Elucidation of noble gas isotopic compositions in the Martian atmosphere and interior is essential to clarify the Martian history of volatile element degassing from the interior and subsequent atmospheric evolution. In addition to the noble gas data for Mars atmosphere by Viking probe analyses, meteorites from Mars play an important role in elucidating the noble gas isotopic signature for the Martian interior and atmosphere. At present, the noble gas distribution in Mars is discussed in a framework of three end-members: atmosphere, elementally fractionated atmosphere, and the interior. Several new findings have been obtained in this work, which shed light to the noble gas distribution in the Martian interior and the Martian atmosphere, which gives new insight on Mars.

Nine shergottites （DaG476, -489, SaU 005, -060, -150, Dho 019, Dho 378, LA 001, Zagami）, one nakhlite （MIL03346）, and one chassignite （NWA2737） have been studied for noble gas concentrations and isotopic compositions using the mass-spectrometer system （Modified-VG5400/MS-II） in the Laboratory for Earthquake Chemistry. These Martian meteorites have been collected mostly in hot deserts and Antarctica. For noble gas extraction from the meteorites, a stepwise heating method （from 400 to 1800℃） and a total melting method （1800℃） were organized.

So far the first chassignite, Chassigny （fell in France, 1815） has been the only Martian meteorite regarded as a representative of Martian mantle, and perceived as the important end-member data on Martian interior. The second chassignite NWA2737 was discovered in Moroccan Sahara in 2000, which is a dunite with 90% dark olivine and similar in mineralogy and petrology to Chassigny （e.g., Mikouchi et al. 2005）. Noble gas isotopic compositions of the NWA2737 chassignite are entirely different from those of Chassigny. Moreover, cosmic-ray exposure age of 15.1±1.7 Myr for NWA2737 indicates that this meteorite was ejected by an impact event different from that for Chassigny, accordingly from the site different from Chassigny's. These observations indicate a presence of mantle entirely different from that inferred from Chassigny with respect to noble gas isotopic compositions. This means that Mars has chemically heterogeneous mantle: e.g., 40Ar/36Ar 〜1400 and 129Xe/132Xe〜2.4 for NWA2737; 40Ar/〓36Ar〓200 and 129Xe/132Xe〜1.1 for Chassigny. It also supports the previously reported ideas of heterogeneous Martian mantle （e.g., Jones. 2003）.

MIL03346 is nakhlites, which was found by a field party from the U.S. Antarctic Search for Meteorites program （ANSMET） on Dec. 15, 2003, on an ice field in the Miller Range of the Transantarctic Mountains. The collected mass was 715.2g. It is composed of 74% of clinopyroxene, 22% of mesostasis and 4% of olivine. Unusual release profile was observed for this meteorite by the stepwise heating method: high 129Xe/132Xe ratios （1.5〜2.2） were observed in both lower （400℃, 500℃, 600℃） and higher （1400℃, 1500℃） temperatures. At the middle temperatures, the ratios decreased to ca. 1.3. The characteristic feature of nakhlites is having altered olivine （iddingsite） and mesostasis. Because the iddingsite is an alteration product, the high 129Xe/132Xe ratios from the lower temperatures can be interpreted as a Martian atmosphere trapped on the weathered product on Mars. The high 129Xe/132Xe isotopic ratios from higher temperatures suggest the presence of Martian atmospheric components trapped in minerals or mesostasis while they grew at relatively shallow level in thick lava flow on Mars （e.g., Mikouchi et al., 2003）.

Cosmic-ray exposure age is about 11 Myr, which is identical with the ages for other nakhlites and Chassigny. They experienced the same impact event which ejected all the nakhlites and Chassigny. Cosmic-ray exposure ages for shergottites are about 1〜3 Myr, except that of Dho 019. The Dho 019 shergottite has extremely long cosmic-ray exposure age of 20 Myr, which has never been reported for all Martian meteorites. The Ne isotope ratios of shergottites are mostly cosmogenic and partly affected by terrestrial contamination. However, Dho 378 shows an indication of Martian atmospheric Ne. Viking Landers could not measure Ne isotopes on Mars （e.g., Owen et al. 1976）, and the 20Ne/22Ne isotopic ratio is poorly estimated as 10.1±0.7 （Pepin, 1991） and 7-10 （Garrison and Bogard, 1998）. Pyroxene with glassy material from Dho 378 show Ne enrichments relative to those of Martian atmosphere with identical 20Ne/36Ar ratio at the extraction temperatures of 600℃, 800℃, 1000℃. Such enrichments of atmospheric Ne have been reported for terrestrial obsidians and tektites （Matsuda et al., 1989; Matsubara and Matsuda, 1991）. The Ne isotopic ratios of Dho 378 at the three temperature fractions show a nice linear trend, which can be explained as a mixing line between cosmogenic Ne and another Ne component. The latter can be attributed to the Martian atmospheric Ne, and its 20Ne/22Ne is calculated as 7.32±0.07 assuming 21Ne/22Ne=0.029. The Ne excess in Dho378 might have been caused by a gas-solid interaction after Dho 378 was in shock-impacted-melt status, when Dho 378 flew out through Martian atmosphere as an impact melting.

From the 84Kr/132Xe and 129Xe/132Xe ratios for shergottites, the higher temperature data show the trapped Martian atmospheric components. While the lower value of 129Xe/132Xe observed from the shergottites can be explained as terrestrial contamination due to desert weathering, though a possible source of Martian interior component cannot be eliminated. For the comparison, we also measured the terrestrial samples from the desert in Oman and Libyan Sahara, where those Martian meteorites were discovered, and fully-weathered olivine from Takashima in Japan. The noble gas data show heavy elemental fractionation of terrestrial noble gases, which can also explain the observed noble gas compositions of Martian meteorites at the relatively low extraction temperatures.

Noble gas study on Martian meteorites provides valuable information about the conditions of their formation on Mars. With lots of information from Mars explorations on Mars （although the project of bringing Martian rocks together with Martian spacecrafts will not be realized in the near future）, the laboratory study of Martian meteorites will give us better understanding of Mars.

本論文は6章からなり、第1章はイントロダクションとして火星隕石についてのこれまでの知見および火星隕石に含まれる希ガス同位体成分の分類を行うとともに、希ガス同位体が火星進化過程の研究において有用であることを述べている。申請者が研究した火星隕石はシャーゴッタイト、シャシナイト、ナクライトの3種に大別できる。このうち、第2章ではシャーゴッタイト、第3章ではシャシナイト、第4章でナクライトについて述べられている。第5章では、本研究で用いられた隕石の大部分が砂漠で発見されたものであるため、砂漠における風化作用の影響や地球物質の付着による影響について述べられており、第6章が全体のまとめとなっている。

第2章では、火星隕石の中で最も多数を占めるシャーゴッタイトについて述べている。宇宙線照射年代は、DHO 015以外は80万年から300万年前に火星から放出されたことを示して、これまで報告されている他のシャーゴッタイトと同じ年代分布を持つ。 DHO 015は2000万年というこれまで知られている火星隕石の中では最も古い時代に火星から放出された。これらの隕石には少量の火星大気が捕獲されているが、大部分は地球に落下後に地球大気の汚染を受けたものと見られる。この見解は、従来の火星大気と火星内部の希ガスが様々な割合で捕獲されているという解釈と異なるものである（第5章）。この研究で最も重要な発見は、DHO 378から得られた火星大気の20Ne/22Ne比を7.3±0.1としたものである。申請者が得た同位体比は、これまで報告された中では最も確からしい根拠に基づいたものである。

第3章では、新たに発見されたNWA（Northwest Africa） 2737というシャシナイト隕石について述べられている。この隕石の発見までは、火星内部の希ガス同位体組成を示すものとしてはシャシニ（Chassigny）が唯一の隕石であった。申請者が世界に先駆けて測定した希ガス同位体組成に基づくと、NWA 2737は1500万年前にシャシニ（1100万年前）とは別の放出イベントによるものである。更に、この隕石に含まれる火星起源の希ガス同位体組成はシャシニのものとは全く異なり、NWA 2737が作られた火星のマグマ物質はあらかじめ良く脱ガスされていることを示す。この結果は、火星内部が形成時に捕獲したガスを良く保持している部分と、古い時代に大気への脱ガスが進行した部分が存在する不均質な構造を持っていることを示したものである。

第4章では、ナクライトに属するMIL（Miller Range） 03346について述べている。この隕石は南極で発見され、NASAから配分されたものである。希ガス捕獲成分は、他のナクライトと同様に、火星表面での風化作用に伴って元素分別を受けた火星大気を含んでいるが、顕著な違いは、この火星大気担体に400°Cの低温で分解されるものと高温まで保持する事が出来る、少なくとも二種類があることである。

第5章では、地球での風化作用による隕石希ガスへの影響を調べるため、カンラン石の風化物、隕石発見場所の砂漠砂などを測定して隕石の希ガスデータと比較検討している。火星隕石の希ガス成分を検討するために従来用いられていたプロットは、元素分別を受けた地球大気希ガスと火星内部希ガスとを明確に分離して示せない欠点を補うために、火星内部とされる太陽型Xeと地球大気Xeの違いを明確に示す136Xe/132Xe比を導入した。このプロットを使うと、従来シャーゴッタイトに含まれるとされていた火星内部起源希ガスは、地球大気の汚染によるものである可能性が高いことを初めて明確にした。

第6章では、結果のまとめと、火星の大気および内部の希ガス組成、火星上での水が関与した変成作用と希ガス組成、全火星隕石の火星から飛び出して地球に到達した年代分布、および地球上で受けた変質が隕石希ガス組成に及ぼす影響などを議論している。

以上の火星隕石を用いた研究は、火星の大気及び不均質な内部の希ガス組成の推定、火星表面に於ける水質変成鉱物の存在の証拠、地球大気希ガスの影響の評価など、地球と類似の惑星である火星研究において重要な寄与をなしており、比較惑星科学の発展に寄与するところが大きい。

なお、いくつかの隕石の希ガス分析は他の研究者たちとの共同研究であり、酸素同位体分析は岡山大学固体地球研究センターの装置を用いた日下部実教授との共同研究であるが、いずれも申請者が最も深く主体的に関わったものである。したがって、博士（理学）の学位を授与出来ると認める。