Y-81020 ～ 極めて始原的な日本の南極産隕石 ～
エポックメイキングな隕石たち その10. July 30, 2017. Published

小松睦美：総合研究大学院大学学融合推進センター

この遊星人記事は、日本惑星科学会遊星人編集専門委員会より許可を得て掲載しております。
 

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

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図 1. Y-81020 隕石の全体写真（国立極地研究所提供）．
 

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 270 g であり，ペア隕石である Y-81021 ～ 81025 を含むと，全岩で 378 g 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09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 の三つの 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 隕石のように変成・変質作用の影響が少ない試料は，隕石全体から見ても極少数（CR の一部と CH，Ungrouped-C の僅か）しか確認されていない．また，上記の三つの 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える．

Y-81020 の初期の研究では，Mg に富むオリビンの組成とスピネルに富む難揮発性包有物（CAI）に多くの興味が注がれた[3-5]．2000年代に入り炭素質コンドライトのサブタイプに関する議論が進むと，Y-81020 の始原性が着目されるようになり，原始太陽系星雲での情報を最も良く保存する重要な隕石として広く認識された．後の章では，Y-81020 から展開された研究の一部を紹介する．
 

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は，岩石学タイプと呼ばれる番号により表される．タイプ 4 から 6 と番号が大きくなる程熱変成の度合いが増し，水質変質の程度は 3，2，1 の順に増加する．ほとんどの炭素質コンドライトは，岩石タイプ 2 または 3 に分類される．炭素質コンドライトの中でも CO コンドライトは，コンドリュールやCAIを多く含み，逆にマトリックスの量は相対的に少ないという特徴を持つ．全岩の揮発性成分は比較的乏しく，CO コンドライト母天体での変成は主に温度に依存する反応であったと考えられ，その程度により CO3.0 - 3.8 のサブタイプに細分化される．また CO3 隕石は熱変成作用の度合いが異なる隕石が多く発見されているため，母天体での熱変成の多様性を系統立てて議論することが可能である．

サブタイプの決定手法としては従来，コンドリュールに含まれるガラス（あるいはガラスから微細な結晶が晶出したメソスタシス）や斜長石の熱ルミネッセンス（TL）が用いられてきた[6]．しかしながらこの方法は，普通コンドライトには広く適用できるものの，炭素質コンドライトでは，岩石学的な特徴と必ずしも一致しないことが分かってきた．そのため，TL 法の代わりとなる炭素質コンドライトの化学的・岩石学的変化のサブタイプ評価指標が提案されており，以下に紹介するような系統的評価の確立に Y-81020 は大きく貢献している．
 

2 - 1. FeO に富むオリビンの組成

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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）[7;8 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）．
 

コンドライトの主な構成物である Fe-Mg コンドリュールは，FeO に乏しいタイプⅠコンドリュール（Mg# > 90）と FeO に富むタイプⅡコンドリュール（Mg# < 90）に分けられる．[7] は，普通コンドライト中のタイプ II コンドリュールに含まれる FeO に富むオリビン中の Cr2O3 含有量やマトリックスの化学的特徴に着目し，サブタイプ評価の指標となることを示した（図 2a）．普通コンドライトでは，岩石学サブタイプ 3.0 から 3.2 にかけて，FeO に富むオリビン中に存在する極細粒（< 50 nm）クロマイトの離溶により，オリビンの Cr2O3 含有量は系統的に変化する．クロマイトの離溶はサブタイプ 3.2 では完了すると考えられ，Cr2O3 含有量のばらつきである標準偏差（σ）は，岩石学タイプ 3.0 から 3.1 にかけて増加し，その後緩やかな下降に転じ，組成が均一化する．また，Cr2O3 含有量は 3.1 までは変化せず，それ以降はコンドリュールと接するマトリックスとの反応が進み，その結果，オリビン中の Cr2O3 含有量が減少することが示された．

さらに[8]では，CO コンドライトでも普通コンドライトと同様に，連続的な化学的変化が見られることが示された（図 2b）．ALH 77307（ CO3.00）と DOM 03238（CO3.1）と比較すると，Y-81020 の Cr2O3 含有量は二つの隕石と近い値を持つが，その値の標準偏差 σ は二つの中間的な値を示し，Colony（CO3.05）と同程度の変成作用を受けた CO3.05 とのサブタイプが見積もられている．
 

2 - 2. Fe-Ni 金属相の特徴

珪酸塩鉱物と同様に，Fe-Ni 金属相からも極初期の二次変成作用の影響を読み取ることができる．[9]は，非平衡普通コンドライトと CO コンドライトの系統的な分析により，二次変成で生じる Fe-Ni 金属相の変化と岩石学的サブタイプの関連性について明らかした．サブタイプ 3.10 以下の隕石に含まれるマトリックス中の金属相は，コンドリュール中の金属相に比べて Co に富む組成を持つ一方で，コンドリュール中の金属相では，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，普通コンドライトのサブタイプ 3.0-3.10 と同様の変成を経験した CO3.05 と見積もられた．この手法により導き出されたサブタイプの値は，[8]により得られたタイプ II コンドリュール中のオリビンの Cr2O3 含有量からの評価と調和的である．
 

2 - 3. その他の指標

プレソーラー粒子の存在度も，その隕石の始原性を評価するための重要な指標である．プレソーラー粒子は，マトリックスに存在し，太陽系と大きく異なる同位体組成を持つことから，太陽系形成以前に存在した赤色巨星，AGB 星や超新星爆発などを起源とする粒子であると考えられている．ナノダイヤモンド，グラファイト，炭化珪素，窒化珪素，酸化物，珪酸塩など，さまざまな鉱物がプレソーラー粒子として存在する．各粒子の熱的・化学的反応への耐性は異なるが，プレソーラー粒子の存在度と，含まれる隕石の岩石学タイプには相関があることが確認されており，母天体の二次変成作用の指標として用いることができる[e.g.,10]．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の希ガス存在度が減少することが確認されている[11]．[12] では，Y-81020 のペア隕石である Y-81025 が，ALH 77307 よりも高いプレソーラー珪酸塩粒子存在度を持つことが示されており，Y-81020 の高い始原性を示唆していると考えられる．

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評価に有効である．ラマン分析より，隕石中の高分子有機物は D バンド（欠陥構造; ～ 1350 cm^-1）と G バンド（グラファイト; ～ 1600 cm^-1）の二つのバンドを持つことが知られている．普通コンドライトでは，熱変成作用が進むにつれ，D バンドの半値幅（FWHM-D 値）が減少し，二つのバンドの強度比（ID/IG）の増加が見られ[13]，同様の相関が CO コンドライトでも確認されている[14]．Y-81020 は始原的な高分子有機物の特徴を持つことが示されており，他の指標によるサブタイプの評価とも整合する[15]．
 

3. Y-81020 コンドリュールの Al-Mg 年代測定

始原的な普通コンドライトの分析により，普通コンドライトに含まれる Fe-Mg コンドリュールは，CAI が形成された後，約 100-250 万年で形成されたとされる[16]．しかしながら炭素質コンドライトでは，²⁶Al 年代測定に必要な Al に富む鉱物やメソスタシスが少なく，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 コンドリュールに含まれるオリビン，輝石，斜長石について，²⁶Al を用いた年代測定を行った．太陽系初期の ²⁶Al/²⁷Al 比を 5 x 10^-5 とすると，タイプ I とタイプ II コンドリュールの年代はそれぞれ CAI 形成後 1.7-2.5 Ma，2.0-3.0 Ma であることが示された．この形成年代は，始原的な L・LL コンドライト中のコンドリュールの年代とほぼ同じである．炭素質コンドライトと普通コンドライトは，その揮発性成分の違いから，太陽系の異なる場所で母天体が形成されたと考えられるが，異なるコンドライト種に含まれるコンドリュールの形成年代が類似した値を示すことは，太陽系星雲モデルに新たな制約を与えるものである．
 

4. Y-81020 コンドリュール・CAI の酸素同位体組成

SNC 隕石が火星起源と考えられるようになった根拠のひとつは，火星探査機 Viking によって報告された火星大気組成に類似した希ガスを含んでいたことである．Viking による火星表層大気組成は，その後の Curiosity 探査において支持する結果が得られている（[20, 21]ほか）．ALH 84001 にも火星大気に類似する特徴的な希ガスが含まれていて（[22-24]ほか），火星起源であることが示唆される．図 2 に，ALH 84001 および他の火星隕石の ¹²⁹Xe/¹³²Xe 対 ⁸⁴Kr/¹³²Xe のプロットを示す．
 

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図 3. 始原的隕石である Y-81020 と Acfer 094 の“ホスト”の Δ¹⁷O 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質は～ -5.5 ‰ 程度の Δ¹⁷O を持っており，ダストに富んだ環境（100 x Solar）により Mg# > 97 のコンドリュールが形成された．（B）その後，正の（positive）Δ¹⁷O を持つ H2O 氷の付加により酸化的環境となり Mg# < 97，Δ¹⁷O 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）
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さらに[18]は，[19]の始原隕石分析結果を踏まえ，Y-81020 コンドリュールの詳細な酸素同位体分析を行った．その結果，コンドリュール形成領域の酸素同位体の異なる二つのリザーバー（Δ¹⁷O が～ -5.5 ‰ と正の値を持つものの 2 種）とダスト量の変化により，タイプ I コンドリュールとタイプ II コンドリュールが形成された過程を明らかにした（図 3）．

一方，原始太陽系星雲の CAI 形成領域においても，¹⁶O に富むリザーバーと ¹⁷O，¹⁸O 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 に含まれる FG（I 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ていることを示した．このことは，細粒 CAI が ¹⁶O に富む環境（Δ¹⁷O = ～ -40 から -50 ‰）で形成され，その後の部分溶融等の加熱イベントにより ¹⁷O，¹⁸O に富むガス（Δ¹⁷O = ～ 0 から -15 ‰）との酸素同位体交換が起こったことを示唆しており，これらを説明する分子雲の進化モデルが提唱されている．酸素同位体組成に関する詳細な議論については，[21]を参照されたい．

上記のような高精度同位体分析結果は，二次変成の影響がほとんど無い Y-81020 であるからこそ成し得た成果である．
 

5. AOA（amoeboid olivine aggregates）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（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物から成り立つ細粒のアグリゲイトで，CAI と類似した環境で形成されたと考えられている包有物である．[22]は Y-81020 を含めた CO コンドライトに含まれる AOA に着目し，サブタイプと AOA 中のオリビンの FeO 量増加に相関があることを示した．
 

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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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AOA はその組織的な特徴と ¹⁶O に富む同位体組成を持つことから，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（エンスタタイト）に置換されており，形成後の再加熱を示唆している（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，特徴的な化学組成を持つオリビンが含まれていることが分かった[25]．Y-81020 の始原性により LIME オリビンの初期状態が示され，Mg オリビン（フォルステライト）の凝縮形成が，還元的な環境においてより低温の LIME オリビンを形成する温度まで継続したことが示唆された．また変成度の異なる他の隕石との比較により，母天体での二次変成により LIME オリビン組成が徐々に失われたことが新たに示された．
 

6. 最後に

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コンドライト隕石の母天体変成の理解に大きく貢献している．[21]は，“新鮮な寿司を提供する良い寿司屋を選ぶように”始原隕石の始原的物質を分析対象とすることは重要である，と述べている．そういった意味では，Y-81020 は“絶品が並ぶ極上の寿司屋”のような隕石と言って良い．本稿では書ききれなかった研究を含め，現在も Y-81020 を活用した研究が数多く行われており，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

木村眞博士，野口高明博士，岡崎隆司博士には本稿を執筆する機会をいただき，最後まで丁寧かつ的確なアドバイスをいただきました．山口亮博士，三河内岳博士には，原稿作成にご協力いただきました．また，査読者である牛久保孝行博士には，多くの有益なコメントをいただきました．この場を借りて感謝申し上げます．
 

参考文献

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Editor : Akira IMOTO

Editorial Chief, Executive Director and Board of Director for The Planetary Society of Japan

Akira IMOTO. TPSJ Editorial Office