が明瞭に見て取れる（図 29 右）。
核は昇華によって徐々に小さくなっていくのだ。
接近した画像からは、氷の平原に数十メートルサイ
ズの数体の岩の塊が確認できる（図 29 左）。彗星は、太陽系内を周回している間に、小天体の破片に衝突してこれらの岩の塊を捕獲したのだろう。
そこで、直径 10 ㎞超のある程度大きな氷の塊に、数㎞/秒の速度でチェリャビンスク岩塊サイズの直径
図 28 彗星の核に捕獲？

20m の小天体が衝突する計算実験を行い、その際の温12

The TRC News, 202004-01 (April 2020)
目に超臨界の水が入り込み、無数の細かな割れ目がある表面と化学反応を起こして、水素とリチウムに富んだ特徴的な鉱物がつくられた。
さらには、彗星の核の昇華が続いて体積が減少する
ことによって、中に入っている岩塊が残り、最終的には瓦礫状構造になったのだろう。

7. 「はやぶさ 2」のミッション
これまで説明したように、小惑星イトカワとチェリャビンスク隕石の研究を関連付けることによって、「は
図 30 小惑星（20m 径）と彗星核の衝突

やぶさ 2」が訪れた小惑星リュウグウを含む瓦礫状構造をもつ地球近傍型の小惑星の形成モデルを提示する

度・圧力の変化に伴う水の相変化を検討した（図 30）。

ことができる。

その結果、小惑星帯での小天体の平均相対速度が「はやぶさ 2」のおもなミッションは、地上の天体

5km/秒の場合、取り込まれた岩石の周りの氷は高温高望遠鏡によるスペクトル解析によって有機物が多いと圧のため“Supercritical fluid”（超臨界水）になること推定される小惑星を訪れ、地球の汚染をまったく受けがわかった。粘性が非常に低くて気体に近い物性を持ていない有機物を含む試料を宇宙から持ち帰ることだ

つ超臨界水は、化学反応性が極めて高い。衝突で発生（図 32）。このミッションにより、太陽系初期の有機

した超臨界水は、岩石の割れ目に沿って容易に侵入す

物と鉱物などの無機物質との成因的関係が明らかにな

る。

るだろう。

そこで私たちは次のように解釈した。侵入した超臨
界水は周りの鉱物と反応することによって鉄やリチウムに富んだ流体を形成した。その後、氷（水分子）の昇華による元素の濃縮によって水酸化鉄を主体とする著しく水素とリチウムに富んだ微小構造物を形成した。
まとめると、図 31 に示すように、約 3,000 万年前に二つの小惑星衝突によってチェリャビンスク岩塊を含む破壊岩体が形成され、その後に、彗星が高速で破砕
帯域に突入することによって、核が破壊岩体を衝突捕獲した。
3,000 万年前の 2 つの天体の衝突の際に形成された
図 32 「はやぶさ 2」ミッションの概要

割れ目に加えて、彗星の核との衝突の際にできた割れ

有機物を含む地球外物質は、隕石として地球にもたらされるが、有機物が大量に含まれているとしても、隕石が大気圏に突入する際に有機物が選択的に燃え尽きることが考えられる。したがって、リュウグウのような有機物に富む小天体からのサンプルリターンは、
われわれが手にしたことのない未知の物質に関する科学的情報をもたらすのではないだろうか。
図 31 3000 万年前の二つの天体の衝突と破壊

リュウグウ到着後の「はやぶさ 2」は、起伏に富んだ地形に翻弄されながらも、プロジェクト・マネージ13

The TRC News, 202004-01 (April 2020)ャー津田雄一氏のリーダーシップのもと、極めて挑戦

研究所と連携協定を締結し、初期総合分析を実施する的なミッションを実行し、期待以上の著しい成果を収フェーズ 2 キュレーションシ施設（Phase 2 Curation

めたことも付記しておく。

Facility）として回収試料の解析に向けて、有機物を含「はやぶさ 2」は、2 基の小さなローバー（ミネルバ

むあらゆる物質に対する総合的な分析技術の構築を進

2）をリュウグウの表面に投入し、ホッピングしながらめている。

近接撮影を行い、ゴツゴツとした険しい地表の様子をリュウグウは、自転軸に垂直方向に算盤玉のように地球に伝えることに成功した。さらに、赤外分光顕微

広がった二つの円錐体を重ねたような形状の直径約鏡などの科学観測機器を搭載したランダ―（MASCOT）

900 m の小天体だ（図 33）。
表面には、隕石が衝突した痕跡（クレーター）が 200の投入にも成功し、鉱物の産状などについてのデータを取得し、成功裏にその役割を終えた。

ヵ所以上ある。このように小さな天体に大小さまざま「はやぶさ 2」がリュウグウ近傍に到達して初めてなクレーターが存在することは、最近まで衝突が頻繁分かったこととして、リュウグウの地表面は荒々しい。

に続いたことを意味する。どうやら太陽系空間を周回

一時はタッチダウンの実施を躊躇するほどで、タッチしていると、このような小天体でも、かなりの確率でダウンに適した平坦な地表は限られていた。長い時間

小岩塊との衝突が起こるようである。
「はやぶさ 2」のタッチダウン時の様子を紹介する。

をかけて安全な着陸地点を模索した末、、ピンポイントのタッチダウンを実行した。

ターゲット・マーカーといってソフトボール大のレー

一回目の挑戦では、タッチダウン直後に予想外の無ザー光を反射するボールをより安全な目的地点付近に数の岩片の巻き上がりに遭遇するが、無事に成功した。

落とし、それを基準に精度よくタッチダウンする。

二回目の挑戦では、金属塊（インパクター）を高速

一回目のタッチダウンに際し、実行を躊躇する声もでリュウグウの表面に衝突させて形成した人工クレー

上がったようである。というのは、先ほど述べたよう

ター付近に再びタッチダウンすることによって、金属にリュウグウは想定外の非常に荒々しい地形であった塊の衝突によって巻き上がった地下物質のサンプリンため、探査機が大きな岩と衝突する危険性があったか

グに成功した。得られたデータからは、2 回とも試料らだ。だが、「はやぶさ 2」のチームはタッチダウンでの回収に成功していると考えられる。

きる可能性のある場所を徹底的に探索して、候補地を2 つに絞り込んだ（図 34）。

図 33 小惑星イトカワとリュウグウ
図 34 「はやぶさ 2」試料採取地点の選択「はやぶさ 2」は予定されていたすべての任務に加えて精密重力測定などの予定外の運用も実施し、2019

面白いことに、彼らは探査機の制御精度を検討した

年 11 月 13 日にリュウグウを出発して地球への帰路にうえで、ターゲット・マーカーに近いが狭くて難しいついた。2020 年 12 月初めには地球に帰還し、2021 年

ほうを選び、タッチダウンを見事に成功させた（図 35）。

初頭から初期分析が開始される見込みだ。

その直後、プロジェクト・マネージャーから「“手土産”

私たち岡山大学惑星物質研究所 PML は、宇宙科学は手に入れた」とのメールを受け取ったときの感激は
14

The TRC News, 202004-01 (April 2020)
今でも忘れられない。

反射率が上がって白っぽくなるという実験論文を発見

一回目のタッチダウンでは、タッチダウンした瞬間した。

にサンプリングホーン内部に仕掛けられた銃から弾丸

そもそもリモートセンシンシングによって有機物のを発射してリュウグウの表面を破壊し、試料を採取し多い小惑星とされたリュウグウで期待される構成物質てからすぐにスラスターを噴いて上空めがけて退避しは、
炭素質コントライド隕石に類似したものであった。

た。まさに「隼」である。

その炭素含有量は 3％程度であり、残りの 97％は珪酸
塩鉱物や硫化物からなる。したがって、炭素質コンド
ライト様の物質の場合、宇宙風化によって反射率が減
少して黒っぽくなることが推定される。一方、有機物が 100%に近い場合なら、反射率が上昇し白っぽくなる（図 36）。

図 35 「はやぶさ 2」試料採取の様子
そのときの動画を見ると（図 35）、リュウグウの表
面の色は全体的に白っぽいが、舞い上がった板状の物
体は、タッチダウン直後は探査機の陰の影響から全体
図 36 宇宙線による小惑星表面の宇宙風化が黒く見えたが、探査機から離れるにつれて物体の回転に伴って白・黒と色が変化することがわかる。
このことからリュウグウの表面は白っぽいが、内部

この関係からは、リュウグウの表面の宇宙風化によは黒いことが示唆される。これは従来考えられてきたる反射率の変化は両者の重量比の変化によって説明で

隕石（珪酸塩鉱物）の宇宙風化による光の反射率の変きる。マスバランスを計算すると、リュウグウは 60％

化では説明できないのではないかと直感した。

以上の有機物から構成されていることになる。

前述した小惑星イトカワのように、空気も磁場もな

われわれはこの予測を国際学術誌に”Hypothesis

い宇宙環境では、太陽風による宇宙風化が激しく、小Paper”として投稿した。査読は終了し、公表直前とな

惑星の表面は高速で飛来する水素やヘリウム粒子の衝っている。
「はやぶさ 2」が持ち帰る試料を実際に分析突に曝されている。その結果、隕石の構成鉱物の大半

すれば、この仮説を物質科学的に検証できる。われわを占める珪酸塩鉱物中の鉄イオンは還元され、ナノメ

れ自身で自分たちの予測を検証できることが今から楽ーター・サイズの鉄の粒子が形成される。そのため、しみでならない。

珪酸塩で構成される物質のほとんどは、宇宙風化によリュウグウの算盤玉のような形態はどのようにしてって反射率が下がって黒っぽくなるはずだ。しかし、できたのだろうか？

リュウグウでは宇宙風化で黒いはずの表面は白く、宇氷上で回転するスケーターは、はじめは腕を広げて

宙風化の影響を受けにくい内部は黒い。これは従来のいるが、次第に腕を曲げて体に近づけることによって宇宙風化の理屈に合わない。

スピン速度を上げる。スピン速度が上がるのは回転半

リュウグウを構成する物質は、当初の想定とは異な径が小さくなるからだ。

るのではないかと考えはじめていたところ、アスファ

チェリャビンスク隕石の解析を踏まえると、リュウ

ルタイトなどの真っ黒な高分子有機物に水素やヘリウ

グウの起源は、太陽系内を周回する彗星の核による岩ム粒子を照射するとグラファイト粒が形成されるため、塊の捕獲によるものであり、彗星が太陽に接近した際

15

The TRC News, 202004-01 (April 2020)の核を構成する氷の昇華によって、捕獲された岩塊が中心へと集まって瓦礫状構造を形成し、有機物の濃縮がなされるであろう。その際、当然ながら核体積（核半径）の減少が起き、角運動量が保存されるのなら、氷を失った現在のリュウグウは、当初よりはるかに大きなスピン速度を得るはずだ。
リュウグウの形状についても、次のように説明できる。スピン速度が上がれば、スピン軸に垂直な方向である赤道付近に最も遠心力が働く。だからこそ、リュ
図 38 Hot Spring Origin of Life

ウグウの形状は算盤玉状になったのではないか（図37）。

れ、上空数 100 ㎞まで高温の水蒸気と二酸化炭素に取り囲まれていたと考えられている。
やがて微惑星の衝突が収まり、地球の表面温度が下がると、地殻が形成され、水蒸気は水となり、40 億年
前には、地球の表面は海で覆われるようになった。ちなみに、西オーストラリアの岩石からは、44 億年前のジルコンが発見されている。この時点ですでに地殻が形成されていたという可能性も指摘しておきたい。
図 37 瓦礫構造形成と有機物の濃縮

しかし現時点では、このような過酷な環境下ですでに生命が発生していたかどうかはわかっていない。現「はやぶさ 2」が持ち帰る試料が、著しく有機物に在確認されている地球最古の生命の痕跡は、西オース

富んだ物質であるなら、「なぜ、そのような隕石が地球

トラリア・ピルバラ地域に産する 35 億年前の温泉堆積上で発見されていないのか？」、「宇宙空間でどのよう物中から発見されたバクテリア様の化石である。

な有機物がいかなる状態で存在するのか？」「500℃以、近年、生命の起源説の潮流は、海底熱水噴出孔起源

下の低温で安定な有機物と千数百度の高温で形成され説から陸上温泉場説に移りつつある。なぜなら、海底た鉱物は、いつどのようにして共存するようになった

熱水孔の周囲は大量の水（海）であり、必然的に生命のか？」など、さまざまな疑問に迫る物質科学研究を誕生に必要な分子は希釈・拡散せざるをえないからだ。

展開することができる。これらの疑問に迫ることこそ前者の説では、化学反応の進展によって細胞膜や代が、サンプルリターン・ミッションの最大の醍醐味だ

謝系といった生命に不可欠な構造を形成することは難ろう。

しい。一方、後者の説では、陸上の火山性の温泉から派生する無数の貯留池（プール）は、化学反応を促進

8. 生命の起源させるための熱エネルギーに加え、干上がったり湿ったりを繰り返す乾湿サイクルが存在し、このサイクル

人類最大の学術的興味の一つである「生命の起源」

から生じる分子種やイオンの濃縮と環境擾乱にともなを考えるにあたり、
生命の材料物質は約 46 億年前の地

うエネルギー変化によって、化学的な多様性を形成、球誕生以降に、アミノ酸やその他の有機物として宇宙増進させることができる。

から降ってきたという仮説が有力視されている（図図 38 で示すように、宇宙から降ってきた生命の基本

38）。
このような生命起源の有機物質に関する情報入手的な構成要素であるアミノ酸などの有機物は、火山性という観点からも、「はやぶさ 2」が持ち帰る試料の詳の熱水活動（温泉）に取り込まれ、陸上の温泉水の乾細解析への期待が高まっている。

湿サイクルを経て生命の元となるスープがつくられた

誕生直後の地球は、微惑星のじゅうたん爆撃によっのではないか。そしてこのスープの中で鎖状の核酸なて形成されたマグマの海（マグマオーシャン）に覆わ

どの重合体が合成され、さらに膜で囲まれた原始的な
16

The TRC News, 202004-01 (April 2020)細胞（プロトセル）が形成されたというのが、現時点での生命誕生の有力なモデルである。

9. 火星の生命探査
地球の生命が陸上の温泉で誕生したとすると、火星はどうだったのだろうか？（図 39）

図 40 火星コロンビアヒルの地形

図 39 火星で生命の痕跡を探す、どうやって？
約 43 億年前、火星の北半球は海に覆われていたと考えられている。地球のようなマントル対流によって駆動するプレートテクトニクスは認められておらず、海図 41 Home Plate Opaline α

洋地殻を形成する中央海嶺やそれにともなう海底熱水
噴出孔は地質学的に確認されていない。
もし、生命誕生に海洋底での熱水噴出孔が必要だっ多い。ローバーの車輪で掘り起こされて露出した地下たのなら、火星で生命が誕生した可能性は低い。しかに埋もれていた部分の内部構造は表面と同様であるた

しながら、火星にも地上の温泉に必要なマグマ活動とめ、この構造は砂嵐で削られてできたものではなく、水が存在していたことを考慮すると、火星でも生命が元々の構造である。

生まれた可能性は高いのではないだろうか。

これと同様の化学組成と形態を持つシリカ堆積物は、

2008 年、NASA の火星探査車（ローバー）「スピリ

アメリカのイエローストーンやニュージーランドのタット」により、Columbia Hills（図 40）の Home Plate（野球のホームベースに似た台地）付近には、火山性噴気孔と思われる硫酸塩の溶脱した丘や、温泉または間欠泉の熱水沈殿物と考えられるシリカ堆積物が広範囲に存在することがわかった。
とくに、搭載した熱赤外分光光度計（Mini-TES）を用いた水を含んだ潜晶質のオパーリンシリカ（Opaline
silica; SiO2・ｎH2O）層の発見により、火星における生命の発生と保存の可能性は著しく高まった（図 41）。
この堆積物はスポンジ状であり、直径 5 ㎜程度の手の指が乱立するような手指状の特徴的な構造を持って
図 42 指状構造含水シリカ沈殿物

いる（図 42 左）。表面は滑らかだが、内部は空隙が17The TRC News, 202004-01 (April 2020)
ウポ火山地域などの温泉地で普遍的に認められる。まだろう。

た、降水量が極端に少なく、強烈な紫外線に曝される生命が誕生した可能性の高い Columbia Hills の地質

標高約 4,300 m のチリ・アタカマ砂漠に位置する El

年代は、約 35 億年前と推定される。地球でさえ 16 億

Tatio 間欠泉には、手指状のシリカ堆積物の層が形成さ年よりも古い生物由来の有機物は発見されていないこ

れており、これは火星の Home Plate 付近にあるものととを考慮すれば、形態に加え、生命活動に関連する変酷似している（図 42 右）。

質・変成に耐えうる有機物に代わる新たな化学的バイ

間欠泉は、噴出口から定期的に多くの化学種を溶かオマーカーを開発する必要がある。私たちはその準備し込んだ高温の水を地表に吹き上げ、この温泉水は冷を進めている。
その一つがホウ素同位体だ（図 43）。ホウ素は生命

えながら下流へと流れ、多くのプール群をつくる。
噴出が止まると、地表では乾燥が始まる。温泉水との起源に大きくかかわっていると考えられている。温大気の境界付近では、溶存物質が析出でき、プールに泉水から原始的な RNA をつくるには、リボースが必

は晶出沈殿物が堆積する。すなわち、間欠泉は湿潤と要だが、そのままでは重合を重ねるだけでアスファル

乾燥を繰り返し、周囲に特徴的な化学沈殿物を形成す

トのような粘度の高い高分子にしかならない。
しかし、

る。

ホウ素が十分に存在する系では、ホウ素はリボース分

El Tatio 間欠泉に産する手指状シリカ沈殿物を伸展

子として RNA の形成反応と安定化に寄与することが方向に切断して観察すると、珪化したシアノバクテリ

知られている。

ア（藍藻）の死骸や火山岩起源の微細な鉱物やガラスなどからなる破砕微粒子が混在する層が重なり合い、空隙に富んだ微細層状の構造を持つマイクロストロマ
トライトを形成していることがわかる。
これはオーストラリアのシャーク湾などの限られた環境において、
シアノバクテリアがつくりだす直径 1mを超えるドーム状のストロマトライトと基本的に同じ構造を持つ。シアノバクテリアは、地球上で最初に生まれた酸素発生をともなう光合成細菌であり、高温・高塩分濃度、乾湿循環、高紫外線など、過酷な環境でも生息できるうえ、自ら珪化層を形成することによっ
図 43 新しいバイオマーカーの開発て生存環境を構築する。
このようにして形成されるマイクロストロマトライ
トは、最終的にシアノバクテリアの形態を保存する極

さらに、最近の発見として、ホウ素は生命の起源やめて特徴的な珪酸を主成分とする硬い岩石になる。

太古代の生物の痕跡を明らかにするために非常に重要もし、「スピリット」によって観測された火星の手指な元素としての可能性を秘めていることがわかった。

状シリカ堆積物が地球の El Tatio 間欠温泉のマイクロ予察的に El Tatio 間欠泉の手指状シリカ沈殿物のホ

ストロマトライトと同様にバクテリアが関与した生成

ウ素の含有量とホウ素同位体の組成をそれぞれ SIMS

物であるなら、その中に生命の痕跡を形態として見出と TIMS で測定したところ、珪化したシアノバクテリ

すことができるであろう。

アには 10,000 ppm もの大量のホウ素が含まれ、－50‰

ただし火星の場合、地球に比べて非常に磁場が弱い。これはと極めて低いホウ素同位体を示した（図 43）

うえに希薄な大気（地球の 1/100 の大気圧）しか持た

明らかに生物学的な同位体分別を示していると考えらないため、地上における紫外線の影響は、地球のそれれ、ホウ素のバイオマーカーとしての可能性を示してに比べて著しく大きい。したがって、たとえ生命起源

いる。現在、そのメカニズムの解明に取り組んでいるの有機物が形成されたとしても、紫外線によって破壊ところだ。

され、現在では単純な低分子量の分子種となっている

もう一つの新たな化学バイオマーカーは、遷移金属

ため、有機物が生命存在の直接的な証拠にはならないの安定同位体である（図 43）。高分子有機化合物であ18The TRC News, 202004-01 (April 2020)
今後 10—15 年以内にこの計画を実現させ、火星からる酵素と結合して触媒機能を発揮する遷移金属は、生持ち帰る試料を CASTEM で詳細に分析・解析するこ物の成長や生命維持に必須の微量元素である。
原核生物の酵素分子の中心には、Ni や Cr などの遷とによって地球以外の天体において生命が誕生し、生移金属が組み込まれており、代謝活動でわずかながら物が活動したことを実証できれば、宇宙における生命同位体分別を起こす。しかし、その程度が極めて小さの普遍性が明らかになり、人類にとって極めて意義のいため、分析が困難だったが、最近の MC-ICP-MS の高いミッションになると確信している。

進化にともない遷移金属元素の高精度同位体分析が可能になりつつある。
私たちは多くの遷移金属の化学的単離を試み、ダブ
ルスパイク法を用いて MC-ICP-MS における装置による同位体分別の補正を行うことによって、高精度同位体分析を可能にしている。これらの遷移金属の安定同位体に加えホウ素同位体や炭素・窒素同位体を組み合わせ、現在の間欠温泉シリカ沈殿物（マイクロストロ
マトライト）に適用することが次のステップだ。その結果を踏まえ、バイオマーカーとしての評価を行い、生物学的な同位体分別メカニズムを明らかにする必要
図 44 火星からのサンプルリターン計画がある。
これらのステップを経た後、変質を含む続成作用や変成作用に対して「頑強なバイオマーカー」としての適応性を評価してから、地球最古の 35 億年前の間欠泉

中村 栄三（なかむら えいぞう）

堆積岩の解析に応用する予定である。

岡山大学 惑星物質研究所 PML 教授

もし、「スピリット」が火星の Columbia Hills の Home
Plate 付近で発見した手指状のオパーリンシリカの塊を採集して地球に持ち帰ることができれば、私たちは先ほど述べた新たなバイオマーカーを用いて火星生命の有無を明らかにできるに違いない。
私たちはこの目的に特化した火星生命物質のサンプ
ルリターン計画（LifeSprings）の実現に向けて動き出した。
日本の 30 歳前後の若い宇宙エンジニアたちがこの計画に（図 44）に興味を示し、手弁当で Home Plateからのサンプルリターンを実現するシステムの検討を開始したことは喜ばしいかぎりであり、われわれ地球
惑星科学者に大きな勇気を与えてくれている。
NASA が計画している Mars2020 から始まる大型のサンプルリターン計画では 8000 億円近くの予算が見込まれている。一方、われわれが目指すのは、「スピリット」によって詳細な地質がすでに確認された地点に赴き、ごく限られた量（数グラム）の特定の試料を採取して地球に持ち帰るだけの極めてスリムな計画だ。
軽量かつ単純な探査システムを構成することで、NASA の予算よりも一桁以下で実施できるに違いない。
19