小惑星を加熱した消滅核種／国広151

特集「物質科学的研究・観測的研究で探る惑星系の誕生と進化」

小惑星を加熱した消滅核種
国広 卓也

1

（要旨）二次変質を受けていないコンドリュールを用いて小惑星集積時のアルミニウム-26 の存在度を見積もった．
コンドリュール形成後瞬間的に小惑星が集積したとして計算を行ったところ，小惑星の温度は1000K までしか上昇しないことがわかった．この温度は最初の金属メルトが発生する温度（1260K）より低い．小惑星をアルミニウム-26 単独で融解することは難しい．小惑星における融解の痕跡説明するには，熱源として鉄-60 の壊変エネルギーや衝突によるエネルギーを考慮にいれる必要がある．

1.はじめにではこのような融解を引き起こしたメカニズムはなんだろう? 特に小惑星や隕石に残されている融解の我々の暮らす太陽系には，太陽・惑星・小惑星など痕跡のもととなった熱源はなんなのであろう? 太陽系といった天体が存在し，またそれぞれの天体内部に形成初期に考えられる熱源としては，重力エネルギー様々な物質構造が形成されていることが知られている．の開放，衝突エネルギー，そして放射性元素の壊変にこのような複雑な物質構造が出来上がる過程，すなわよる放出エネルギーがあげられる．重力開放エネルギ

ち惑星進化を物質科学として検討することは極めて重ーは，例えば地球のように大きな天体においては重要要な研究テーマの一つといえよう．惑星進化は，言いな役割を果たしてきたと考えられるが，小惑星以下の換えれば物質分化の歴史を反映しており，とりわけ物小天体の場合はその効果は大きくはないと考えられる．

質の融解（固相から液相への相転移）に伴う物質分化

直径100 km 程度の小惑星の場合，重力エネルギーがは，元素分配や物質移動，あるいはエネルギーの輸送瞬間的に開放されたとしても，開放エネルギーはそのなどに関して極めて重要な役割を果たしてきた．例え天体を高々 10 K 暖めるにすぎない．したがって，小ば，惑星規模の融解を経験した地球の場合は，融解と天体の融解の痕跡を説明するにはまったく不十分であいうプロセスによって，金属鉄の核とケイ酸塩マントる．

ルが分離し，様々な元素の再分配が行われ現在の地球

ボブ・クレイトン（Robert N. Clayton）の師であを形作っている．また興味深い点は，このような融解るノーベル賞化学者ハロルド・ユーレー（Harold C.

過程の痕跡が直径500km 程度の小惑星ベスタや小惑Urey）はアルミニウム-26 から発せされる放射エネル星の欠片と考えられる隕石にも観察されることである．

ギーが小惑星を分化させた熱源であると主張した[1]．

すなわち太陽系において，程度の差ことあれ，小惑星またタイフーン・リー（Typhoon Lee）らのカルテク・から惑星にいたるまで，太陽系形成初期において何らグループがこの説を裏付ける物質科学的発見を行ったかの融解プロセスを経験し，その結果が現在の多様な[2]．特に他に有意な熱源が見当たらないことから，現物質構成を形作ったと論じてさしつかえはないだろう．

在のところアルミニウム-26 が小惑星を溶かした熱源

1. 岡山大学地球物質科学研究センター（三朝）であると広く考えられている．本稿でアルミニウム

152

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.2,2007-26 を含む消滅核種の熱源としての寄与を[3] をもとに( AlAl)
2627

議論する．

を見積もり，その積として消滅核種の存在

asteroid

26

度 [ Al]asteroid を決める．

2.消滅核種: アルミニウム-26
2.1 熱源としてのアルミニウム-26

アルミニウム-26原子ひとつの壊変で3.2MeVのエネルギーが放出される．アルミニウムが[2]らによって見積もられた同位体組成を持っているのであれば，10gのアルミニウムは1,300kcalのエネルギーを潜在的に有不安定な核種はエネルギーを放出して安定核種へとする．一見熱量としてさほどのものでないようにみえ変化する．この現象を放射壊変と呼び，放射壊変を起る．しかし太陽系元素存在度 [Al]◎とその同位体組成こす核種を放射性核種という．アルミニウム-26は半を用いて見積もった [ Al]asteroidにてモデル計算を行う

126

減期0.73 Ma の放射性核種で現在の地球にはほぼ存在と，表面積/体積が相対的に大きい10km程度の小惑星しない．このように地球の歴史と比べ核種の寿命が短ですら簡単に溶けることがわかる．小惑星を溶かした

く，現在の存在度が極端に低い核種を消滅核種と呼ぶ．

熱源が Al だったという認識はこの見積もりを元にし消滅核種は短期間で崩壊するため時間あたりのエネルている．ここで“溶ける”とはケイ酸塩と金属鉄がギー放出が長寿命核種のそれと比べると大きいともい分離するプロセスとしよう．

える．
アルミニウム-26 の典型的な寿命は1Ma である．[2]26

2.2 小惑星のアルミニウム-26

はアルミニウム-26 が太陽系最古の物体にかつて存在

加熱前の小惑星のかけらには数ミリの玉粒がぎっしていたことを示した．したがってアルミニウム-26

しりとつまっている．その玉粒には2世代あることがが生成されるイベントから1Ma のタイムスケールでわかっている．両者は形成時期が若干異なっており数太陽系形成がはじまったか[4]，太陽系形成初期にアルMa 程度の時間間隔があるといわれている[6]．さて時ミニウム-26 がその場で作られていたということにな

間順に物体形成を並べると第1世代の玉粒の形成，第る．アルミニウム-26 の生成プロセスについては決着

2世代の玉粒の形成，そして小惑星の形成となる．第2がついていないが[5]，その議論にはここでは深入りし世代の玉粒の形成のほうが第1世代の玉粒の形成よりないことにしよう．

も小惑星集積に時間的に近い．このことを模式的に示

アルミニウムの同位体組成が太陽系内で均一だったしたのが図1である．とすれば，他の放射壊変系同様，年代測定に応用する( AlAl)もしくは [ Al] が指数関数的に減少していくこ事ができる．放射性核種の存在量は指数関数的に単調とを考えると小惑星集積時の [ Al]asteroidを見積もるに減少する．消滅核種の寿命の短いという特徴は時間分あたっては第2世代の玉粒形成時のアルミニウム同位解能の高い年代測定に応用できる．

体組成を用いるほうが適切である．実際に第2世代の

26

さて消滅核種 Al の小惑星加熱の熱源としての寄玉粒形成時期のアルミニウム-26存在量はリーら[2] の与を見積もるということは，小惑星集積時のアルミ求めた第1世代のそれの1/5程度であっただろうと見積

26

ニウム-26の存在度 [ Al]asteroid を見積もるというこ

26262726

もられている[7]．とである．具体的には小惑星のアルミニウム存在度

ここでいう第2世代の玉粒とはコンドリュールのこ[Al]asteroidと小惑星集積時のアルミニウム同位体組成とである ．コンドリュールは太陽系ネビュラでの複2数回の加熱イベントを経て，ケイ酸塩鉱物の溶融物か*1. 本稿では 100 万年を単位として議論を行う．よって 1
Ma (= 100 万年 ) という記述を用いるら形成したと考えられている．いくつかのコンドリュ

小惑星を加熱した消滅核種／国広

153

ールについては小惑星上でできたとも考えられているン上にプロットされることをひとつの根拠とし，またが[8]，ここではコンドリュールが小惑星集積前に形成( AlAl)したという立場をとる．

は以前にも遊・星・人に紹介された記事[9, 10, 11] をコンドリュール形成時のアルミニウム同位体組成2627

はアイソクロンの傾きとして求める．詳細

chondrule

参照してほしい．

26は，分析によって求めることができる． Al は現在で2626はほぼ Mg へと崩壊してしまった．そこで Al の痕
262.3 小惑星の加熱

26跡を Mg の過剰（Δ Mg）として検出する．放射壊小惑星の加熱を議論するにあたり，いくつかの基準変によってできた Mg 原子の個数 N（Δ Mg）はNとなる温度が存在する．Fe－FeS 共融点温度1260Kと2626( )27（Δ Mg）= N（ Alchondrule）= 27Al（ Alchondrule）
Al chondrule×N

最初のケイ酸塩鉱物の融解温度1400Kである．小惑星と書ける．原子の個数は濃度に比例する量でありまを溶かしケイ酸塩と金属鉄を分離するにあたり，最低

2726
‗N
‗~
たN（ Al）（Al）で あ る た め こ の 式 は [Δ Mg] ~でもこれらの温度よりも小惑星は熱せられなくてはな( )らない．

2626272626AlAl chondrule × [Al] と書きかえることができる．コンドリュールが形成した時の [Al] は鉱物ごとによ[3] で は 炭 素 質 コ ン ド ラ イ ド に 含 ま れ る 二 次 変り 異 な る が 同 位 体 組 成 27Al
Al chondruleは 一 定 で あ る た( )質の最も少ないコンドリュール 5 個を分析し（図め，複数の鉱物 i について求めたデータセット（[Al]i,2）， 27AlAl chondrule= 3.8 × 10 と見積もった．この同位262626( )26-6[Δ Mg]i）は，[Al]－[Δ Mg] 空間における直線と体組成とアルミニウムの太陽系元素存在度 [Al]◎からしてプロットされる．この直線をアイソクロンとい[ Al]asteroid を決めた．次にそれを熱源とした時の大きう．アルミニウム－マグネシウム系への外部からのかさの異なる小惑星について，それぞれ温度変化を見く乱が少ないという認識は分析データがアイソクロ積もった（図3）．半径が40kmより大きい小惑星での26

中心部における最高到達温度は940Kと見積もられる．
すなわち小惑星内部はFe－FeS 共融点温度に達することができず，金属鉄の融解は発生しない．計算において，コンドリュール形成後瞬間的に小惑星が集積すると仮定している．したがって，求められた温度は最大見積( )もりを与えると考えられる．つまり， 27Al
Al chondruleを元
26

図 1： ( AlAl) の時間変化とネビュラにおける物体形成のタイミ
ング : 横軸は第 1 世代の玉粒の形成してからの時間で，縦軸は第 1 世代の玉粒のアルミニウム同位体組-5成が形成時に( AlAl)=5×10 だったとした時のモデル同位体組成
26272627*2. 一 方 第 1 世 代 の 玉 粒 と は リ フ ラ ク ト リ ー・ イ ン ク
ル ー ジ ョ ン ( 難 揮 発 性 包 有 物 ) の こ と で あ る．CAI(Calucium-Aluminum-rich Inclusion) と呼ばれることもあるが，CAI という呼び名には注意が必要である．カ
ルシウムとアルミニウムに富む地球上の鉱物の典型は斜長石であるが，斜長石は CAI の主要構成鉱物ではない．

図 2： 同位体分析を行ったコンドリュールの組織（反射電子像）: 中央で全画像領域の 1/3 程度を占める直径200 μm の物体がコンドリュールに対応する．

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日本惑星科学会誌 Vol.16.No.2,2007
ともあれ必ず二次変質を受けている．二次変質が進む( )と，同位体系がリセットされ 27Al
Al chondruleの値が小さめ26にでることが報告されている[12]．二次変質をまった
く受けていないコンドリュールは存在しないため，二次変質の少ないコンドリュールを選定して分析するわ26

けだが，[ Al]asteroid を過小見積もりしている可能性を26

否定することは難しい．言い方をかえると，“ Al が熱源として不十分に見えるのは，二次変質によって同位体系がリセットされたものを測定対象物として選んでいるからだ”という議論を否定することは難しい．
一方，二次変質を受けていないのにかかわらず

( )

Al
27
Al chondruleの値が小さいのであれば，年代学的解釈と26

図 3： Al の壊変エネルギーを熱源とした時の小惑星の温度の時間変化 [3]: 横軸は小惑星が集積してからの時
26
間．[ Al]asteroid はコンドリュールより見積もった．曲
線は小惑星の中心 (r/R = 0) と表面－中心の中間点(r/R = 0.5) の温度変化を示している．
26

しては，そのコンドリュールが後に形成したことになる．コンドリュールが小惑星形成以前に形成したとい( )うシナリオに沿うと， 27Al
Al chondruleの値が小さければ小26

さいほど，コンドリュールの形成時期は小惑星のそれ26に見積もった [ Al]asteroid で小惑星を溶かすことは難し
26いということになる．隕石に観察される熱変質を Al
26で説明することは可能であるが， Al が小惑星を溶か26すことはできない．違う言い方をすると Al では鉄隕に時間的に近いということになる．つまり，二次変質( )
さければ小さいほどより適切な ( AlAl)を受けていないコンドリュールで 27Al
Al chondruleの値が小262627の見積もりasteroidを与えることになる．
26

石や石鉄隕石をつくったケイ酸塩と金属鉄が分離する

熱源としての [ Al]asteroid を見積もるにあたり，以上プロセスを説明することができない．詳細は[3] を参は相反するセンスである．[3]は手に入りうるもっとも照してもらいたい．

二次変質の少ない隕石に含まれる複数のコンドリュー
26ルを分析し，その平均値を用いて [ Al]asteroid を見積も3.小惑星を溶かしたものった．二次変質による過小見積もりを完全には否定できないが，二次変質による影響は年代学的解釈における過大見積もりにてある程度補償されるだろうと考え26

3.1 根強い Al 熱源説
26

る．論理は完結しておらず歯がゆいところがある．
26

コンドリュールから [ Al]asteroid を見積もり， Al は熱源として不十分であると述べた．しかし測定対象物

3.1.2 溶けてないものから見積もった量では溶けない( )に問題があるとする Al 熱源説の支持層はいまだ厚い．

上記で， 27Al
Al asteroidの適切な見積もりを与えるのは以下に彼らの主張の根拠となっているコンドリュール二次変質の影響が少ないコンドリュールであると述べの測定対象物としての問題について述べる．

た．二次変質の影響が少ないコンドリュールというの

26

26

は“溶ける”というプロセスから最も遠かったコンド
3.1.1 二次変質リュールという言い方もできる．二次変質の影響の少( )[ Al]asteroid は 27AlAl chondruleから見積もられた．しかし，
26

26

コンドリュールを含む小惑星のかけらは程度の大小はない“最良の”コンドリュールを選ぶと今度は以下の議論が成立してしまう．

小惑星を加熱した消滅核種／国広“溶けていないコンドリュールを用いて見積もった
26[ Al]asteroid で小惑星が溶けるわけがない．そのコンド

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3.2 もうひとつの消滅核種: 鉄-60

リュールは二次変質すらしていないではないか．溶け

これまでのコンドリュールのデータを元に見積もってしまった小惑星の前駆物質に相当するものはすべてた [ Al]asteroid で小惑星を分化するにはコンドリュー溶けてしまったのであり，分析に用いたコンドリュー

ル形成－小惑星集積が同時に発生する必要があると述ルは分化した小惑星の前駆物質ではない．
”という議べた．そのような仮定なしに小惑星を溶かすうる“熱論である．コンドリュール完全犯罪論であり，前駆物い”核種として注目されているのが消滅核種 Fe で質がなんであったかを提示しないと建設的でない気がある． Fe の半減期は 1.5Maで Al のそれより若干しなくもないのだが，いわんとするところは理解でき長い．アルミニウム-26が注目されていた理由のひとる．

つに，アルミニウムが主要元素であり，太陽系に普遍

この主張は，アルミニウム-26が小惑星を溶かした熱源であったという前提を伴うと以下の議論へと発( )26606026

的に存在していることが挙げられるのだが，鉄に至ってはさらに存在度が高い．

展する． 27Al
Al chondruleの高いコンドリュールとそうで太陽系初期に Fe が存在していたことは分化隕石のないコンドリュールが存在し，高いものは溶けたし，全岩分析から報告されていた[16]．近年未分化隕石の低いものは溶けなかった．なぜコンドリュール間で特定鉱物から Fe の痕跡が発見され[17, 18]注目を集( AlAl)の値にばらつきがあるのかといえば，それめている． Al は超新星爆発でも太陽系内でも合成さぞれのコンドリュールの形成した時期が違うから，とれうるのだが， Fe は超新星爆発でなければ合成され

262627chondrule3

いうことになる ．

6060266060ない．つまり Feは超新星爆発からの時を刻む同位体

アルミニウム-26が小惑星を溶かしたということで核種であり，その太陽系物質における存在は太陽系があれば，コンドリュールが形成されている一方で小惑超新星爆発から数Maで形成を開始したことを示唆す星が集積していたということになる．この説は第1世

る[4]．
60代の玉粒（リフラクトリー・インクルージョン）と第2

さてその Fe の熱的貢献を考えよう．コンドリュー世代の玉粒（コンドリュール）の形成が同時に行われル内外に含まれるトロイライト（FeS）と呼ばれる硫ていたとする発見[13]や第1世代の玉粒（リフラクトリ化鉄鉱物が形成した時の鉄同位体組成は 56Fe
Fe FeS ～ 1－ー・インクルージョン）と分化との時間間隔が 1Ma10 × 10 と見積もられる[17, 18]．小惑星集積時の鉄という発見 [14] と調和的である．

同位体組成がトロイライトに観察される同位体組成の( )( )60-7( )Al27
Al chondruleの大きいコンドリュールが存在したの中間値 56Fe
Fe asteroid= 5 × 10 程度であったとすると Feであれば，小惑星が溶ける前の衝突現象で宇宙空間の熱的貢献は 27Al
Al chondruleから見積もられた Al の熱的にそういったコンドリュールを含むかけらが放出さAl貢献と同程度となる． 56Fe
Fe asteroid 値が 27Al asteroidと比較れてもいい．つまりこのモデルから予測されるのは，して一桁小さいのに関わらず熱的貢献が同程度なのはAl
27
Al chondruleの高いコンドリュールの存在である．ビザ( )鉄存在度 [Fe]asteroid がアルミニウム存在度 [Al]asteroidとーロら[15] の分析結果はこの予測と調和的に見えるが，比較して一桁大きいためである． Al 単独， Fe 単独

彼らの分析結果は全岩分析であり，コンドリュールのでは小惑星を溶かすこと簡単ではないが，二つの消滅前駆物質形成時の同位体組成を見ている可能性がある．

核種を組み合わせることで小惑星を溶かす可能性があ

262660-760( )2626( )( )60

262660る．
これまで小惑星のアルミニウムの同位体組成を求め*3. ( AlAl ) が太陽系内で不均一だった可能性もあるがそれについてはここでは議論しない．
26
27

るのにはコンドリュールのそれを用いていた．これは

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コンドリュールが小惑星以前に形成したと考えるからールの鉄-60 存在度を見積もることが大切である．

である．しかし小惑星の同位体組成を求めるにあたっ衝突エネルギーも熱源として有意であっただろう．て小惑星上で生成した物体の同位体組成を用いたほう

初期太陽系における衝突現象は顕著であり隕石にもそが的確かもしれない．たとえば小惑星で生成したと考の痕跡が残されている．融解前の小惑星の空隙率は高えられるマグネタイトには小惑星にかつて存在した始かったと考えられる．空隙率の高い小惑星に衝突物体原水と反応した痕跡が残っている[19] が，その鉄同位が打ち込まれれば衝突物体は内部まで侵入する．小惑( )-7体組成は 56Fe
Fe mag= 1×10 [18] と見積もられている．こ6060星の破砕物は宇宙空間には放出されず衝突物体の持つのくらいの同位体組成であると Fe の貢献はアルミニ

運動エネルギーはすべて熱エネルギーへ変換されるだ

ウムと比べると有意ではない．しかし，何が小惑星のろう．衝突エネルギーの定量的見積もりが必要である．

鉄同位体組成をよく代表するかというと自明ではなく，小論では物質科学の観点から，初期太陽系における今後の研究が待たれるところである．

惑星形成に密接に関連した様々な熱エネルギーに関し

コンドリュール形成時の鉄同位体組成は橘ら[20,( )21] によって求められておりその値は 56Fe
Fe chondrule < 360-7て考察を行った．精緻な物質科学は約45.7億年前の初期太陽系のダイナミクスに関して欠かすことのできな× 10 と見積もられている．鉄-60 の熱的貢献はアルい物理化学的制約条件を与えることが可能である．こミニウム-27 を上回るものではない，という感触を現のことが物質科学の最大の醍醐味の一つであることが時点のデータセットからは受ける．水質変成によりこ

読者に伝わらなかったとすれば，著者の力不足を嘆くれらの鉄同位体組成がリセットしてしまった可能性もよりほかない．現在著者は岡山大学物質科学研究セン( )ある．今後コンドリュールの 56Fe
Fe chondruleを系統的に調ター（三朝）にて，次世代の惑星物質科学の展開を模べることは重要である．

索もがき続ける毎日を送っている．小論をきっかけに，

60

若い学生諸君が惑星物質科学に興味を抱き三朝の扉を4.まとめたたいてもらえることを願いつつ，筆をおかせていただきたい．

第1世代玉粒（リフラクトリー・インクルージョン）形成－第2世代玉粒（コンドリュール）形成－小惑星

5.謝

辞

集積というネビュラ進化モデルに基づくと，アルミニ
ウム-26 単独で小惑星を溶かすことは難しい．一方コ

東京大学の橘博士と岡山大学の辻森博士には的確なンドリュール形成－小惑星集積が同時的に行われていコメントをいただきました．また岡山大学の小林博士たとするのであれば，アルミニウム-26 単独で小惑星には日本語・構成についての指導をいただきました．

を溶かすことは可能である．ただしこのモデルを受け26入れるにあたっては“ Al の存在度の高かった物体は参考文献コンドリュールを含め皆溶けてしまった”というコンドリュール完全犯罪を同時に認めなくてはならない．
他の熱源として消滅核種である鉄-60 が考えられる．
これまでのデータに基づくと鉄-60 の寄与はアルミニ
ウム-26 を上回るものではないように見える．ただしアルミニウム-26 と鉄-60 と組み合わせることにより小惑星を溶かすることは不可能ではない．コンドリュ[1] Urey, H. C.. 1955, Proceedings of the National
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