17:15 〜 19:15
[PPS07-P07] 顕微FT-IR分析にもとづく南極微隕石の構成鉱物の同定
地球上で回収される地球外物質で2mm以下のものを宇宙塵と呼ぶ．宇宙塵には成層圏から回収されるInterplanetary Dust Particles(IDPs) [1]と, 南極の雪氷1kgあたり約1個含まれるAntarctic Micrometeorites (AMMs)[2]が存在する．IDPsは1970から80年代にかけては中間赤外吸収スペクトルの特徴から分類されていた[3]．本研究ではIDPsと同等の鉱物学的特徴を持つAMMs[4]の赤外吸収スペクトル測定し，主要な鉱物種を求め，天文学的観測から得られる小惑星や彗星核の鉱物種と比較し宇宙塵の起源を推定することを目的とする．
本研究では第59および60次南極地域観測隊によりドームふじ基地周辺にて回収された表層雪370kgを京大クリーンブース内で融解，濾過した．また，極地研究所にて同じ雪をテフロンシート上で昇華した．これらのフィルターやシート上の残留微粒子をマイクロマニピュレータで取り出しAu製の試料台に並べ，SEM-EDS観察を行いAMMsの同定を行った．これらの試料から水質変質，加熱などの影響の少ない試料を選択し，分析対象とした．そしてAMMs9個，Murchison CM2 隕石，Orgueil CI 隕石，Allende CV3 隕石, Tarda C2-ungrouped 隕石，Tagish Lake C2-ungrouped 隕石の細粒マトリックス，標準試料（Forsterite, orthoenstatite, clinoenstatite, GEMS (glass with embedded metal and sulfide)を模擬した2種類の合成非晶質ケイ酸塩，ForsteriteとEnstatite組成の非晶質ケイ酸塩），に対して顕微赤外分光分析を行った．これらのAMMs粒子径が非常に小さいため，他の試料も同程度の大きさの試料を準備した．微小試料の赤外分光分析後を行うためには試料加工が必要となる[5]．本研究では，AMMs試料を厚さ3µm以下になるようダイヤモンドプレスで圧縮し押し広げた後，平滑な合成サファイヤ板上で別途作成した直径10 mmのKBr錠剤に，押し広げられた試料が付着したダイヤモンド板をおしつけて，試料をKBr板に転写した．分析条件をそろえるため他の試料にも同様の加工処理を行った．これら試料は，Spring-8 BL43IRおいては中間赤外領域(650–4000cm-1)の吸収スペクトルのマッピング分析を行った．また，窒素置換グローブボックス内に設置したJASCO製FTIR-4Xにてより広範囲の波長(350–4000cm-1)のバルク試料の中間赤外吸収スペクトルを計測している．
顕微赤外分光分析のケイ酸塩の特徴を示す波長域(8–13µm)の結果の一部を紹介する．標準試料のForsteriteとEnstatiteは，それぞれ，約11.2µmと約9.2μmに一番強いピークを持つ．今回分析したAMMsの多くは，細粒多孔質なものであり，それらの赤外吸収スペクトルはこれらのどちらかあるいは両方に強いピークを持つものが多くを占めた．これらの細粒多孔質のAMMsには，水質変成を受けたTarda隕石やOrgueil隕石のマトリックスの赤外吸収スペクトルで約9.9µmに現れる層状ケイ酸塩のSi―O伸縮振動に起因する強いピークとは容易に区別できることがわかった．このことから，これら細粒多孔質のAMMsは水質変質をほぼ受けていないと考えられる．また，マッピングによりAMM試料内での鉱物の不均質な分布を観察することができた．
今後，グローブボックス内に設置したFT-IR分光器で，各AMMsおよび隕石のマトリックスのバルク分析をより広い波長領域で測定し，それらのスペクトルからより正確な鉱物組成比を求めることを目指す．
[1] Bradley, (2014), Treatise on Geochemistry. Elsevier, pp. 287-308. [2] Noguchi et al., (2025), Meteorit & Planetary Scien maps.14324 [3] Sandford and Walker, (1985), ApJ 291, 838. [4] Noguchi et al., (2015), Earth and Planetary Science Letters, 410, 1-11. [5] Raynal et al., (2000), Planetary and Space Science, 48, 1329-1339.
本研究では第59および60次南極地域観測隊によりドームふじ基地周辺にて回収された表層雪370kgを京大クリーンブース内で融解，濾過した．また，極地研究所にて同じ雪をテフロンシート上で昇華した．これらのフィルターやシート上の残留微粒子をマイクロマニピュレータで取り出しAu製の試料台に並べ，SEM-EDS観察を行いAMMsの同定を行った．これらの試料から水質変質，加熱などの影響の少ない試料を選択し，分析対象とした．そしてAMMs9個，Murchison CM2 隕石，Orgueil CI 隕石，Allende CV3 隕石, Tarda C2-ungrouped 隕石，Tagish Lake C2-ungrouped 隕石の細粒マトリックス，標準試料（Forsterite, orthoenstatite, clinoenstatite, GEMS (glass with embedded metal and sulfide)を模擬した2種類の合成非晶質ケイ酸塩，ForsteriteとEnstatite組成の非晶質ケイ酸塩），に対して顕微赤外分光分析を行った．これらのAMMs粒子径が非常に小さいため，他の試料も同程度の大きさの試料を準備した．微小試料の赤外分光分析後を行うためには試料加工が必要となる[5]．本研究では，AMMs試料を厚さ3µm以下になるようダイヤモンドプレスで圧縮し押し広げた後，平滑な合成サファイヤ板上で別途作成した直径10 mmのKBr錠剤に，押し広げられた試料が付着したダイヤモンド板をおしつけて，試料をKBr板に転写した．分析条件をそろえるため他の試料にも同様の加工処理を行った．これら試料は，Spring-8 BL43IRおいては中間赤外領域(650–4000cm-1)の吸収スペクトルのマッピング分析を行った．また，窒素置換グローブボックス内に設置したJASCO製FTIR-4Xにてより広範囲の波長(350–4000cm-1)のバルク試料の中間赤外吸収スペクトルを計測している．
顕微赤外分光分析のケイ酸塩の特徴を示す波長域(8–13µm)の結果の一部を紹介する．標準試料のForsteriteとEnstatiteは，それぞれ，約11.2µmと約9.2μmに一番強いピークを持つ．今回分析したAMMsの多くは，細粒多孔質なものであり，それらの赤外吸収スペクトルはこれらのどちらかあるいは両方に強いピークを持つものが多くを占めた．これらの細粒多孔質のAMMsには，水質変成を受けたTarda隕石やOrgueil隕石のマトリックスの赤外吸収スペクトルで約9.9µmに現れる層状ケイ酸塩のSi―O伸縮振動に起因する強いピークとは容易に区別できることがわかった．このことから，これら細粒多孔質のAMMsは水質変質をほぼ受けていないと考えられる．また，マッピングによりAMM試料内での鉱物の不均質な分布を観察することができた．
今後，グローブボックス内に設置したFT-IR分光器で，各AMMsおよび隕石のマトリックスのバルク分析をより広い波長領域で測定し，それらのスペクトルからより正確な鉱物組成比を求めることを目指す．
[1] Bradley, (2014), Treatise on Geochemistry. Elsevier, pp. 287-308. [2] Noguchi et al., (2025), Meteorit & Planetary Scien maps.14324 [3] Sandford and Walker, (1985), ApJ 291, 838. [4] Noguchi et al., (2015), Earth and Planetary Science Letters, 410, 1-11. [5] Raynal et al., (2000), Planetary and Space Science, 48, 1329-1339.