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日本惑星科学会誌 Vol. 23, No. 3, 2014

エポックメイキングな隕石たち（その４）：
Elephant Moraine A79001隕石～火星起源を証明した隕石
三河内 岳

1（要旨）火星隕石はこれまでに 70 個あまりが見つかっている．これらの隕石が火星起源であることが証明されたのは，1980 年に南極で発見された Elephant Moraine A79001 隕石による．火星大気と同一の成分を持ったガスが，この隕石中に含まれていることが分かり，それまで SNC 隕石として認識されていた隕石グループが火星起源であることが明らかになったのである．この隕石をはじめとする火星隕石の研究により火星での火成活動やマグマ組成，マントル進化などが明らかになってきており，火星探査の結果と合わせて火星についての情報を得る重要な源になっている．

字を取ったもので，化学的特徴などの共通性から同じ

1. はじめに母天体を起源とすると考えられていた隕石グループでほとんどの隕石は小惑星を起源とし，約 45～46 億ある [1]．小惑星ベスタから来たと考えられているホ年前の形成年代を持っていることから「太陽系の化石」

ワルダイト，ユークライト，ダイオジェナイトの隕石と考えられている．しかし，隕石の中には，ごく少数グループがお互いに強い成因関係があり，それぞれのであるが月や火星から来ているものがあることが頭文字をとって「HED 隕石」と呼ばれていることは前1980 年代になって明らかになった．月から来た隕石号で紹介されているが [2]，SNC 隕石の呼び名の方が，の場合は，アポロやルナ計画でサンプルリターンされHED 隕石よりも先に使われていた．ただし，1970 年た月試料があるために，その存在が証明できることは代前半までに見つかっていた SNC 隕石は全部合わせ理解できよう．それでは，火星から来た隕石の存在はてもわずかに 6 個であった．

どのようにして明らかになったのだろうか？

その答

これら 6 個の SNC 隕石に見られた特徴は，約 1 億

え と な る の が， 今 回 紹 介 す る Elephant Moraine

8000 万年～13 億年前という極めて若い結晶化年代をA79001（EETA79001）であり，火星起源となる直接的持つこと，わずかながらも水質変成の証拠を持つものな証拠を持っていた隕石である．

があること，磁鉄鉱をはじめとする 3 価の鉄イオンを含む鉱物の存在などであった [1]．これらの特徴から，

2. SNC隕石

SNC 隕石の母天体は，酸化的で，液体の水が存在し，最近まで活動していたことがわかるが，候補となる天

今では「火星隕石」と言う言葉は広く使われるよう体としては火星しか考えられなかった．しかし，このになったが，少し前までは「SNC 隕石」と言う呼び名議論はあくまで間接的証拠からの推測の域を出ておらの方が一般的であった．SNC 隕石とは，シャーゴッず，SNC 隕石が火星から来たと完全に結論づけるこタイト（Shergottite），ナクライト（Nakhlite），シャシとはできなかった．実際に SNC 隕石の火星起源を提ナイト（Chassignite）という 3 つの隕石グループの頭文唱した論文は 1970 年代後半からいくつか出版されて

1. 東京大学大学院理学系研究科
mikouchi@eps.s.u-tokyo.ac.jp■2014遊星人Vol23-3.indd

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いたものの [3]，直接的な証拠がなかったのである．
火星起源がなかなか信じられなかった大きな理由とし2014/09/08

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2）[5, 6]．人類は火星からのサンプルリターンはまだ果たしていないが，火星探査機による分析結果から，「SNC 隕石＝火星起源隕石」を結論づける直接的な証拠が 1983 年になって得られたのである．こうして，1980 年代半ばになると，SNC 隕石が火星から来たことは広く受け入れられるようになった．この背景には，同じく 1980 年代に入ってから南極で月起源の隕石が見つかったことや [7]，火星表面の岩石を宇宙空間に放出する衝撃が可能であることが新しいモデルによって示されたこともある [8]．

4. EETA79001の形成過程
図1： EETA79001隕石の断面図．黒っぽい部分が衝撃で溶融しており，火星大気をトラップしている．画像提供NASA．

シャーゴッタイトは，主に輝石とマスケリナイト（斜長石が強い衝撃によりガラス化したもの）から成る隕て，当時は，火星はおろか，月から来た隕石も見つか石種と言うのが元々の定義である．南極産シャーゴッっていなかったことや，火星圏外に岩石をはじき飛ばタイトが発見される前に見つかっていたシャーゴッタすための秒速 5 キロメートル以上の衝撃では岩石がす

イトは 2 つしかなく，マグマから結晶化した輝石と斜べて溶融もしくは蒸発してしまうという見積りがあっ長石が集まってできた玄武岩だったからである．
岩石・たためである [4]．

鉱物学的にはユークライトによく似ているが，シャー3. EETA79001隕石の発見：火星起源の証拠

ゴッタイトは非常に強い衝撃を受けていることが大きな 違 い で あ っ た． そ の 後， 南 極 で 見 つ か っ た
ALHA77005 や EETA79001 は，前述したように，そ1970 年代から始まった南極での組織的な隕石探査

れまでに知られていた 2 つのクラシックなシャーゴッによって大量の隕石が回収されるようになり，それまタイトとは岩石学的に少し異なっているのが特徴であで数が少なく研究材料に乏しかった隕石の研究は大きった．特に EETA79001 には岩石学的に組織の異なるく進展することになった．SNC 隕石の研究もこれら部分が 2 つあり，それらが互いに層をなして接触して南極隕石の恩恵を大きく被った．まず，1977 年の暮いる点は他の隕石には見られないものであった（図 3）．

れに，日米合同の南極隕石探査チームが Allan Hills で一方の岩相（岩相 B）は，上述の典型的なシャーゴッタ482 グラムのシャーゴッタイトを発見し，ALHA77005

イトに似て，輝石（ピジョン輝石・オージャイト）とマと名付けられた．この隕石は，それまで見つかっていスケリナイトから主に成っていたが，もう一方の岩相たシャーゴッタイトと異なり，カンラン石を含んでい（岩相 A）では，これらに加えて，カンラン石の大きなた [3]．地球のレールゾライトと鉱物組合せは似ており，斑晶と Ca に乏しい斜方輝石組成の輝石も含んでいた．

南極の氷上でなければ，見過ごされても不思議はない

また，岩相 A の構成鉱物の方が岩相 B よりも Mg に富石であった．そして，1980 年 1 月にアメリカの隕石探んでおり，より始原的なマグマ組成を反映していた．

査チームが Elephant Moraine で EETA79001 シャーゴ

しかも，岩相 A の輝石とカンラン石の化学組成は，ッタイトを発見した．約 8 キログラムもあるこの隕石

ALHA77005 のものとよく似ていたのである．これらに特徴的なのは，強い衝撃によってガラス状に溶けて2 相が接していることから，一方が生成した後，もうしまった部分が見られることである（図 1）．この部分一方が生成したことは明瞭なわけであるが，それだけに含まれる希ガス等の同位体組成を計測した結果，に留まらず，それまでに知られていた 3 個のシャーゴ

1976 年に火星に着陸して火星大気の成分を分析した

ッタイトは，同じ天体での連続した火成活動の過程にバイキング探査機のデータと一致したのである（図よる結晶分化作用により形成された可能性が明らかに■2014遊星人Vol23-3.indd279

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図2： EETA79001隕石中に含まれるガスとバイキング探査機により分析された火星大気の組成を比較したもの．両者は1:1に対応していることが分かる．データは[6]による．

なったのである．EETA79001 中のカンラン石や輝石は，急速に冷却するマグマから結晶化しているために，5. 火星隕石研究の展開著しい化学的ゾーニングをしており，その冷却速度は1 時間に 0.05-1 度と見積もられている [9]．元々のマグ

現在では火星隕石の総数は 70 個以上に増えている．

マの形成は地下深部で起こったと考えられるが，この1997 年に筆者が火星隕石の解説記事を書いた時はま

冷却速度は EETA79001 が火星表面に流れ出した溶岩だ総数は 12 個だったが [10]，その後，砂漠から多くの流の表面近くで結晶化したことを示している．岩相 A

火星隕石が発見され，南極からもコンスタントに回収の方がより始原的なマグマ組成であることから，まず，が続いたことから急増することになった．ただし，火岩相 A のマグマが噴出し，その次により分化した岩星大気と同一の希ガス成分が含まれていることが見つ

相 B のマグマが噴出したことが示唆される．

か っ て い る の は 本 稿 で 紹 介 し た EETA79001 と

現在では，シャーゴッタイトは岩石学的特徴の違い

Zagami（玄武岩質シャーゴッタイト）の 2 つのみであにより，さらにグループが細分されているが，岩相 Aる． こ れ ら 以 外 の 試 料 に つ い て は，EETA79001 とに見られる岩石タイプを「カンラン石フィリック質シZagami を含めて，酸素同位体組成がすべて同一の分ャーゴッタイト」，岩相 B に見られるタイプを「玄武別直線に乗ることから同一母天体（＝火星）と言う結び

岩 質 シ ャ ー ゴ ッ タ イ ト」と 呼 ん で い る． ま た，付きになっているのである．

ALHA77005 に見られるタイプは「レールゾライト質70 個に増えた火星隕石はすべてが火成岩であり，8シャーゴッタイト」や「輝石ポイキリティックシャー割以上はシャーゴッタイトに分類される．多くのシャゴッタイト」などと呼ばれている．いずれも含有鉱物ーゴッタイトの希土類元素組成や Nd，Sr などの同位は化学的ゾーニングが強く，マグマの最終的な固化は体組成を測定した結果，シャーゴッタイトは大きく分火星表層近くで起こったことが推測される．

けて 3 つのグループに分けられる化学的特徴を持つことが明らかになってきている [11]．このことは，マグ■2014遊星人Vol23-3.indd

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図3： EETA79001のMg分布図．Mgに富んだカンラン石を含む岩相A（上側）とカンラン石を含まない岩相B（下側）が接している．輝石とマスケリナイトは両方の岩相に含まれるが，岩相Aの方がより細粒でMgに富んでいる．

マの元になったマントルが不均質であったことを示し

ppm もの H2O が含まれており，揮発性成分も含めてており，地殻物質の同化作用などが提唱されている．

火星の地殻形成史やマントル進化史を考える上で重要

また，このような化学的特徴によるシャーゴッタイトな試料となっている．また，バルク組成は，火星探査の分類は，岩石学的タイプによる分類とは全く対応し機によって得られている火星表面の岩石・土壌組成とていない．それぞれのマントルで形成されたマグマが， よく似た化学組成を持っており，火星表面を代表する
その後どのような結晶化過程を経たかにより，形成される岩石の岩石学的タイプは決まる．そのため，火星試料の可能性があることも注目点である．
火星表面には堆積岩が広く分布することが探査機にマグマの固化過程はマントルソースの違いに関係なく， よる調査で知られてきているが，近い将来には，このいずれも同様な過程を経て各種の岩石タイプを形成しような堆積岩の火星隕石が見つかるかもしれない．筆たことを示している．

者は 2012-2013 年に日本・ベルギー共同で実施した南70 個もの火星隕石が見つかっているにもかかわら極セール・ロンダーネ山地での隕石探査に参加するこず，1970 年代にわずか 6 個の SNC 隕石しかなかったとになり，火星堆積岩発見の野望を秘かに持って探査時代の S，N，C と言う 3 つのグループに当てはまらなを行ったが，残念ながら明らかな堆積岩の火星隕石はいような異質の火星隕石は今でもほとんど見つかって見つけることはできなかった．いずれにせよ，火星のいない（残念ながら）．数少ない例外の 1 つが約 41 億年

研究は，本稿で紹介したような火星隕石の分析と火星前の古い結晶化年代を持つ ALH 84001 であり，火星探査を両輪として，相補的な形で推し進められており，生命の痕跡が存在するか否かでかつて大きな論争を巻今後も次々と新しい発見が行われることが期待される．

き起こした [12]．また最近，S，N，C に分類されない全く新しいタイプとして話題になっているのが，サハ

謝 辞

ラ砂漠で見つかった NWA7034（＋そのペア隕石）である [13]．この隕石は火星隕石では初めてのレゴリス角木村眞氏，野口高明氏，岡崎隆司氏には本稿執筆のレキ岩であり，年代測定では約 44 億年，21 億年，17機会を与えて頂き，粗稿を読んで頂いた．また，長尾億年前などの様々な形成年代が得られている．6000

敬介氏には火星隕石中の希ガス組成について議論して■2014遊星人Vol23-3.indd281

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頂いた．これらの方々にこの場をお借りして感謝致します．

参考文献[1] McSween, H. Y. Jr, 1985, Rev. of Geophys. 23, 391.
[2] 山口 亮, 2014, 遊星人 23, 130.
[3] McSween, H. Y. Jr. et al., 1979, Earth Planet. Sci. Lett.
45, 275.
[4] O’Keefe, J. D. and Ahrens, T. J., 1977, Proc. Lunar Sci.
Conf. 8, 3357.
[5] Bogard, D. D. and Johnson, P., 1983, Science 221, 651.
[6] Wiens, R. C. and Pepin. R. O., 1988, Geochim.
Cosmochim. Acta 52, 295.
[7] Marvin, U. B., 1983, Geophs. Res. Lett. 10, 775.
[8] Vickery, A. M. and Melosh H. J., 1987, Science 237,738.
[9] Mikouchi, T. et al., 2001, Meteorit. Planet. Sci. 36,531.
[10] 三河内 岳・宮本 正道, 1997, 遊星人 6, 29.
[11] Symes, S. et al., 2008, Geochim. Cosmochim. Acta 72,1696.
[12] McKay, D. S. et al., 1996, Science 273, 924.
[13] Agee, C. et al., 2013, Science 339, 780.

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