エポックメイキングな隕石たち その10 〜Y-81020～極めて始原的な日本の南極産隕石～／小松149

エポックメイキングな隕石たち（その 10）：～ Y-81020～極めて始原的な日本の南極産隕石～
小松 睦美

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2016年10月1日受領，査読を経て2016年10月28日受理．

（要旨）始原的隕石の中でも炭素質コンドライトは化学的に未分化であり，太陽系生成期の情報を保存する物質であると考えられている．しかしながら，ほとんどの炭素質コンドライトは，原始太陽系星雲内での個々の隕石構成物質の形成環境と母天体集積後の反応（変成・変質作用）に関する情報を併せ持つため，この二つを切り分けることがこれまでの歴史を正しく解釈する上での重要な課題となっている．岩石学タイプ 3.0 の隕石は，「極めて始原的な隕石」と呼ばれ，母天体での変成作用の影響が極めて小さく，太陽系生成初期の母天体集積時の状態を最も保存していると考えられている．国立極地研究所が所有する Yamato（Y）-81020
は，極めて始原的な特徴を持つ数少ない CO3.0 コンドライトの一つであり，特に日本の研究者により多くの重要な成果が発表されてきた．

1. はじめに
Y-81020 は，第 22 次南極地域観測隊が発見した隕石の一つである．1981-82 年のやまと山脈付近の裸氷帯での隕石探査では，133 個の隕石を採取，そのうち 7個が炭素質コンドライトであった．Y-81020 の質量は270g であり，ペア隕石である Y-81021 ～ 81025 を含むと，全岩で 378g の隕石である（図 1）．
現在国際隕石学会で認定されている炭素質コンドラ
イトのうち，CO3 と分類されているのは 532 個存在する（Meteoritical Bulletin Database，2016 年 9 月 ）．サブタイプが決定されている CO3 は全部で 72 個あり，その内 14 個が CO3.0 として分類されている．しかしながら，その多くは北西アフリカの砂漠で最近発見された隕石（NWA）であり，詳細な研究は行われていな
い．これまで詳しく研究されているのは，ALH 77307，Colony と Y-81020 の 3 つの CO3.0 隕石のみである .
ほとんどの炭素質コンドライトは，母天体で様々な程度の変成・変質作用を受けている．CO3.0 隕石のよ

図1： Y-81020隕石の全体写真（国立極地研究所提供）．

から見ても極少数（CR の一部と CH，Ungrouped-C の僅か）しか確認されていない．また，上記の 3 つのCO3.0 隕石の内，ALH（ALHA）77307 は低い程度ではあるが水質変質を受けており [e.g.,1]，Colony は地球での風化の影響が大きい [2]．Y-81020 にも軽微な水質変質の特徴が見られるものの，殆どの物質は変成・変質の影響を受けておらず，非常に貴重な隕石であるというに変成・変質作用の影響が少ない試料は，隕石全体える．

1. 総合研究大学院大学 学融合推進センター
komatsu_mutsumi@soken.ac.jp

組成とスピネルに富む難揮発性包有物（CAI）に多くの■2016遊星人Vol25-4.indd

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Y-81020 の初期の研究では，Mg に富むオリビンの2016/12/05

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興味が注がれた [3-5]．2000 年代に入り炭素質コンドラは，普通コンドライトには広く適用できるものの，炭イトのサブタイプに関する議論が進むと，Y-81020 の素質コンドライトでは，岩石学的な特徴と必ずしも一始原性が着目されるようになり，原始太陽系星雲での致しないことが分かってきた．そのため，TL 法の代情報を最も良く保存する重要な隕石として広く認識さわりとなる炭素質コンドライトの化学的・岩石学的変れた．後の章では，Y-81020 から展開された研究の一化のサブタイプ評価指標が提案されており，以下に紹部を紹介する．

介するような系統的評価の確立に Y-81020 は大きく貢2. COコンドライトと岩石学タイプ，サブタイプの評価
隕石母天体集積後の熱変成・水質変質作用について献している．

2.1

FeOに富むオリビンの組成

コンドライトの主な構成物である Fe-Mg コンドリ

は，岩石学タイプと呼ばれる番号により表される．タュ ー ル は，FeO に 乏 し い タ イ プ Ⅰ コ ン ド リ ュ ー ル

イプ 4 から 6 と番号が大きくなる程熱変成の度合いが（Mg# > 90）と FeO に 富 む タ イ プ Ⅱ コ ン ド リ ュ ー ル

増し，水質変質の程度は 3，2，1 の順に増加する．ほ（Mg# < 90）に分けられる．[7] は，普通コンドライト

とんどの炭素質コンドライトは，岩石タイプ 2 または中のタイプ II コンドリュールに含まれる FeO に富む3 に分類される．炭素質コンドライトの中でも CO コ

オリビン中の Cr2O3 含有量やマトリックスの化学的特ンドライトは，コンドリュールや CAI を多く含み，徴に着目し，サブタイプ評価の指標となることを示し逆にマトリックスの量は相対的に少ないという特徴をた（図 2a）．普通コンドライトでは，岩石学サブタイ持つ．全岩の揮発性成分は比較的乏しく，CO コンド

プ 3.0 から 3.2 にかけて，FeO に富むオリビン中に存在

ライト母天体での変成は主に温度に依存する反応であする極細粒（<50nm）クロマイトの離溶により，オリったと考えられ，その程度により CO3.0-3.8 のサブタ

ビンの Cr2O3 含有量は系統的に変化する．クロマイトイプに細分化される．また CO3 隕石は熱変成作用のの離溶はサブタイプ 3.2 では完了すると考えられ，度合いが異なる隕石が多く発見されているため，母天Cr2O3 含有量のばらつきである標準偏差（σ）は，岩石体での熱変成の多様性を系統立てて議論することが可学タイプ 3.0 から 3.1 にかけて増加し，その後緩やかな能である．

下降に転じ，組成が均一化する．また，Cr2O3 含有量

サブタイプの決定手法としては従来，コンドリューは 3.1 までは変化せず，それ以降はコンドリュールとルに含まれるガラス（あるいはガラスから微細な結晶接するマトリックスとの反応が進み，その結果，オリが晶出したメソスタシス）や斜長石の熱ルミネッセン

ビン中の Cr2O3 含有量が減少することが示された．

ス（TL）が用いられてきた [6]．しかしながらこの方法

さらに [8] では，CO コンドライトでも普通コンドラ

図2： 普通コンドライト（a）とCOコンドライトのCr量とサブタイプ（b）[5;6より引用]．タイプⅡコンドリュールに含まれるFeOに富むオリビンの組成は，特に3.2以下の岩石学サブタイプの決定に有効である．Y-81020のサブタイプは3.05と分類される（b）．

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イトと同様に，連続的な化学的変化が見られることがの希ガス存在度が減少することが確認されている [11]．

示された（図 2b）．ALH 77307（CO3.00）と DOM 03238[12] で は，Y-81020 の ペ ア 隕 石 で あ る Y-81025 が，（CO3.1）と比較すると，Y-81020 の Cr2O3 含有量は二つ

ALH 77307 よりも高いプレソーラー珪酸塩粒子存在の隕石と近い値を持つが，その値の標準偏差σは二度を持つことが示されており，Y-81020 の高い始原性つの中間的な値を示し，Colony（CO3.05）と同程度のを示唆していると考えられる．

変成作用を受けた CO3.05 とのサブタイプが見積もられている．

2.2

また，隕石中の高分子有機物のグラファイト化の度
合いも岩石学サブタイプの決定，特に熱変成の履歴のFe-Ni 金属相の特徴評価に有効である．ラマン分析より，隕石中の高分子-1

有機物は D バンド（欠陥構造 ; ～ 1350 cm ）と G バン
-1

珪酸塩鉱物と同様に，Fe-Ni 金属相からも極初期のド（グラファイト ; ～ 1600 cm ）の二つのバンドを持二次変成作用の影響を読み取ることができる．[9] は，つことが知られている．普通コンドライトでは，熱変非平衡普通コンドライトと CO コンドライトの系統的成作用が進むにつれ，D バンドの半値幅（FWHM-Dな分析により，二次変成で生じる Fe-Ni 金属相の変化値）が減少し，二つのバンドの強度比（ID/IG）の増加がと岩石学的サブタイプの関連性について明らかした．

見られ [13]，同様の相関が CO コンドライトでも確認

サブタイプ 3.10 以下の隕石に含まれるマトリックス中されている [14]．Y-81020 は始原的な高分子有機物のの金属相は，コンドリュール中の金属相に比べて Co特徴を持つことが示されており，他の指標によるサブに富む組成を持つ一方で，コンドリュール中の金属相タイプの評価とも整合する [15]．

では，岩石学タイプが増加するに従い Ni に富む粒子の存在量が減少する．Y-81020 の化学的及び鉱物学的特徴より，Y-81020 のサブタイプは，普通コンドライ3. Y-81020コンドリュールのAl-Mg
年代測定

ト の サ ブ タ イ プ 3.0-3.10 と 同 様 の 変 成 を 経 験 し た

始原的な普通コンドライトの分析により，普通コンCO3.05 と見積もられた．この手法により導き出されドライトに含まれる Fe-Mg コンドリュールは，CAIたサブタイプの値は，[8] により得られたタイプ II コが形成された後，約 100-250 万年で形成されたとされンドリュール中のオリビンの Cr2O3 含有量からの評価

る [16]．しかしながら炭素質コンドライトでは，26Alと調和的である．

年代測定に必要な Al に富む鉱物やメソスタシスが少2.3

その他の指標なく，粒径も小さいものが多いため年代測定が困難であった．[17] は，Y-81020 の始原性に着目し，Fe-Mg

プレソーラー粒子の存在度も，その隕石の始原性をコンドリュールに含まれるオリビン，輝石，斜長石に評価するための重要な指標である．プレソーラー粒子

ついて， Al を用いた年代測定を行った．太陽系初期

は，マトリックスに存在し，太陽系と大きく異なる同の Al/ Al 比を 5 × 10 とすると，タイプ I とタイプ II位体組成を持つことから，太陽系形成以前に存在した

コ ン ド リ ュ ー ル の 年 代 は そ れ ぞ れ CAI 形 成 後 1.7-

赤色巨星，AGB 星や超新星爆発などを起源とする粒2.5Ma，2.0-3.0Ma であることが示された．この形成子であると考えられている．ナノダイヤモンド，グラ

年代は，始原的な L・LL コンドライト中のコンドリファイト，炭化珪素，窒化珪素，酸化物，珪酸塩など，ュールの年代とほぼ同じである．炭素質コンドライト

さまざまな鉱物がプレソーラー粒子として存在する．と普通コンドライトは，その揮発性成分の違いから，各粒子の熱的・化学的反応への耐性は異なるが，プレ太陽系の異なる場所で母天体が形成されたと考えられソーラー粒子の存在度と，含まれる隕石の岩石学タイるが，異なるコンドライト種に含まれるコンドリュープには相関があることが確認されており，母天体の二ルの形成年代が類似した値を示すことは，太陽系星雲次変成作用の指標として用いることができる [e.g.,10]．

モデルに新たな制約を与えるものである．

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CO コンドライトでは岩石学サブタイプの増加に従い，ALH 77307（CO3.00），Colony（CO3.05），Kainsaz（CO3.2）の順に炭化ケイ素などのプレソーラー粒子中■2016遊星人Vol25-4.indd151

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図3： 始原的隕石であるY-81020とAcfer 094の“ホスト”のΔ O値 の比較．Mg#はコンドリュール中のオリビンと輝石組成の平均値より算出．本図が示すコンドリュールの進化は以下の通り；（A）コンドリュールの前駆物
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質は～ -5.5‰程度のΔ Oを持っており，ダストに富んだ環境（100×Solar）によりMg#>97のコンドリュール
1717が形成された．（B）その後，正の（positive）Δ Oを持つH2O氷の付加により酸化的環境となりMg#<97，Δ Oが～ -2.5‰程度タイプ I コンドリュールが形成された．（C）さらなるダスト/氷の付加により，タイプⅡコンドリュールが形成された．極めてFeに富むタイプⅡコンドリュールは，Feに富む前駆物質の組成を反映していると考えられる．（[18] より引用）

図4： Y-81020中のAOAの反射電子（BSE）像．（a,b）始原的特徴を持つAOA．斜長石（an）とスピネル（sp）から成るコアが，Al-輝石（cpx），Mgに富むオリビン（fo），Fe-Ni金属相（mt）に囲まれているような特徴を示す．二次変成の特徴は見られない．（c,d）AOA周縁部のオリビンがMg輝石（px）に置き換わった特徴を持つAOAも存在する．

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ンスタタイト）に置換されており，形成後の再加熱を

4. Y-81020 コンドリュール・CAIの酸素同位体組成示唆している（図 4）． ま た Y-81020 中 の AOA に は，LIME（low-Fe，Mn-enriched）オリビンと呼ばれる，さらに [18] は，[19] の始原隕石分析結果を踏まえ，特徴的な化学組成を持つオリビンが含まれていること

Y-81020 コンドリュールの詳細な酸素同位体分析を行が分かった [25]．Y-81020 の始原性により LIME オリった．その結果，コンドリュール形成領域の酸素同位ビンの初期状態が示され，Mg オリビン（フォルステ

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体の異なる二つのリザーバー（Δ O が～ -5.5‰と正ライト）の凝縮形成が，還元的な環境においてより低の値を持つものの 2 種）とダスト量の変化により，タ温の LIME オリビンを形成する温度まで継続したこと

イプ I コンドリュールとタイプ II コンドリュールが形が示唆された．また変成度の異なる他の隕石との比較成された過程を明らかにした（図 3）．

により，母天体での二次変成により LIME オリビン組

一方，原始太陽系星雲の CAI 形成領域においても，1617成が徐々に失われたことが新たに示された．

18O に富むリザーバーと O， O に富むリザーバーが存在していたことが分っている．[20] は，Y-81020 に6. 最後に含まれる FGI（細粒 CAI）の酸素同位体局所分析により，一つの FGI 中に酸素同位体組成の異なる鉱物が含まれ16ていることを示した．このことは，細粒 CAI が O に17富む環境（Δ O = ～ -40 から -50‰）で形成され，そ1718の後の部分溶融等の加熱イベントにより O， O に富17以上のように Y-81020 からは，その極めて始原的な特徴から，多くの興味深い成果が発表されてきた．特に，全隕石種の中でも最も始原的で地球風化の影響が少ない隕石の一つとして，原始太陽系星雲及び炭素質むガス（Δ O = ～ 0 から -15‰）との酸素同位体交換

コンドライト隕石の母天体変成の理解に大きく貢献しが起こったことを示唆しており，これらを説明する分ている．[21] は，“新鮮な寿司を提供する良い寿司屋子雲の進化モデルが提唱されている．酸素同位体組成を選ぶように”始原隕石の始原的物質を分析対象とすに関する詳細な議論については，[21] を参照されたい．

ることは重要である，と述べている．そういった意味

上記のような高精度同位体分析結果は，二次変成のでは，Y-81020 は“絶品が並ぶ極上の寿司屋”のような影響がほとんど無い Y-81020 であるからこそ成し得た隕石と言って良い．本稿では書ききれなかった研究を成果である．

含め，現在も Y-81020 を活用した研究が数多く行われ

5. AOA（amoeboid olivineaggregates）とLIME-オリビン
炭素質コンドライトの構成物の一つである AOAており，今後もエポックメイキングな成果が発表されることが期待される．

謝 辞（アメーバ状オリビンアグリゲイト）からも，多くの報告がなされている．AOA とはオリビンと難揮発性鉱木村眞博士，野口高明博士，岡崎隆司博士には本稿物から成り立つ細粒のアグリゲイトで，CAI と類似しを執筆する機会をいただき，最後まで丁寧かつ的確なた環境で形成されたと考えられている包有物である．

アドバイスをいただきました．山口亮博士，三河内岳[22] は Y-81020 を含めた CO コンドライトに含まれる博士には，原稿作成にご協力いただきました．また，AOA に着目し，サブタイプと AOA 中のオリビンの査読者である牛久保孝行博士には，多くの有益なコメFeO 量増加に相関があることを示した．

ントをいただきました．この場を借りて感謝申し上げ

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AOA はその組織的な特徴と O に富む同位体組成ます．

を持つことから，星雲から凝縮過程を経て形成されたと考えられている．Y-81020 に含まれる AOA には母参考文献

天体での二次変成の特徴は殆ど見られず，その構成鉱物は平衡凝縮計算 [e.g.，23;24] で予想されるものと概ね一致する．また，一部の AOA では周辺部が Mg 輝石（エ■2016遊星人Vol25-4.indd

153[1] Ito, S. and Tomeoka, K., 2001, Antarctic Meteorites
XXVI, 47.

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