PPS22-01

会場:A02

時間:5 月 28 日 09:00-09:30

含水コンドライト母天体の形成年代・場所
Formation ages and places of hydrated chondrite parent bodies
藤谷 渉 1∗
FUJIYA, Wataru1∗
1
1

マックスプランク研究所
Max Planck Institute

When and where hydrated chondrite parent bodies accreted is a key question to understand the origin of chondritic water andthe dynamical processes of the solar system evolution.
The ages of aqueous alteration can be inferred from 53 Mn-53 Cr systematics of aqueously-formed secondary minerals (carbonates in CM, CI, and CR chondrites and fayalite in CV, CO, and ordinary chondrites). The 53 Mn-53 Cr ages of carbonates andfayalite in carbonaceous chondrites (CCs) are similar, 3.5 ‒ 5 Myr after the birth of the solar system (represented by CAIs inCVs) (Fujiya et al., 2013; Doyle et al., submitted). Fayalite in ordinary chondrites (OCs) seems to have formed slightly earlier(∼1 Myr) than that in CCs. These observations are consistent with 26 Al-26 Mg ages of chondrules (e.g., Kita and Ushikubo,2012). The 53 Mn-53 Cr ages of aqueous alteration indicate that water activity on CC and OC parent bodies started almost contemporaneously, and that the dominant heat source for aqueous alteration is the decay energy of 26 Al (half-life: 0.7 Myr). Basedon these ages, numerical simulations of the thermal history of CC and OC parent bodies suggest that they accreted 2.5 ‒ 4 Myr
after CAIs (Sugiura and Fujiya, 2014).
The formation places of chondrite parent bodies in the protoplanetary disk are more difficult to be inferred. The estimated water(ice) to rock mass ratios of CCs and OCs (<0.6) (e.g., Clayton and Mayeda, 1999), significantly lower than the solar value (1.2)(Lodders, 2003), suggest that CC and OC parent bodies accreted near from the snow line. The inferred D/H ratios and O isotopic
compositions of water in CCs are likely to be significantly different from those of primordial (molecular cloud) water and/or mostOort-cloud comets measured so far, indicating that they must have recorded various degrees of isotopic re-equilibration between
primordial water and nebular gas (Alexander et al., 2012; Krot et al., 2013). Model predictions on the location of the snow line
2.5 ‒ 4 Myr after CAIs (e.g., Ciesla and Cuzzi; 2006) and both the temporal and the spatial distribution of H and O isotopic
ratios of water in the protoplanetary disk (e.g., Yang et al., 2011, 2013) suggest that hydrated chondrite parent bodies accreted in
the main asteroid belt. I am currently trying to constrain the contribution of C from cometary inorganic ice to the C inventory inCCs. Carbon isotopic ratios of carbonates in Murchison (CM) suggest that C reservoirs in primitive aqueous fluids were highly
enriched in 13 C with δ 13 C >70 ‰, which provides no evidence for C contribution from cometary ice (Fujiya et al., submitted).
Keywords: Hydrated chondrites, Formation ages, Formation places, Compositions of stable isotopes

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PPS22-02

会場:A02

時間:5 月 28 日 09:30-09:45

NWA1232 CO3 隕石に含まれる水質変成の痕跡を示すクラスト
Aqueously altered clasts in the NWA1232 CO3 carbonaceous chondrite
松本 恵 1∗ ; 留岡 和重 2 ; 瀬戸 雄介 2 ; 三宅 亮 3 ; 桐石 美帆 2 ; 梅原 まり子 2 ; 山本 由紀子 2 ;浜根 大輔 4
MATSUMOTO, Megumi1∗ ; TOMEOKA, Kazushige2 ; SETO, Yusuke2 ; MIYAKE, Akira3 ; KIRIISHI, Miho2 ;UMEHARA, Mariko2 ; YAMAMOTO, Yukiko2 ; HAMANE, Daisuke4
1
1

神戸大学研究基盤センター, 2 神戸大学大学院理学研究科, 3 京都大学大学院理学研究科, 4 東京大学物性研究所
CSREA, Kobe Univ., 2 Graduate School of Science, Kobe Univ., 3 Graduate School of Science, Kyoto Univ., 4 ISSP, Tokyo Univ.

これまで，水質変成や角礫岩化の痕跡を示す CO 隕石はほとんど報告されていないことから，CO 母天体はドライで静的な天体であると考えられてきた。しかし，Northwest Africa 1232（NWA1232）は，熱変成度の異なる３つの岩相（A,B, C）からなる角礫岩組織を示す珍しい CO3 隕石である［1,2］。さらに最近，我々は，NWA1232 隕石の岩相 A 内に，熱変成度の異なる多数の小さな（直径 100-1800 µm）クラストが存在することを見出した［3,4］。これらのクラストの多くは，非常に熱変成度が低く，含水鉱物を含んでいる。NWA1232 隕石が示すこれらの特徴は，CO 母天体の形成過程に関する新たな情報を含んでいると考えられる。本研究では，これらの含水鉱物を含むクラストについて，形成過程の解明を目的に岩石・鉱物学的な特徴を詳しく調べた。隕石薄片の組織観察・組成分析には SEM-EDS，TEM-EDS，EPMA-WDS
を，微小鉱物の結晶相同定には SPring-8 の SR-XRD を用いた。
クラストは岩相 A 内の広い範囲に分布しており，それらのうち含水鉱物を含むものが大部分であり，岩相 A の約 2 vol.
%を占めている。クラストの多くは，単一のコンドリュールとその周りをリムのように囲む細粒なマトリックス物質からなるが，比較的大きく複数のコンドリュールや CAI を含むものも少数存在する。
クラスト中のコンドリュールは，ほとんどが Type I であり，オリビン斑晶は Fe-Mg ゾーニングを示さず，均質（˜Fa1 ）である。このような特徴は，熱変成度の低い CO3.0 隕石に類似している。また，コンドリュール中のエンスタタイト斑晶やメソスタシスの一部は，微小な（10-20 nm）層状ケイ酸塩鉱物と少量の Fe，Si，Mg に富む非晶質物質に交代している。これらの非晶質物質中には，ごく少量の細粒な（<100 nm）オリビン粒子が含まれている。TEM 観察の結果，層状ケイ酸塩のほとんどは，˜0.7 nm の層間隔を示すことから，サーペンティンであると考えられる。ただし，1.0-1.1 nm の層間隔をもつスメクタイトも少量存在する。これらの層状ケイ酸塩は，組成的には非晶質物質と区別できない。
一方，クラストのコンドリュールを囲むリム状のマトリックスは，主に Fe，Si，Mg に富む非晶質物質からなり，比較的粗粒な（1-2 µm）マグネタイト，Mg に富むオリビン，エンスタタイト，細粒な（100-500 nm）オリビン，トロイライ
ト，微小な（10-20 nm）サーペンティンを含んでいる。サーペンティンは，組成的には非晶質物質と区別できない。この非晶質物質は，鉱物学的特徴・化学組成がコンドリュール中の非晶質物質に類似している。
以上の結果から，クラストは弱い水質変成を経験していると考えられる。一方，水質変成の影響はクラストの外部には及んでいないことから，クラストは，母天体中の，隕石が最終的に固化した場所とは異なる場所で水質変成を経験した
後，角礫岩化作用によって細かく破砕し，岩相 A 内に混合したと考えられる。また，クラスト中のコンドリュール，マトリックスの鉱物学的特徴・化学組成は，極めて始原的とされる ALHA77307 CO3.0 隕石 [5] に類似しており，成因的な関連が示唆される。

References: [1] Kiriishi and Tomeoka (2008), JMPS, 103, 161-165. [2] Umehara et al. (2009), JAMS Annual Meeting(abstract). [3] Kiriishi et al. (2009), JAMS Annual Meeting (abstract). [4] Matsumoto et al. (2014), JpGU Meeting (abstract).
[5] Brearley (1993), GCA, 57, 1521-1550.

キーワード: CO 隕石, クラスト, 角礫岩化, 水質変成, TEM, SR-XRD
Keywords: CO chondrite, clast, brecciation, aqueous alteration, TEM, SR-XRD

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PPS22-03

会場:A02

時間:5 月 28 日 09:45-10:00

MgO-SiO2 系における非晶質珪酸塩の水質変成実験
Hydrothermal alteration experiments of MgO-SiO2 amorphous silicates
高橋 竜平 1 ; 土山 明 1∗ ; 三宅 亮 1 ; 河村 雄行 2
TAKAHASHI, Ryohei1 ; TSUCHIYAMA, Akira1∗ ; MIYAKE, Akira1 ; KAWAMURA, Katsuyuki2
1

京都大学大学院理学研究科地球惑星科学専攻, 2 岡山大学大学院環境生命科学研究科環境科学専攻
Division of Earth and Planetary Sciences, Graduate School of Science, Kyoto University, 2 Graduate School of Environmental
and life Science, Okayama University
1

Hydrothermal alteration is one of the important processes for solid evolution in the early solar system. So far, many experiments have focused on reaction between aqueous fluids and meteorite itself or crystalline silicates, such as olivine and pyroxene(e.g., [1, 2]). Reaction with amorphous silicates is also important because interstellar dust as original building blocks of planetesimals is mostly amorphous [3] and primitive amorphous silicates are present in cometary dust as GEMS (e.g., [4]) and somecarbonaceous chondrites (e.g., [5]). Hydrothermal alteration experiments with amorphous silicates were also carried out using
natural GEMS [6] and synthetic materials with CI composition [7]. However, any experiments using amorphous silicates ina simple system have not been made. In this study, hydrothermal alteration experiments of amorphous silicates in the system
MgO-SiO2 -H2O were carried out to understand basic features of hydrous layer silicate formation.
Nanoparticles of amorphous silicates ˜10 nm in size with nearly enstatite and forsterite compositions (E and F: Mg/Si = 1.15
and 2.02) were synthesized by the induction thermal plasma method as starting materials. Intermediate compositions were also
prepared by mixing E and F (ME, M and MF: Mg/Si=1.25, 1.5 and 1.75). Three types of experiments were made. (1) Synthetic experiments: Starting materials and pure water (water/rock ratio: W/R=5.0) were sealed and heated at 50, 100, 150 and
200o C or held at room temperature for 0 to 1344 hrs. The run products were dried in vacuum and examined by powder X-ray
diffraction (XRD) and SEM/EDX. (2) In-site experiments: Starting materials mixed with pure water (W/R=5.0) were exposed inwater-saturated atmosphere at 60o C and repeatedly measured by in-situ powder XRD (total duration: 9-292.5 hrs.). The final run
products were dried in vacuum and measured again by powder XRD. (3) Swelling experiments: some dried run products were
immersed in ethylene glycol, glycerol or water and measured by powder XRD to check swelling.
Layer silicates formed in all the run products even at room temperature. Brucite and sometimes magnesite were formed in runs
using F. XRD reflection peaks of the layer silicates are week and broad particularly for the (001) peak suggesting that they are thinand have low crystallinity. The (001) lattice spacing and the chemical compositions of the run products together with the resultsof the swelling experiments indicate that the layer silicates are disordered mixed layer minerals of stevensite (Mg-smectite) orvermiculite, serpentine and talc. The (001) peak becomes sharper to some extent and shift to higher 2 θ (smaller lattice spacing)with increasing run duration or temperature except for runs using E. The crystallinity and degree of mixing order also changedby drying process. The experimental results can be explained by that aqueous solutions of high degree of supersaturation withrespect to layer silicate minerals formed by instantaneous dissolution of metastable amorphous silicate nanoparticles with highreactivity, and disordered mixed layer minerals metastably formed from these solutions. The presence of disordered mixed layer
minerals in some carbonaceous chondrites, such as in CI [8], indicates that they formed from amorphous silicates. It should also
be noted that we could not discuss hydrothermal conditions based on the present features of layer silicate minerals in meteorites,as they could be different from those during hydrothermal alteration.
[1] Jones and Brearley（2006）GCA, 70: 1040. [2] Ohnishi and Tomeoka（2007）MAPS, 42: 49. [3] Kemper et al. (2004)
ApJ. 609: 826. [4] Bradley et al. (1994) GCA, 58: 2123. [5] Greshake (1997) GCA, 61: 437. [6] Nakamura et al. (2005) MAPS,
40: A110. [7] Noguchi et al. (2008) MAPS. 43: A177. [8] Tomeoka and Buseck (1988) GCA, 52: 1627.
キーワード: 含水層状珪酸塩, 水質変成作用, 炭素質コンドライト, 誘導熱プラズマ法, 不規則混合層鉱物
Keywords: hydrous layer silicate, hydrous alteration, carbonaceous chondrites, induction thermal plasma method, disordered
mixed layer minerals

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会場:A02

時間:5 月 28 日 10:00-10:15

水熱変成・脱水加熱実験による炭素質コンドライト中に見られるネフェリン形成過程の推定
Hydrothermal and heating experiments: Implications for formation process of nephelinein carbonaceous chondrite
市村 隼 1∗ ; 瀬戸 雄介 1 ; 留岡 和重 1 ; 大井 修吾 2
ICHIMURA, Shun1∗ ; SETO, Yusuke1 ; TOMEOKA, Kazushige1 ; OHI, Shugo2
1
1

神戸大学大学院理学研究科, 2 京都大学大学院理学研究科
Graduate School of Science, Kobe University, 2 Graduate School of Science, kyoto University

CO、CV 隕石には、ネフェリン（NaAlSiO4 ）やソーダライト（Na4 Al3 Si3 O12 Cl）といった Na に富む鉱物が存在し、コンドライト組織全体に分布している（e.g., Kimura et al., 2014; Matsumoto et al., 2014）。これらの鉱物は周囲の鉱物に比べ著しく平衡凝縮温度が低いことから、星雲からの直接凝縮物ではなく、母天体上での水質変成により形成したと示唆されている（e.g., Russell et al., 1998; Tomeoka and Itoh, 2004）。Na 元素は、揮発性が高く、水の活動により容易に移動するという特徴から、母天体上の水質変成プロセスを解読する上で重要なトレーサーとなる。ただし、実際の隕石母天体環
境を模擬した上で、Na に富む鉱物が生成した実験例はほとんどない。そこで本研究では、ネフェリンの前駆物質とされるメリライトおよび斜長石に対して、pH が異なる様々な溶液を用いて水熱変成実験を行い、隕石母天体における水質変成過程の解明を目指した。
出発物質には、合成メリライト（Ca2 Al2 SiO7 ）および天然産の斜長石（Na0.52 Ca0.48 Al1.48 Si2.52 O8 ）粉末試料を用いた。反応溶液には、1N-HCl（pH 0）、H2 O（pH 7）0.1N（mol/l）-NaOH（pH 13）、1N-NaOH（pH 14）の 4 種類を用い、さらに SiO2 成分を様々な量比で加えた。各溶液の Na+ 濃度は 1 mol/l になるように NaCl を加え、溶液と試料の体積比(W/R) は 10, 100, 1000 に調整した。水熱変成実験は小型オートクレーブを使用し、温度 200 ℃、圧力約 15 気圧で 168 時間行った。回収試料の相同定・組成分析には、X 線回折装置（XRD）、走査型電子顕微鏡および透過型電子顕微鏡を用いた。さらに、実験生成物の脱水・相転移過程を明らかにするために、熱重量・示差熱分析（TG-DTA）実験を行った。
メリライトを出発物質として W/R = 100 かつ中性から塩基性の条件で行った実験では、SiO2 成分が少ない場合はハイ
ドログロシュラー（Ca3 Al2 [SiO4 ]1.6 [O4 H4 ]1.3 ）が生成した。SiO2 成分が多い場合は、アナルサイム（NaAlSi2 O6・H2 O）、
ネフェリンハイドレート（Na3 Al3 Si3 O12・H2 O）、ベーシックカンクリナイト（Na8 Al6 Si6 O24 [OH]2・2H2 O）およびトベ
ルモライト（Ca5 Si6 O16 [OH]2・4H2 O）が確認された。ネフェリンハイドレートとベーシックカンクリナイトは、溶液のpH が高いほど生成量が増える傾向にある。また、W/R を 10 倍（W/R = 1000）にした実験では新たな反応生成物は見られなかったものの、W/R を 0.1 倍（W/R = 10）にした実験では、アナルサイムとベーシックカンクリナイトが生成した。
酸性溶液（pH 0）を用いると、メリライトが溶解し、二次的な固相生成物は見られなかった。
斜長石を出発物質として W/R = 100 で行った実験では、酸性から中性溶液の条件下において新たな反応生成物はみられなかったものの、塩基性の条件下ではアナルサイム、ネフェリンハイドレートの生成が確認された。ネフェリンハイ
ドレートに関しては、メリライトと同様に、pH の高い条件において生成する傾向がみられた。W/R = 10 にしても、生成物の鉱物相組み合わせは変わらなかった。
合成したネフェリンハイドレート（含水量 11 wt %）を対象に、大気圧中 5 ℃/min の昇温速度条件において TG-DTA実験を行ったところ、約 100 ℃から結晶構造中の H2 O が脱離し、約 800 ℃で脱水反応が完了した。また、DTA およびXRD の結果から、この昇温速度条件では約 800 ℃でネフェリンへの相転移が生じる。また、昇温速度を変えて相転移温度を観測し、相転移に必要な時間と温度の関係を解析したところ、400 ℃に保持された環境において、ネフェリンハイ
ドレートからネフェリンへの相転移は、少なくとも約 103 年で進行するという結果が得られた。アナルサイム（含水量8wt%）については大気圧中 2 ℃/min の昇温速度条件で TG-DTA 実験し、脱水反応は約 120 ℃から開始し、約 500 ℃ で完了した。少なくとも 1000 ℃ の時点でネフェリンと非晶質物質に変成していることが XRD により判明した。ただし、DTA 曲線が示す挙動が複雑で、ネフェリンの転移時間と温度の関係を見積もることはできなかった。
以上の結果から、メリライト・斜長石は、Na に富む中性〜アルカリ溶液と反応すると、直接ネフェリンに変成するのではなく、ハイドログロシュラー、ネフェリンハイドレート、アナルサイムといった含水鉱物に変成することが明らかになった。溶液中の Si イオン濃度が高い条件では、アナルサイムが生成し易く、低い場合は Al2 O3 に富むハイドログロ
シュラー、ネフェリンハイドレートが生成される傾向にある。また、アナルサイム、ネフェリンハイドレートを加熱脱水した場合では、比較的容易にネフェリンに変化することが判明した。本研究の実験条件は、炭素質コンドライトの母天体においても十分に起こりうる環境である。炭素質コンドライト中のネフェリンも、ネフェリンハイドレートやアナルサイムなどの中間生成物を経由して形成されることが示唆された。
キーワード: ネフェリン, メリライト, 水質変成, 水熱変成実験, 脱水加熱実験, 炭素質コンドライト

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PPS22-04

会場:A02

時間:5 月 28 日 10:00-10:15

Keywords: nepheline, melilite, aqueous alteration, hydrothermal experiments, dehydration heating experiments, carbonaceouschondrite

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PPS22-05

会場:A02

時間:5 月 28 日 10:15-10:30

MAC 88107 隕石の微細組織：この隕石は本当に星雲集積岩か
Microtextures in the MAC 88107 carbonaceous chondrite: Is this meteorite really a primary accretionary rock?
酒井 碧 1∗ ; 留岡 和重 1 ; 瀬戸 雄介 1 ; 三宅 亮 2
SAKAI, Midori1∗ ; TOMEOKA, Kazushige1 ; SETO, Yusuke1 ; MIYAKE, Akira21

神戸大学大学院理学研究科地球惑星科学専攻, 2 京都大学大学院理学研究科地球惑星科学専攻地質学鉱物学教室
Department of Earth and Planetary Sciences, Faculty of Science, Kobe University, 2 Department of Geology and Mineralogy,
Graduate School of Science, Kyoto University1

MAC 88107 隕石は，CM-CO グループの中間的な性質を持つ ungrouped 炭素質コンドライトである [1] 。一般的な炭素質コンドライトは，コンドリュールなどの粗粒な構成物とそれらの間を埋める細粒なマトリックスからなり，マトリック
スは隕石の>30 vol.%を占める。これに対し，MAC 88107 隕石はマトリックスを持たず，大部分がコンドリュール，CAI，
AOA とそれらを囲むリムからなる。リムは星雲中でコンドリュールの表面に塵が付着して形成されたと一般に考えられており [2] ，MAC 88107 隕石のようにコンドリュール，CAI，AOA とリムのみからなる隕石は，母天体上で角轢化等の作用を受けず，星雲から集積したままの組織を保持する「星雲集積岩」であるとされている [2] 。しかし，最近の研究 [3,4]で，CV 隕石中のコンドリュールのリムについて，水熱変成・角轢化・運搬といった母天体内での過程で形成されたことを示唆する組織が観察された。[3, 4] の説では，リムは前駆コンドライトマトリックスの残留物だと考えられている。
リムが母天体内で形成される可能性が示されたことを受け，本研究では，星雲集積岩とされる MAC 88107 隕石の形成過程を再評価することを目的として，詳細な観察・分析を行った。組織観察，組成分析には SEM-EDS, STEM-EDS を用い，リム中の微小鉱物の同定には Spring-8 の SR-XRD を用いた。
MAC 88107 隕石中のコンドリュール，CAI，AOA を囲むリムは，大部分が細粒 (<1 µm) の鉱物からなり，所々に粗粒(1 − 10 µm) のフォルステライト，エンスタタイトの鉱物片とファヤライト−マグネタイト−ヘデンバージャイトの集合体を含んでいる。SR-XRD 測定及び STEM 観察から，リムの細粒な部分は主に微小な層状ケイ酸塩を含む非晶質物質からなり，その他に，オリビン，輝石，ペントランダイト，マグネタイトを含むことが分かった。
また，リムの多くに脈（幅˜10 µm）があることも MAC 88107 隕石の特徴である。脈は粗粒な (>1 µm) マグネタイト，
ファヤライト，ヘデンバージャイトからなる。先行研究 [1] では，このような脈は，コンドリュール中の不透明鉱物ノジュールが酸化される際の体積膨張に伴う応力の増大で生じたと考えられている。しかし，この説では，不透明鉱物ノ
ジュールを含まない CAI のリムに同様の脈が存在することの説明が難しい。また，現在の岩相が衝撃を受けて生じた割れ目由来だと考えると，隣接する複数のコンドリュール／リムを貫く脈が存在してもよさそうだが，そのような脈は存在しない。これらのことは、脈は，コンドリュール／リムの前駆岩相に衝撃で生じた割れ目に由来する可能性を示唆している。
互いに隣接するリムの間には，粗粒なマグネタイト，ファヤライト，ヘデンバージャイトからなり，リム中の脈と構
成鉱物・組織がよく似た層 (幅 5 − 30 µm) が存在する。この層は Krot et al.(2000)[1] でも報告されており，インターリム
レイヤーと呼ばれている。
また，MAC 88107 隕石に複数のコンドリュールを含むクラストが存在することを確認した。クラストは直径 150 −500 µm の円〜楕円形をしており，隣接するコンドリュール，リムと直接あるいはインターリムレイヤーを介して接している。クラスト内のコンドリュールは，リムやインターリムレイヤーを持たない。ほとんどのクラストのマトリックス
は，クラスト外のコンドリュールが持つリムと構成鉱物・組織がよく似ている。このことは，コンドリュール／リムが角轢岩化によって形成されたクラストであり，のちに運搬の際に摩耗して丸くなったものである可能性を示している。
以上の結果から MAC 88107 隕石は星雲からの集積後，(1) 角轢化によるクラストの形成，(2) それらクラストの運搬と摩耗，(3) 再集積と固化，の過程を経ていると考えられる。
引用文献[1] Krot et al. (2000) MAPS 35, 1365?1386. [2] Metzler et al. (1992), GCA 56, 2873?2897. [3] Tomeoka and Ohnishi (2010),
GCA 74, 4438?4453. [4] Tomeoka and Ohnishi (2014), GCA 137, 18?34.

キーワード: MAC 88107 隕石, 星雲集積岩, 炭素質コンドライト, 角礫岩化, 水質変成, コンドリュールリム
Keywords: MAC 88107, Primary accretionary rock, Carbonaceous chondrite, Brecciation, Aqueous alteration, Chondrule rims

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PPS22-06

会場:A02

時間:5 月 28 日 10:30-10:45

平衡コンドライト中のオリビンに含まれる負晶からのオリビン平衡形の推定
Estimation of the equilibrium form of olivine from negative crystals in an equilibratedchondrite
中村 隆太 1∗ ; 土山 明 1 ; 三宅 亮 1 ; 松本 徹 1 ; 大井 修吾 1 ; 瀧川 晶 1 ; 上杉 健太朗 2
NAKAMURA, Ryuta1∗ ; TSUCHIYAMA, Akira1 ; MIYAKE, Akira1 ; MATSUMOTO, Toru1 ; OHI, Shugo1 ;TAKIGAWA, Aki1 ; UESUGI, Kentaro2
1
1

京都大学大学院理学研究科地球惑星科学専攻, 2 財団高輝度光科学研究センター
Division of Earth and Planetary Sciences, Kyoto University, 2 Japan Synchrotron Radiation Research Institute

オリビンは地球や太陽系だけでなく宇宙にも普遍的に存在する鉱物である。最近、第一原理計算によりオリビンの表面エネルギーを求めることにより、平衡形が議論され [1]、結晶表面での水素原子吸着による星間空間での水素分子生成
や [2]、水分子吸着による地球の水の起源が議論されている [3]。分子吸着と反応には結晶表面の面指数による違いがあり、結晶形状を 3 次元的に理解することは重要である。天然に産出するオリビンの結晶形状について記載はあるが、表面自由エネルギーが最小となる平衡形の形状についてはよくわかっていない。はやぶさサンプルと平衡コンドライトの詳細分析により、平衡コンドライト中のオリビンには数 um サイズのファセットをもつ空隙（負晶）が存在することが明らかとなった [4]。このような負晶は平衡コンドライトが受けた熱変成（最高温度 800o C 程度）により、平衡形であることが期待される。これまで微細な負晶の３次元形状を定量的に測定する手段はなかったが、集束イオンビーム（FIB）を用いたサンプリングとマイクロ CT を用いて、その手法が開発された [5]。本研究の目的は、平衡コンドライト中のオリビンに含まれる負晶の３次元形状を定量的に明らかにし、その平衡形を求め、第１原理計算結果と比較することにある。
Tuxtuac 隕石（LL5）の薄片から、オリビン中に負晶に富む部分を光学顕微鏡により見出し、30x30x60um 程度の大きさを FIB (FEI Quanta 200 3DS) を用いて切り出した。サンプルのマイクロ CT 撮影（SPring-8BL47XU7 keV）を行い、70.5
nm/voxel で３次元 CT 像を得、CT 像の 2 値化により負晶の抽出をおこなった。一方、ホストのオリビン結晶について、SEM/EBSD（JEOL 7001F/HKL CHANNEL5）を用いて結晶方位を求め、CT により求めた３次元形状と比較した。3D デー
タから測角により、負晶の面指数を決定した。
今回のサンプルには、ほぼ同じ平面上に存在する 2-4um のサイズの負晶７個が認識できた。これらは、はやぶさサンプ
ル [5] と同様に healed crack であると考えられる。すべての負晶は同一の結晶方位をもつファセットが発達しており、その形状も類似していた。このことは、これらの負晶の形状が平衡形に近いものであることを示唆している。 (100), (001),(011) は明確に観察でき、最も発達している面は (100) である。CT 像の空間分解能が十分ではないが (010), (120), (001),(011), (102), (343) がファセットとして出現しているようにみえる。また、少なくとも一部の稜は丸みを帯びている。
第一原理計算（真空中 0 K）によると、フォルステライトの表面エネルギーは (010) が最も小さく次いで (120), (001),(101), (111), (021), (110) の順となっている [1]。今回得られた負晶には表面エネルギーの低い (010), (120), (001) も見られるが、最も発達した (100) はエネルギーが高く [6]、また (011), (102), (343) もエネルギーの高い面と考えられる。この理
由としては、結晶表面への吸着分子による表面エネルギーの変化、表面自由エネルギーの温度依存性やカイネティックな効果の可能性が挙げられる。もし真空中で高い表面エネルギーを持つ面が、結晶表面への分子の吸着によりエネルギーが低くなるとすると、表面構造の違いによる分子吸着の異方性が表面の安定性に大きな役割を果たしていることになる。
一方、フォルステライトの水素雰囲気中での蒸発実験では、約 1400o C 以下の温度では a 軸方向の蒸発速度は b, c 軸方向の蒸発速度よりも小さく [7]、今回の観察結果と調和的である。

[1] Bruno et al, 2014, J. Phys. Chem. C, 118, 2498.
[2] Vattuone et al, 2013, Phil. Trans. R. Soc, A371, 20110585.
[3] Navaro-Ruiz et al, 2014, PCCP, DOI:10, 1039/c4cp00819g.
[4] Tsuchiyama et al, 2014, MAPS, 49, 172.
[5] Tsuchiyama et al, 2014, MAPS, 49, 404.
[6] Takahashi, Personal communication.
[7] Takigawa et al, 2009, ApJ, 707, 97.
キーワード: 平衡形, 負晶, 平衡コンドライト, オリビン, 第一原理計算, 表面エネルギー
Keywords: equilibrium form, negative crystal, equilibrated chondrite, olivine, Ab initio, surface energy

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PPS22-07

会場:A02

時間:5 月 28 日 11:00-11:15

I 型コンドリュールの再現実験
An experimental study on the formation of the type I chondrules
今栄 直也 1∗ ; 磯部 博志 2
IMAE, Naoya1∗ ; ISOBE, Hiroshi2
1
1

情報・システム研究機構 国立極地研究所, 2 熊本大学
National Institute of Polar Research, 2 Kumamoto University

はじめに
コンドリュール再現実験はこれまで主として全圧 1 気圧の IW-0.5 の酸素分圧下で行われてきた。この条件では FeO
成分に富む II 型コンドリュールを形成する。本研究では、IW-3 から IW-5 でコンドリュールの再現実験を行った。この条件では、FeO 成分に乏しい I 型コンドリュールを形成する。I 型コンドリュールの再現実験は Cohen and Hewins (2004)
で試みられているが、急冷実験に限られる。本研究では、100 ℃/h 付近の冷却速度で、I 型コンドリュールの組織・組成の再現を目的として実験を行った。
実験
出発物質として、(1) Allende 隕石 (CV3.2)、(2) NWA1465 隕石 (グループ化されてない炭素質コンドライト)、および(3) コンドライト組成の粉末調合試薬（金属鉄、サンカルロスオリビン、タンザニア産エンスタタイト、三宅島産アノー
サイト、アフガニスタン産ディオプサイド）、の 3 種の粉末焼結体を用いた。粉末焼結体は、主に水素雰囲気下で、最高温度 950 ℃で 1 分間加熱、270 ℃/h の昇温・冷却速度で作成した。コンドリュール再現実験は、ピーク温度は 1200-1550℃、冷却速度は 80-10000 ℃/h の範囲で、容器内には試料と直接接しないようにシリカガス源を用いる場合と、用いない
場合とで行った。用いた炉は、還元雰囲気用の大気圧以下に圧力制御可能な低圧炉で、全圧は主に約 100 Pa に設定した。
実験容器は、上部に 1 mm 径の穴を開けたアルミナ容器内に、0.2 mm 径のモリブデンワイヤーで粉末焼結体を吊るす。
シリカ粉末を用いる場合は、容器の底に置いた。容器内物質の蒸気圧は、最高温度の 1450 ℃付近で 1 Pa 程度である。ア
ルミナ容器の外は水素ガスで全圧を約 100 Pa に制御すると、アルミナ容器内に水素ガスは流入し、容器内部も全圧は外部と同じになる。この時、熱化学計算によりピーク温度 (1450 ℃) でシリカ粉末がある時の酸素分圧は IW-3 で、シリカ
粉末がない時は、IW-4 と求まる。(1) および (2) は金属鉄に乏しい組成を出発物質とする実験で、これまでに計 53 回 (シリカガスあり 23 回、なし 30 回)、(3) は金属鉄を多く含む組成で、計 21 回 (同様に 11 回、10 回) 行った。実験生成物は、研磨片にして、エレクトロン・プローブ・マイクロ・アナライザー (JXA-8200) で組織観察と、主要構成鉱物、ガラス、およびバルクの分析を行った。
結果・議論
Allende 隕石、NWA1465 隕石の焼結体を用いた実験において、ピーク温度が 1450 ℃、冷却速度が 100 ℃/h で、丸みのあるかんらん石（フォルステライト）をエンスタタイト斑晶が取り囲むポイキリティック組織を呈する I 型コンド
リュールに類似する組成と組織を有する生成物を得た。このかんらん石は、 溶け残り鉱物 で、鉄に富むかんらん石が還元した組織を呈する dusty olivine およびフォルステライトの 2 種の溶け残りかんらん石が確認できた。これはコンドリュール組織にも共通している。この組織・組成は、シリカガス源がある実験で顕著で、I 型コンドリュールによく類似する。しかし、炭素質コンドライトの I 型コンドリュールには通常、多数の丸い数ミクロン径の金属鉄粒子をポイキリ
ティックに含むが、実験生成物には多くない。全岩組成変化を求めたところ、鉄成分は大きく減少していた。試料保持に用いたモリブデンワイヤーへの鉄成分の吸収は、ワイヤー断面の分析から評価したところ、全岩組成変化に比べて、1桁小さい。したがって、鉄成分は金属鉄に還元することなく、蒸発していると考えられる。
調合試薬を用いた実験では、ピーク温度が 1500 ℃以上で、金属鉄が溶融し一塊になる傾向が認められた。1500 ℃
未満では、低溶融のため、金属鉄は試料内部では均一に分布したが、試料表面では金属鉄の欠損が見られた。これは試料表面付近の金属鉄が蒸発したと考えられる。これらの組織は、いずれも天然のコンドリュール組織とは一致しない。
以上の実験結果を考慮すると、金属鉄を含む前駆物質よりも金属鉄に乏しい前駆物質が I 型コンドリュールを作った可能性がある。しかしながら、炭素質コンドライト中の I 型コンドリュールに多産する丸い金属粒子の起源として、微小な溶融した金属鉄粒子はコンドリュール溶融時に外部より注入されたか、コンドリュール形成時に気相が鉄に飽和していた可能性がある。
文献
Cohen B. A. and Hewins R. H. 2004. Geochim. Cosmochim. Acta 68, 1677-1689.
キーワード: コンドリュール, I 型, コンドリュール形成, 再現, 実験的研究
Keywords: chondrule, type I, chondrule formation, reproduction, experimental study

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PPS22-08

会場:A02

時間:5 月 28 日 11:15-11:30

PRE95410 隕石母天体の宇宙線照射年代と平均公転軌道半径
Cosmic-ray exposure age and heliocentric distance of the parent body of the rumuruti
chondrite PRE 95410
小長谷 智哉 1∗ ; 中嶋 大輔 1 ; 中村 智樹 1 ; 長尾 敬介 2
OBASE, Tomoya1∗ ; NAKASHIMA, Daisuke1 ; NAKAMURA, Tomoki1 ; NAGAO, Keisuke2
1

東北大学大学院理学研究科地学専攻, 2 東京大学大学院理学系研究科附属地殻化学実験施設
Department of Earth and Planetary Materials Science, Graduate School of Science, Tohoku University, 2 Geochemical ResearchCenter, Graduate School of Science, University of Tokyo1

We measured concentrations and isotopic ratios of noble gases in the rumuruti (R) chondrite Mt. Prestrud (PRE) 95410. Thismeteorite contains high concentrations of solar and cosmogenic noble gases, from which solar gas implantation rate (concentrations of solar noble gases implanted per unit time) can be estimated. By comparing the solar gas implantation rates between PRE
95410 and lunar regolith samples, the parent-body heliocentric distance of the meteorite can be obtained, as solar wind flux isinversely related to the square of heliocentric distance. Based on the exposure model of solar noble gases and galactic cosmic
rays, we calculated the exposure age on its parent body (15.4±5.2 Ma), exposure age in space after ejection from the parent body
(9.5±1.3 Ma), and heliocentric distance of the parent body (1.3±0.2 AU) . The calculated exposure age in space is consistent
with the peak of space exposure age distribution of other R chondrites. The derived heliocentric distance suggests the locationof parent body when constituents of the PRE 95410 meteorite were exposed to the solar wind. From the previous studies ofmineralogy and chemistry, R chondrites might have formed between the regions where ordinary and carbonaceous chondrites
formed (2-4 AU). Hence the heliocentric distance of the PRE 95410 parent body studied in this work is not consistent with theformation region. This may imply that the parent body of the PRE 95410 migrated from the R chondrite formation region to theinner area where irradiated by solar wind before the ejection of the meteorite (9.5±1.3 Ma). Kr isotopic ratios show excessesof 80Kr and 82Kr produced by neutron capture reaction on Br during space exposure. The minimum radius of the PRE 95410
meteoroid was calculated as 53 cm from the abundances of neutron-induced Kr.
Keywords: Rumuruti chondrite, noble gas analysis, cosmic-ray exposure age, heliocentric distance

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PPS22-09

会場:A02

時間:5 月 28 日 11:30-11:45

コンドライト隕石の Sr 同位体異常
Nucleosynthetic Strontium Isotope Anomalies in Carbonaceous Chondrites
横山 哲也 1∗ ; 深海 雄介 1 ; 奥井 航 1 ; 伊藤 伸朗 1 ; 山崎 洋 1
YOKOYAMA, Tetsuya1∗ ; FUKAMI, Yusuke1 ; OKUI, Wataru1 ; ITO, Nobuaki1 ; YAMAZAKI, Hiroshi1
11

東京工業大学地球惑星科学専攻
Department of Earth and Planetary Sciences, Tokyo Institute of Technology

We present precise Sr isotopic compositions in samples from sequential acid leaching experiments for three carbonaceouschondrites, Allende, Murchison, and Tagish Lake, together with those in the bulk aliquots of these meteorites. The chondritic
acid leachates and residues were characterized by Sr isotope anomalies with variable µ84 Sr values (106 relative deviation froma standard material) ranging from +120 to -4700 ppm, documenting multiple nucleosynthetic sources within a single meteorite.
In addition, the µ84 Sr patterns across leaching samples for individual chondrites differed from one another. The highest µ84 Srvalues were observed for leaching Step 3 (HCl+H2 O, 75 ℃) for Allende and Murchison likely because of the incorporation of
calcium and aluminum-rich inclusions (CAIs). In contrast, extremely low µ84 Sr values were observed in the later fractions (Steps
6 and 7) for Murchison and Tagish Lake, suggesting the existence of s-process-enriched presolar SiC grains derived from AGB
stars.
A µ84 Sr-²54 Cr diagram was prepared with the CAIs and bulk aliquots of carbonaceous chondrites and other meteorites (noncarbonaceous) that were plotted separately; however, they still formed a global positive correlation. CAIs presented the highestµ84 Sr and ²54 Cr values, whereas carbonaceous chondrites and noncarbonaceous meteorites had intermediate and the lowestµ84 Sr and ²54 Cr values, respectively. The positive trend was interpreted as resulting from global thermal processing in which
sublimation of high µ84 Sr and ²54 Cr carriers generated the excess µ84 Sr and ²54 Cr signatures in CAIs, while noncarbonaceousplanetesimals accreted from materials that underwent significant thermal processing and thus had relatively low µ84 Sr and ²54 Cr
values. Apart from the global trend, the carbonaceous chondrites and noncarbonaceous meteorites both exhibited intrinsic variations that highlight an isotopic dichotomy similar to that observed in other isotope combinations (e.g., ²54 Cr-²50 Ti, ²54 Cr-417 O).
A plausible scenario for creation of the intrinsic variations involves local thermal processing (e.g., flash heating for chondrule
formation) caused by additional selective destruction of presolar grains different than that caused by global thermal processing.
The existence of such a global positive trend and local variations for two meteorite groups suggests a complicated dynamic history for the dust grains with respect to thermal processing, material transportation, and mixing in the protoplanetary disk prior toplanetesimal formation.
キーワード: Sr 同位体, プレソーラー粒子, 酸リーチング, コンドライト, 元素合成, 熱プロセス
Keywords: Sr isotopes, presolar grains, acid leaching, chondrites, nucleosynthesis, thermal processing

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PPS22-10

会場:A02

時間:5 月 28 日 11:45-12:00

完全分解法を用いたコンドライト隕石全岩の高精度 Nd 同位体比測定
High precision neodymium isotopic analysis of chondrites with complete sample digestion
深井 稜汰 1∗ ; 横山 哲也 1 ; 鏡味 沙耶 1
FUKAI, Ryota1∗ ; YOKOYAMA, Tetsuya1 ; KAGAMI, Saya1
11

東京工業大学 地球惑星科学専攻
Department of Earth and Planetary Sciences, Tokyo Institute of Technology

A variety of isotope anomalies have been discovered in bulk chondrites and differentiated meteorites (e.g., Cr, Mo [1, 2]).
These results point to the existence of planetary-scale isotope heterogeneities for refractory heavy elements, which are most
likely due to the heterogeneous distribution of presolar grains (e.g., SiC, graphite) in the protosolar nebula before the onset ofplanetesimal formation.
High precision Nd isotope analyses in meteorites have been the center of interest in recent cosmochemistry community. One of
the most remarkable results is that chondrites possess 142 Nd/144 Nd ratios ∼20 ppm lower than those in terrestrial rocks [3]. The
anomaly was interpreted to be caused by the Sm-Nd fractionation via early differentiation of the terrestrial mantle. On the other
hand, variations in stable Nd isotopes (e.g., 148,150 Nd/144 Nd) have been documented in chondrites [4]. Although the authors
concluded that the observed variation was due to incomplete digestion of presolar grain-bearing samples, the existence of Nd
isotope anomalies in bulk aliquots of chondrites remains unclear unless high precision Nd isotope data with complete sample
digestion become available.
In this study, we revisit high precision Nd isotope analysis of chondrites coupled with a new sample digestion technique that
confirms complete dissolution of acid resistant presolar grains. We also develop a modified dynamic multicollection method
using TIMS to improve the analytical reproducibilities.
We investigated two carbonaceous chondrites (Murchison, CM2; Allende, CV3), five ordinary chondrites (Kesen, H4; Chergach, H5; Saratov, L4; Hamlet, LL4; St.Severlin, LL6). The ordinary and Rumuruti chondrites with a petrologic grade greaterthan 3 were dissolved by a conventional acid digestion method using HNO3 + HF + HClO4 [5]. For carbonaceous chondrites,
each sample was digested using a high-pressure digestion system (DAB-2, Berghof) with HF + HNO3 + H2 SO4 to completely
dissolve acid resistant presolar grains [6].
The Nd isotope compositions were measured by TIMS (Triton-plus, Tokyo Tech). In previous studies, Nd isotope compositions of bulk meteorites have been commonly measured in the “static-multicollection” mode, which may be affected by thetime-related deterioration of Faraday cups [7]. In contrast, the “multi-static” [8] or “dynamic-multicollection” methods can reduce the effect of cup deterioration by acquiring Nd isotopes with multiple lines of different cup configurations within a single
analytical cycle. In this study, we developed a modified “dynamic-multicollection” method.
In contrast to the static mode, the dynamic method achieved improved reproducibilities as follows; 142 Nd/144 Nd: 2.8 ppm,
148
Nd/144 Nd: 4.5 ppm, and 150 Nd/144 Nd: 9.2 ppm. It should be noted that improvements of reproducibilities are evident for148
Nd/144 Nd and 150 Nd/144 Nd ratios even compared to those obtained in the multi-static method (6 ppm and 19 ppm, respectively) conducted in [8].
All samples have µ142 Nd values 20 ‒ 30 ppm lower than the terrestrial value. In contrast, all but one sample (Allende) have148
µ Nd values indistinguishable from the terrestrial value. Likewise, µ150 Nd values in chondrites are generally within the rangeof the terrestrial component. Although the data points are limited, this study suggests that stable Nd isotopes were homogenously
distributed in the protosolar nebula, at least for carbonaceous, ordinary, and Rumuruti chondrites.
References: [1] Trinquier, A. et al. (2007) ApJ , 655 , 1179. [2] Burkhardt, C. et al. (2011) EPSL , 312 , 390. [3] Boyet, M.
and Carlson, R. (2005) Science , 309 , 576. [4] Carlson, R. et al. (2007) Science , 316 , 1175. [5] T. Yokoyama et al. (1999)
Chem Geol. , 157 , 175. [6] T. Yokoyama et al. (2015) EPSL , in press . [7] Brandon, A. et al. (2009) GCA , 73 , 6421. [8] Caro,
G. et al. (2006) Geochim , 70 , 164.
キーワード: 同位体不均質, 同位体異常, コンドライト, Nd, TIMS, プレソーラー粒子
Keywords: isotopic heterogeneity, isotopic anomaly, chondrite, neodymium, TIMS, presolar grain

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PPS22-11

会場:A02

時間:5 月 28 日 12:00-12:15

質量依存同位体分別から考察するアエンデ隕石 F(UN) CAI 前駆物質の化学組成
Chemical composition of a precursor material of an Allende F(UN) CAI estimated froma mass dependent fractionation
福田 航平 1∗ ; 比屋根 肇 1 ; 高畑 直人 2 ; 佐野 有司 2 ; 橋元 明彦 3
FUKUDA, Kohei1∗ ; HIYAGON, Hajime1 ; TAKAHATA, Naoto2 ; SANO, Yuji2 ; HASHIMOTO, Akihiko3
1

東京大学地球惑星科学専攻, 2 東京大学大気海洋研究所, 3 北海道大学宇宙理学専攻
Department of Earth and Planetary Science, The Univ. of Tokyo, 2 AORI, The Univ. of Tokyo, 3 Department of Cosmosciences,
Hokkaido University

1

Calcium-aluminum-rich inclusions (CAIs) are considered to be the oldest solid materials in the solar system [e.g., 1, 2]. Some
CAIs show mineralogy, texture, and isotopic signature that have experienced melting, evaporation and recrystallization [e.g.,3, 4]. These CAIs have lost primordial chemical compositions caused by evaporative loss of less refractory elements such as
magnesium and silicon from the melt. Hence, in order to understand the origin and evolution of such ‘igneous’ and isotopicallyfractionated CAIs, estimations of primordial compositions of these CAIs are required.
Estimations of primordial compositions of ‘normal’ igneous CAIs have been conducted by determination of mass dependentisotopic fractionation degrees in Mg and Si [5, 6], but those of igneous CAIs with F ractionation and U nknown N uclear effects(FUN [e.g., 7]) have been poorly carried out. FUN CAIs are amongst solar system materials with extreme mass dependentisotopic fractionations in Mg, O, and Si. The origin of FUN CAIs is still not well understood, but they must have information
about an earliest stage of the solar system evolution. Here we report chemical and Si isotopic compositions of a CAI from
Allende, called AL1B-F. AL1B-F is a forsterite-bearing CAI which shows large mass dependent isotopic fractionations in oxygenand magnesium [8]. These fractionation signatures indicate that AL1B-F is related to FUN CAIs.
FEG-EPMA (JEOL JXA-8530F, the Univ. of Tokyo) was used for petrologic studies. Silicon isotopic compositions have beenmeasured by the NanoSIMS installed at Atmosphere and Ocean Research Institute, the Univ. of Tokyo.
AL1B-F is composed of two parts, a forsterite-rich core and a spinel-rich mantle. Among these two parts are filled with
abundant secondary minerals (e.g., sodalite and nepheline). Silicon isotopes of forsterites and Al-Ti-rich pyroxenes in AL1B-F
show a large mass dependent isotopic fractionation of up to ∼22 ‰/amu.
In order to estimate the primordial composition of AL1B-F, we combined Si and previously measured Mg and O isotopic
data [8]. If we assume that mass dependent isotopic fractionations in AL1B-F were resulted from simple one-stage evaporation
event, ∼80% of Mg and ∼75% of Si must have been lost (evaporated) from the molten precursor of AL1B-F based on theexperimentally determined isotopic fractionation factors [9]. Because of the presence of abundant secondary minerals, it is notpossible to precisely determine the bulk chemical composition of the present AL1B-F. If we assume, however, that secondary
minerals in AL1B-F are alteration products of primary melilites with Ak mole% of, e.g., ∼89, which is a composition of melilites
in the Vigarano forsterite-bearing FUN CAI 1623-5 [10], the estimated precursor composition for AL1B-F would be ∼34 wt%
MgO and ∼50 wt% SiO2 . The result suggests that the precursor of AL1B-F also have a Mg- and Si-rich composition like C1,
1623-5, and CMS-1 FUN CAIs [9, 11].
References: [1] Bouvier A. and Wadhwa H. (2010) Nat. Geosci, 3, 637-641. [2] Connelly et al. (2012) Science, 338, 651-655.
[3] MacPherson G. J. and Davis A. M. (1993) GCA, 57, 231-243. [4] MacPherson G. J. et al. (2012) EPSL, 331-332, 43-54. [5]Grossman L. et al. (2008) GCA, 72, 3001-3021. [6] Bullock E. S. et al. (2013) MAPS, 48, 1440-1458. [7] Clayton R. N. andMayeda T. K. (1977) GRL, 4, 295-298. [8] Hiyagon H. and Hashimoto A. (2008) MAPS, #5128. [9] Mendybaev R. A. et al.
(2013) GCA, 123, 368-384. [10] Davis A. M. et al. (1991) GCA, 55, 621-637. [11] Williams C. D. et al. (2014) LPS XXXXV,#2146.

キーワード: FUN CAI, 質量依存同位体分別, ケイ素同位体, 二次イオン質量分析計
Keywords: FUN CAI, mass dependent isotopic fractionation, silicon isotopes, ion microprobe

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PPS22-12

会場:A02

時間:5 月 28 日 12:15-12:30

Vigarano 隕石産 Type B1 CAI の酸素同位体分布
Oxygen isotopic distribution of Type B1 CAI from the Vigarano
山本 淳博 1∗ ; 川崎 教行 1 ; 坂本 直哉 1 ; 圦本 尚義 1
YAMAMOTO, Yoshihiro1∗ ; KAWASAKI, Noriyuki1 ; SAKAMOTO, Naoya1 ; YURIMOTO, Hisayoshi1
1
1

北海道大学
Hokkaido University

隕石に含まれる Ca-Al-rich inclusion（CAI）は，太陽系最古の岩石である．CAI はその構成鉱物内・鉱物間において不均一な酸素同位体組成をもつ（e.g., Yurimoto et al., 1998）．CAI 鉱物の不均一な酸素同位体組成は，初期太陽系星雲の異なる酸素同位体組成をもつ領域における，複数回溶融，凝縮，固体中での拡散などの熱プロセス中，あるいは隕石母天体
上での変成変質作用中に決定されたと考えられている（Yurimoto et al., 2008）．しかし，各 CAI，各鉱物において，その酸素同位体組成を決めた最も効果的なプロセスは異なる．本研究では，CAI 中の不均一な酸素同位体分布が，どのように決まったかを理解するために，CAI 中の広範囲にわたり系統的に酸素同位体分析を行い，岩石観察結果と比較した．
試料には Vigarano 隕石中の Type B1 CAI を用いた．試料の観察と元素分析は FE-SEM-EDS（JEOL JSM-7000F; Oxford
X-Max 150）を用いて行った．酸素同位体分析は SIMS（Cameca ims-1280 HR）で行った．二次イオンの 16 O− ，17 O− ，
18 −O を 3 つの検出器で同時に検出するマルチコレクションモードを用い，25 ミクロン間隔で 40 x 40 点格子状に 1 mm
角を 3 領域，計 4800 点分析した．二次イオンは一点あたり 10 秒ずつ分析し，プレスパッタ，ステージ移動を含めた分
析時間は，一点あたり 55 秒であった．
本 CAI は，6.5 x 3 mm の大きさで，不規則で波打った外形をしている．CAI は，スピネル，メリライト，アノーサイ
ト，Al-Ti に富むオージャイト（ファッサイト）から成るコア部と，主にメリライトから成るマントル部で構成され，周囲は Wark-Lovering リムに囲まれる．この CAI は大きく欠損していてその本体の形は不明である．バルク化学組成は，一般的な Type B1 CAI のものと一致する（Grossman, 1975）．相図より，メルトからの結晶化順序はスピネル，メリライ
ト，アノーサイト，ファッサイトである（Stolper, 1982）．
各鉱物の酸素同位体比は三酸素同位体図上では，CCAM 線上に沿い分布していることがわかった．構成鉱物ごとに分けたヒストグラムを見ると，スピネルとメリライト はそれぞれ 16 O-rich（δ 18 O = -45 パーミル） と 16 O-poor（δ 18 O = 11
パーミル） の部分に集中している．アノーサイトは 16 O-rich と 16 O-poor の部分それぞれにピークをもつバイモーダルな分布を示している．ファッサイトは 16 O-rich の測定点が多く，16 O-poor 側にテールをもつ．
分析した CAI の酸素同位体分布は，16 O に富む側から，スピネル，ファッサイトとアノーサイト，メリライトの順であり，メルトからの結晶化から単純に説明することは不可能である．したがって，本 CAI の酸素同位体分布は，一度以上の複数回再溶融の結果，もしくは加熱溶融以外のプロセスで決定されていたと考えられる．
キーワード: CAI, 隕石, 酸素同位体, SIMS
Keywords: CAI, meteorite, oxygen isotope, SIMS

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PPS22-13

会場:A02

時間:5 月 28 日 12:30-12:45

アエンデ隕石 Type C CAI の酸素同位体分布と加熱溶融の Al-Mg 年代
Al-Mg chronology and oxygen isotope distributions of multiple melting for a Type C CAI
from the Allende
川崎 教行 1∗ ; 加藤 千図 2 ; 伊藤 正一 3 ; 若木 重行 4 ; 伊藤 元雄 4 ; 圦本 尚義 1
KAWASAKI, Noriyuki1∗ ; KATO, Chizu2 ; ITOH, Shoichi3 ; WAKAKI, Shigeyuki4 ; ITO, Motoo4 ;YURIMOTO, Hisayoshi111

北海道大学, 2 IPGP, 3 京都大学, 4 海洋研究開発機構
Hokkaido University, 2 IPGP, 3 Kyoto University, 4 JAMSTEC

隕石に含まれる CAI (Ca-Al-rich inclusion) は，初期太陽系星雲中で何度も加熱溶融を経験し形成したとされている (e.g.,
Yurimoto et al., 1998)。このことは，初期太陽系で過渡加熱イベントが繰り返し起きていたことを示す。CAI 中には，半減期 73 万年で 26 Mg へと壊変する消滅核種，26 Al の痕跡が見つかっている (e.g., MacPherson et al., 1995)。よって Al-Mg
相対年代系を用いることで CAI 加熱イベントの年代測定が可能だが，そのためには，CAI 加熱溶融履歴の詳細な理解が必要である。本研究では，アエンデ隕石の Type C CAI，EK1-04-2 の岩石学的研究と酸素同位体分析による加熱溶融履歴の評価を行った。それに基づき，異なる溶融履歴を経た鉱物それぞれに対して Al-Mg 年代測定を行い，CAI の加熱溶融年代を求めた。
試料の観察と元素分析，結晶方位解析は FE-SEM-EDS-EBSD システム (JEOL JSM-7000F; Oxford X-Max 150; Oxford
HKL) を用いて行った。酸素・Al-Mg 同位体分析は SIMS (Cameca ims-1270, ims-1280HR) で行った。
EK1-04-2 は約 2 mm の大きさの CAI 破砕片で，主にスピネル，アノーサイト，オリビン，ディオプサイドから成る。
EK1-04-2 は，構成鉱物の量比と化学組成の違いによりコア部とマントル部に分けられる。コア部では，自形のスピネル
が他鉱物の結晶に囲まれている。アノーサイトは自形から半自形を示す。オリビンは半自形から他形を示し，自形のア
ノーサイト，スピネルと接する。ディオプサイドは他形を示し，スピネル，オリビンを囲む。したがってコア部の構成
鉱物の結晶化順序は，スピネル，アノーサイト，オリビン，ディオプサイドの順となる。マントル部はコア部と同じ鉱物組み合わせだが，コア部が部分溶融，再結晶化した組織をもつ。
鉱物の酸素同位体組成は，CCAM ライン上で分布し（δ 18 O = -44 から+9 ‰），EK1-04-2 が化学的に非平衡であることを示している。スピネルは 16 O に富む組成（δ 18 O ˜-43 ‰）をもち，一方でアノーサイトは 16 O に乏しい組成（δ 18 O ˜+8‰）をもつ。コア部のオリビンとパイロキシンは均一な酸素同位体組成（δ 18 O ˜-15 ‰）をもつ。マントル部のオリビンとパイロキシンは，コア部の同鉱物に比べて 16 O に乏しい組成（δ 18 O = -13 から-4 ‰）をもつ。鉱物の Al-Mg 同位体分
析の結果，スピネルは (26 Al/27 Al)0 = (3.5±0.2) x 10−5 ，アノーサイトは (-1±5) x 10−7 ，コア部のオリビンとパイロキシ
ンは (-1±7) x 10−6 のライン上にプロットされた。マントル部のオリビンとパイロキシンは，コア部の同鉱物よりも低いδ 26 Mg∗値を示した。
同位体的非平衡と岩石学的特徴から，EK1-04-2 の形成過程は以下のように考察される。前駆 CAI は，太陽系誕生から
43 万年後に形成した。その少なくとも 160 万年後に，CAI は部分溶融し，部分溶融メルトと周囲の 16 O に乏しい星雲ガスとの間で酸素同位体交換が起こった。16 O に乏しいコア部のオリビンとパイロキシンはこの部分溶融メルトから結晶化した。その後，Al-rich コンドリュールが CAI に付着し，再び部分溶融が起こり，マントル部を形成した。最後に，ア
ノーサイトの酸素・マグネシウム同位体は，アエンデ隕石母天体上での変成作用中に固体中の原子拡散により再分配された。本研究から，EK1-04-2 は初期太陽系円盤を少なくとも 160 万年以上漂い，その間に二度の加熱溶融を経験したことがわかった。また，母天体上での変成作用により，CAI の酸素同位体と 26 Al-Mg 系は，結晶サイズによって部分的に撹乱されていることが示された。

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PPS22-14

会場:A02

時間:5 月 28 日 14:15-14:45

小惑星表層での衝突他天体物質の混合: 破壊・潜りこみ・固化
Mixing of exogenic impactor materials on the surface of asteroids: Disruption, penetration, and consolidation
中村 昭子 1∗NAKAMURA, Akiko1∗
1
1

神戸大学大学院理学研究科
Graduate School of Science, Kobe University

HED 隕石には，数％の炭素質コンドライトクラストを含むことが示されていたが，探査機 Dawn の観測によって，小惑星 Vesta の表面に衝突によって炭素質コンドライト物質がもたらされた痕跡が見つかった．Almahata Sitta 隕石は，地球大気突入前に 2008TC3 と呼ばれる小惑星であったが，ユレイライトを主成分とする砕屑角礫岩であり，エンスタタイ
トコンドライトや普通コンドライト，炭素質コンドライトなど多種類の破片からなっている．木星族彗星 Wild2 の塵は，分析の結果，太陽近傍の高温領域で形成されたと考えられる物質を含むことが明らかにされた．つまり，彗星にはその形成と進化のいずれかの段階で，温度履歴の異なる物質が混合した．このように小天体では異なる起源をもつ物質が混合するプロセスが普遍的に，また，繰り返し起こったと考えられる．
我々は衝突による物質混合過程について明らかにするため，空隙を持った小天体に対して，どのような物質がどのような速度で衝突した場合にどの程度破壊されるか，どの程度潜りこむか，固化されるかについて，模擬小天体標的と岩石・金属・多孔質焼結体といったさまざまな弾丸を用いた衝突実験を行うことで調べた．その結果，（１）外来物質（衝突体）の破壊の程度は，初期発生圧力と外来物質の動的強度の比で記述できること，（２）岩石質の塵が衝突したときに達する深さは，破壊を考慮すると，相手がたとえ空隙率 90 ％の氷天体であっても，せいぜい塵サイズの 100 倍であること，ただし，（３）空隙を多く含む外来物質の場合は，空隙を失うというミクロな破壊により全体の破壊をまぬがれて大きな塊として残存しやすく，より表層深くまで潜りこむ可能性があること，（４）微細粒子からなるレゴリス層への高速度衝突では，層の圧密による温度上昇により，外来粒子の破片同士あるいは破片とレゴリス粒子の固着がおこること，がわかった．
本発表では，以上を，天体空隙率・衝突体サイズ・衝突速度に着目して整理し，特に小惑星の観測事実と比較しながら議論する．

キーワード: 小惑星, 衝突, 実験, 隕石, レゴリス
Keywords: asteroids, collision, laboratory experiments, meteorites, regolith

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PPS22-15

会場:A02

時間:5 月 28 日 14:45-15:00

Experimental confirmation of ringwoodite crystallization from shock-induced melts
Experimental confirmation of ringwoodite crystallization from shock-induced melts
MUTOU, Daiki1 ; SEKINE, Toshimori1∗ ; KOBAYASHI, Takamichi2 ; MASHIMO, Tsutomu3 ; OHFUJI, Hiroaki4
MUTOU, Daiki1 ; SEKINE, Toshimori1∗ ; KOBAYASHI, Takamichi2 ; MASHIMO, Tsutomu3 ; OHFUJI, Hiroaki4
1
1

Hiroshima University, 2 NIMS, 3 Kumamoto University, 4 Ehime University
Hiroshima University, 2 NIMS, 3 Kumamoto University, 4 Ehime University

Many high-pressure phases have been identified in meteorites that experienced heavy collisions. The presence of high-pressure
phase may provide an estimate of pressure condition. However, the dynamic formation conditions may not be equal to those atstatic pressures and there is no firm experimental report to indicate the ringwoodite formation at dynamic pressures, although there
are Hugoniot data and trials to synthesize ringwoodite by shock compressions. We tried to confirm the ringwoodite formation byhypervelocity impacts from two powdered mixtures of biotite and cristobalite (sample A) and phlogopite and cristobalite (sampleB) for Fe-rich and Mg-rich ringwoodites, respectively. When we used stainless steel containers for recovery, the container had
reacted with the biotite melt to form chromite spinels. No spinel phase was observed in sample B. When we used copper
containers for sample A, X-ray diffraction data on the recovered samples indicated a spinel phase (a =0.8257 nm). Because thelattice constant is greater than that of Fe2SiO4 (ahrensite) and significantly less than those of magnesioferrite and magnetite, thecomposition can be a Fe-rich ringwoodite. However, detailed scanning electron microscopy indicated no obvious crystals on thepolished surface where there were many spherical voids. Finally the Raman spectroscopy investigations detected spectra similar
to Fe-rich ringwoodite in the voids. We will try to investigate the spinel phase using analytical transmission electron microscopy.
The present experimental results confirm the formation of ringwoodite from shock-induced melts. Further studies need toprovide Mg-rich ringwoodite formation and the minimum dynamic pressures required to the formation. If such experiments areextended to the other high-pressure phases present in meteorites, the shock pressure estimation will be more powerful and helpful
than the present.

キーワード: ringwoodite, shock-induced melt, crystallization, recovery shots
Keywords: ringwoodite, shock-induced melt, crystallization, recovery shots

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PPS22-16

会場:A02

時間:5 月 28 日 15:00-15:15

準安定な lingunite の生成
Formation of metastable lingunite
河野 真利 1 ; 久保 友明 1∗ ; 加藤 工 1 ; 上原 誠一郎 1 ; 近藤 忠 2 ; 亀卦川 卓実 3 ; 肥後 祐司 4 ;丹下 慶範 4
KONO, Mari1 ; KUBO, Tomoaki1∗ ; KATO, Takumi1 ; UEHARA, Seiichiro1 ; KONDO, Tadashi2 ;KIKEGAWA, Takumi3 ; HIGO, Yuji4 ; TANGE, Yoshinori4
1
1

九州大・理, 2 大阪大・理, 3 Photon Factory, 4 JASRI
Kyushu Univ., 2 Osaka Univ., 3 Photon Factory, 4 JASRI

Lingunite (hollandite-type NaAlSi3O8) has been frequently found in shocked meteorites with other high-pressure minerals(Liu and El Goresy, 2007). According to the laser-heated diamond anvil cell (LHDAC) experiment by Liu (1978), following thedecomposition of albite (NaAlSi3O8) into jadeite (NaAlSi2O6) plus silica (SiO2) at 2-3 GPa, these phases recombine to form
lingunite in the range of pressure between 21 and 24 GPa, and then it decomposes again into calcium ferrite-type NaAlSiO4 plus
stishovite at pressures above 24 GPa. Similarly, Tutti (2007) observed lingunite as a minor phase at 21-23 GPa and 2273K using
LHDAC. In contrast to these LHDAC studies, high-pressure experiments using multi-anvil type (MA) apparatus revealed thatthe maximum solubility of NaAlSi3O8 component in hollandite structure is limited to ˜50 mol% at 14-25 GPa and 1073-2673K(Yagi et al., 1994, Liu, 2006) and NaAlSi3O8 lingunite is not stable at least up to 2273K (Akaogi et al., 2010). This contradiction
has not been solved yet, which makes it dif?cult to understand the shock conditions for the presence of lingunite in shocked
meteorites.
To investigate the lingunite puzzle, we focused on the formation process of lingunite by conducting time-series experiments.
We performed high-pressure experiments at 18-27 GPa and 1073-2023K using both LHDAC and MA apparatus. Powders ofnatural albite, oligoclase and labradorite are used as starting materials. Existing phases were identified by X-ray diffraction
method.
The quenching experiments using MA apparatus revealed that lingunite does not form in 5 min, but forms in 60 min as a single
phase from oligoclase at 20 GPa and 1473K. In situ X-ray diffraction study indicated that oligoclase becomes amorphous withincreasing pressure and temperature. At 22 GPa and 1473K, lingunite first crystallizes from the complete amorphous oligoclase
in 100 sec, and it decomposes into stishovite and CAS phase in 60 min. These results suggest that lingunite forms as a metastablephase by solid-state reaction after the amorphization of oligoclase, which might have also occurred with maskelynite in shockedchondritic meteorites (Tomioka et al., 2000). In contrast, lingunite was not observed when albite and labradorite were used as
starting materials. The amorphization pressure increases with increasing albite component. The pressure condition for complete
amorphization of albite is higher than that for the lingunite formation. No lingunite observed from the albite sample in thisstudy implies that the complete amorphization is required for the metastable formation of lingunite by solid-state reaction. In thecase of labradorite, lingunite was not formed even after the complete amorphization. This is consistent with the observation that
lingunite with labradorite composition in martian shocked meteorites crystallized not by solid-state reaction but from plagioclase
melt (e.g., El Goresy et al., 2013).

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PPS22-17

会場:A02

時間:5 月 28 日 15:15-15:30

Shock-metamorphosed zircons from the Jack Hills metaconglomerate in the Narryer Gneiss
Complex, Western Australia
Shock-metamorphosed zircons from the Jack Hills metaconglomerate in the Narryer Gneiss
Complex, Western Australia
山本 伸次 1∗ ; 小宮 剛 1
YAMAMOTO, Shinji1∗ ; KOMIYA, Tsuyoshi111

東京大学大学院総合文化研究科
Department of Earth and Astronomy, Graduate School of Arts and Sciences, The University of Tokyo

An intense flux of extraterrestrial bodies into inner solar system during ca. 3.8-4.1, called as Late Heavy Bombardment (LHB),
has been hypothesized originally from studies of the Moon. Extraterrestrial impacts by meteoritic bodies and comets on the early
Earth play a significant role for the initial state of crustal, atmospheric and biological evolution. Considering the planetary size,
the Earth should have suffered approximately 20 times the impact flux compared to the Moon. Ancient terrestrial evidence of
impact in the early Earth is, however, scarcely preserved due to surface erosion, sedimentary burial and tectonic destruction. To
date, the oldest impact structure on the Earth is the 2.02 Ga Vredefort Dome, South Africa, and another oldest evidence of impact
is 3.47-3.24 Ga spherule layers in the Barberton Greenstone Belt, South Africa. The impact chronology from these spherule
layers suggest that the impact flux was significantly higher 3.5 Ga than today, but there are no terrestrial evidence of impact prior
3.5 Ga.
Geological information during Hadean era (before 4.0 Ga) can be deduced from detrital zircons as old as 4.4 Ga preserved inmetasedimentary rocks at Jack Hills in the Narryer Gneiss Complex, Western Australia. Previous studies have reported that theJack Hills metasedimentary rocks contain detrital zircons with ages continuously spanning from ca. 3.0 up to 4.4 Ga, but evidenceof impact, such as shock-metamorphosed minerals, have not been confirmed. In the study we first report shock-metamorphosed
detrital zircons from the Jack Hills metaconglomerate, in the Narryer Gneiss complex, Western Australia. A total of 8993 detrital
zircons were investigated for the surface and internal structure using a scanning electron microscope and optical microscope
with/without acid treatment, and four types of shock-metamorphosed zircons were currently identified; (1) curvi-planar (nonplanar) feature (n = 6), (2) multiple sets of planar feature (n = 7), (3) partly granular (polycrystalline) texture (n = 2), and (4)fully granular texture (n = 10). Of these four, multiple sets of planar feature are proved for diagnostic evidence for impact origin,and now observed as annealed (decorated) planar feature, probably due to post-impact thermal heating or regional metamorphic
overprint. Coarse polycrystalline zircon represents several micro-meter sized crystallites in a glassy ZrSiO4 matrix that may
resulted from shock-induced amorphization and subsequent recrystallization. This grain shows abundant micro-vesicles and tiny
ThSiO4 phase suggesting incipient melting and degassing.
Shock-metamorphosed zircons are often utilized for impact-dating due to their partly or completely Pb-loss (age resetting).
Therefore, impact age determinations on shock-metamorphosed detrital zircons from the Jack Hills metaconglomerate would
provide significant clues not only for the deciphering the impact history on the early Earth but also for the verifying LHB hypothesis.

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PPS22-18

会場:A02

時間:5 月 28 日 15:30-15:45

黒色カンラン石の電子顕微鏡観察による火星隕石の衝撃温度圧力履歴の推定
Shock P-T history of Martian meteorites as revelaed by electron microscopy of ”brown”
olivine竹之内 惇志 1∗ ; 三河内 岳 1 ; 山口 亮 2
TAKENOUCHI, Atsushi1∗ ; MIKOUCHI, Takashi1 ; YAMAGUCHI, Akira2
1
1

東京大学大学院理学系研究科地球惑星科学専攻, 2 国立極地研究所
Department of Earth and Planetary Science, The University of Tokyo, 2 National Institute of Polar Research

１．はじめに 火星隕石の多くは非常に強い衝撃を受けており様々な衝撃変成組織を示す。その中でもカンラン石の黒色化は火星隕石特有のものである。TEM による詳細な観察によると、カンラン石の黒色化の原因はカンラン石中に晶出した直径 5 − 20 nm ほどの金属鉄または磁鉄鉱のナノ粒子であることが知られている。これら鉄ナノ粒子は火星での衝撃変成作用により形成されると考えられているが、形成条件や形成過程の詳細については不明な点が多く、これらを解明することで火星での天体衝突現象に新たな制約を与えることが期待される。本研究では、黒色カンラン石を含む火星隕石と含まない火星隕石、強い衝撃を受けた普通コンドライトを観察、比較し、黒色カンラン石の形成過程と形成条件を明らかにすることで、火星での天体衝突現象の特異性を探ることを試みた。
２．試料 観察には火星隕石８つ（NWA 1950、LAR 06319、LEW 88516、Y984028、NWA 1068、RBT 04262、LAR
12095、Tissint）と強い衝撃を受けている L コンドライト１つ（NWA 4719）を用いた。NWA 1950、LAR 06319、LEW
88516、Y984028 はカンラン石が黒色化しており、他の隕石では黒色化していない。
３．結果と考察 薄片観察では、カンラン石粒子内で数十μｍのスケールでの不均質な着色が見られた。また、LAR
06319、LEW 88516、Y984028 ではショックメルトの周囲でカンラン石の再結晶化が観察され、そのような部分ではカン
ラン石の着色が見られなかった。
黒色化領域は無着色領域に比べて SEM による BSE 像で明るいコントラストを呈し、クラックが少なく、EBSD による結晶構造解析によると結晶度も悪かった。NWA 1950 の黒色カンラン石では、その明るい領域は微小なレンズ状集合体であり、周囲にはサブミクロンサイズの鉄粒子が存在する。TEM と STEM による観察では、従来の鉄ナノ粒子に加えて、サイズの大きい薄膜状やロッド状の鉄粒子が見られ、いずれも周囲に Si の濃集相は見られなかった。また、EBSDとラマン分光による分析によると黒色カンラン石を含む火星隕石にはショックメルトの側でリングウッダイトなどの高圧鉱物が存在せず、ショックメルト中に気泡や自形のカンラン石が存在することから、このメルトは減圧後に固化したと考えられる。
黒色カンラン石を含まない火星隕石とコンドライトにおいてはショックメルトの周囲で高圧鉱物が確認されるためメルトは高圧の間に冷却・固化したと考えられ、そのような領域では局所的にカンラン石の着色が見られた。それらの領域は黒色カンラン石に似た微細組織を示すことから同様の形成過程を持つと考えられ、ショックメルトの周囲などに存在することから、黒色化（鉄ナノ粒子の形成）には短時間の高温が必要であることが推測される。これは、黒色カンラン石の不均一な着色が温度の不均一を反映している可能性を示唆している。結晶内の温度不均一は熱伝導により１秒以内で解消されてしまうため鉄ナノ粒子もそれに近い時間スケールで形成されたと考えられる。
ナノ粒子の形成は周囲に Si の濃集相が見られないことなどからカンラン石の還元実験の初期に見られる機構に近いと考えられ、その場合、鉄粒子の形成速度はカンラン石中の鉄の拡散が律速することが知られている。しかし、カンラン石中での鉄の拡散は遅く温度の不均一を反映できないため、カンラン石よりも拡散速度が数桁速い高圧相（wadsleyite や
ringwoodite）に転移した際に拡散が起こったことが必要である。黒色カンラン石中のレンズ状の低結晶度領域はもともと高圧相である可能性があり、その場合、温度の不均一性を十分反映可能である。黒色カンラン石を含む火星隕石は、隕
石全体のカンラン石が高圧相転移するような高温高圧の状態に一時的に（˜数 ms）置かれた可能性がある。黒色カンラン石を含む隕石によく見られたカンラン石の再結晶化や高圧相の消失は、全体が高温になりショックメルト周囲の冷却が遅れて引き起こされたと考えられる。
４．結論 このように黒色カンラン石を含む隕石は隕石全体で瞬間的に不均一な高温高圧状態が存在し、全体的に高温になるような特異な温度圧力履歴を持ち、それは火星からこれらの隕石を放出した衝撃が他の衝突に比べ大規模であった事に対応していると考えられる。衝突温度圧力履歴の見積もりは主に高圧鉱物の存在により推定がなされているが、黒色カンラン石を含む隕石は高圧鉱物を含まないにも関わらずより強い衝撃を受けた可能性がある。これは高圧鉱物の有無だけでは必ずしも衝撃の規模は推定できず、詳細な観察に基づいた速度論的な面からの推定が重要であることを示唆している。

キーワード: 火星, 火星隕石, 高圧鉱物, 衝撃, 黒色カンラン石
Keywords: Mars, Martian meteorite, High pressure mineral, shock, brown olivine

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PPS22-19

会場:A02

時間:5 月 28 日 15:45-16:00

衝撃変成石英のカソードルミネッセンスとその圧力依存性：新しい衝撃圧力計の構築へ向けてPressure dependence of cathodoluminescence spectra of shocked quartz.
常 ユイ 1∗ ; 鹿山 雅裕 2 ; 田近 英一 3 ; 関根 康人 1 ; 関根 利守 4 ; 西戸 裕嗣 5 ; 小林 敬道 6
CHANG, Yu1∗ ; KAYAMA, Masahiro2 ; TAJIKA, Eiichi3 ; SEKINE, Yasuhito1 ; SEKINE, Toshimori4 ;NISHIDO, Hirotsugu5 ; KOBAYASHI, Takamichi61

東大 理 地惑, 2 神戸大 理 地惑, 3 東大 新領域 複雑理工, 4 広島大 理 地惑, 5 岡山理科大 自然科学研究所, 6 物質材料研究機構
1Earth & Planetary Sci., Univ. of Tokyo, 2 Earth & Planetary Sci., Kobe Univ., 3 Complexity Sci. & Eng., Univ. of Tokyo, 4 Earth& Planetary Sci., Hiroshima Univ., 5 Research Institute of Natural Science, Okayama Univ. of Science., 6 National Institute forMaterial Science (NIMS)

天体衝突は太陽系において普遍的に生じる現象であり，惑星形成から地球惑星環境の進化を理解する上で重要な役割を果たす．地球上に存在する衝突クレーターは天体衝突現象の産物であり，物質科学的な側面から衝突現象を理解するための重要な研究対象である．とりわけ，衝突起源物質の分布と衝撃時に経験した衝撃圧力条件の復元は，惑星スケールでの衝突の物理現象に関する知見を与えるものと言える．これまで，地球上の主要な造岩鉱物のひとつである石英を用いた様々な衝撃圧力の推定法（たとえば，PDFs）が提案されているものの，その多くは定量性が低い．近年では，物質に電子線照射した際に放出される発光現象であるカソードルミネッセンス（cathodoluminescence, CL）が注目されており，特に石英の発光特性については衝撃変成作用に依存することが報告されている．しかしながら，これまで衝撃変成石英を対象とした CL による系統的な分析及び検討はなされていない．そこで本研究では，衝撃変成作用が石英の発光特性に及ぼす影響を定量的に評価するために，系統的な衝撃圧縮実験を行い，その回収試料の CL スペクトル測定を行った．
衝撃圧縮実験には，物質材料機構に設置されている一段式火薬銃を用いた．ステンレス製の回収容器内に封入した出発
試料の石英単結晶（合成および天然に産する石英）に対して，衝突速度 0.5 - 1.8 km/s の条件で金属製（アルミ，ステンレス，
タングステン）の飛翔体を衝突させることで，5 - 40 GPa の衝撃圧力を石英試料に加えた．回収試料は研磨薄片として，岡山
理科大にて電子顕微鏡に回折格子型分光器を組み合わせた SEM-CL（Scanning Electron Microscopy-Cathodoluminescence）
を用いて石英を一粒子ごとに CL スペクトル測定した．
計 102 個の粒子に対して CL スペクトル測定を行った結果，衝撃圧力の上昇に伴ってスペクトルパターンの急激な変化が認められた．出発試料は赤色領域に位置する 630 nm 付近にブロードなピークを持つものの，10 - 20 GPa の衝撃
圧力を加えた回収試料については青色領域である 450-460 nm 付近にブロードなピークが出現し，衝撃圧力の増加に伴い
青色発光強度は増加する傾向を示した．また，20 GPa 以上の衝撃圧力では青色領域における発光強度の増加率がさらに上昇することが確かめられた．一方， 630 nm 付近の発光強度は衝撃圧力に依存せず，いずれの試料においても変化はほ
とんど見られない．
隕石クレーターに産する石英と同様の顕著な青色発光は高温型の外形をなす石英（例えば，仙台市郷六産の石英など）においても認められる．また，衝撃変成作用を受けた石英と低温下における発光特性（例えば活性化エネルギー）が類似していることからも，α-β相転移により生じたドフィーネ双晶（Dauphine twins）に関連する欠陥が発光に寄与していると考えられる．一方，TEM 観察により石英の衝撃回収実験においてもドフィーネ双晶が確認されている．したがって，本研究で見られた青色発光強度の増加は，衝撃により生成したドフィーネ双晶に関連する欠陥密度の増加に起因すると示唆され，その定量的な評価を行うことで新たな衝撃圧力計の構築が可能となることが期待される．
キーワード: 衝撃変成作用, 衝撃変成石英, カソードルミネッセンス
Keywords: shock metamorphism, shocked quartz, cathodoluminescence

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PPS22-20

会場:A02

時間:5 月 28 日 16:15-16:30

CB タイプ炭素質コンドライト Gujba に含まれる高圧相
High-pressure polymorphs in Gujba CB type carbonaceous chondrite.
宮原 正明 1∗ ; 大谷 栄治 2 ; 山口 亮 3
MIYAHARA, Masaaki1∗ ; OHTANI, Eiji2 ; YAMAGUCHI, Akira31

広島大学理学研究科地球惑星システム学専攻, 2 東北大学理学研究科地学専攻, 3 国立極地研究所
Department of Earth and Planetary Systems Science, Graduate School of Science, Hiroshima University, 2 Department of Earthand Planetary Materials Science, Graduate School of Science, Tohoku University, 3 National Institute of Polar Research1

One of the most unambiguous evidences for shock metamorphism is a dense polymorph, high-pressure polymorph in andaround the shock-melt veins and/or melt-pockets of shocked meteorites. Now, the existences of high-pressure polymorphs havebeen reported from ordinary chondrite, enstatite chondrite, ureilite, eucrite, iron meteorite, lunar meteorite, Apollo sample andMartian meteorite (e.g., Ohtani et al., 2004; Miyahara et al., 2014). On the other hand, it is widely accepted that carbonaceous chondrites were less shocked than ordinary chondrites, implying that high-pressure polymorphs would not be included incarbonaceous chondrites. However, Hollister et al. (2014) identified ringwoodite and stishovite from Khatyrka CV type carbonaceous chondrite. Shock metamorphism in carbonaceous chondrites may be overlooked or underestimated. CB type carbonaceouschondrite is a unique grouplet because it consists mainly of metallic Fe-Ni and chondrtic fragment (Weisberg et al., 2001). Although the origin of CB type carbonaceous chondrite has been under debated, some previous studies propose that it may beformed through a planetesimal collision (Weisberg et al., 2010). In this study, we investigated a high-pressure polymorph in
CB type carbonaceous chondrite, Gujba to clarify its shock metamorphism history and origin using FEG-SEM, EPMA and laser
Raman spectroscope.
We prepared a polished Gujba sample for this study. Gujba studied here consists of metal and chondritic fragment. Shock-meltveins occur widely between the chondritic fragments and metals. The major constituent minerals of the chondritic fragments are
low-Ca pyroxene (Fs1−5 , En89−98 , Wo0−6 ), Mg-rich olivine (Fa1−18 , Fo82−99 ) and Ca pyroxene (Fs1−13 , En41−66 , Wo32−57 )based on EPMA analysis. Many mineral fragments and fine-grained chondritic fragments are entrained in the shock-melt veins.
We confirmed the existences of many kinds of high-pressure polymorphs from such fragments and chondritic fragments adjacentto the shock-melt veins. Raman spectroscopy analyses indicate that olivine entrained in the shock-melt veins transform into
wadsleyite. A small amount of ringwoodite is accompanied with some wadsleyite. Low-Ca pyroxene is replaced with akimotoite, majorite or probably bridgmanite. Minor Fe-rich olivine (Fa39−40 ) and albitic feldspar (Ab82 An13 Or5 ) are entrained in theshock-melt veins. Lamellar ringwoodite occurs in the Fe-rich olivine. The albitic feldspar is replaced with jadeite, lingunite or
maskelynite. We also clarified the distributions of these high-pressure polymorphs in Gujba studied here. High-pressure polymorphs occur ubiquitously in and around the shock-melt veins, indicating that the parent-body of Gujba was heavily shocked.
The metals, which consist of kamacite and minor FeS, show evidence for melting. Alternatively, we can also infer that Gujba is
a part of shock-met veins induced by a collision.
References
Miyahara et al. (2014) Discovery of coesite and stishovite in eucrite. Proceedings of the National Academy of Sciences
U.S.A., doi: 10.1073/pnas.1404247111.
Ohtani et al. (2004) Formation of high-pressure minerals in shocked L6 chondrite Yamato 791384: constraints on shock conditions and parent body size. Earth and Planetary Science Letters 227, 505-515.
Hollister L.S., et al. (2014) Impact-induced shock and the formation of natural quasicrystals in the early solar system. Nature
Communications, doi: 10.1038/ncomms5040.
Weisberg M.K. and Kimura M. (2010) Petrology and Raman spectroscopy of high pressure phases in the Gujba CB chondriteand the shock history of the CB parent body. Meteoritics & Planetary Science 45, 873-884.
Weisberg M.K. et al. (2001) A new metal-rich chondrite grouplet. Meteoritics & Planetary Science 36, 401-418.

キーワード: 炭素質コンドライト, 高圧相, 衝撃変成
Keywords: carbonaceous chondrite, high-pressure polymorph, shock metamorphism

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PPS22-21

会場:A02

時間:5 月 28 日 16:30-16:45

衝撃を受けた隕石中のメージャーライトガーネットの対称性
Symmetry of majorite garnet in shocked chondrites revisited: A TEM study
富岡 尚敬 1∗ ; 宮原 正明 2 ; 伊藤 元雄 1
TOMIOKA, Naotaka1∗ ; MIYAHARA, Masaaki2 ; ITO, Motoo1
1

海洋研究開発機構高知コア研究所, 2 広島大学理学研究科地球惑星システム学専攻
Kochi Institute for Core Sample Research, JAMSTEC, 2 Department of Earth and Planetary Systems Science, Graduate Schoolof Science, Hiroshima University
1

Majorite is a garnet-structured mineral with a composition on the join (Mg,Fe)SiO3 -(Mg,Fe)3 Al2 Si3 O12 , which contains Si
in the octahedral sites. Al-free majorite samples synthesized by Kawai-type multianvil apparatus are known to have a tetragonal
symmetry (space group I 41 /a ) [1]. However, all of natural Al-free majorite samples found in shocked chondrites have beenreported to be cubic (Ia -3d ) [2]. Single-crystal X-ray study of a synthetic MgSiO3 majorite clarified the tetragonal distortion ofmajorite is caused by Mg-Si ordering in the octahedral sites [3]. Subsequent microstructural observations of synthetic Al-freemajorite by TEM concluded that the tetragonal phase is formed from the cubic phase through the cation ordering even upon
rapid quenching (103 ℃/sec) and the symmetry reduction phase derives modulated and twinning structures [4]. On the contrary,
cubic (Mg,Fe)SiO3 majorite in shocked chondrites is inferred to have been preserved due to higher cooling rate than that in
high-pressure synthesis where the cation ordering is inhibited.
Due to very small tetragonal distortion from the cubic phase (c /a = 0.99) and very week extra reflections for the tetragonalphase, it is difficult to judge the symmetry of small amount of natural majorite samples by powder X-ray diffractometry. For
the symmetry analyses of submicron-sized grains, single-crystal electron diffraction is a suitable method, since the intensities
of weak reflections to diagnose the tetragonal symmetry are enhanced by the effect of dynamical diffraction. In this study, werevisit symmetries of majorite grains in shocked ordinary chondrites (Tenham; L6, Y-75100; H6) and also synthetic (Mg,Fe)SiO3
majorite by TEM. The intensity of {101} reflections, which appears only for the I 41 /a tetragonal phase, is under investigation
by selected are electron diffraction.
References:[1] e.g. Kato, T., and Kumazawa, M. (1985) Garnet phase of MgSiO3 filling the pyroxene-ilmenite gap at very high temperature. Nature , 316, 803-805.
[2] e.g. Smith, J.V., and Mason, B. (1970) Pyroxene-garnet transformation in Coorara meteorite. Science , 168, 832-833; Jeanloz, R. (1981) Majorite: Vibrational and compressional properties of a high-pressure phase. J. Geophys. Res. , 86, 6171-6179.
[3] Angel, R.J., Finger, L.W., Hazen, R.M., Kanzaki, M., Weidner, D.J., Liebermann, R.C., Veblen, D. R. (1989) Structure andtwinning of single-crystal MgSiO3 garnet synthesized at 17 GPa and 1800 ℃. Amer. Mineral. , 74, 509-512.
[4] e.g. Heinemann, S., Sharp, T.G., Seifert, F., and Rubie, D.C. (1997) The cubic-tetragonal phase transition in the system
majorite (Mg4 Si4 O12 ) - pyrope (Mg3 Al2 Si3 O12 ), and garnet symmetry in the Earth’s transition zone. Phys. Chem. Minerals ,24, 206-221.; Tomioka, N., Fujino, K., Ito, E., Katsura, T., Sharp, T., and Kato, T. (2002) Microstructures and structural phasetransition in (Mg,Fe)SiO3 majorite. Eur. J. Mineral. , 14, 7-14.
キーワード: メージャーライト, 衝撃変成, 高圧相転移, TEM
Keywords: majorite, shock metamorphism, high-pressure phase transition, TEM

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PPS22-22

会場:A02

時間:5 月 28 日 16:45-17:00

小惑星ベスタにおける大規模衝突：ダイオジェナイトからの岩石学的証拠
Basin forming event on Vesta: Petrologic evidence from a diogenite, NWA 5480
山口 亮 1∗ ; Barrat Jean-Alix2 ; 白井 直樹 3 ; 海老原 充 3
YAMAGUCHI, Akira1∗ ; BARRAT, Jean-alix2 ; SHIRAI, Naoki3 ; EBIHARA, Mitsuru3
1
1

国立極地研究所, 2 Universite Europeenne de Bretagne, U.B.O.-I.U.E.M., 3 首都大学東京
National Institute of Polar Research, 2 Universite Europeenne de Bretagne, U.B.O.-I.U.E.M., 3 Tokyo Metropolitan University

The HED (Howardite, Eucrite, Diogenite) meteorites are the largest group of achondrites, and are derived from the regolithand crustal lithologies of asteroid 4-Vesta, which is the only surviving differentiated protoplanet in the Solar System. Diogenites
are considered to have been derived from intrusions from within the curst or from a deep global layer. Some of them display highlevels of platinum group element (PGE) concentrations that have been attributed to impact events on the parent body.
NWA 5480 is an unusual olivine diogenite. It has a heterogeneous crystalline texture. Irregular and subrounded clasts of duniteand fragments of olivine and chromite are set in an igneous matrix mainly composed of Low-Ca pyroxene. In some cases, large
dunite clasts are intersected by pyroxene matrix. Flow textures are observed near some clasts. Olivine, chromite, and pyroxene
show minor chemical zoning, implying relatively rapid cooling compared to typical diogenites. NWA 5480 contains a significant
amount of PGE (CI x ˜0.001 for Ir) with chondritic relative proportions. All these line of evidence support that NWA 5480 is an
impact melt breccia from a target composed of olivine and pyroxene-rich lithologies.
Upon heating of olivine diogenites, low-Ca pyroxene is the earliest phase to melt, and olivine and chromite are the last at>˜1600 C. The irregular and rounded shape resulted from resorption, and pyroxene veins and flow textures formed by violent
mixing during impact melting. The pyroxene matrix crystallized from impact melts. Cooling rates estimated from the shape of
Ca zoning of profiles near the rims in olivine fragments could be several tens of C/year, corresponding to burial depths less than a
few km in impact melt sheet. An impact crater with diameter >a few hundreds km would be needed to produce impact melt sheet>a few km in thickness. Thus, we suggest that NWA 5480 was derived from impact melts from a very large crater of Vesta. The
bulk chemical compositions indicate that the target was an area where olivine and orthopyroxene-rich rocks are largely exposed.
However, there are no such areas on Vesta except minor olivine spots. Thus, it is likely that NWA 5480 sampled a part of large
impact melt sheet (>a few km thick) formed by melting of deep crustal materials rich in olivine and orthopyroxene. One of thebest candidates is the Rheasilvia basin (˜500 km diameter), where orthopyroxene-rich materials were observed in the crater floor.
キーワード: ダイオジェナイト, ベスタ, 衝突溶融岩, 衝突クレーター
Keywords: diogenite, Vesta, impact melt breccia, impact crater

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PPS22-23

会場:A02

時間:5 月 28 日 17:00-17:15

玄武岩質ユークライト NWA 7188 における 147Sm-143Nd 年代と 146Sm-142Nd 年代
147Sm-143Nd and 146Sm-142Nd chronology of a basaltic eucrite, NWA 7188
鏡味 沙耶 1∗ ; 横山 哲也 1 ; 臼井 寛裕 1 ; 深井 稜汰 1
KAGAMI, Saya1∗ ; YOKOYAMA, Tetsuya1 ; USUI, Tomohiro1 ; FUKAI, Ryota1
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東京工業大学大学院地球惑星科学専攻
Department of Earth and Planetary Sciences, Tokyo Institute of Technology

Eucrites are achondritic meteorites originating from the Vesta’s crust. They can be petrographically classified into basaltic
and cumulate eucrites. Determination of precise ages for eucrites will constrain the period of igneous activity and the following
thermal metamorphism of Vesta and may further provide insights into its differentiation and thermal history. We investigate
the long-lived 147 Sm-143 Nd (T1/2 = 1.06×1011 yr) and the short-lived 146 Sm-142 Nd (T1/2 = 6.8×107 yr [1]) systematics of abasaltic eucrite, NWA 7188 and compare the results with the ages obtained in previous chorological studies on cumulate andbasaltic eucrites. To obtain highly precise age data, we developed the techniques for determining Nd and Sm concentrations and
Nd isotope compositions in meteorite samples.
NWA 7188 was crushed and sieved into four sizes; G1) 500 ̶ 1700 µm, G2) 250 ̶ 500 µm, G3) 106 ̶ 250 µm, and G4)≤106 µm. G3 and G4 were separated into pyroxene and plagioclase grains by handpicking. We determined the 147 Sm-143 Nd
and 146 Sm-142 Nd ages of NWA 7188 using G1, G3-px, G4-px, G3-pl, and G4-pl. These were dissolved using a mixture ofconcentrated pure acids (HClO4 , HF, and HNO3 ). After the sample digestion, ~ 10% of the solution was removed and mixed
with 149 Sm- and 145 Nd-enriched spikes to determine the Sm and Nd concentrations by ID-ICP-MS (X-series Ⅱ, Thermo). The
remainder of the sample solution was used for highly precise Nd isotope analysis by TIMS (TRITON plus) with the dynamic
multicollection mode. Nd was separated by a three-step column chemistry procedure; 1) major elements were removed bypassing through a cation exchange resin, 2) Ce was removed using the LN resin (Eichrom) by oxidizing Ce3+ into Ce4+ using
KBrO3 [2] and 3) Nd was separated from Sm using the LN resin. We achieved Ce/Nd = ~ 3×10−5 and Sm/Nd = ~ 4×10−5
with ≥91% Nd recovery.
The 147 Sm-143 Nd mineral isochron of NWA 7188 yields an age of 4203±970 Ma. In contrast, we obtained a much older
146
Sm-142 Nd mineral isochron age of 4549±28 40 Ma when an initial solar system ratio of 146 Sm/144 Sm = 0.0094 at 4568 Ma
was applied [1]. It is presumed that thermal metamorphism on the Vesta has some effects on the 147 Sm-143 Nd age while the146
Sm-142 Nd age represents the timing of the last Sm-Nd isotopic closure. Therefore, we use the 146 Sm-142 Nd age of NWA
7188 in the following discussion.
The 146 Sm-142 Nd age (4549±28 40 Ma) for NWA 7188 is consistent with the 147 Sm-143 Nd age for cumulate eucrites (4546±8
Ma [3]) within analytical uncertainties. This suggests that the parent body processes associated with the last Sm-Nd isotopic
closure were contemporaneous for basaltic and cumulate eucrites. Likewise, the 146 Sm-142 Nd age of NWA 7188 is not resolvablefrom the metamorphic age of Agoult [4]. According to the 53 Mn-53 Cr systematics [5], the last global Mn/Cr fractionation in
the mantle of the Vesta occurred at 4564.8±0.9 Ma, the timing when basaltic magmas have formed in the mantle. This implies
that basaltic eucrites quenched rapidly on the surface of eucrite parent body, but thermal metamorphism may have affected both
Sm-Nd and U-Pb systematics. No apparent age difference between basaltic and cumulate eucrites implies that both types of
eucrites might have experienced similar cooling history as opposed to their petrographic distinction, or more likely that the timedifference is too subtle to be resolved by the 146 Sm-142 Nd system.
References: [1] Kinoshita, N. et al. (2012) Science, 335, 1614-1617. [2] Tazoe, H. et al. (2007) JAAS, 22, 616-622. [3] Boyet,
M. et al. (2010) EPSL, 291, 172-181. [4] Iizuka, T. et al. (2014) EPSL, 409, 182-192. [5] Lugmair, G.W. and Shukolyulov, A.
(1998) GCA, 62, 16, 2863-2886.

キーワード: 玄武岩質ユークライト, Sm-Nd 年代学, NWA 7188
Keywords: basaltic eucrite, Sm-Nd chronology, NWA 7188

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PPS22-24

会場:A02

時間:5 月 28 日 17:15-17:30

Divnoe 隕石中のカンラン石結晶方位定向配列と化学組成に基づく形成過程に関する研究
Olivine petrofabric and chemical study of Divnoe ungrouped primitive achondrite
長谷川 輝 1∗ ; 三河内 岳 1 ; 山口 亮 2 ; 白井 直樹 3 ; 海老原 充 3
HASEGAWA, Hikari1∗ ; MIKOUCHI, Takashi1 ; YAMAGUCHI, Akira2 ; SHIRAI, Naoki3 ; EBIHARA, Mitsuru31

東京大学大学院理学系研究科地球惑星科学専攻, 2 国立極地研究所, 3 首都大学東京
Department of Earth and Planetary Science, Graduate School of Science, The University of Tokyo, 2 National Institute of Polar
Research, 3 Tokyo Metropolitan University

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Brachinite は主にカンラン石から構成されるエコンドライトの１グループであるが，まだあまり形成過程についての理解は進んでいない．brachinite に属する隕石は現在 30 個ほど見つかっているが，それ以外に brachinite-like と呼ばれる ungrouped の隕石がいくつか存在している (Day et al. 2012; Keil 2014)．これらは岩石学的特徴や酸素同位体比，微量元素組成などに brachinite との関連性が見られるが，完全には一致せずに ungrouped となっているものである．これ
らの隕石を詳細に研究し，brachinite と比較していくことで brachinite の形成過程を含めた惑星分化過程へ理解が得られることが期待される．Divnoe は 1981 年にロシアで発見された隕石で，brachinite との関連性が指摘されているが，現在
ungrouped に分類されている (Graham 1983; Petaev et al. 1994)．Divnoe は大部分がカンラン石で構成されて いるが，薄片試料を観察するとカンラン石の各粒子が特定の方位性を持つ様子が見られる．近年，diogenite 中のカン ラン石粒子の結晶方位性に着目した研究によって，その隕石が母天体において固体状態にあった時に塑性変形を受けたことが指摘されている (Tkalcec et al. 2013)．このように，隕石中の鉱物結晶方位を研究することは，その隕石母 天体における火成活
動，形成過程に強い制約を与えることが期待される．そこで本研究では，Divnoe 隕石のカンラン石の結晶方位定向配列(crystallographic preferred orientation: CPO) に着目した．鉱物の CPO は鉱物が転位クリープによって変形する過程で発達する岩石組織のひとつである (大内 2013)．転位クリープ は地球の下部地殻や上部マントルにおけるカンラン石の最も一
般的な変形メカニズムであるため，隕石中の CPO を地球岩石中のものと比較することは，隕石母天体での形成過程を考えていく上で非常に重要である (Karato et al. 1986)．本研究では，電子線後方散乱回折法 (EBSD) を用いて薄片試料の分析を行い，カンラン石の結晶方位の配列を 調べた．それと同時に ICP-MS を用いた全岩の微量元素測定を行った．以上の鉱物学と全岩化学組成，そしてカ ンラン石の結晶方位定向配列を組み合わせることで Divnoe の形成過程についての考察を行った．
Divnoe の薄片試料は同じ岩石チップから 2 枚用意した (#11 と #16)．まず光学顕微鏡によって観察を行った後，鉱物組
成や元素マップのために EPMA (electron probe micro analyzer, JEOL JXA-8800) を用いた．その後，#11 の 薄片を EBSDの付いた FEG-SEM (JEOL JSM-5900LV) を用いて観察，カンラン石の結晶方位測定を行った．Divnoe の全岩化学組成は
首都大学東京の ICP-MS を用いて測定した．分析条件は Shirai & Ebihara (2004) に準ずる． 観察を行った Divnoe の薄片
は主にカンラン石から構成されている他，輝石も少量見られた．カンラン石はおおむね 1 × 0.5 mm で輝石はこれよりも大きく，1 × 2 mm であった．カンラン石は波状消光を示していた．EPMA による分析から，カンラン石の組成は Fo72?80
であり，ほぼ均質であった．EBSD でカンラン石の結晶方位を調べると，特に [001] (c 軸) が良い配向性をもつことが 明らかとなった．これはカンラン石の伸長方向と一致しており，先行研究でも議論されているようにマグマ中で集積した
際に配向性が形成されたと考えられる (Ando et al. 2003)．さらに詳細に分析，解析を行い，地球の岩石からわかっているすべり場などと比較をしていく予定 である．全岩化学組成分析から Divnoe は軽希土類元素が CI コンドライトの 100
分の 1 程度と激しく枯渇していることがわかった．親鉄元素は CI コンドライトの半分程度とわずかしか枯渇が見られなかった．鉱物粒子内の元素均一性や結晶配向性などから Divnoe は集積岩と考えられるが，集積岩としては親鉄元素に富
みすぎている．このように親鉄元素に富んだ集積岩を作るには，鉄隕石をインパクトなどにより付加することが考えられるために，金属鉄組織の観察やさらなるカンラン石結晶方位解析を行っていく必要がある．

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PPS22-25

会場:A02

時間:5 月 28 日 17:30-17:45

小惑星ベスタにおけるダイオジェナイト形成の為の結晶化・冷却条件
Crystallization and cooling conditions for the diogenite formation in the turbulent magma
ocean of the asteroid 4 Vesta
川畑 佑典 1∗ ; 永原 裕子 1
KAWABATA, Yusuke1∗ ; NAGAHARA, Hiroko1
1
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東京大学大学院理学系研究科地球惑星科学専攻
Earth and Planetary Science, The University of Tokyo

The asteroid 4 Vesta has been completely differentiated to core and mantle despite its small size, of which surface materials arehowardite-eucrite-diogenite (HED) meteorites that we know the detailed petrology, and therefor, is a good target for understanding differentiation of terrestrial planets. A new differentiation model for crust formation was developed by taking magma ocean
fluid dynamics, chemical equilibrium, presence of 26 Al, and cooling into consideration with special care to crystal separation.
The role of crystal size, thickness of the conductive lib, and fO2 are evaluated as parameters. Large crystals (1cm) settle and forma km-thick cumulate layer of orthopyroxene with Mg# of 0.70-0.90 in 20 thousand years, which almost agrees with the Mg# of
diogenites, whereas thinner layers are formed if the grain size is smaller.
キーワード: マグマオーシャン, 小惑星ベスタ, HED 隕石
Keywords: magma ocean, Asteroid 4 Vesta, HED meteorites

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PPS22-26

会場:A02

時間:5 月 28 日 17:45-18:00

始原的エコンドライト隕石 NWA 6704 の鉱物化学的研究
A mineralogical and chemical study of primitive achondrite NWA 6704
日比谷 由紀 1∗ ; 小澤 一仁 2 ; 飯塚 毅 3 ; 山口 亮 4
HIBIYA, Yuki1∗ ; OZAWA, Kazuhito2 ; IIZUKA, Tsuyoshi3 ; YAMAGUCHI, Akira4
1
1

東京大学, 2 東京大学, 3 東京大学, 4 国立極地研究所
The University of Tokyo, 2 The University of Tokyo, 3 The University of Tokyo, 4 National Institute of Polar Research

Introduction: Primitive achondrites provide unique insights into the early stage of growth and differentiation of planetesimals.
Northwest Africa (NWA) 6704 is an ungrouped primitive achondrite found in Algeria in 2010. This meteorite is composed
mainly of low-Ca pyroxene, olivine, feldspar, chromite, awaruite, heazlewoodite, pentlandite, and whitlockite. The U-Pb datingof this meteorite shows the crystallization age of 4563.75 ± 0.41 Ma (1). To better understand the formation process of thisprimitive meteorite, we carried out a mineralogical and chemical study of NWA 6704 using SEM-EDS, EPMA and LA-ICP-MS.
Results & Discussion: Seven polished thin sections (TS-1˜7; 10×18mm; 10×20mm; 9×10mm; 10×12mm; 10×11mm;
15×28mm; 19×28mm) have been investigated. The texture is best characterized by the existence of many orthopyroxene (Opx)megacrysts up to 1.56 cm in length (Fs40−42 En53−57 Wo3−4 ). Olivine (Fa50−53 ) typically occur as interstices associated withfeldspar and have subhedral shapes, but locally occur as the vermicular olivine within the Opx. The vermicular olivine sharethe same optical extinction position under crossed-nicols and occurs only in one place near the center of each Opx crystal if
present. Feldspar (Ab91−93 An5−6 Or2−30 ) occurs in the Opx and the interstices as anhedral cuspate grains with extremely low
dihedral angles and sharing the same optical extinxtion position over up to 1cm, which implies that it’s pseudomorph of a meltfilled interstitial pore. Other phases include chromite (Cr# = 0.90-0.96) and awaruite (78-81 wt% Ni) also occur associated withfeldspar. We estimated fO2 of FMQ -2.6 using the Olv-Opx-Spl oxygen geobarometer (4).
The texture is properly represented by aggregate of large Opx hollow (skeletal) megacrysts with finer interstices. Other phasessuch as olivine are present in the hollow cores, and some of them are isolated from the interstices. The contiguity of feldspar in
the Opx megacrysts with or without olivine in three dimensions is clearly demonstrated by the fact that the same optical extinction
position are shared by feldspar isolated in the megacrysts and those present in the interstices. The distribution of the Opx hollow
crystal and the vermicular olivine are highly heterogeneous. In TS-1 and TS-6, Opx <6.2 mm across are dominant and more than
five of them include vermicular olivine; in TS-2˜5 and TS-7, Opx megacrysts up to 1.56cm across are common and only a few ofthem contain vermicular olivine. The vermicular olivine may be a decomposition product of the precursor pyroxene through theabrupt heating (>1400 ℃). There is a negative correlation between size of Opx and the number of vermicular-olivine bearing
Opx. Given this fact, a new scenario can be derived: this vermicular olivine and its host acted as nuclei for crystallization ofhollow Opx crystals, and the number of nuclei limits the size of Opx. Thus, more nuclei in a given area result in smaller grain size
as seen in TS-1,6. The abnormally large size of Opx and its hollow morphology indicates that the initial crystallization occurredunder rapid cooling. The SEM images, however, show that some pigeonite contain sub-micrometer-size augite (Fs17 En45 Wo39 )exsolution lamellae. We estimated equilibrium temperatures of 1050 ℃ using two-pyroxene geothermometry (3) and of 773℃ using Olv-Spl FeMg−1 exchange thermometry (4). The cooling rate between 1100-950 ℃ was estimated to be ˜0.02 ℃/hrfrom the thickness and wavelength of multiple exsolution lamellae (5), indicating significant decrease in cooling rate at a later
crystallization stage. The inferred thermal history suggests high internal temperature of the parent planetesimal due to 26 Al
decay, which was abruptly heated by impact followed by rapid cooling up to the ambient temperature to sustain slower cooling.
References: (1) Iizuka et al. (2013), (2) Warren et al. (2012), (3) Lindsley & Andersen (1983), (4) Ballhaus et al. (1991), (5)Jackson (1961)

キーワード: 始原的エコンドライト, NWA6704
Keywords: Primitive achondrite, NWA6704

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