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日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 4, 2012「2011年度最優秀発表者賞受賞論文」

隕石中の炭酸塩の年代測定から探る含水小惑星の形成と進化藤谷 渉 ，杉浦 直治 ，佐野 有司 ，比屋根 肇
1,3

1

2

1

2012年6月20日受領，2012年9月6日受理．

（要旨）太陽系の最初期に誕生した微惑星のうち，特に水や揮発性元素，有機物に富むもの（現在の C，D 型小惑星）の形成過程を解明するため，隕石中の炭酸塩に対して，高精度かつ高確度のマンガン・クロム年代測定を行った．分析した 4 種類の CM コンドライトおよび 4 種類の CI コンドライト中の炭酸塩は太陽系形成から 430-570 万年後というほぼ同一の形成年代を示した．炭酸塩は水の存在する環境で形成し，酸素同位体などから形成したときの温度がわかっている．短寿命放射性核種の壊変熱を熱源と仮定して微惑星形成以後の熱史を数値計算し，炭酸塩の形成年代にその温度の水が存在するように微惑星の形成年代に制約を与えた
ところ，CM，CI コンドライトの母天体は太陽系形成から約 350 万年後に形成したことが明らかになった．

1. はじめにールなどに対して年代測定をすることができず，母天
体の形成年代を推定するのはこれまで困難であった．

太陽系の惑星は，1 μm 以下の微小な粒子が凝集し，しかし，これらの隕石には水質変成時に形成した物質

微惑星，原始惑星を経て誕生した．多数の微惑星（大（層状ケイ酸塩や炭酸塩，硫酸塩など）が含まれており，

きさ 1-10 km 程度）から原始惑星へ至る衝突・合体のもしこれらの鉱物に対して年代測定を行うことができプロセスは N 体シミュレーションでよく再現されてれば，母天体の形成時期およびその変成過程を明らかおり，また多くの隕石にも衝突による痕跡を確認するにすることができる．これらの隕石グループは水や揮ことができる [1]．このように，微惑星のような小天

発性元素，有機物を豊富に含有しており，CI コンド体の形成は惑星形成にとって非常に重要であるにも関ライトは太陽系の元素存在度の推定にも用いられていわらず，微小な粒子から km サイズの天体を形成する

る [2]．すなわち，太陽系形成過程における元素の分機構はよくわかっていない．

別をほとんど受けておらず，最も始原的な化学組成を

隕石は，惑星へと成長せず小さなサイズのまま残っしているといえる．このように水や有機物を豊富に含た微惑星（現在の小惑星）を起源（母天体）としている．

む小天体は原始地球に海や生命の材料物質をもたらししたがって，隕石の構成物質を年代測定することで，たかもしれず，含水小惑星の形成と進化はその意味で

微惑星の形成年代を推定することができる．微惑星のも興味深い研究対象である．

形成年代がわかれば，微惑星形成モデルに制約を与えられることができるかもしれない．

本研究では，かつて水を豊富に含んでいた小惑星の形成と進化過程を解明するため，それぞれ 4 種類のCM，CI コンドライトとよばれる炭素質コンドライ

CM，CI コンドライトに含まれる炭酸塩鉱物に対して，

トグループは，母天体形成後に水による変成（水質変マンガン・クロム年代測定（以下 Mn-Cr 年代測定）を成）を激しく受けているため，含まれているコンドル

適用し，その形成年代を求めた．後述するように，意1. 東京大学 大学院理学系研究科 地球惑星科学専攻
2. 東京大学 大気海洋研究所
3. マックスプランク化学研究所
wataru.fujiya@mpic.de

味のある年代を得るために我々は新しい分析技術を開発し，それを用いてわずか数十μm の炭酸塩鉱物から正確な年代を得ることに成功した．そして，得られた

隕石中の炭酸塩の年代測定から探る含水小惑星の形成と進化／藤谷 他

351

年代と炭酸塩鉱物の形成環境（温度など）を組み合わせて異なる隕石間の相対年代を議論する際には，その消て，隕石母天体の形成時期，天体サイズ，熱史などを滅核種が初期太陽系内で均一に分布していたことを前考察した．なお，CM コンドライトの年代データはす

提条件とする．近年の研究からは， Mn が初期太陽でに結果が先論文 [3,4] に発表されており，そちらも合系内で不均一に分布していたことを支持するデータはわせて参照されたい．

得られていないため， Mn は様々な隕石間の相対年

53

53のある年代を得るために我々は新しい分析技術を開発し，それを用いてわずか数十mの炭代を求めるのに用いることができると考えられている

2.
Mn-Cr 年代測定と炭酸塩の形成年 [5]．一方， Mn は現在ではほとんどすべて崩壊して酸塩鉱物から正確な年代を得ることに成功した．そして，得られた年代と炭酸塩鉱物の形
代のレヴュー
成環境(温度など)を組み合わせて，隕石母天体の形成時期，天体サイズ，熱史などを考察ししまっているため，現在から数えた年代，すなわち絶
53

53
53
た．なお，CM
コンドライトの年代データに関してはすでに結果が先論文[3,4]に発表されてMn は電子捕獲によってCr に壊変する放射性核対年代を求めることは不可能である．絶対年代を求め
53

53

55

おり，そちらも合わせて参照されたい．
種である．その半減期は3.7 Myr（Myr: million years）（ Mn/ Mn）
（例える際は， Mn の初生値
0 と絶対年代

であり，太陽系の年齢（約 4568 Myr）より十分に短い

ば鉛―鉛年代 : 以下 Pb-Pb 年代）がともに精度よく求53ため，初期太陽系で存在した Mn は現在ではほとん

まっている物質（anchor）と比較することで計算する．

ど崩壊し尽くしてしまっている．このように半減期がMn-Cr 年代測定では，アングライトというエコンドラ

2. Mn-Cr 年代測定と炭酸塩の形成年代のレヴュー

53
Mn は電子捕獲によって 53Cr に壊変する放射性核種である．その半減期は3.7 Myr
短い放射性核種を消滅核種といい，これを用いて初期
イトを anchor として用いることが多い．アングライ
53

55(Myr: million years)であり，太陽系の年齢(~4568 Myr)より十分に短いため，初期太陽系で存
太陽系で起こった出来事の年代を高時間分解能で測定
ト LEW86010 は，（ Mn/ Mn）
0 と Pb-Pb 絶対年代が表53

在した Mn は現在ではほとんど崩壊し尽くしてしまっている．このように半減期が短い放面電離型質量分析計（TIMS）を 用 い て そ れ ぞ れすることができる．
53
53
55
-6
射性核種を消滅核種といい，初期太陽系で起こった出来事の年代を高時間分解能で測定す
Mn の存在下で鉱物が形成され，Mn，Cr に関して （ Mn/ Mn）0 ＝（1.25 ± 0.07）
×10 [6]，4558.55±0.15

ることができる．
閉
鎖 系（closed）に な っ た 場 合，Cr の 同 位 体 比
53

5352

Ma [7] と測定されており，本論文では一貫してこの53の存在下で鉱物が形成され，Mn，Cr
に関して閉鎖系(closed)になった場合，CrCr）
は Mn の壊変によって変化（同位体過剰：
years ago）
（ Cr/ Mnanchor を用いる
（Ma : millionの
．
53

53
52
同位体比(
Cr/
Cr)は 53Mn の壊変によって変化(同位体過剰: 53炭素質コンドライトに含まれる炭酸塩
Cr excess)が生じる．
Cr excess）
が生じる．
（カルサイト :（CO3）
CaCO3 やドロマイト : CaMg
2，ブルーネライト :55
Cr  53 Cr 
Mn  53 Mn   52   52
52
Cr  Cr  0
Cr  55 Mn  0
53

53

52

55

52

53

55

53

Mg
（Fe,Mn）（CO3）2 など）は微量元素として Mn を比較的多量に含み，Cr をほとんど含まないため（Mn/Cr が

52
55
52
53
52
Cr，
Mn/
Cr Cr
は現在の分析値，(Cr/Cr)0，(53
Mn/55Mn)
ここで，ここ で，53Cr/
Cr/
Cr，
Mn/
は現在の分析
値，大きい），Mn-Cr
年代測定に適した物質である．逆に0 は物質が閉鎖系にな
53

52

Mn/55Mn)0 を初生値(initial ratio)という．
上式からわかるように，
Cr/ Cr）（ Mn/ この(Mn）0 は物質が閉鎖系になった（ったときの値である．
言えば，炭酸塩以外に高精度で年代情報を得られる物
0，
53

55

53
53
同時に形成したとみなせる物質(
Mn0の初生値が一定)においてはCr/52Cr と 55Mn/52Cr は比を初生値（initial
ときの値である．この（ Mn/ Mn）
質はほとんど存在せず，非常に重要な研究対象といえ例関係にある．よって，年代測定したい物質に対してCr と 55Mn/52Cr を測定し，分析
ratio）という．上式からわかるように，同時に形成し53Cr/52
る．しかしながら，その分析は極めて難しい．なぜな
53

53

55

52
値を 53Cr/52Cr vs. 55
Crのグラフにプロットすると，データ点は直線を成し，その傾きがMnの初生値が一定）においてはたとみなせる物質（Mn/
らば，アイソクロン法で（ Mn/ Mn）
0 を求める際に
5353

52

55

52

55

52

Mn の初生値に他ならない．このグラフのことをアイソクロン(isochron)といい，このようCr/
Cr と Mn/ Cr は比例関係にある．よって，年（高確度で）測定するの必要となる Mn/ Cr を正確に
53

52

55

52

53
にして(53Mn/55Mn)0 をもとめる方法をアイソクロン法という．
Mn の初生値(アイソクロン Mn-Cr 年代測定はこCr/ Cr と Mn/ Cr を測代測定したい物質に対してが困難だからである．炭酸塩の
53

52

55

52

52
Cr/ Cr vs. Mn/ 55Crのグラフにプ定し，分析値をれまでに二次イオン質量分析計（SIMS）という装置をの傾き)を精度よく求めるためには，Mn/
Cr (アイソクロンの横軸)が大きいと有利であり，ロットすると，データ点は直線を成し，その傾きが用いて行われてきたが，SIMS 分析では目的とする元
逆に言えば Mn/ Cr が小さい物質では精度よく年代測定することは難しい．複数の物質で
55

52

5353

Mn
素をイオン化して分析するため，元素のイオン化ポテ
Mnの初生値に他ならない．このグラフのことをアの初生値が測定できれば，それらを比較することで，それらの物質間の形成年代差，イ
ソ ク ロ ン（isochron）と い い， こ の よ う に し てンシャルや鉱物種（マトリクス）などに依存して装置内すなわち相対年代を求めることができる．一般に，消滅核種を用いて異なる隕石間の相対
53

55

Mn/ Mn）0 を求める方法をアイソクロン法という．
（年代を議論する際には，その消滅核種が初期太陽系内で均一に分布していたことを前提条
で元素間・同位体間の分別が起こる．すなわち，分析
53

55

52

53
Mn の初生値（アイソクロンの傾き）を精度よく求め試料中の Mn/ Cr の値と実際に SIMS で得られる信件とする．近年の研究からは，Mn が初期太陽系内で不均一に分布していたことを支持す
55

52

55

+ 52

+

53
Mn/ Cr（アイソクロンの横軸）が大きるためには，
号の強度比 Mn / Cr は一般に異なる．マトリクス
るデータは得られていないため，
Mn は様々な隕石間の相対年代を求めるのに用いること
55

52 53

Mn/ Cr Mn
が小さい物質いと有利であり，逆に言えばが異なることによって起こる，元素間・同位体間の分ができると考えられている[5]．一方，
は現在ではほとんどすべて崩壊してしまっていでは精度よく年代測定することは難しい．複数の物質
別をマトリクス効果という．そのため，得られた信号
るため，現在から数えた年代，すなわち絶対年代を求めることは不可能である．絶対年代
53

55

+ 52

+

55

52

53
Mn の初生値が測定できれば，それらを比較する
Cr Pb-Pb
から真の値
での強度比 Mn /以下を求める際は，Mn の初生値(53Mn/55Mn)0 と絶対年代(例えば鉛―鉛年代:
年代) Mn/ Cr を求めるにことで，それらの物質間の形成年代差，すなわち相対は，元素組成（Mn/Cr 比）
既知でマトリクスの等しいがともに精度よく求まっている物質(anchor)と比較することで計算をする．Mn-Cr
年代測定
年代を求めることができる．一般に，消滅核種を用い

55

+ 52

+

/
標準試料を分析し，Mn/Cr の相対感度（ Mn / Cr ）

352

日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 4, 2012

a

b
（a）

（b）
CAI: 4568.2 Ma

CAI: 4568.2 Ma
COコンドライト
コンドルールY791198 (CM 2.4)
ALH83100 (CM 2.1)
ALH84051 (CM 2.1)
ALH 84034 (CM 2.1)
QUE93005 (CM 2.1)

OrgueilCAI
CIコンドライト[5]
ドロマイト[14]
ドロマイト
[14]
ドロマイト
ドロマイト[15][15][14]
ドロマイト
ブルーネライト[15]
ブルーネライト[15]LEW86010 (アングライト)
53
55-6( Mn/ Mn) = 1.25 x 10 at 4558.55 Ma
0

4560

4565

4570

4560

4565

4570

絶対年代 (Ma)

絶対年代 (Ma)

図1： これまでに報告されている炭酸塩のMn-Cr年代．（a）: CMコンドライト[11]，（b）: CIコンドライト[14,15]．CIコンドライ
トはOrgueil隕石のデータしか報告されていない．これらは，LEW86010のanchorを用いて相対年代を絶対年代に焼き直してある．CAIは太陽系物質の中で最古のPb-Pb年代を示す．[15]では，一つの粒子に対して，複数点の分析からアイソクロン法によって年代測定が行われている．CMコンドライト中の炭酸塩は，CAIやコンドルール（COコンドライト）よりも古い形成年代が報告されており，分析法に由来する系統的な誤差を含んでいる可能性が高い．誤差は2σ．

55

52（ Mn/ Cr）を正しく評価しなくてはならない．炭酸変成に由来するため，この年代は明らかに矛盾してい塩の Mn-Cr 年代測定で正しい結果を得るためには，る．また，年代値が約 6 Myr の幅を示しているのも特

Mn/Cr が既知の炭酸塩の標準試料が絶対に必要なの筆に値する．

である．しかしながら，天然には Mn/Cr の相対感度

CI コンドライトに関しては，Orgueil という隕石のを精度よく測定できるほど十分に Cr を含有する炭酸データしか報告されていないものの，最近では炭酸塩塩が産出しないため，適切な標準試料を準備するのはの粒子一粒一粒（大きさは最大で 400 μm 程度）に対し困難である．そのため，先行研究では主にアメリカ・て，複数点の分析からアイソクロン法によって年代測

アリゾナ州産のサンカルロス・オリビン（ケイ酸塩）で定が行われている．そのデータは，CM コンドライト

代用していることがほとんどである．したがって，この場合のように著しく古い年代こそ報告されていない

55

52

れまでの研究では隕石中の炭酸塩の Mn/ Cr および
53

55

が，同じ隕石でも異なる実験室間で異なる年代が報告（ Mn/ Mn）
0 の推定，さらには形成年代の推定にはされている [14,15]．また，同じ実験室内でも異なる鉱

不確定性が存在していた．

物間（ドロマイトとブルーネライト）
で有意な年代差がこのような状況を踏まえて，これまでの研究で報告された炭酸塩の Mn-Cr 年代を見てみよう（図 1a，b）．

認められるほか，同じ鉱物でも異なる粒子間で異なる
年代データが得られている．

報告されている 5 種類の CM コンドライトの年代は，

前述のように，報告されている年代データには，分複数の粒子に対して SIMS で分析し，アイソクロン法

析手法の問題（マトリクス効果）に由来すると考えられによって求めたものである．そのデータは 4571 Ma かる不確定性が内在している．そのため現段階では，含ら 4565 Ma にわたって分布しており，太陽系物質で最水小惑星内での水質変成はおそらく太陽系の最初期も古い Pb-Pb 年代（4568.2 Ma [8]）を示す難揮発性包有（初めの数 Myr 程度）には始まっていた，という程度物（CAI）やコンドルール（CAI より約 2 Myr 後に形成のことしかデータから導き出すことができず，微惑星[9,10]）より古い [11]．つまり，太陽系形成以前に炭酸の形成時期や変成の過程を詳しく議論するには到底至塩が形成されていたことになる．これらの隕石に含まっていない．正確な年代データを得て初めて，詳細なれる炭酸塩はその結晶サイズ，微量元素濃度 [12]，酸議論が可能になるのである．

素同位体組成 [13] などから明らかに母天体内での水質

そこで本研究では，これまでの研究で避けることの隕石中の炭酸塩の年代測定から探る含水小惑星の形成と進化／藤谷 他

353

できなかったマトリクス効果による年代の不確定性を

ネルギー分散型 X 線分光（EDS）によって測定した．以払拭するため，Mn と Cr を添加した炭酸塩（カルサイ

下に分析した隕石および含まれる炭酸塩の特徴を簡単

ト）を実験室内で合成し，それを標準試料として SIMSに述べる．

における「炭酸塩の」Mn/Cr 相対感度を評価した．
「」

Murchison および Y791198 は比較的水質変成度が小付きで表記したのは，マトリクスによって Mn/Cr 相

さい CM コンドライトであり，コンドルール中の無水対感度が異なる可能性があることを再度強調するため

ケイ酸塩（大きさ数 10 μm）
はほとんど層状ケイ酸塩にである．これまで炭酸塩の Mn/Cr 相対感度を評価しならずに生き残っている．また，金属鉄も酸化されずた例はなく，本研究によって初めて正確な炭酸塩の年にそのまま残っている．一方，隕石の基質（マトリク

代データが得られることになる．炭酸塩の正確な年代ス）に含まれるケイ酸塩の微粒子（大きさ 1 μm 以下）
は

データは，CM，CI コンドライト母天体の水質変成にほぼすべて層状ケイ酸塩になっている．これらの隕石関する情報としてのみならず，他の隕石および他の年中の炭酸塩はほとんどがカルサイトであり，粒子サイ代測定法によるデータとの比較対象として，極めて重ズは 20 μm から最大で 80 μm であった．CaCO3 にはカ

要な意義をもっている．初期太陽系年代学における年

ルサイトの他にもアラゴナイトという別の結晶形が存代測定法を確立し，その適用限界を評価するために，在するが，後方散乱電子回折（EBSD）によって，年代様々なデータの整合性をチェックすることが何より大測定を行った CaCO3 はすべてカルサイトであること切だからである．

を確認した．これらの粒子はマトリクス内に均一に分（Fe,Mg）
布しており，しばしばトチリナイト（6Fe0.9S・5

3. 試料と分析手法と共存していた．Mn などの微量元素には粒子（OH）
2）
内に不均一性（ゾーニング）が見られ，粒子が成長する

年代測定した隕石試料は 4 種類の CM コンドライト

過程で周囲の水の温度と溶存イオン濃度が変化したこ

および 4 種類の CI コンドライトである．CM コンドラとを示している．微量元素のゾーニングは SEM によ，イ ト は Murchison（CM 2.5），Y791198（CM 2.4）

るカソードルミネッセンス（CL）像あるいは NanoSIMS

ALH83100（CM 2.1），Sayama（CM 2）を準備した．括（後述）
による二次イオン像によって容易にその様子が弧の中の数字は水質変成度を表しており，この数字が観察できる．MnO の存在量は，最も Mn が濃集して小さいほど激しく水質変成を受けている．水質変成度いる部分でそれぞれ 0.88
（Murchison），1.4（Y791198）の定義は [16] を参照していただきたい．水質変成度とwt% であった．図 2a-c に Murchison 隕石中のカルサ

炭酸塩の年代の間の相関を調べるのが本研究の一つのイトの反射電子像（BEI），CL 像および Mn イオン像主眼である．

を示す．

+

CI コ ン ド ラ イ ト は Orgueil，Ivuna，Y980115，

ALH83100 および Sayama は前述の 2 つの隕石に比Tagish Lake を準備した．Tagish Lake は化学組成やべて激しく水質変成を受けており，無水ケイ酸塩や金鉱物組成が CM，CI コンドライトいずれとも異なるユ属鉄はほとんど確認されない．含まれる炭酸塩は主にニークな隕石であり [17,18]，D 型小惑星起源の隕石だ

ドロマイトであったが，ALH83100 には少量のカルサと 考 え ら れ て い る 唯 一 の 隕 石 で あ る [19]． 本 来 はイトも発見された．ドロマイトの粒子サイズは 20μm

Ungrouped C2 と表記すべきであるが，便宜的にここから最大で 100 μm で，マトリクス内に均一に分布しでは CI コンドライトとして扱うこととする．

ていた．一般にドロマイトはカルサイトよりも微量元

これらの隕石および Mn，Cr を添加した合成カルサ

素を多く含有している．また，Murchison や Y791198

イトの標準試料は薄片試料とした後，炭素蒸着を施しに含まれるカルサイトと同様に，粒子内に微量元素のた．カルサイト標準試料の合成に関しては先論文に詳

ゾーニングが観察された．MnO の存在量は最大でそしく述べられている [3,20]．隕石試料は走査型電子顕れぞれ 2.3（ALH 83100），1.8（Sayama）
wt% であった．

微鏡（SEM）を用いて表面を観察し，年代測定に適し

CI コンドライトは CM コンドライトの ALH83100

た（粒子径が大きく，包有物などを含まない）炭酸塩をや Sayama よりもさらに水質変成が進行しており，無探した．また，その化学組成および Mn の存在量をエ

水ケイ酸塩はほとんど存在しない．またコンドルール

354

日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 4, 2012

Murchison カルサイト（a）aMurchison カルサイト CL

（b）
b

20 mm

20 mm

c

（c）

Murchison カルサイト 55Mn+
Tagish Lake ドロマイト（d）dTagish Lake の岩片（e）e

コンドルール

ドロマイト
マグネタイト

ドロマイト

60 mm

300 mm

図2：（a）: Murchison隕石に含まれるカルサイトの電子顕微鏡（SEM）像，（b）: カソードルミネッセンス（CL）像，（c）:
55+
NanoSIMSによる Mn イオン像．CL像およびイオン像から容易に微量元素のゾーニングが確認できる．イオン像
2の視野は50×50μm ．
（d）: Tagish Lake隕石に含まれるドロマイトのSEM像，（e）: ドロマイトを含む岩片のSEM像．
黄色の点線で囲まれた領域がドロマイト．赤色の点線で囲まれた領域はコンドルールで，これ以外にも小さなコンドルールを数多く含む．（a）（c）
は先論文[3]より改編．（d），（e）は[22]より改編．

や CAI も存在が確認できない．Orgueil や Ivuna に含究では非常に大きい粒子サイズ（最大で 400 μm 程度）

まれる主な炭酸塩鉱物はドロマイトであり，しばしばの炭酸塩が報告されているが，本研究で発見されたドマグネタイトと共存していた．ただし，先行研究ではロ マ イ ト は 最 大 で も 40 μm 程 度 で あ っ た． ま た，

カルサイトやブルーネライトの存在が報告されている．

Ivuna に含まれるドロマイトも粒子サイズはほぼ同じ

Orgueil はこれまでに最も研究されてきた CI コンドラ

で あ っ た．MnO の 存 在 量 は そ れ ぞ れ 最 大 で 5.7

イトであり，ドロマイトおよびブルーネライトの Mn-（Orgueil），4.3（Ivuna）
wt% であり，微量元素の量はCr 年代も少なからず報告されている（図 1b）．先行研

先行研究とほぼ一致していた [12]．

隕石中の炭酸塩の年代測定から探る含水小惑星の形成と進化／藤谷 他

355

Y980115 も 同 様 に 多 く の ド ロ マ イ ト を 含 む が，し た． カ ル サ イ ト 標 準 試 料 は Mn/Cr の 相 対 感 度

Orgueil や Ivuna と異なり，極めて微小（1μm 以下）な（ Mn/ Cr）を 求 め る た め，SIMS 分 析/（ Mn / Cr ）マグネタイトがドロマイト粒子内にしばしば不純物と後に分析スポットの周囲を電子プローブマイクロアナ

して包有されていて，Mn-Cr 年代測定には適さない．

ライザ（EPMA）で Mn と Cr の定量分析を行い，太陽

しかし，中には不純物があまりない粒子が存在し，本系物質の平均同位体比を用いて Mn/ Cr を計算した．

研究では 200 μm ほどの比較的大きな粒子を発見した．

また，先行研究で炭酸塩の代わりに標準試料としてし

Mn-Cr 年代測定はこの 1 粒子に対して複数点分析を行ばしば用いられているサンカルロス・オリビンも同様

い，年代値を求めた．この粒子は 4.3 wt% の MnO をに Mn/Cr の相対感度を求めた．先論文に述べられて含んでいた．

いるように，カルサイトは非常に電気伝導率が小さく，

55

+ 52

+

55

52

55

52

Tagish Lake は前述のとおりユニークな化学組成，

NanoSIMS 分析の際に試料表面が帯電（チャージアッ

鉱物組成をしている．激しく水質変成を受けているがプ）しやすい [20]．そして，その度合いは分析スポッCI コンドライトほどではなく，CI と CM の中間的なト径やその深さに大きく依存する．そのため，分析条

変成度を示す．CI コンドライトでは見られない CAI件（一次イオンビームの強度，径，形状など）
によってやコンドルールも発見できるものの，もともとの鉱物得られる Mn/Cr の相対感度は異なり得る．したがって，組成は保持されておらず，大分部が二次鉱物（層状ケ

隕石中の炭酸塩とカルサイト標準試料は同じ分析条件

イ酸塩など）に置き換わっている．Tagish Lake 隕石

下で行うことが非常に重要である．隕石中および合成が落下・回収されて間もないころから（西暦 2000 年）

した炭酸塩の Cr 同位体比は形成過程および分析装置

この隕石は 2 つの異なった岩石組織を持つことがわか

内で分別を起こしている可能性があるが，それらは典っ て お り， そ れ ぞ れ carbonate-poor lithology，car-

型的に数‰程度であるため，分析精度に比べてほとん

bonate-rich lithology と呼ばれている [18]．いずれの組ど無視できる．分析およびデータ解析の手順の詳細は織も含まれる主な炭酸塩はカルサイトであり[3,4,20,22] を参照されたい．

（carbonate-poor でも炭酸塩はある程度含まれる），粒
子サイズは 10 μm 以下と小さく，Mn-Cr 年代測定には

4. 結 果向かない．しかし最近さらに詳細な研究が行われた結果，この隕石を構成する組織はこれまで認識されてい

Mn/Cr の相対感度の分析例として，ある分析セッ

たよりもバラエティーに富んでおり，それぞれ様々なションで得られた結果を図 3 に示す．合成カルサイト

程度に水質変成を受けていることが明らかになったは粒子径が約 300 μm ほどで，Mn，Cr がやや不均一[21]．今回の研究で用いた Tagish Lake 隕石はマグネに分布していて粒子の中心ほど濃度が高い．また，タイトを豊富に含むなど carbonate-poor lithology にSIMS で分析した位置によって Mn/Cr 比に 10 % 程度

特徴的な組織を示し，粒子サイズの小さなカルサイトのばらつきが見られた（図 3a）．しかしながら，Mn/が散見される一方，ドロマイトも少なからず発見され，（ Mn/ Cr）を見積もる/
Cr の相対感度（ Mn / Cr ）

55

+ 52

+

55

52

55

+ 52

+

特に，100 μm 程度の大きなドロマイトが 1 粒子発見さ際 に は SIMS に よ る 分 析（ Mn / Cr ）と EPMA に よれた（図 2d，e）．このような大きいドロマイトはこれる分析（ Mn/ Cr）を同じ位置で行っているため，濃5552までに報告されていない．このドロマイトは周りを層度の不均一性はほとんど問題にならない．むしろ，状ケイ酸塩に囲まれた組織をしており，マグネタイト

55

を伴っている．含まれる MnO は 3.4 wt% 程度であり，と確認でき，信頼性の高い Mn/Cr の相対感度を得る

他のドロマイトとほぼ同程度であった．

ことができる．このセッションで得られたカルサイト

+ 52

+

55

52

Mn / Cr と Mn/ Cr に線形性があることがきちん

Mn および Cr の同位体分析は東京大学大気海洋研究の Mn/Cr の相対感度は 0.64 ± 0.01 であり，サンカルロ所に設置されている高空間分解能・高感度の二次イオス・オリビンの値 0.95 と比較して有意に小さい（図

ン質量分析計（NanoSIMS 50）を用いて行った．電流3b）．このように，合成カルサイトの分析から，炭酸-値 1 nA，ビーム径 5 μm の O の一次イオンを用いて，塩の Mn/Cr の相対感度がオリビンのそれより小さく，

43

30 % 程度異なり得る，ということが初めて明らかに

52

53

55

Ca， Cr， Cr， Mn を二次電子増倍管（EM）
で検出

356

a

日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 4, 2012

b（b）

（a）

Mn/Cr相対感度
55

0.8

+

55

52

0.9

傾き(Mn/Cr相対感度)= 0.64

0.6

Hoppe et al., 2007 [15]:0.93

サンカルロス・オリビン

0.8

0.4

0.7

0.2

0.6

55

Mn+/52Cr+ (by SIMS)+ 52= ( Mn / Cr )/( Mn/ Cr)
1

1

カルサイト標準試料: 0.64+/- 0.01 (2SE)
0

0.5
0

0.2

0.4

0.6
55

0.8

1

1.2

1.4

Mn/52Cr (by EPMA)
55

+ 52

+

55

52

図3：（a）: カルサイト標準試料の Mn / Cr（NanoSIMS）および Mn/ Cr（EPMA）の分析値．各点は1粒子中の異なる分析スポットに対応している．データ点の傾きがMn/Crの相対感度を表す．（b）: カルサイトとオリビンのMn/Cr相対感度の比較．黒印が異なる分析スポットの平均を表す．カルサイトのMn/Cr相対感度はオリビンのそれより有意に小さい．またオリビンのMn/Cr相対感度は先行研究[15]の結果（0.93）とほぼ一致している．2SE: 2 Standard Error．

なった．ここで，カルサイトとドロマイトは炭酸塩でが 4563.9（＋0.6/−0.7）Ma という形成年代を示した．

あるが，化学組成が違うため，マトリクス効果およびまた CI コンドライトは，Orgueil 中のドロマイトがMn/Cr の相対感度が異なる可能性があることに注意

4563.6（＋0.7/−0.8）Ma，Ivuna 中 の ド ロ マ イ ト がされたい．その影響については次節で述べる．

4562.5（＋0.7/−0.8）Ma，Y980115 中 の ド ロ マ イ ト が次に隕石中の炭酸塩の分析結果について述べる．分53

53

析したすべての隕石に有意な Cr の過剰（δ Cr）が認
55

52

められ，それらは Mn/ Cr に比例していた．このこ
534563.8（＋1.2/−1.5）Ma，Tagish Lake 中 の ド ロ マ イ
トが 4563.5（＋1.1/−1.3）Ma であった．本研究で得られたオリビンの Mn/Cr の相対感度（0.95）は先行研究とは，炭酸塩形成時に消滅核種 Mn が存在していた[11,15] の結果（0.93）と調和的であるため，異なる実験

こ と を 示 し， ア イ ソ ク ロ ン 法 に よ っ て 求 め ら れ た室・分析装置間で結果に大きな差異が生じている可能53

Mn の初生値（ Mn/ Mn）0 は確かに年代としての意

性は小さい．すなわち，炭酸塩の Mn/Cr の相対感度味を持つ．なお，隕石中の炭酸塩と合成カルサイトのは確かにオリビンのそれとは異なり，先行研究で報告

Mn/Cr 比は大きく異なっているが，Mn，Cr を含むされた年代値は系統的な誤差を含んでいる．先行研究

様々な元素に関して，濃度と SIMS のイオン強度とののデータと比較すると本研究では全体的に若い年代値

間には一般によい線形性があるため，結果に大きな影が得られており，これまで報告された炭酸塩の年代デ響を及ぼさないと考えられる [23]．得られた CI コンド

ータはすべて修正する必要がある．その場合，Mn/

ライトの Mn-Cr データを表 1 に（CM コンドライトにCr の相対感度の差から推定される誤差は約 2.2 Myr で53

55

関しては，先論文 [4] にデータが掲載されているのであり，本研究と先行研究 [11,15] で得られた ALH83100

ここでは示さない），アイソクロンおよび計算されたおよび Orgueil の年代値の差にほぼ等しい．なお，

53

Y791198 の年代値は先行研究では CAI よりも古くなっ

Mn の初生値と絶対年代を図 4 に示す．また，図 5 お

よび表 2 には得られた結果をまとめて示す．

ており，本研究で得られた年代値と約 7 Myr も異なる

CM コンドライトは，Murchison 中のカルサイトがが，先行研究で用いた標準試料および Mn/Cr の相対4562.6（＋1.4/−1.9）Ma，Y791198 中 の カ ル サ イ ト が感度が明記されていないため，単純に比較することは4563.9（＋1.1/−1.3）Ma，ALH83100 中 の ド ロ マ イ ト

できない．しかしながら，先行研究で報告された古すが 4562.8（＋0.8/−1.0）Ma，Sayama 中 の ド ロ マ イ ト

ぎる年代値の矛盾は少なくとも部分的には不適切な表1
表 1: CI コンドライト中のドロマイトの Mn-Cr データ[22]．a: 分析時間内に得られたシグナ

隕石中の炭酸塩の年代測定から探る含水小惑星の形成と進化／藤谷 他

ルの総数．b: cps/nA: 一次イオン電流 1 nA，分析時間 1 秒あたりのシグナル数．c: 標準試
53
料のCr/52Cr 同位体比(0.1134)からのずれを1000 分率で表した 53Cr の過剰(53Cr =表1： CIコンドライト中のドロマイトのMn-Cr
データ[22]．a：分析時間内に得られたシグナルの総数．b：一次イオン
53

52

52
53
52
Cr/ Cr同位体比（0.1134）からのずれを1000分率で{(53Cr/電流1Cr)nA，分析時間1秒あたりのシグナル数．c：標準試料の2．
measured/( Cr/53
53 Cr)standard
53
52− 1} × 1000)．誤差は
53
52

表した Crの過剰（δ Cr ={（ Cr/ Cr）（ Cr/ Cr）standard－1}×1000）．誤差は2σ．
measured/Meteorite
Grain #
Orgueildol #1dol #1dol #1dol #1dol #4dol #4dol #4dol #7dol #7dol #7dol #7dol #7dol #7dol #7dol #7dol #7
Ivuna
dol #1dol #6dol #6dol #6dol #6dol #6dol #6dol #6dol#12dol#13dol#13dol#15dol#15dol#15dol#16dol#16dol#16dol#16dol#16dol#16dol#16dol#16
Meteoritedol#16

Grain#
Y980115
dol #1dol #1dol #1dol #1dol #1dol #1dol #1dol #1dol #155

aCr(counts)

Cr(counts)Cr(cps/nA)b

Mn(cps/nA)

1.96.E+07
1.82.E+07
8.24.E+06
5.75.E+06
2.24.E+07
1.94.E+07
1.60.E+07
1.29.E+07
1.71.E+07
1.21.E+07
1.68.E+07
1.30.E+07
7.32.E+06
8.67.E+06
1.51.E+07
9.90.E+06

2766
2982
455
1002
2508
39600
7166
2176
1237
1059
1620
953
2223
2708
3432
94840

960
975
193
354
877
11300
2182
729
524
454
602
398
728
872
1041
26370

18
20
7.59
19.7
16.7
264
59.7
14.5
8.59
7.06
11.6
6.62
14.9
21.0
23.7
988

130471121326
1.37.E+05
1.13.E+05
1.49.E+05
1.30.E+05
1.33.E+05
8.60.E+04
1.19.E+05
8.04.E+04
1.20.E+05
9.01.E+04
4.91.E+04
6.72.E+04
1.04.E+05
1.03.E+05

3.18.E+06
1.19.E+07
1.12.E+07
1.42.E+07
6.12.E+06
4.64.E+06
5.72.E+06
3.06.E+06
9.20.E+06
1.57.E+07
4.30.E+06
7.71.E+06
7.91.E+06
4.00.E+06
7.31.E+06
1.10.E+07
9.99.E+06
1.66.E+07
7.25.E+06
6.62.E+06
5.26.E+06
4.71.E+06
55
Mn
1.79.E+06

1124
83130
187
76630
7889
416
2998
11210
29060
63560
248
1621
1180
1171
341
2275
3591
791
256
499
17980
52 638
Cr172

354
23760
153
21350
2311
156
909
3277
8205
18600
108
525
446
371
187
701
1084
397
137
203
5267
53 213
Cr 73

13.7
594
1.34
426
152
4.43
57.6
50.9
145
212
4.95
18.0
14.0
5.13
1.14
7.58
48.5
2.64
1.68
1.66
89.9
52 2.13
Cr
2.53

Mn(counts)

52

a

53

a

52

55

b

55

52

Mn/ Cr
9220
7980
21800
6830
10800
589
2730
7130
16600
13700
12600
16400
3970
3880
5340
122

3.87.E+04
4030
8.53.E+04
211
7.99.E+04
88000
7.86.E+04273
1.18.E+051080
4.94.E+0416100
1.10.E+05
2680
1.39.E+04412
4.60.E+04469
5.23.E+04375
8.60.E+04
24400
8.57.E+046780
9.42.E+04
9560
1.75.E+045240
2.44.E+04
32500
3.66.E+047340
1.35.E+05
3940
5.55.E+04
31900
4.77.E+04
41900
2.21.E+04
20300
2.63.E+04437
1.57.E+04
55
55 11200
52
Mn
Mn/
Cr
2.64.E+04
14700(cps/nA)

Error
930
810
2000
540
900
47
220
570
1300
1100
1000
1300
320
310
430
10

53

 Cr (‰)

c

Error

257
184
540
280
267
34
103
210
530
550
350
510
190
167
99
7

94
87
260
160
99
22
54
100
160
170
130
180
100
91
78
14

300
150
16
42
13000
1990
20
16
80
68
1600
370
200
106
31
66
35
30
28
67
3100
580
510
180
710
380
390
160
3500
990
550
117
290
94
2400
820
5200
950
1800
480
32
62
900 53 210
Error
(‰)
2200  Cr 540

140
15
650
16
51
260
84
42
26
18
370
120
150
140
360
96
76
220
410
250
33
190
Error
430

(counts)(counts)(counts)(cps/nA)

3.81.E+06
1.50.E+07
2.20.E+07
1.64.E+07
2.11.E+07
1.24.E+07
2.49.E+06
1.30.E+07
1.29.E+07

1537
5239
4243
2585
6049
3182
22790
4731
2822

465
1580
1383
936
1927
1041
6418
1435
978

75.3
58.2
47.1
28.7
67.2
35.4
974
52.6
36.2

1.87.E+05
1.67.E+05
2.44.E+05
1.82.E+05
2.34.E+05
1.38.E+05
1.07.E+05
1.45.E+05
1.65.E+05

3110
3880
6960
8600
4730
5270
147
3720
6260

160
110
210
340
120
190
4
110
240

100
97
186
320
159
190
25
104
261

120
63
73
100
61
85
29
67
94

Tagish Lakedol #19.08.E+06
dol #1
1.32.E+07
dol #1
1.24.E+07
dol #1
8.46.E+06
dol #1
7.39.E+06
dol #1
7.91.E+06
dol #15.93.E+06

1265
2039
4175
571
1389
208700
2475

461
693
1253
264
443
57900
740

14.1
22.7
57.0
6.34
15.4
2577
40.0

1.01.E+05
1.47.E+05
1.69.E+05
9.40.E+04
8.21.E+04
9.77.E+04
9.60.E+04

9990
9120
4110
20900
7440
54
3290

560
400
130
1800
400
1
130

330
240
92
690
160
9
88

140
110
70
250
130
9
91

表2
表 2: 本研究で得られた炭酸塩の 53Mn の初生値，絶対年代および太陽系形成からの時間(TCAI)．誤差は 2．
53

55

357

358

日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 4, 2012

1,000
a
（a）

4,000
b
（b）

Murchison (CM 2.5)
53

55

( Mn/ Mn) = (2.66+/-0.79) x 10

Y791198 (CM 2.4)

-6

53

800

55

( Mn/ Mn) = (3.40+/-0.74) x 10

0

-6

0

絶対年代: 4562.6 +1.4/-1.9 Ma

絶対年代: 4563.9 +1.1/-1.3 Ma

3,000

MSWD = 0.38

MSWD = 0.87

 Cr (permil)

2,000

53

400

53

 Cr (permil)

600

1,000

200

0
0
-200
0

10,00020,000
55

1,000
c
（c）

0

30,000

6,000
d
（d）

55

( Mn/ Mn) = (2.79+/-0.47) x 10

5355

( Mn/ Mn) = (3.38+/-0.40) x 10

80,000

-6

0

5,000

絶対年代: 4562.8 +0.8/-1.0 Ma

60,00052

Mn/ CrSayama (CM 2.1)

-6

0

800

40,00055

ALH83100 (CM 2.1)
53

20,00052

Mn/ Cr

絶対年代: 4563.9 +0.6/-0.7 Ma

MSWD = 1.18

MSWD = 0.73

 Cr (permil)
53

400

53

 Cr (permil)

4,000
600

200

0
0

10,00020,000
55

800

53

0

40,00040,000

52

2,500
f
（f）

55

80,00055

Mn/ Cr( Mn/ Mn) = (3.32+/-0.43) x 10

120,000

160,000

52

Mn/ CrIvuna (CI)

-6

53

55

( Mn/ Mn) = (2.64+/-0.39) x 10

0

-6

0

絶対年代: 4563.6 +0.7/-0.8 Ma

600

絶対年代: 4562.5 +0.7/-0.8 Ma

2,000

MSWD = 1.01

MSWD = 1.4

500 Cr (permil)

400

53

53

30,000

Orgueil (CI)700

 Cr (permil)

2,000
1,000

0

e
（e）

3,000

300

1,500

1,000

200
500
100
0

0
0

5,000

10,00015,00020,00025,0000

20,00055

Mn/52Cr

g
（g）

500

55

1000
h
（h）

Y980115 (CI)53

55

( Mn/ Mn) = (3.37+/-0.82) x 10

5380,000100,000

20,00025,000-60

絶対年代: 4563.5 +1.1/-1.3 Ma

800

MSWD = 0.87
 Cr (permil)

300

200

53

53

55

( Mn/ Mn) = (3.16+/-0.69) x 10

絶対年代: 4563.8 +1.2/-1.5 Ma
MSWD = 0.76

 Cr (permil)

60,000Mn/52Cr

Tagish Lake (ungrouped C2)

-6

0

400

40,000

100

600

400

200

0
0

2,000

4,000
55

6,000
52

Mn/ Cr

8,000

10,0000
0

5,000

10,00015,00055

Mn/52Cr53

図4： CMコ ン ド ラ イ ト（a）（d）
お よ びCIコ ン ド ラ イ ト（e）（h）
のMn-Crア イ ソ ク ロ ン． い ず れ の 隕 石 もδ Crと55
52
53
Mn/ Crがよい比例関係にあり，炭酸塩形成時に消滅核種 Mnが存在していたことを示している．そのため，
53
53
55
アイソクロンの傾きから計算される Mnの初生値（ Mn/ Mn）
0は確かに年代としての意味を持つ．MSWD:（d）は先論文[4]より改編．（e）（h）
は[22]より改編．
Mean Square Weighted Deviation．誤差は2σ．（a）

dol #1
dol #1dol #1dol #1################################

571
1389
208700
2475

264
443
57900
740

6.34
15.4
2577
40.0

################################

20900
7440
54
3290

1800
400
1
130

690
160
9
88

250
130
9
91

表2
隕石中の炭酸塩の年代測定から探る含水小惑星の形成と進化／藤谷他
53

表 2: 本研究で得られた炭酸塩の(TCAI)．誤差は 2．

Mn の初生値，絶対年代および太陽系形成からの時間 359

53

表2： 本研究で得られた炭酸塩の Mn の初生値，絶対年代および太陽系形成からの時間（TCAI）．誤差は2σ．
53

55( Mn/ Mn)0
Meteorite
Murchison
Y791198
ALH83100
SayamaOrgueil
Ivuna
Y980115
Tagish LakeClassification
CM 2.5
CM 2.4CM 2.1CM 2.1
CI
CI
CI
Ungrouped C2

Number of analyses
9
12
12
15
16
25
12
8

-6

(×10 )
2.66 ± 0.79
3.34 ± 0.74
2.79 ± 0.47
3.38 ± 0.40
3.32 ± 0.43
2.64 ± 0.39
4.03 ± 0.57
3.16 ± 0.69

TCAI

Absolute age(Ma)4562.6 (+1.4/−1.9)
4563.9 (+1.1/−1.3)
4562.8 (+0.8/−1.0)4563.9 (+0.6/−0.7)
4563.8 (+0.7/−0.7)
4562.5 (+0.7/−0.8)
4563.8 (+1.2/−1.5)
4563.5 (+1.1/−1.3)

(Myr)
5.6
4.3
5.4
4.3
4.4
5.7
4.4
4.7

炭酸塩の形成年代としてそれぞれの隕石の重みつき平均 を 考 え，CM コ ン ド ラ イ ト は 4563.4（＋0.4/－0.5）

本研究CAIs
CM
CMコンドライトchondrites
CI
CIコンドライトchondrites

CAI

Ma，CI コ ン ド ラ イ ト は 4563.2（＋0.4/－0.5）Ma と すCMコンドライト
先行研究 [11]Murchison (CM2.5)

ることができる．これは太陽系形成（CAI の形成年代）後約 5 Myr に相当する．一方，先行研究では反対の主

Y791198 (CM2.4)

張をしており，CM コンドライトの変成度と年代の間

ALH83100 (CM2.1)には相関があるとしている [11]（図 1a）．ただし，先行

Sayama (CM2.1)
Orgueil (CI)CM ave.
CI ave.
CM prev.
CI prev.

Ivuna (CI)
Y980115 (CI)

CIコンドライト
先行研究 [14,15]4560

ものがほとんどであり，それほどバリエーションがないことに注意する必要がある．
炭酸塩の同時形成の意味を解釈するためには，炭酸

Tagish Lake (Ung. C2)4555

研究で分析された CM コンドライトの変成度は 2.1 の

4565

4570

絶対年代 (Ma)
図5： 本研究および先行研究で報告された炭酸塩のMn-Cr 年代の比較．灰色の網掛けは，本研究で得られたデータの重みつき平均の誤差範囲．本研究で得られた炭酸塩の形成年代
は概して先行研究のものより若く，分析法に由来する系統的な誤差の存在を示している．また，先行研究とは対照的に，本研究で得られた年代は非常によい一致を示している．
誤差は2σ．

塩の形成条件を理解しなければならない．一般に，カルサイトは変成度の小さな CM コンドライト（変成度> 2.2）に見られる．また，層状ケイ酸塩など他の共存
1718する鉱物に比べて重い酸素の同位体（ O， O）に富ん
18

でおり，大きな同位体分別（δ O で約 20 ‰）を起こしている [13]．カルサイト・マトリクス間の同位体分別
はほぼ質量依存であることから，それらの間の同位体平衡を仮定すれば，カルサイトの形成温度を求めること が で き る． 同 位 体 分 別 は 低 温 ほ ど 大 き く，
Murchison 中のカルサイトに見られる大きな同位体分

Mn/Cr の相対感度に起因していると考えられ，本研別を起こすためには 20 ℃以下でなければならない．

究では CAI よりも若い，無矛盾なデータが得られてこの結果は，Clumped-isotope-thermometer という同いる．

位体平衡を仮定しなくても議論ができる別の温度計でも裏付けられている [24]．さらに，Zolensky らは岩石・

5. 議論と考察

水相互作用の地球化学に用いられている EQ3/6 というコンピュータアルゴリズムを隕石の水質変成に応用

5.1

炭酸塩の同時形成

し，25 ℃以下の水と岩石が相互作用することで CM
コンドライトの鉱物組成がよく再現できることを示し

本研究の結果で最も驚くべきことは，分析したすべ

た [25]．この計算では，カルサイトは水質変成のごくての隕石の年代値が極めてよい一致を示していること

初期（極めて少量の岩石と水が反応した段階）に安定化である（図 5）．そのため，CM，CI コンドライト中のする．実際，Murchison 隕石中のカルサイト粒子が示

360

日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 4, 2012

す微量元素のゾーニングは，変成の初期，周囲の水の史モデルの詳細は [4] を参照されたい．

温度が上昇している最中に形成したことを物語ってい様々な短寿命放射性核種のうち，存在量と壊変エネ

る．以上から，カルサイトは室温程度の低温で変成のルギーを考慮すると， Al が太陽系最初期の小天体の最初期に形成する，ということができる．

熱史に支配的な影響を及ぼす． Al は半減期が 0.73

26

26

一方ドロマイトはより変成度の大きい CM コンドラ

Myr と短いため，これから考察するような太陽系最イトおよび CI コンドライトに見られ，カルサイトほ

初期の数 Myr における母天体の熱史には極めて重要

ど酸素の同位体分別が大きくない．そのことから，（ Al/ Al）
である． Al は太陽系形成時の存在量が
0＝

26

26

27

-5

Sayama 隕石中のドロマイトの形成温度は比較的高温

5.23 × 10 と求められているため [27]，岩石中の Al ので，120 ℃ 以 上 と 見 積 も ら れ て い る [26]． ま た，

存在量と Al の壊変エネルギーがわかっていれば，母EQ3/6 による計算でも，より高温の条件下でカルサ

天体形成から単位時間あたりに発生する熱エネルギー

イトよりドロマイトの方が安定であることが示されてQ を計算することができる．なお，これ以降の議論でいる．

は CAI の Pb-Pb 年代として 4568.2 Ma という値 [8] を用

26以上のように，カルサイトとドロマイトは異なる温いるが，最近の研究では異なる値も報告されている（例

度で形成した可能性が高い．このことはそれぞれの炭．1 Myr の違いは Al の半減期よ
えば 4567.2 Ma; [29]）

酸塩が含まれる隕石の変成度と調和的である．一般にりも長く，母天体の熱史に大きな影響を与える．今後

水・岩石の反応は発熱反応であり，また高温ほど反応の研究でより正確な CAI の形成年代を求めることも，の速度が速いからである．カルサイトとドロマイトは

母天体の熱史を詳細に議論するために必要である．

26

異なる温度で形成するため，それらが同時に形成した母天体のサイズは半径 30 km とし，天体表面の温度という本研究の結果は隕石の母天体が急速に加熱され（～－100 ℃）で一定とする．内部の温度 T は，は 170 Kたことを強く示唆している．さらに，異なる隕石グル

26

ープ間でも同じ年代が得られているということは，
様々な微惑星において共通のプロセスによって天体内部の温度がコントロールされていたと解釈できる．もしカルサイトとドロマイトで Mn/Cr の相対感度が異なっていても，この結論は変わらない．なぜならば，
CM と CI コンドライトに含まれるドロマイトの形成年代が一致しているからである．もしそうであるなら
ば，天体の加熱源は他天体によるインパクトよりも短寿命放射性核種の壊変熱と考える方が自然である [27]．
前者の場合，インパクトによる加熱の時期が様々であっても構わないからである．逆に後者であれば，天体の熱史はほぼ微惑星の形成時期によって決定される．
短寿命放射性核種は時間の経過とともに急速にその存在量が小さくなるため，微惑星の形成時期によって，熱源の量が決定されるからである．

5.2

含水小惑星の形成と熱史

以上議論してきたように，本研究のデータから，
CM，CI コンドライト母天体の加熱源として短寿命放Al の壊変によって生じる熱エネルギー Q および熱が詳細に議論するために必要である．
内部から天体表面に逃げることで変化する．これを球母天体のサイズは半径 30 km とし，天体表面の温度は 170 K (座標系における 1 次元熱伝導方程式によって記述する
内部の温度 T は，26Al の壊変によって生じる熱エネルギーQ および[30]．
逃げることで変化する．
これを球座標系における 1 次元熱伝導方程式

c p

T
1   2 T 

 kr
Q
t r 2 r r 

ここで，cp，k，はそれぞれ密度，比熱，熱伝導率である．岩石・
ここでρ，cp，k，はそれぞれ密度，比熱，熱伝導率
物理量は[4]を参照されたい．
である．岩石・水の熱伝導率や密度など物理量は [4]CM コンドライトは全岩の酸素同位体比から，母天体の水/岩石を参照されたい．
積比)は 0.3-0.6 と推定されている[31]．母天体の構成要素は先行研CM コンドライトは全岩の酸素同位体比から，母天テライト 22 %，エンスタタイト 17%，空隙 16 %，水(氷)30 %，反応体の水 / 岩石比
（岩石に対する水の体積比）は 0.3-0.6 となど)16 %とする(水/岩石比: 0.56)．氷は 273 K (= 0 C)で水に相転移推定されている [31]．母天体の構成要素は先行研究生じた液体の水は岩石と相互作用，すなわち水質変成を始める．変[30] に倣ってフォルステライト 22 %，エンスタタイト
うに簡略化する．
17 %，空隙 16 %，水（氷）
30 %，反応性に乏しい鉱物
（酸
Mg
SiO
(forsterite)+
MgSiO(enstatite)+
4 （水 / 岩石比 : 0.56）
3 ．氷は 2732H
K2O → Mg3Si2O5(OH)4 (an化物など）
16 %2とする

で水に相転移し，融解熱を吸収する．生じた（＝ 0 ℃）
この反応熱は 69 [kJ/mol]であり，反応速度 Kr [mol/s]は[30]と同様に液体の水は岩石と相互作用，すなわち水質変成を始め
蒸気圧の和)に依存するとした．
る．変成の反応は，以下のように簡略化する．
K r  K r ' P exp 3463 / T のもとに，CM コンドライト母天体の熱史モデルを構

ここで Kr’は比例係数(pre-exponential factor)である．水質変成の反応＋ MgSiO（enstatite）＋ 2H2O →Mg2SiO（forsterite）
4
3でも最も推定が難しいパラメータである．実際，同様の先行
Mg3Si2O（OH）（antigorite）
5
4
pre-exponetial factor K’r の推定値は実に 5 桁にわたっている[30,32]．

築し，その形成時期に制約を与えることを試みる．熱

この反応熱は69 [kJ/mol] であり，反応速度 Kr [mol/s]
れた炭酸塩の年代でカルサイトとドロマイトが同時に形成するよう

射性核種を考えるのが適当である．本節ではその仮定た．先に述べたように，このモデルでは母天体の組成や水質変成のの反応熱や反応速度にも大きな不確定性があることを念頭に置く必以上の条件をもとに，母天体の形成年代を太陽系形成から 3.0

算した熱史を図 6 に示す．母天体の形成年代は，母天体形成時の熱

それゆえ母天体の最高到達温度および温度の上昇速度に影響を与え最初に，太陽系形成後 3.5 Myr に母天体が形成する場合(case A)26

隕石中の炭酸塩の年代測定から探る含水小惑星の形成と進化／藤谷 他

361

絶対年代 (Ma)

絶対年代 (Ma)

ドロマイト
形成温度
400

温度 [K]

350

b

450
ドロマイト
形成温度

r = 3 km （天体中心）

400

350

r = 20 km（天体内部）
300

4565

4555

カルサイト
形成温度
太陽系誕生から350万年後に形成

r = 27 km（天体表層）

カルサイト
形成温度

5

太陽系誕生から300万年後に形成

r = 27 km（天体表層）

200

200
0

r = 3 km （天体中心）r = 20 km（天体内部）
300

250

250

4560
炭酸塩形成年代

450

炭酸塩形成年代a4560

温度 [K]

4565

0

10

5

10

太陽系誕生からの時間 (Myr)

太陽系誕生からの時間 (Myr)
絶対年代 (Ma)
4565
450
ドロマイト
形成温度
400

350
温度 [K]

4560

4555

炭酸塩形成年代cr = 3 km （天体中心）
300

カルサイト
形成温度

250

太陽系誕生から400万年後に形成

r = 20 km（天体内部）
r = 27 km（天体表層）

200
0

5

10

太陽系誕生からの時間 (Myr)

図6： CMコンドライト母天体の熱史のモデル計算．（a）：太陽系形成から3.5Myr，（b）：3Myr，（c）：4Myrに母天体が形成したと仮定．天体の半径は30kmで，rは天体中心からの距離を表す．灰色の網掛けは，本研究で得られたCMコンドラ
イト中の炭酸塩の形成年代（4563.4（+0.4/－0.5）Ma）．（b）の計算には，水質変成の反応熱は含まれていない（本文5.2節参照）．（a），（b）は先論文[4]より改編．

は [30] と 同 様 に 圧 力 P [Pa]（岩 石 お よ び 水 蒸 気 圧 のべたように，このモデルでは母天体の組成や水質変成和）に依存するとした．

の反応を簡単化し，変成の反応熱や反応速度にも大きPexp
Kr ＝ Kr’（−3463/T ）な不確定性があることを念頭に置く必要がある．
以上の条件をもとに，母天体の形成年代を太陽系形

ここで Kr’は比例係数（pre-exponential factor）である． 成から 3.0，3.5，4.0 Myr として計算した熱史を図 6 に水質変成の反応速度は，このモデルの中でも最も推定

示 す． 母 天 体 の 形 成 年 代 は， 母 天 体 形 成 時 の 熱 源

が難しいパラメータである．実際，同様の先行研究で（ Al）の量を決定し，それゆえ母天体の最高到達温度

用いられている pre-exponetial factor Kr’の推定値はおよび温度の上昇速度に影響を与える．

26

実に 5 桁にわたっている [30,32]．ここでは，本研究で最初に，太陽系形成後 3.5 Myr に母天体が形成する

得られた炭酸塩の年代でカルサイトとドロマイトが同について考察する（図 6a）場合（case A）
． Al の壊変熱-15＝ 4.0 × 10 とした．先に述時に形成するように，Kr’

26

によって温度が上昇し，母天体形成から 0.7 Myr には362

日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 4, 2012

氷の融点に達する．氷が融解して液体の水が生成すれとができない．

ば，すぐに岩石との相互作用が始まり，急速に温度が以上議論してきたように，CM コンドライトでカル上昇する．母天体の中心付近（図 6a 中 r ＝ 3 km）では，

サイトとドロマイトを同時に形成するためには母天体

26

熱伝導のタイムスケールより， Al の壊変および水質が太陽系形成から 3.1-3.9 Myr に形成しなければなら変成の反応熱による発熱のタイムスケールのほうが短ないことがわかる（逆に，この間であれば炭酸塩の形

い．そのため，CM コンドライト中の炭酸塩の形成年

成年代でその形成に適した温度領域が存在できること

代（母天体形成から 1.3 ± 0.5 Myr）で温度は約 150 ℃にを確認してある）．この議論では，単に炭酸塩の形成

達する．一方，母天体の中心 20 km 付近（図 6a 中 r ＝

温度のみに着目し，母天体の形成年代の必要条件を与20 km）ではそれらのタイムスケールが同程度であり，える，という立場を取っている．実際の熱史および水それほど温度は上がらず，最高到達温度は 50 ℃程度

質変成はもっと複雑であろうし，炭酸塩の形成温度にである．また天体表面付近（図 6a 中 r ＝ 27 km）では，なっているときに本当にそれが形成できるかは議論し発熱しても熱伝導によりほとんど温度は上がらない．

ていない．

このように，急速な発熱と熱伝導によって，液体の水

CI コンドライトの母天体も炭酸塩の形成年代からが生成してすぐに母天体内で異なる温度領域が存在し，して，CM コンドライトと同様の熱史を少なくとも液

炭酸塩の形成年代にドロマイトとカルサイトの「作り体の水が生成する前後までは経験したと考えられる．

分け」が可能である．様々な変成度の CM コンドライ

しかし，その化学組成・特に水の含有量などは異なっ

トは，同一の母天体の異なる領域（深さ）に由来していているし，母天体の大きさも異なっているかもしれなると考えることができる．

い．そこで，次節では，母天体サイズや化学組成，変次に，母天体形成が太陽系形成後 3.0 Myr の場合（case B）について考察する（図 6b）．先ほどの case Aに比べて 0.5 Myr 早く母天体が形成した場合を考える
26のであるが， Al の半減期が約 0.7 Myr であるので，

成の反応速度など様々なパラメータが熱史に与える影響について議論する．

5.3

熱史モデルの妥当性とパラメータ依存性発生する壊変エネルギーの総量は 2^（0.5/0.7）～ 1.6

前節で議論した CM コンドライト母天体の熱史は，倍となり，上昇する温度も約 1.6 倍となる．また，図モデルに用いている様々なパラメータに依存している．

6b からわかるように，温度上昇が case A より早く，

この節では，パラメータの値を変えた際にモデル計算

母天体形成後 0.4 Myr に氷の融点に達する．CM コンの結果がどのように変化し，また，前節で導いた結果

ドライト中のカルサイトが変成の最初期に，水の温度（CM コ ン ド ラ イ ト 母 天 体 は 太 陽 系 形 成 か ら 3.1-3.9

が 20 ℃以下で，かつ温度が上昇中に形成したと仮定

Myr に形成した）がどの程度の不確定性を含んでいる

すると，炭酸塩の形成年代では母天体内のいかなる場のか議論する．図 7a-g に，パラメータの異なる計算所においてもカルサイト形成に適当な温度の領域は存結果を 11 種類（Run 1-11）示す．それぞれ天体中心の在しない．つまり，温度上昇が早すぎるのである．

温度を示しており，用いたパラメータは表 2 にまとめ

case B では水質変成の反応は無視してある．これは，られている．Run 3 は前節の case A と同じであり，図変成のモデルに付随する大きな不確定性を議論から排中では太線で示している．他の計算結果は Run 3 と比除するためで，変成を考慮に入れても状況は良くなら較しながら議論していく．

ない．なぜならば変成の反応は発熱反応だからである．

図 7a には Run 1 から Run 4 の結果を示し，熱史の母

したがって，太陽系形成後 3.0 Myr という年代は母天

天体サイズ依存性を考察する．母天体サイズは Al の体の形成には早すぎると確実に結論できる．

壊変熱および水質変成の反応熱で加熱された母天体が最後に，太陽系形成後 4.0 Myr に母天体が形成する
26

26

冷却するタイムスケールと関係している．しかし，水場合（case C）について考える（図 6c）．この場合は Alに質変成が始まるタイミング（天体内部の温度が 0 ℃）の存在量が少なすぎて，母天体内の温度が炭酸塩の形はほとんど影響しないため，カルサイトが変成の最初

成年代に氷の融点まで達しない．したがってこの場合期に形成したと仮定すれば，カルサイトの形成年代はも水質変成の反応如何に関わらず炭酸塩を形成するこ母天体のサイズに関わらずほぼ一定になる．つまり，

表3
隕石中の炭酸塩の年代測定から探る含水小惑星の形成と進化／藤谷他 factor (本文 5.2 節参照)．b: 母天体 363
表 3: モデル計算に用いたパラメータ．a: pre-exponentialの構成要素 (ice: 氷，Fo: フォルステライト，En: エンスタタイト，void: 空隙，NR: 反応
表3： モデル計算に用いたパラメータ．a：pre-exponential factor（本文5.2節参照）．b：母天体の構成要素（ice：氷，Fo:

性に乏しい鉱物，W/R:
水/岩石の体積比)．
フォルステライト，En：エンスタタイト，void：空隙，NR：反応性に乏しい鉱物，W/R：水/岩石の体積比）．
Composition (vol%)ice Fo En void NR W/R
30 22 17 16 15 0.56bAccretion time
(Myr after CAIs)
3.5

medium (K r' = 4.0 × 10 )

-15

30

22 17 16

15

0.56

3.5

-15

medium (K r' = 4.0 × 10 )30

22 17 16

15

0.56

3.5

-15

30

22 17 16

15

0.56

3.5

30

22 17 16

15

0.56

3.5

Parent body size
Run (km)
R = 10
1

Reaction rate-15
medium (K r' = 4.0 × 10 )

2

20

3

30

4

50

medium (K r' = 4.0 × 10 )530high (K r' = 4.0 × 10 )

a

-12

-17

6

30

low (K r' = 4.0 × 10 )30

22 17 16

15

0.56

3.5

7

30

medium (K r' = 4.0 × 10 )

-15

40

22 17 6

15

0.74

3.5

8

30

medium (K r' = 4.0 × 10 )

-15

50

22 17 0

11

1.00

3.5

50

22 17 0

11

1.00

3.5

-15

22 17 11

0

1.28

3.5

22 17 11

0

1.28

3.3

-15

high (K r' = 4.0 × 10 )

9

30

10

30

medium (K r' = 4.0 × 10 )

50

11

30

medium (K r' = 4.0 × 10 )

-15

50

母天体のサイズは前節の議論には無関係である．冷却

ロマイトの形成温度（> 120 ℃）より低いが，氷が 50のタイムスケールは水質変成の継続時間を考えるうえ

体積 % では天体内でドロマイトが形成できない，とで重要であるが，CM コンドライトには年代測定によいうことを必ずしも意味しない．なぜならば，水質変って継続時間を決められるような物質（つまり，炭酸成の反応速度および反応熱に大きな不確定性があるた塩より若い年代を示す物質）は現在のところ発見され＝ 10 : 先行（Kr’めである．例えば，図 7d 中の Run 9ていないので，母天体のサイズを正確に決めることは研究で用いられている最大値）の結果からわかるよう困難である．天体の半径が 10 km 以下では，急速な冷に，変成の反応が早ければ氷の量が多くても直ちに温却のため氷の融点まで温度が上がらず水質変成が起き度は上昇する．また，反応熱が本研究で用いられていないため，CM，CI コンドライトの母天体はそれよりる値よりも大きければ，十分にドロマイトの形成温度大きかったと考えられる．

まで天体の内部は加熱される．ここで，Run 3，7，8-12

図 7b では Run 5，6 の結果をもとに，水質変成の反のように氷の量が異なっていても，水質変成が始まる

応速度が与える影響について考察する．反応速度はもタイミングはほぼ同じであることに注意されたい．こっとも制約を与えるのが難しいパラメータのひとつでれは，これら 3 つの計算において，氷の量が異なってある．前述したように，水質変成による急速な加熱は，

いても岩石の量（つまり Al の量）がほぼ一定になって

カルサイトとドロマイトを同時に形成させるために必いるからである．したがって，カルサイトが水質変成要である．それゆえ，Run 6 の場合のような遅い反応の最初期に形成したと仮定すれば，これら 3 つの計算

-17

26

速度（Kr’～ 10 : 先行研究で用いられている最小値）

においてカルサイトの形成時期はほぼ同じである．つは，炭酸塩の形成年代と矛盾する．

まり，水質変成の最初期に注目する限り，氷の量はほ

図 7c には，氷の量が異なる天体の結果を示す．Run

とんど影響しない．

7 と 8 の氷の量はそれぞれ 40，50 体積 % であり，これ

図 7e では，氷の量とともに岩石の量も変えた計算

は水 / 岩石比にして 0.74，1.00 に対応する．水 / 岩石（Run 10）について示す．Run 10 では，氷は 50 体積 %比が 1.00 というのは，全岩の酸素同位体比より推定しで Run 8 と同じであるが，水 / 岩石比は 1.28 とより大た CI コンドライトの典型的な値である [31]．氷の融解

きく設定してある．岩石の量は Run 3 の 72 % であり，熱のため，その量が多いほど最高到達温度が低く，まより Al の量が少ない．したがって， Al による加熱

26

26

た天体内部の温度が 0 ℃の期間（液体の水と氷が共存

はより遅くなる．この場合，約 0.2 Myr だけ Run 3 よしている状態）が長い．Run 8（氷の量が 50 体積 %）では，り早く天体が形成すれば，Run 3 と同時期に氷の融点

炭酸塩の形成年代での天体温度が Sayama 隕石中のド．もちろん天体内部の温度に達する（図 7f 中 Run 11）364

日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 4, 2012

絶対年代 (Ma)
500
450
400

4555

4565

b

炭酸塩形成年代a絶対年代 (Ma)

4560

500

4560
炭酸塩形成年代4565

R = 50 km (Run 4)
450
400

4555

Kr' = 4e-12 (Run 5)
Kr' = 4e-15 (Run 3)

温度 [K]

温度 [K]

R = 30 km (Run 3)
350
300

350
300

250

250

R = 20 km (Run 2)
R = 10 km (Run 1)

200
0

5

Kr' = 4e-17 (Run 6)

200
10

0

太陽系誕生からの時間 (Myr)5

絶対年代 (Ma)500

炭酸塩形成年代

c

450

4555

4565

d

500
450

30 vol% ice (Run 3)
40 vol% ice (Run 7)400
温度 [K]

温度 [K]

400

絶対年代 (Ma)

4560

350
300

4560
炭酸塩形成年代

4565

Kr'= 4e-12
50 vol% ice (Run 9)

350

250

50 vol% ice (Run 8)

200

Kr'= 4e-15
50 vol% ice (Run 8)

200
0

5

10

0

太陽系誕生からの時間 (Myr)5

絶対年代 (Ma)

450

4565

f

400

50 vol% ice (Run 8)

350
300

500
450

30 vol% ice (Run 3)

温度 [K]

400

4555

4560
炭酸塩形成年代

4560
炭酸塩形成年代

500

10

太陽系誕生からの時間 (Myr)

絶対年代 (Ma)4565

温度 [K]

4555

300

250

e

10

太陽系誕生からの時間 (Myr)4555

30 vol% ice (Run 3)
50 vol% ice (Run 11)

350
300

250

250
50 vol% ice (Run 10)200

50 vol% ice (Run 10)

200
0

5
太陽系誕生からの時間 (Myr)

10

0

5

10

太陽系誕生からの時間 (Myr)

図7： 熱史モデル計算のパラメータ依存性．それぞれの計算で用いられているパラメータの値は表2を参照．図はすべて天体中心での温度を示している．灰色の網掛けは，本研究で得られたCM コンドライト中の炭酸塩の形成年代．Run 3（図中の太線）のパラメー
タの値は本文5.2節のcase Aと同じで，図6aの r = 3kmに相当する．

隕石中の炭酸塩の年代測定から探る含水小惑星の形成と進化／藤谷 他

365

が 0 ℃になったあとは氷の融解に必要な熱量が異なる

しかし，普通コンドライト（LL3）や炭素質コンドライ

ため，Run 3 とは異なった熱史になる．

ト（CO3，CR2）に含まれているコンドルールを Al-Mg

以上をまとめると，CM コンドライトの母天体サイ（アルミ・マグネシウム）
年代測定することで，隕石母

ズは炭酸塩の形成年代にはあまり影響せず，正確に求天体の形成年代に上限値（older limit）を与えることがめることは困難である．しかしながら，あまり小さい

できる．コンドルールの形成年代は概ね太陽系形成かと冷却のタイムスケールが加熱のそれを上回るため，

ら 1.5-3.0 Myr であり，エコンドライトの形成年代よ半径 20 km 以上が必要条件となる．水質変成の反応速り若い [35]．隕石母天体の形成年代もそれとほぼ同時度も制約が難しいが，炭酸塩が同時に形成するために期だと考えられる．これらの隕石の母天体は火成活動-15

比較的急速に（Kr’> 10 ）反応が進んだと考えられる．

を起こすには至っていないが，一般的に熱による変成

水質変成の開始に注目する限り，岩石の量が氷の量よを受けており，たとえば普通コンドライトの母天体はりも重要である．今回のパラメータセットの範囲（氷LL6 コンドライト中の単斜輝石の化学組成から 900-の量 : 30-50 体積 %，水 / 岩石比 : 0.56-1.28）では，前節

960 ℃と見積もられている [36]．

の case A（Run 3）と比較して，水 / 岩石比の変化によ

水質変成を経験した隕石の母天体は太陽系形成後約る母天体形成年代の補正は 0.2 Myr 以下である．以上

3.5 Myr に形成したことが本研究で初めて明らかになのことから，天体サイズや水 / 岩石比，水質変成反応

った．この推定値はエコンドライトや普通コンドライに関する不確定性を考慮に入れ，CM，CI コンドライ

トの母天体の形成年代よりも若い．

トの母天体は太陽系形成から 3.1（−0.2）Myr から 3.9

このように，隕石から得られた母天体の形成年代はMyr，すなわち 2.9-3.9 Myr に形成したと結論できる．

その隕石の経験した変成あるいは溶融の程度と相関し5.4 炭酸塩の年代とその他の隕石の年代との比較

26ている．これは， Al の壊変熱が天体の加熱源であるとする仮定と整合的であり，太陽系の初期では微惑星
26の進化に Al の存在量が大きな影響を及ぼしていたこ

これまで述べてきたように，CM，CI コンドライトとを意味している．興味深いのは，前述した隕石グル中の炭酸塩は太陽系形成後約 5 Myr にほぼ同時に形ープの母天体が現在の小惑星帯内で異なった場所に分成した．この分析結果はこれらのコンドライト母天体布している点である [37]．すなわち，小惑星帯のよりが太陽系形成後約 3.5 Myr に形成した後，短寿命放射

太陽に近い領域には火成岩質の小惑星，遠い領域には

26性核種（ Al）の壊変熱と水質変成の反応熱で急速に加始原的な小惑星が主に分布している．微惑星が，形成熱されたと考えるとうまく説明できる．この節では，した当初の場所に現在まで留まっているかどうかはわ

炭酸塩の年代および含水小惑星の形成年代を，他の隕からないが，単純に考えれば，原始惑星系円盤内では石あるいは他の年代測定法から得られた様々な年代デより太陽に近い方が円盤の面密度が大きいため，微惑ータと比較しながら，本研究で得られた結果の意義を星の形成がより速かったと推測することができる．こ述べる．

のように小惑星帯内における小惑星の分布とそれらの26

エコンドライトとよばれる，母天体上で火成活動を

形成年代を Al による加熱と結びつける考え方は以前経験した隕石に対しては，これまでに鉄隕石に対してから提案されていたが [37]，本研究によって変成温度

Hf-W（ハフニウム・タングステン）年代測定を行うこの低い含水小惑星の形成年代を決定したことで，よりとでコア・マントル分化の年代が推定されてきた [33]． 説得力が増したといえる．ただし，この結論は必ずしその結果は太陽系形成からほぼ 0-1.5 Myr に集中しても他の熱源がないことを意味しているのではない．むおり，微惑星形成は太陽系初期の極めて早い段階で始しろ，隕石にも激しい衝突の痕跡は残されていて，衝まっていたことを物語っている．さらに最近，火星は突加熱も小天体の進化に影響を与えていたに違いない．

原始惑星の生き残りであり，高々1.8 Myr 以内に形成

しかしながら， Al が初期太陽系に存在していたことしたという報告もある [34]．

は確実であり，もし Al の存在量が初期太陽系内で均26

26

コンドライトとよばれる始原的な隕石は年代測定か一であったならば，ある程度以上のサイズ（半径 20ら母天体の形成年代を知ることは一般に困難である．

km 以上）のすべての小天体の熱史を支配しうる．短366

日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 4, 2012

寿命の放射性核種は，太陽系外でも惑星形成過程の最きました．ここに厚く御礼申し上げます．本研究を遂初期において小天体の進化に重要な役割を果たすと考行するにあたり，学術振興会からの支援を受けていまえられ，その存在量は惑星系により様々であろう．もす．

し短寿命放射性核種による小天体の進化が，その後の惑星形成やそこでの生命や水の存在可能性に影響を与

参考文献

えるのならば，単純に惑星の軌道要素だけから水や生命の存在は議論できない．今後の研究の進展により，惑星に至る以前の小天体の進化が最終的な惑星の姿に[1] Bischoff, A., 2006, in Meteorites and the Early Solar
System II (Univ. Arizona Press), 679.

与える影響が明らかになってくれば，以前までとは異[2] Lodders, K., 2003, Astrophys. J. 591, 1220.

なった視点で水や生命の存在に言及できるようになる[3] 藤谷渉ほか，2010，遊星人19，273．

かもしれない．

[4] Fujiya, W. et al., 2012, Nat. Comms. 3, 627.
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本研究では含水小惑星の形成・進化を考察するため，

Cosmochim. Acta 62, 2863.

始原的な炭素質コンドライトに対して，新たな分析法[7] Amelin, Y., 2008, Geochim. Cosmochim. Acta 72, 221.

による信頼性の高い炭酸塩の年代測定を行った．その[8] Bouvier, A. and Wadhwa, M., 2010, Nat. Geosci. 3,

結果，
1.

637.

先行研究で報告された年代データは，分析法に由来する系統的な誤差を含んでおり，すべて修正する必要がある

2.

CM，CI コンドライトに含まれる炭酸塩の形成年
代は太陽系形成後約 5 Myr という狭い範囲に集中
している

3.

68, 2947.
[10] Kurahashi, E. et al., 2008, Geochim. Cosmochim. Acta
72, 3865.
[11] de Leuw, S. et al., 2009, Geochim. Cosmochim. Acta73, 7433.

これらの隕石母天体は太陽系形成から約 3.5 Myr26に形成し， Al の壊変および水質変成の反応熱によって急速な加熱を経験した
4.

[9] Kunihiro, T. et al., 2004, Geochim. Cosmochim. Acta

初期太陽系（あるいは系外惑星系）における小天体
26[12] Johnson, C. A. and Prinz, M., 1993, Geochim.
Cosmochim. Acta 57, 2843.
[13] Clayton, R. N. and Mayeda, T. K., 1984, Earth Planet.
Sci. Lett. 67, 151.

の進化には Al が非常に重要な役割を果たしてい[14] Endress, M. et al., 1996, Nature 379, 701.

た[15] Hoppe, P. et al., 2007, Meteorit. Planet. Sci. 42, 1309.

ことが明らかとなった．

[16] Rubin, A. E. et al., 2007, Geochim. Cosmochim. Acta
71, 2361.

謝 辞[17] Brown, P. G. et al., 2000, Science 290, 320.
[18] Zolensky, M. E. et al., 2002, Meteorit. Planet. Sci. 37,

Sayama 隕石のサンプルは米田成一博士（国立科学博物館）と中村智樹博士（東北大学）から，Orgueil 隕石

737.
[19] Hiroi, T. et al., 2001, Science 293, 2234.

のサンプルは中村智樹博士から提供していただきまし[20] Sugiura, N. et al., 2010, Geochem. J. 44, e11.

た．NanoSIMS による分析では高畑直人博士（東京大[21] Herd, C. D. K. et al., 2011, Science 332, 1304.

学大気海洋研究所），EPMA による分析では吉田英人[22] Fujiya, W. et al., Earth Planet. Sci. Lett., in press.

氏 ( 東京大学），SEM および EBSD による分析では市[23] Yurimoto, H. et al., 1989, Geochem. J. 23, 215.

村康治氏（東京大学）からご協力をいただきました．ま[24] Guo, W. and Eiler, J. M., 2007, Geochim. Cosmochim.

た，匿名の査読者から本稿へ的確なコメントをいただ

Acta 71, 5565.

隕石中の炭酸塩の年代測定から探る含水小惑星の形成と進化／藤谷 他[25] Zolensky, M. E. et al., 1989, Icarus 78, 411.
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[28] Jacobsen, B. et al., 2008, Earth Planet. Sci. Lett. 272,
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[29] Amelin, Y. et al., 2010, Earth Planet. Sci. Lett. 300,
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367