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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 1, 2013

始原天体有機物研究の今とこれから
Ⅱ．不溶性有機物（IOM）
癸生川 陽子1

2012年12月20日受領，2013年2月1日受理．

（要旨）隕石中の有機物の大部分は酸や溶媒に溶けない不溶性有機物（Insoluble Organic Matter, IOM）と呼ばれる複雑な高分子有機物からなっている．このような有機物は，芳香族骨格に脂肪族鎖や C=O 等の官能基が置換した分子構造を持ち，原始太陽系星雲や隕石母天体での化学的・熱的作用を受けることで，様々な化学構造変化を起こす．したがって，変成過程の痕跡を記録している隕石有機物を調べることは、太陽系形
成初期の物質進化の解明に重要な役割を果たすことが期待される．本稿では，隕石有機物，特に IOM の起源と進化について，最近の研究結果をまとめてレヴューする．

1. 初めに

19 世紀末には Orgueil 隕石（CI1，1864 年フランスに落下）から珪酸塩鉱物を溶かして炭質物が得られたとい

本論文は，隕石中の「不溶性有機物」を中心に，でう記録がある [3]．本格的に隕石中の有機物に注目がきる限り新しい研究結果を踏まえて，太陽系形成初期集まったのは 1969 年，オーストラリアに Murchison

における有機物の起源と進化を包括的に捉えようと試

隕石
（CM2）
が落下して以降であろう．ちなみに同年は，みたつもりである．隕石中に見つかっている，アミノ

メキシコに Allende 隕石（CV3）の落下，日本の南極探酸に焦点を置いた近年の研究動向に関しては，薮田氏

検隊による南極隕石の発見，そしてアポロ 11 ミッシ

による「始原天体有機物研究の今とこれから I．アミノ

ョンによる月の岩石の回収など，惑星物質科学にとっ酸」[1] を参考にして頂ければ幸いである．

て重要な試料の当たり年であった．Hayatsu ら [4] は，始原的なコンドライト隕石には最大で数 wt% 程度

熱分解・化学分解ガスクロマトグラフィーや赤外分光の有機物が含まれており，その大部分（>70%）は不溶などの手法を用いて IOM を分析し，芳香族骨格に脂性有機物（Insoluble Organic Matter, IOM）と呼ばれる，

肪族鎖，COOH，OH，C=O といった官能基を持つ複複雑な高分子有機物である（図 1[2]）．この先は簡単の雑な分子構造を持つことを確認した．今でも彼らの提ために IOM と記述する．これらの有機物は原始太陽

案した基本的な分子構造は揺らいでいない．

系星雲や隕石母天体での化学的・熱的作用を受けることで，H/C 比の減少や同位体比の変化等の様々な化
学構造変化を起こす．したがって，変成過程で受けた

2. 不溶性有機物（IOM）の起源

痕跡を記録している隕石有機物を調べることは，太陽

これまでに議論されてきた IOM の起源については系形成の初期過程で起こった物質進化過程の解明に重諸説あるが，大きく 2 つに分けることができよう．1

要な役割を果たすことが期待される．IOM は HCl/HF

つは，星間空間あるいは原始太陽系円盤の外縁部の極あるいは CsF/HF 処理により無機成分を溶かした残低温環境で形成されたとする考えである．まず，分子差として回収される，黒っぽい粉末である．このよう雲コアでのイオン・分子反応に続き，星間塵に吸着しな有機物の分離はかなり古くから行われていたようで， た分子の粒子表面反応により低分子有機物（ギ酸，メ1. カーネギー研究所
ykebukawa@ciw.edu■2013遊星人Vol22-1.indd

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タノール，ホルムアルデヒド等）が生成 [5]，さらに星間塵の氷マントル中でこれらの低分子有機物が紫外線

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不溶性有機物（IOM）／癸生川

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O

O
R
S

R

R
C

O

N
O

O
O

O
R

O

O

N
O

N

S
R

R

O
R

O

R
O

O
R
O

O

O
S

O

R

O

S

O

O

R
O

R

R
O

N

R

O
R

N
R

O

R

R

R

図1： Murchison隕石の不溶性有機物（IOM）のモデル図．Rは同様の有機構造のネットワークを表す．図の出典[2]．
ホルムアルデヒド

グリコールアルデヒド グリセルアルデヒド

ジヒドロキシアセトン

図2： ホルモース反応及びそれに引き続き複雑な高分子有機物へと重合する過程の模式図．反応1: ホルムアルデヒドの重合，反応2: 分子内転移による異性化，反応3: 脱水及び閉環反応によりフラン状構造の形成，反応4: 脱水反応によりケトン（C=O）やオレフィン（C=C）構造の形成，反応5: 還元反応，反応6: 閉環反応，反応7: 脱水素反応
により芳香族構造の形成．図の出典[13]．

による光重合反応により高分子化したと考えられてい

けて上記の反応が起こったとする提案がなされた [7]．

る [6]．さらに近年，太陽系形成初期過程において，ギ酸等の低分子有機物は，分光観測により星間空間に

原始太陽系円盤の表面付近で，太陽からの紫外線を受広く存在が確認されている [5]．また，星間空間の赤CH2O■2013遊星人Vol22-1.indd

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12

3

4

C=O

1 2

Mur IOM

3

1

2

3
IDPs
L2005*A3

Mur

F250-4

L2008U13

F250

F200-10

F50

L2009D11

F200-1
SD2

F50
400

L2054E1

SD1

300

200
13

100

0

-100

-200

280

285

290

エネルギー [eV]

C化学シフト [ppm]295 280

285

290

295

エネルギー [eV]

図3： ホルムアルデヒドを出発物質として生成された高分子有機
13
物及びMurchison隕石のIOMの C-NMRスペクトル．50℃で生成した有機物（F50）及び，F50を200℃で1時間（F2001），200℃で10時間（F200-10），250℃で4時間（F250-4），水
熱したもの．1: エノール（OHが結合した二重結合炭素），2:芳香族またはオレフィン（C=C），3: アルコール（C-OH），4:
メチン基（C-H）．図の出典[13]．

図4： ホルムアルデヒドを出発物質として生成された有機物（F50: 50 ℃ で 生 成，F250: F50を さ ら に 水 熱 し た も の ），Murchison隕 石 のIOM（Mur），81P/Wild2彗 星 か ら 採 集
さ れ た 塵（SD1，SD2）， 惑 星 間 塵（Interplanetary dust
particles，IDPs）の炭素X 線吸収端近傍構造（C-XANES）ス
ペクトル．1: オレフィン（C=C），2: 二重結合炭素に結合したケトン（C=C-C=O），3: カルボキシル（COOH）．図の出
典[13]．

外スペクトルの 3.4 μm バンド（脂肪族炭素の吸収領よる，混合ガスに N2 を加え，フィッシャー・トロプ

域）と IOM の赤外スペクトルとの一致も観測されていシュ反応にハーバー・ボッシュ反応 :N2+3H2 → 2NH3

る [8]．さらに，重水素を含むイオン・分子反応は発熱反応であるため，極低温におけるイオン・分子反応15を組み合わせた実験により，再び注目を集めている．

では，有機物に重水素の濃集が起こる [9]． N につい

彼らの実験により，これまでは触媒効果を失わせてしても同様である．したがって，IOM に見られる重水まうと考えられていた，粒子表面への有機物のコーテ

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素や N の過剰は星間空間，あるいは原始太陽系円盤

ィングが自己触媒作用を持つことにより効果的に反応の外縁部起源であると考えられている [10]．

を進行させ，なおかつ，IOM のような窒素や芳香族

2 つめは，高温の原始太陽系星雲を起源とする説である．星雲中の CO 及び H2 ガスを出発物質としてメタ
ン及び鎖状炭化水素を形成する，フィッシャー・トロ

炭化水素を含んだ複雑な高分子有機物を形成することが示唆された．
そして近年 3 つめとして Cody ら [13] により，ホルムアルデヒド（CH2O）を出発物質とするホルモース反プシュ反応 :
CO+3H2 → CH4+H2O
を基とした重合反応により，炭化水素を含んだ複雑な高分子有機物が形成されるというものである [11]．し応:
2CH2O → C2H4O（グリコールアルデヒド）
2
CH2O

nCH2O

C3H6O（グリセルアルデヒド）
3

糖類

かし，（a）IOM は芳香族炭化水素の割合が高いが，生を基にした重合反応（図 2）による，太陽系形成初期の成物には鎖状炭化水素が多い，（b）重水素の濃集を説

始原天体における液体の水の存在下での IOM の形成

明できない，（c）触媒となる金属や酸化物（例えばマグが提案された．ホルムアルデヒドは星間空間や彗星かネタイトや鉄ニッケル合金など）と IOM との共存関係

らも見つかっていることから [14]，このような始原天があまり見られない，といった理由によりあまり受け体におけるホルムアルデヒドの存在は充分に考えられ入れられていなかった．しかし，最近 Nuth ら [12] にる．また，星間空間に存在するホルムアルデヒドは重■2013遊星人Vol22-1.indd

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不溶性有機物（IOM）／癸生川

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水素の割合が高いため [15]，星間空間由来のホルムア[19]，及び H/C 元素比 [20，21]（図 6）にはあまり差はみルデヒドが始原天体に存在していたとすれば，IOMられない．IOM の熱分解生成物をガスクロマトグラ

における重水素濃度の高さも説明できる．核磁気共鳴

フ質量分析法（GCMS）などにより詳細に分析すると，（Nuclear Magnetic Resonance, NMR）や X 線吸収端近

水質変成に伴い，エーテル結合（-O-）の減少や，芳香傍構造（XANES）分析の結果をみると，Cody らの合成

族部分のベンゼン環の数の減少などがみられるようでした高分子有機物は，始原的なコンドライト隕石に含ある [22]．また，IOM から熱水処理により分離された

まれる IOM と類似した分子構造を持っていることがア ン モ ニ ア の 量 は 大 き く 異 な り， 多 い も の か ら，

分かる [13]（図 3，図 4）．さらに，系にアンモニアを加GRA 95229（CR2）>Orgueil（CI1）>Murchison（CM2）

えることにより，低温での重合反応が速度論的に有利>Ivuna（CI1）>Renazzo（CR2）>Bells（Unusual CM2）とになり，なおかつ，IOM との分子構造レベルでの類なっている [23]．しかし，水質変成度の違い（岩石学

似性が増すことが分かった [16]．また，ホルムアルデ

タイプ）や隕石グループ間での系統的な変化は見られヒドを基に重合された有機物には，スターダストミッ

ない．一方，IOM 中の水素同位体比（δD 値）
は隕石グ

ションにより 81P/Wild2 彗星から採集された塵や，彗

ループ間で大きな違いが見られる [20，21]（図 6）．CR

星 起 源 と 考 え ら れ て い る 惑 星 間 塵（Interplanetary

コンドライトでは高い値をとり，CM，CI コンドライ

Dust Particle, IDP）に含まれる有機物との類似性も見トではやや低い値となっている．

られる [13]（図 4）．したがって，81P/Wild2 彗星塵やまとめると，これらの隕石の IOM は，岩石学タイ

IDP に含まれる有機物が元となって，隕石母天体でのプによる系統的な変化はあまりみられず，むしろ隕石

水 質 変 成 や 熱 変 成 を 受 け る こ と で， 隕 石 有 機 物

グループ間でやや違いがみられるようである．したが（IOM）へと進化していったのかもしれない．

って，IOM の化学構造は，岩石学タイプにより示さ

隕石有機物分析や天文観測，室内実験から，様々なIOM 形成のシナリオが提案されているが，複数の起源が寄与している可能性もあり，未だ IOM をはじめとした隕石有機物の起源は完全には解明されていない．

れるような水質変成度よりも，変成を受けた環境の違いを反映しているように思われる．

3.2

熱変成

いずれにせよ低分子有機物から高分子有機物へと進化

熱変成を受けた代表的なコンドライト隕石のグルー

してゆき，彗星に存在するような始原的なものから，プは，CV 及び CO 炭素質コンドライト，普通コンド

水質変成や熱変成を経て，隕石にみられるような様々ライト（OC），エンスタタイト・コンドライト（EC）でなバリエーションを持つ IOM へと進化していったとある．熱変成度の低いものから岩石学タイプ 3.0〜6考えられる．隕石母天体での IOM の進化についてはに分けられる．これらの隕石は 200℃以上の高温を経

以下の章で述べる．

験しており，低温（0〜150℃）の水質変成を受けた隕石

3. 不溶性有機物（IOM）の進化
3.1

水質変成

に比べ，IOM の分子構造に大きな変化が見られる．
ラマン分光法や X 線吸収端近傍構造（XANES）分析によると，これらの IOM は熱変成に伴いグラフェン構造が発達したことが分かる [19，24]．また赤外分光法を用いることにより，グラフェン構造だけでなく，熱水質変成を受けた代表的な隕石グループは，CI，変成に伴う各種有機官能基の減少を詳細に観測するこ

CM，CR 炭素質コンドライトである．これらの隕石とができた [18]（図 5）．特に，カルボニル基（C=O）のはさらに，水質変成度の高いものから岩石学タイプ 1

変化は温度以外の要因も反映していることが分かり，〜3 に分けられる．例えば，岩石学タイプ 2 の CM コ

興味深い．以下に赤外分光分析により得られた熱変成

ンドライトは CM2 というように記述する．これらのによる IOM の変化 [18] を少し詳しく紹介する．

隕石の IOM の NMR 分析によると，CR2<CI1<CM2 の様々なコンドライト隕石の IOM の赤外吸収スペク

順でやや芳香族炭素の割合の増加がみられるが [17]，トルは，スペクトルの特徴に基づいて 4 つのグループ

赤外吸収スペクトル [18]（図 5A），ラマンスペクトル（A〜D）に分けられた．グループ A は，芳香族 C=C に■2013遊星人Vol22-1.indd

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5OH

脂肪族C-H

C=O
at 1710
10
EET 92042
(CR2)

相対吸光度
度

4

芳香族
C=C 芳香族骨格+
C-H, C-O

B

5

8

3

Bells (CM2) 62Murchison
(CM2)

OH

脂肪族C-H3

4

C=O
at 171010

芳香族 芳香族骨格+
C=C
C-H, C-O

Semarkona(LL3.00) 8

4
相対吸光度
度

A

QUE 97008(L3.05)2

6
4

Tagish Lake(C2)
GRO 95577 2
(CR1)

1
1

Ivuna (CI1) 1

03800 3600 3400 3200 3000 2800

0

波数 [cm-1]

芳香族 芳香族骨格
C=CBishunpur(LL3.15)03800 3600 3400 3200 3000 2800

波数 [cm-1]

D5

ALHA77003(CO3.6) 8(CV3 0/3 1 3 4red)(CV3.0/3.1-3.4red)

6

3

Kainsaz(CO3.2/3.6) 4

2

Tieschitz
Ti
hit(H/L3.6)

1

Allende(CV3.2/>3.6oxA)

1

波数 [cm-1]

Leoville

Mokoia(CV3.2/3.6oxB)

11800 1600 1400 1200 1000 800

C=O
芳香族 芳香族骨格
at 1667
C=C
10
1725

4

(CV3.3/3.1-3.4red)

2

波数 [cm-1]

相対吸光度

3

0

3800 3600 3400 3200 3000 2800

波数 [cm-1]

1
Y-86720(CM heated)
Kaba(CV3.0/3.1oxB)
MAC 87300(C3.1)
Krymka(LL3.2)Vigarano

4

2

ALHA77307(CO3.0)101800 1600 1400 1200 1000 800

C=O
at 1725

C5

相対吸光度

1
1

1

1800 1600 1400 1200 1000 800

波数 [cm-1]

2

Chainpur(LL3.4) 103800 3600 3400 3200 3000 2800

波数 [cm-1]01800 1600 1400 1200 1000 800

波数 [cm-1]

図5： 様々なコンドライトIOMの赤外吸収スペクトル．スペクトルの特徴に基づき，A ～ Dのグループに分けた．それぞれ左-1-1
側: 3800 ～ 2700cm ，右側: 1900 ～ 800cm ．IOMの受けた熱履歴はA<B<C≈Dと考えられる．なお，グループC，Dの一部に脂肪族C-Hが多くみられるが，原因として（a）芳香族C=Cのピーク高さでスペクトルを規格化しているため，グラフェン化が進み赤外活性な芳香族C=Cが減少するに従ってその他のピークが過大評価される，（b）有機汚染，の2つが考えられる．図の出典[18]．

対して，O-H，脂肪族 C-H，C=O が多くみられること

ループ A>B>C の順で芳香族 C=C に対する C=O の存が特徴であり，熱変成を受けていないタイプ 1，2 の在度の低下が見られ，グループ A，B に比べ，グルー

炭 素 質 コ ン ド ラ イ ト（CR，CM，CI）が 含 ま れ る（図

プ C では C=O のピーク位置の高波数へのシフトが見

5A）．グループ B は，グループ A よりも上記の有機官られた．これは，熱変成により C=O の存在度が下が能基の存在度がやや少ないことが特徴であり，弱い熱ると共に，カルボキシルやエステルから，ラクトン型

変成を受けたタイプ 3.0 の普通コンドライト，CO 炭の構造（図 7）に変化した結果と考えられる．グループ

素質コンドライトが含まれる（図 5B）．グループ C は，

D は最も低波数に C=O のピークがみられ（図 5D），不芳香族 C=C に対してさらに他の官能基が少なく，芳飽和ケトン構造（図 7）に由来すると考えられる．グル香族 C=C 及び芳香族骨格のピークがシャープになっープ C と D に属する隕石が経験した温度に大差はないていることから芳香族構造の発達が見られることが特ため [24]，これらの分子構造の違いは温度によるもの

徴であり，熱変成を受けたタイプ 3.1 以上の普通コンではなく，酸化還元環境の違いによるものであると考ドライト，CV3 炭素質コンドライトが含まれる（図えられる．したがって，グループ D に属する隕石は，

5C）．グループ D は，グループ C と似ているが，C=O

比較的水の存在度が高い環境で熱変成を受けたために，のピーク位置に明確な違いが見られ，タイプ 3.1 以上

脱炭酸反応などによりカルボキシル基が減少すると共の普通コンドライト，炭素質コンドライト（CV3，に，新たに酸化されることにより不飽和ケトン型の構CO3）が含まれる（図 5D）．C=O に注目してみると，グ造が形成されたと考えられる．グループ C，D 共に■2013遊星人Vol22-1.indd

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IOM前駆物質?
6000-6

初期値 1-4log
g t,g y
year
Log
t [年]
-2
0
2

4

6

CI [20]CM [20, 21]
CM-H [20, 21]
CM-H [26]CR [20[20, 21]
CV [20, 21]
CO [20, 21]
OC [20, 21]
EC [20, 21]
T i hL
TagishLakek [36]
Murray-wet [25]
Murchi-wet [26]Murchi-dry [27]

3000

2000

1000

熱変成
0

02
0.2

0.4
0
4
06
0.6
H/C (at
t.)
H/C元素
素比

08
0.8

カルボキシル基

ラクトン型構造

100ºC
100
C

300ºC
500ºC
500
C

0

2

4

1

図6： 炭 素 質 コ ン ド ラ イ ト（CI，CM，CR，CV，CO）， 普 通 コ
ンドライト（OC），エンスタタイト・コンドライト（EC），
加 熱 を 受 け たCMコ ン ド ラ イ ト（CM-H）， 及 び，Tagish
Lake隕石のIOMの水素同位体比（δD値）とH/C 元素比のプロット．Murray隕石IOMを300℃で6日間水熱（Murraywet [25]），Murchison隕 石IOMを270，300，330 ℃ で3日
間水熱（Murchi-wet [26]）， 及 び，Murchison隕 石IOMを
不活性ガス雰囲気下で加熱（Murchi-dry[27]）のデータも重ねてプロットした．図は[20，21]を改変．Tagish Lakeは[36]，Murray-wetは[25]，Murchi-wet及 びCM-Hは[26]，Murchi-dryは[27]を引用．

6
8
10
Log
t [秒]
log t,sec

12

14

図8：（a）Cody らの方法[13]をもとに重水素化して合成した模擬
IOMの水熱実験から求めたD/H比減少のプロファイル（実線）[28]，（b）Murchison隕石のIOMを不活性ガス雰囲気下で加熱し，赤外吸収スペクトルの変化から求めた，脂肪族
C-Hの減少のプロファイル（破線）[29]．
励起子
芳香族
C=C

不飽和ケトン型構造

O

O

O

C
OH

エステル結合

O
R

0ºC

0

0

R

(a)) D/H比の
の減少

4000

(b) 脂肪族
族C-Hの
の減少

D
(‰) D [‰
水
水素同位体
体比
‰]

5000

O

O
O

C
O

R'

図7： カルボキシル基，エステル結合，ラクトン型構造，及び不飽和ケトン型構造の例．
エネルギー [eV]CV コンドライトを含んでいることを考慮すると，これらの違いは同一母天体内における局所的な水の存在量の違いを反映していることが示唆される．

図9： WIS 91600（300 ～ 500 ℃），PCA 91008（500 ～ 750 ℃），
Y-86720（>750 ℃），Vigarano（CV3.1/3.4）隕 石 のIOMのC-XANESスペクトル．図の出典[34]．

一方，IOM の H/C 元素比と水素同位体比（δD 値）の関係をみてみよう（図 6）．CV，CO 炭素質コンドラ

イト（OC）の IOM は，H/C 比の減少が見られるものの，

イト及びエンスタタイト・コンドライト（EC）は，H/

高いδD 値を持っている [20，21]．これらの違いは何C 元素比とδD 値共に低い値を持っており，熱変成をを意味するのだろうか？

受けていないコンドライト（CI，CM，CR）様の IOMIOM の加熱実験の結果と比較してみよう．図 6 に，が熱変成を受けることにより，H/C 比・δD 値共に減Murray 隕石（CM2）の IOM の 300℃，6 日間 [25]，及び，

少したと考えることができる．しかし，普通コンドラ

Murchison 隕 石（CM2）の IOM の 270，300，330 ℃，3■2013遊星人Vol22-1.indd

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日間 [26]，それぞれの水熱実験結果を重ねてプロットしてある．いずれも，δD 値及び H/C 元素比の減少が3.3

短期的な加熱による変成見られる．一方，水を加えない不活性ガス雰囲気下に南極で発見された隕石の中には，CM，CI コンドラ

おける IOM の段階加熱（250〜800℃）実験の結果，δD

イトの特徴を持っているが加熱による脱水などが見ら

値には顕著な減少は見られず，H/C 比が大きく減少れるものが多数存在する．Nakamura[30] はこれらのしている [27]（図 6）．まとめると，比較的低温・水の隕石を岩石・鉱物学的特徴に基づき，4 つの加熱ステ存在下では同位体比の減少が顕著に進み（図 6 においージ : ステージ（<300℃）
I，ステージ II
（300〜500℃），て矢印の傾きが大きい），比較的高温・水の不在下でステージ III（500〜750℃），ステージ IV（>750℃）に分は H/C 元素比の減少が顕著である（図 6 において矢印類した．これらの隕石は水質変成の後に，衝突あるいの傾きが小さい）といえよう．またこのことは，反応は太陽輻射熱等により，一般的なコンドライトが経験

速度論実験の結果からも確かめられる．図 8 は，（a）

した熱変成よりも短期間の加熱を受けたと考えられてCody らの方法 [13] をもとに重水素化して合成した模いる [31]．このような CM コンドライトの IOM の熱分

擬 IOM の水熱実験から求めた D/H 比減少のプロファ

解ガスクロマトグラフィー分析の結果，加熱温度の高イル [28]，及び（b）Murchison 隕石の IOM を不活性ガ

いものほど，熱分解生成物の量が少ないことが分かっ

ス雰囲気下で加熱し，赤外吸収スペクトルの変化からた [32]．これは，高温を経験したものほど，IOM に含求めた脂肪族 C-H 減少のプロファイル [29]，を重ねてまれる側鎖や架橋構造が減少し，より芳香族構造が発プロットしたものである．（a）と（b）を比較すると，達した結果，熱分解によって分離しにくくなったもの

300℃程度を境に低温側では D/H 比の減少が速く，高と考えられる．このことは，Y-86720 隕石（経験温度

温側では脂肪族 C-H の減少が速いことが分かる．

>750℃）の IOM の赤外吸収スペクトルに脂肪族 C-H や以上を踏まえ，様々なコンドライトの水素同位体比

C=O が あ ま り 見 ら れ な い こ と か ら も 分 か る [18]（図（δD 値）と H/C 元素比との関係 [20，21]（図 6）を考え

5C）．また，加熱による H/C 比の減少も見られる [20，てみよう．まず，IOM の前駆物質は 2 章で述べたよう

21，26]（図 6: CM-H）．しかし，熱履歴の指標とされに星間空間起源の高いδD 値を持っていたと考えられるラマンスペクトルの G バンド位置・半値幅を見てみる．また，H/C 元素比は一般に加熱により減少する

ると，750℃以上を経験したと考えられる Y-86720 隕ことから，IOM の前駆物質の H/C 比も高いと予測で石は，一般的な CM コンドライトの範囲内に収まってきる．したがって，IOM の前駆物質は図 6 において右いる [19]．同様に熱履歴の指標とされる，C-XANES上（おそらくグラフ枠の範囲外）にプロットされるであスペクトルのグラフェン構造に由来する励起子のピー

ろう．低温の水質変成のみを受けた隕石は，H/C 比クも，Y-86720 隕石にはあまり見られない [24]．例えがあまり変化せずに，δD 値が減少する（図 6: CR，CI，

ば 325〜600 ℃ を 経 験 し た と さ れ る Allende 隕 石CM）．おそらく，分子構造はあまり変化せずに，比（CV3.2/>3.6）[33] のラマンや C-XANES スペクトルと較的δD 値の低い水と同位体交換が起こったのであろ比べると，Y-86720 の IOM はずっと始原的にみえる．

う．引き続き熱変成を受けると H/C 比も減少する（図

さらに，WIS 91600（300〜500℃），PCA 91008（500〜

6: CV，CO）．一方，水質変成をあまり受けずに熱変

750℃），及び Y-86720 の C-XANES スペクトルの励起成を受けると，δD 値はあまり減少せずに，H/C 比の子のピークは，Vigarano 隕石（CV3.1/3.4，経験温度

みが減少する（図 6: 普通コンドライト [OC]）．このよ

300〜400℃ [33]）と比べると非常に低い [34]
（図 9）
．こ

うな過程を経て，図 6 にみられるような複雑なδD 値のような，ラマンスペクトルの G バンドや C-XANESと H/C 比の関係に至ったと考えることができよう．

の励起子は，いずれも芳香族の環状構造に起因し，こなお，普通コンドライトの IOM にみられる高い δDれらの発達は IOM 中のグラフェン構造の発達度を示

値は，議論の的となっており，金属鉄などが水熱変成す．したがって，南極隕石などにみられる加熱を受けにより酸化され，母天体から水素が失われた際の同位

た CM コンドライトは，加熱時間が短期間だったこと

体分別に伴いδD 値が高くなったとも考えられているにより，長い期間熱変成を受けた CV や CO コンドラ

[21]．

イトほどにはグラフェン構造が発達しなかったと考え■2013遊星人Vol22-1.indd

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始原天体有機物研究の今とこれから II．
不溶性有機物（IOM）／癸生川

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ることができる．一方で，H/C 比や側鎖の減少は，短隕石のバルク試料と IOM とで有機物の熱分解を比べ

期間の加熱でも比較的速く進行するのであろう．

ると，バルク試料，つまり鉱物と共存している状態の3.4

有機物の熱分解の方が促進されたという結果もある

Tagish Lake 隕石[29]．また，Murchison 隕石の透過電子顕微鏡によるもう一点特筆すべきなのは，2000 年 1 月にカナダ西観測から，アモルファス炭素が硫化物の周囲を <2nm

部の凍った湖に落下した，Tagish Lake 隕石である．

程度の厚さで取り巻いていることが見られ，フィッシ

隕石の一部は，数日中に手で触れることなく回収され，

ャー・トロプシュ反応により硫化物の周囲に有機物が冷凍保存されたため，地球の物質による汚染の最も少形成されたことが示唆されている [40]．

ない隕石と言える．Tagish Lake 隕石は，一般的な炭以上のような研究結果から鉱物種により有機物に及素質コンドライトの母天体と考えられている C 型小惑

ぼす影響は様々であることがうかがわれ，今後個々の星よりもさらに始原的な D 型小惑星起源であると考鉱物と IOM との関係性を系統的に明らかにしていく

えられている [35]．岩石学タイプは 2 だが，CI と CM

必要があろう．また，IOM と水との水素同位体交換との中間的な特徴を持っており，未分類の炭素質コンを考えるときに，含水鉱物との同位体交換や分配も考

ドライトとされている．最近，Tagish Lake 隕石の 4慮すべきである [21]．このような有機物と鉱物との関

つの異なる岩相（5b，11h，11i，11v）から分離された係は未だあまり研究が進んでおらず，今後は隕石中の

IOM の分析が行われた [36]．それぞれの岩相の IOM

有機物と鉱物の共存関係の詳細な観測を進めると共に，の水素同位体比（δD 値）と H/C 元素比は，5b>11h>11i

これら共存鉱物を含めた実験的研究が必要であろう．

>11v>Previous（以前の試料 [20]）の順に減少が見られ

太陽系初期の物質進化過程の統一的な解明には，この（図 6），母天体での水質変成度の違いを反映している

ような有機物と無機物質との関係性の理解が不可欠でと 考 え ら れ て い る [36]． ま た，Tagish Lake 隕 石 のある．

IOM（以 前 の 試 料 [20]）と WIS 91600（経 験 温 度 300〜
13

500℃の CM コンドライト）の IOM の C NMR スペク

5. 今後の展望

トルの類似が見られることなどから，これら隕石との関係性も指摘されている [34]．Tagish Lake 隕石には，

今後，さらに隕石コレクションやリターンサンプル

加熱を受けた CM コンドライトのような含水鉱物の脱コレクションが増えれば，パズルのピースを埋めるよ水は見られないため，比較的低温での短期的な加熱をうに初期太陽系での有機物の進化過程が解明されてい反映している可能性もある．

くことが期待される．また分析技術の進歩と共に，隕石ほど多様な分析手法を適用できなかった，IDP など

4. 有機物と鉱物との関係の微小試料からより多くの情報を得られるようになるだろう．

最後になるが，IOM 研究において重要な点として，

はやぶさミッションによるリターンサンプルからのこれらの有機物が独立に存在しているわけではない，

画期的な成果 [41-46] は記憶に新しく，後続のミッショということが挙げられる．つまり，有機物は隕石中でンが待ち遠しい限りである．特に，はやぶさ 2 ミッシ

共存する鉱物などの無機物質と密接に関わりあっておョンは，有機物を多く含むと考えられる C 型小惑星をり，その関係を無視することはできない．例えば，隕ターゲットとしているため，まさに始原天体の有機物

石中の有機物と粘土鉱物との共存関係が観測されてい研究にはうってつけである．特に，（a）隕石有機物とる [37，38]．また，IOM の模擬物質としてフミン酸をの類似性を直接確かめられる，（b）宇宙風化の影響を使った加熱実験から，サポナイト（粘土鉱物の一種）
の

調べる，
（c）
地球上の有機物による汚染が最小限である，

存在下においては有機物の熱的安定性が増すことが分といった点において注目される．さらに，今後はよりかっており [39]，このような粘土鉱物が有機物を保護

始原的な D，P 型小惑星をターゲットとしたミッショする役割を果たした結果，これらの周囲には有機物がンも検討されている．D，P 型小惑星起源と考えられ

残留しやすいことが示唆された．一方で，Murchisonて い る 隕 石 は 非 常 に 少 な く（先 に 紹 介 し た Tagish■2013遊星人Vol22-1.indd

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日本惑星科学会誌 Vol. 22, No. 1, 2013

Lake 隕石がその 1 つである），これらの小惑星からの試料が手に入れば，我々の太陽系始原物質に関する知
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原稿執筆の機会を与えてくださり，また査読者として有益なコメントをして頂きました薮田ひかる先生（大阪大学）に感謝致します．筆者は日本学術振興会の支援を受けています．

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