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日本惑星科学会誌 Vol.14.No.3,2005

特集「月から始まる地球惑星進化学」

無水および含水マグマオーシャンと月と地球の地殻
大谷栄治1

月の地殻の組成は無水の環境を反映している．一方，パクトが集積の末期に必然的なプロセスであると見なそれとは対照的に，地球は水の惑星と呼ばれている．

されるようになっている[4]．一方で，月の起源につ地球の地殻形成には水が重要な働きをしていた．含水

いて提案されたジャイアントインパクトの地球への影

マントルの証拠は現在のマントルとともに初期地球に響は計り知れない．地球の形成過程への，このジャイおいても見出されている．このような無水の月と含水アントインパクトの影響については，未だに定性的なの地球の特徴はジャイアントインパクトによる地球・議論しか行われていない[5]．月を形成したジャイア月系の形成説によって説明することができる．

ントインパクトが地球に与えた影響をより詳しく評価することは，地球の形成過程のモデルを確立するため� ����
これまでの月探査によって月の興味深い化学組成のに不可欠な課題となっている．

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特徴が明らかになりつつある [1]．これらの研究によると月は，地球とは大きな組成の違いが存在すること

表１と表２に月と地球の地殻，マントル，そして総が明らかになっている．本論文では，これまでに得ら化学組成の特徴をまとめた[1,6]．月の高地の地殻組成れた月の地殻組成，そしてそれから推定される月のマの特徴は以下のようにまとめられる．月の陸地は，灰ントル，月の総化学組成の特徴を整理する．そして，長石からなる岩石，アノーソサイトを主とし，SiO2のそのような組成的な特徴を説明することができるモデ

含有量は45wt.%であり塩基性の組成を示す．これにルについて考察する．月の組成的特徴は地球の起源と対して地球の大陸地殻は，SiO2が57.3%に及び，中性無関係ではない．これまで，地球の集積過程の研究は，（安山岩）の組成を示す．さらに，月の高地の地殻は月の起源とは独立に議論されてきた[2]．これに対して，地球に比べて難揮発性のAl2O3, CaOに富み，揮発性

月の成因モデルとして提案されたジャイアントインパのNa2OやK2Oに枯渇している．また，月の玄武岩のクト説によって，初めて地球の形成過程に月の形成を特徴は，地球に比べてFeOに富み，揮発性のNa2Oと組み込むことが可能になった[3]．地球の形成過程をK2Oに枯渇している．

議論するためには月の形成も同時に説明するモデルがこのような組成的な特徴を持つ月の地殻の岩石から不可欠であり，地球と月の形成過程の議論は，それぞ推定される月のマントルの化学組成は，地球に比べてれの形成過程を独立に論ずるのではなく，地球・月系

Al2O3,CaOに富み，揮発性のNa2O，K2Oに枯渇すると形成過程のモデル化が必要となっている．

いう特徴をもっている．また，地球に比べて高いFeO

惑星形成過程の理論においては，ジャイアントイン
1. 東北大学大学院理学研究科含有量を示している．
月のマントルはこのように地球に比較してFeOに富無水および含水マグマオーシャンと月と地球の地殻／大谷109んだ特徴を有するのに対して，月の総化学組成は，総鉄量に枯渇する特徴を有している．月の地震波探査に� �������������������

よって，月の核サイズを定量的に決定することは今後の問題にのこされているが，月の電磁気学的な観測にジャイアントインパクトモデル（例えば，[3]）は，よると，月の核は非常に小さく，その半径は200 km

月の起源を説明する最も良いモデルであると考えられ以下であろうと予想されている．このことは，月の核ている．図１に模式図を示す．このモデルは，月と地も鉄を主成分とすると考えると，月の総鉄量が地球に球系の大きな慣性モーメントとともに，月の総化学組比べてかなり少ないことを意味している．推定されて成の特徴もある程度説明できるようである．

いる月の総化学組成を表２に示す．比較のために地球

月の総化学組成の大きな特徴の一つは，総鉄量が地と火星の総化学組成も，この表に示した．この表から球に比べて低い点である．ジャイアントインパクトに明らかなように，月は地球や火星に比べて総鉄量は少よって地球周回上にばらまかれた地球とインパクターないにもかかわらず，月のマントルには地球のマントのケイ酸塩（マントル物質）は，少なくとも一部分はルよりも多くの割合で鉄が含まれているという興味深蒸発を経験する．また，ばらまかれたケイ酸塩から月い特徴をもっている．

が形成される際，重力エネルギーの開放によって，さらに蒸発を経験する．これらの過程で，蒸発

SiO2
TiO2
Al2O3
FeO
MnO
MgO
NiO
CaO
Na2O
K2O
Cr2O3

Lunar
highlandcrust

Earth'scontinental
crust

45.0
0.56
24.6
6.6

57.3
0.9
15.9
9.1

6.8

5.3

15.8
0.45
0.075
0.06
99.9

7.4
3.1
1.1
100.1

Lunar
Mare
Basalt(Apollo11low K)
39.76
10.5
10.43
19.8
0.3
6.69
11.13
0.4
0.06
0.25
99.32

Earth'soceaniccrust

LunarmantleEarth'smantle

49.5
1.5
16.0
10.5

44.3
0.28
4.1
11.4

7.7

35.6

11.3
2.8
0.15

3.36
0.052
0.003
0.67
99.77

450.15
3.3
80.13
39.8
0.25
2.6
0.34
0.02
0.44
100.03

99.45

しやすい揮発性成分が月および地球周回上から失われるならば，現在の月の特徴，つまり難揮発性に富み，揮発性に枯渇しているということを定性的には説明可能である．すなわ
ち，ジャイアントインパクトモデルでは，月は地球と衝突したインパクターの原始地殻・マントルからなると考えることができる．表２に示したように，月のマントルは地球に比べてFeOに富んでいる特徴がある．このことは，衝突した微惑星の地殻・マントルの化学組成

表1 � 月と地球の地殻・マントル組成を反映していると解釈することもできる．火星隕石

SiO2TiO2
Al2O3
FeO
MnO
MgO
NiO
CaO
Na2O
K2O
P2O5
Cr2O3
Total

Mantle compositions
Moon
Earth
Mars
44.4
49.9
44.4
0.31
0.16
0.14
6.14
3.64
3.02
10.9
8.0
17.9
0.15
0.46
32.7
35.1
30.2
4.6
2.89
2.45
0.092
0.34
0.5
0.01
0.02
0.16
0.61
0.76
99.912 100.05
99.99

Bulk composition
Moon
Earth
Mars
43.4
34.0
34.8
0.3
0.1
0.1
6.0
2.5
2.4
10.7
5.5
14.0
0.15
0.4
32.0
24.0
23.6
4.5
2.0
1.9
0.09
0.2
0.4
0.01
0.1
0.6
0.5(Core)
Fe,S,ONi
Total

2.3100.130.0
1.7100.0

表2 � 地球，月そして火星のマントル組成と総化学組成21.799.9の研究によると火星は，地球に比べて揮発成分に富み，火星マントルのFeOの含有量は地球に比べて大きいと考えられている．表２に火星のマントルの組成，総化学組成を示す．衝突した火星サイズの分化した原始惑星が，火星に類似したFeOに富む組成の地殻・マントルを持っていたとすると，月のマントルの多いFeOの量を説明することができる．
月のもう一つの大きな特徴は，揮発性成分が枯渇している点である．表１，２によると月はK2OおよびNa2Oが地球に比べてはるかに少ない．同様に，月のマグマや地殻の組成はH2Oにも枯渇した特徴を示して

110

日本惑星科学会誌 Vol.14.No.3,2005

いる．このような揮発性成分の枯渇の特徴は，ジャイなどの揮発性元素存在度の違いによって説明すること

アントインパクトにより揮発性成分が蒸発し，月としができる．すなわち，月の長石の地殻は，カンラン岩て再凝縮できなかったと解釈することができる．月ののマントルの結晶化によって，マグマオーシャン中を揮発性成分枯渇の特徴は月が高温起源であることを示

長石が浮き上がって集積したものと考えられている

し，この高温条件はジャイアントインパクトで説明す[7]．図２に示すように，超塩基性から塩基性の月のることが可能である．月のマントルが地球に比べて高マグマオーシャンが無水すなわち揮発性物質に枯渇しい難揮発性元素CaO, Al2O3の含有量を示すこともジャている条件では結晶化したカンラン石，輝石がマグマ

イアントインパクトによる高温起源説と調和的である．

オーシャン中を沈降し，結晶化した長石は浮き上がり

このように，ジャイアントインパクトモデルは月の月の陸地を形成したと考えられる．もし，マグマオー起源を説明するのに良いモデルである反面，地球の初シャンに水が含まれている場合には長石よりもマグマ期進化に与える影響を定量的に評価することが困難なは軽くなり，長石に富んだ月の高地の地殻は形成されモデルでもある[5]．それは，ジャイアントインパクなかったであろう．なお，月にCaOを多く含む灰長石

トモデルには，衝突した原始惑星のサイズ，組成，衝が多いのは，月にはCaOなどの難揮発性元素が多いた突条件など不確定な変数が多いからである．一度形成めである．このように，月の高地の地殻は，無水の条された核が，ジャイアントインパクトによって影響を件におけるマグマオーシャン中での長石の結晶化と重受けるのかどうか，親鉄性元素を含む様々な元素のマ力分別による浮き上がりという現象によって説明する

ントル－核での分配が，ジャイアントインパクトによことができる．図３には，マグマ中のH2O成分の部分ってどのような影響を受けるのかなど，初期地球におモル体積を示す[8]．この図によって，マグマ中の水ける地球のマグマオーシャンと引き続く核形成過程へは低圧で大きな体積減少を示すことがわかる．このこのジャイアントインパクトの影響をより詳しく評価すとは，低圧条件ではマグマ中に水が溶解することによることは，これまでの地球の形成過程のモデルを地球・原始地球

インパクター

月系の形成モデルとして統一的に説明するために不可欠な課題である．

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表１に示すように月の高地の地殻は地球に比べてCaO ，Al2O3 に富んでおり，K2O，Na2Oなどの揮発性元素に枯渇している．また，TiO2は様々な程度に濃月
原始地球
図1 � Cameron（1986）などに基づいたジャイアントインパ
クトによる地球・月系形成の概念図．
Fig. 1

アノーソサイト地殻集している．この特徴は，ジャイアントインパクトに長石よって形成される月の総化学組成，マントル組成を反映している．表１に示すように地球の大陸地殻はSiO2

カンラン石成分が57.3%と中性の組成を示すのに対して，月の高輝石

マグマオーシャン
未融解部分

地の地殻は灰長石を主要構成鉱物として，SiO2成分が45%程度であり塩基性から超塩基性の地殻組成となっている．
地球と月の陸地組成の違いは，月と地球における水図2 � 月のマグマオーシャンモデル

Fig. 2

無水および含水マグマオーシャンと月と地球の地殻／大谷

111って，マグマは大きな密度変化をすることを示してい地殻形成には揮発性成分である水が大きな役割を果た

る．しかし，5GPaを越える高圧では急激に縮みにくしたと考えられている．含水のカンラン岩の部分溶融

くなる．含水のマグマオーシャンにおいては，すべてによって，高マグネシア安山岩が生じることが知られの結晶はマグマよりも重く，灰長石の浮き上がりとカている．また，玄武岩的な地殻の含水条件下での溶融

ンラン石，輝石の沈降による灰長石の集積にともなうによって，SiO2に富んだ中性から酸性のマグマが生じ

月の高地の地殻は生じない．月の地殻の形成には，月ることが良く知られている[10]．図４に模式的に示すが揮発性物質に枯渇していたという特徴が反映されてように，SiO2に富んだ地球の大陸地殻は，カンラン岩いる．

質のマントルや玄武岩的な地殻が含水条件で部分溶融

地球のマグマオーシャンに伴って，金属鉄が分離し，や再溶融したり，SiO2に富んだ堆積岩が含水条件で再マグマオーシャンの底に堆積する．ここでは金属鉄と溶融することによって形成されることは良く知られてマグマオーシャンの間の熱力学的平衡が成り立つと考いることである．

えられる．マントルのNiとCoの存在度を説明する温度圧力条件は，マグマオーシャンの底の条件を表して

� ��いる．Righter and Drake [9]によると，この条件は25GPa, 2000℃程度である．この条件は無水のカンラ

地球は水の惑星と呼ばれているのに対して，月は乾ン岩のソリダス及びリキダス温度よりも低い．融解の燥した天体である．月と地球の地殻の組成の違いには，温度を下げるには含水のマグマオーシャンを考える必

水の有無が大きな影響を与えている．月の斜長岩の地要がある．含水マグマオーシャンの固化に伴い，水の殻は，含水の条件では形成されない．水など揮発性物多くの部分は大気海洋を形成したが，一部はマントル質を含む地球と無水に近く揮発性物質に枯渇した月の内部に保持されたと考えられる．

化学組成の特徴は，ジャイアントインパクトモデルで

地 球 の 大 陸 地 殻 は 月 と 異 な り， 中 性（SiO2が説明できるようである．ジャイアントインパクトは惑

57.3wt.%）を示している[1]．このような地球の大陸星形成過程の末期に必然的に生じた過程であると考えられる．このモデルは月の物理的・化学的な特徴をう50まく説明するモデルである．しかしながら，衝突したインパクター（微惑星）の化学組成や衝突条件，この体積 (cm3/mol)

4030

海洋地殻
大陸地殻

20

H2Oのモル体積↓マグマ↑10

マグマ中のH2Oの部分モル体積

脱水0051015

マントル沈み込むスラブ

20

圧力 (GPa)
Ｆｉｇｕｒｅ３
図3
� マグマ中のH2O成分の部分モル体積の圧力変化[8].

図4 � SiO2に富む地球の大陸地殻の形成モデル．地球の大陸地殻の形成に水は不可欠である．

Fig.4

112

日本惑星科学会誌 Vol.14.No.3,2005

衝突現象が地球の初期分化に与えた影響などの評価は13, 201.

今後の課題として残されている．ジャイアントインパ[8] Sakamaki, T. et al. 2005, Nature in press, ; 大谷

クトの地球への影響の詳細な評価なしには，地球・月栄治他，2003，高温高圧下における含水玄武岩マ系の形成過程，特に地球の核形成や層構造の形成などグマの密度，特定領域「火山爆発」成果報告書の諸過程の理解は不可能である．

(2003)[9] Righter, K. and Drake, M.J., 1999, Earth

謝辞

Planet. Sci. Lett. 171 383.
[10] Kushiro, I., 1974, Carnegie Inst. Washington

この小論を執筆する機会を与えてくださいました宇
宙航空開発研究機構の岡田達明博士，大竹真紀子博士，また，この論文に関して適切な改善の指摘とコメントをくださいました東京工業大学の玄田英典博士に感謝いたします．

����[1] Tayler, S.R., 1992, Solar system evolution, A
new Perspective, Cambridge University Press,New York, 307p.
[2] Abe, Y. and Matsui, T., 1985, J. Geophys. Res.,91, E291.
[3] Cameron A.G.W., 1986, The impact theory fororigin of the Moon. In Origin of the Moon,edited by W.K. Hartmann, R.. Phillips, andG.J. Taylor, pp609-616, Lunar and Planetary
Institute, Houston.
[4] Canup, R.N. and Agnor, C.B., 2000, Accretionof the terrestrial planets and the Earth-Moonsystem. In Origin of the Earth and Moon,edited by R.N. Canup and K. Lighter,
pp113-129, Univ. Arizona Press, Tuscon.
[5] Rubie, D.C., et al., 2003, Earth and Planetary
Science Letters 205, 239.
[6] Basaltic Volcanism Study Project, 1981,
Basaltic Volcanism on the Terrestrial Planets.
Pergamon Press, Inc., New Yorl, 1286 pp.
[7] Warren, P., 1985, Ann. Rev. Earth Planet. Sci.,

Yearb. 73, 244.
[11] Schmidt, M.W. and Poli, S., 1998, Earth Planet.
Sci. Lett., 163, 361.