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[PPS08-08] Allende隕石の水質変性における有機鉱物の生成とそのMg/Fe分別への効果
キーワード：有機鉱物、熱水変質、Mg/Fe分別、太陽系の雪線
炭素質コンドライトは，太陽系の起源と進化を理解するために重要である．隕石物質の水質変性過程に関する多くの実験が，炭素質コンドライトであるAllende隕石を用いて行われてきた（e.g. Jones and Brearley, 2006）．これらの実験の主な目的は，有機化合物の存在の可能性を排除し，CIコンドライトのような水質変成を受けた炭素質隕石の形成過程を再現することである．しかし，原始太陽系の雪線の外側で形成された微惑星規模の天体には，化学種毎に雪線により規定されるC/O比を持つ固体粒子の集積に由来する，有機化合物を含む流体が存在する可能性がある．太陽系進化過程の初期段階では，太陽からの距離によって規定された流体と隕石物質が相互作用を起こしていたと考えられる．
本研究では，Oberg et al. (2011)に基づき，2~10AUと10~40AUの間に存在する天体に注目し，原始太陽系円盤におけるC及びOを含む分子の雪線から流体の組成を推定し，流体と隕石物質との熱水条件における相互作用について実験を行った．流体のC/O比は，HCOOH (ギ酸)，C2H5OH (エタノール)，およびH2Oを使用して再現した．有機酸と炭化水素（ギ酸エチルなど）は，惑星系が形成されている場に普遍的に存在することが報告されている（Yang et al., 2021）．流体組成は，ギ酸約16wt%，エタノール約10wt%の溶液（以下溶液a）と，ギ酸約 30wt%，エタノール約19wt%の溶液（以下溶液b)を用いた．固相は，水質変成を受けていない非平衡炭素質コンドライトであるAllende隕石の微粒子粉末を使用した．固液比は，重量比で1：1とした．150℃の温度条件で10日，40日，120日間加熱した．圧力は飽和水蒸気圧で行った．実験生成物は，X 線回折装置 (XRD)，走査型電子顕微鏡 (SEM)，およびエネルギー分散型 X 線分光法 (EDS) によって分析した．
XRD分析により，溶液aでは，実験期間10日，溶液bでは，10日，40日，120日でdashkovaite（Mg(HCOO)2•2(H2O)）のピークが見られた(Fig. 1)．この有機鉱物は，SEM観察でも確認されている．溶液bの各期間で見られたdashkovaiteのSEM画像をFig. 2に示す．EDS分析により得られた生成物相のMg，Fe，Siのmol比をFig. 3に示す．また，Fig. 3に示されたdashkovaite以外の生成物相の測定点数，Mg/(Mg+Fe)×100比(Mg#)における平均，標準偏差及びdashkovaiteの測定点数，Mg#をTable1に示す．
反応の初期段階において，溶液からMg#70程度のdashkovaiteが急速に成長し，その後，約90までMg#は増加していった．dashkovaiteは水質変性の進行に伴いFeを放出し，ケイ酸塩質の生成物のMg#は太陽系の元素存在度におけるMg#よりもFeに富むようになった．このケイ酸塩質の生成物は，強い水質変性を受けた炭素質コンドライト存在するFeに富む含水ケイ酸塩相の前駆物質である可能性がある．
引用文献
Oberg K. I., Murray-Clay R., and Bergin E. A. (2011) Astrophysical Journal Letters, 743, L16(5pp).
Jones C. L. and Brealey A. J. (2006) Geochimica Cosmochimica Acta, 70(4), 1040-1058.
Yang Y. et al. (2021) The Astrophysical Journal, 91020(38pp).
本研究では，Oberg et al. (2011)に基づき，2~10AUと10~40AUの間に存在する天体に注目し，原始太陽系円盤におけるC及びOを含む分子の雪線から流体の組成を推定し，流体と隕石物質との熱水条件における相互作用について実験を行った．流体のC/O比は，HCOOH (ギ酸)，C2H5OH (エタノール)，およびH2Oを使用して再現した．有機酸と炭化水素（ギ酸エチルなど）は，惑星系が形成されている場に普遍的に存在することが報告されている（Yang et al., 2021）．流体組成は，ギ酸約16wt%，エタノール約10wt%の溶液（以下溶液a）と，ギ酸約 30wt%，エタノール約19wt%の溶液（以下溶液b)を用いた．固相は，水質変成を受けていない非平衡炭素質コンドライトであるAllende隕石の微粒子粉末を使用した．固液比は，重量比で1：1とした．150℃の温度条件で10日，40日，120日間加熱した．圧力は飽和水蒸気圧で行った．実験生成物は，X 線回折装置 (XRD)，走査型電子顕微鏡 (SEM)，およびエネルギー分散型 X 線分光法 (EDS) によって分析した．
XRD分析により，溶液aでは，実験期間10日，溶液bでは，10日，40日，120日でdashkovaite（Mg(HCOO)2•2(H2O)）のピークが見られた(Fig. 1)．この有機鉱物は，SEM観察でも確認されている．溶液bの各期間で見られたdashkovaiteのSEM画像をFig. 2に示す．EDS分析により得られた生成物相のMg，Fe，Siのmol比をFig. 3に示す．また，Fig. 3に示されたdashkovaite以外の生成物相の測定点数，Mg/(Mg+Fe)×100比(Mg#)における平均，標準偏差及びdashkovaiteの測定点数，Mg#をTable1に示す．
反応の初期段階において，溶液からMg#70程度のdashkovaiteが急速に成長し，その後，約90までMg#は増加していった．dashkovaiteは水質変性の進行に伴いFeを放出し，ケイ酸塩質の生成物のMg#は太陽系の元素存在度におけるMg#よりもFeに富むようになった．このケイ酸塩質の生成物は，強い水質変性を受けた炭素質コンドライト存在するFeに富む含水ケイ酸塩相の前駆物質である可能性がある．
引用文献
Oberg K. I., Murray-Clay R., and Bergin E. A. (2011) Astrophysical Journal Letters, 743, L16(5pp).
Jones C. L. and Brealey A. J. (2006) Geochimica Cosmochimica Acta, 70(4), 1040-1058.
Yang Y. et al. (2021) The Astrophysical Journal, 91020(38pp).