水星：還元的惑星の形成過程と地球型惑星の多様性への展望／岡田127

特集「月から始まる地球惑星進化学」

水星：還元的惑星の形成過程と地球型惑星の多様性への展望
岡田

達明1

��

るため，天体のサイズが重要なパラメータである．サイズが小さいほど冷却されやすく，惑星形成後の比較

水星は月と似た外観をもつ小型の地球型惑星である的初期の段階で進化が終焉すると考えられる．実際のが，高い平均密度，固有磁場の存在，高い反射率など惑星進化はもう少し複雑である．惑星内部の分化過程の特異な性質をもつ．その原因は水星の形成環境と形では，部分溶融による元素分配の程度が大きく影響す成過程にあり，水星が原始太陽系の内縁部の還元的なるが，溶融が開始する温度や各温度・圧力下での元素環境下で，還元的な材料物質（例えばEコンドライト）分配係数は，元素組成，含水量，酸化還元状態にも強から選択集積過程を経て形成されたためと考えられる．

く依存する．全ての地球型惑星の材料物質が同じなら

事実，この仮定は水星の観測的特徴の多くを説明す

ば熱的な問題，すなわち天体サイズの違いだけでも議る．この議論を地球型惑星へ展開するとき，地球や月論が閉じる．しかし各惑星は原始太陽系内の異なる日の材料物質はEコンドライトとHコンドライトの中間心距離にある場所で形成されており，温度・圧力の他，的，または混合物を主成分とする可能性がある．また，含水量や酸化還元状態の異なる環境下であったと考えFe/Siの大きい地球や金星でも，ある程度の選択集積られる．水星は，原始太陽系の内縁部の特徴をもつ材過程が起きた可能性がある．

料物質により形成され，それがその後の進化過程に反映されたと考える方が自然である．

������

本研究では，水星の平均密度が高い原因を説明する水星起源モデル[3-5]と観測事実とを比較することで，月や地球の形成・進化過程を解明するにはそれ自体選択集積説[3]を採用し，そのモデルが成立する原始の研究のみならず，他の地球型惑星と比較することに太陽系の条件を考証する．Wasson(1988)[6]は各隕石

よって，地球型惑星に共通する系統的特徴と各惑星にの酸化還元状態と原始太陽系の熱力学的条件から，隕固有な性質を調べることが重要である．本研究では特石母天体の形成位置を推定した．最近の研究で，Ebelに水星について考証する．

and Alexander(2005)[7]による宇宙塵の分析と数値シ

水星は，太陽系の惑星の中で最も内側の軌道を公転ミュレーションで，水星軌道域でEコンドライトの形する小型の地球型惑星である．クレータで覆われた表成に十分な還元的環境が実現することが示された．ま面は月と似ており，月と同程度に古い表面年代をもつ

た，Agee and Draper(2005)[8]の高温高圧実験によると考えられる [1]．また平均密度が高く，固有磁場をSNC隕石のFeO存在度やCaO/Al2O3の傾向を説明するもつのが大きな特徴である[2]．には，火星マントルがHコンドライト的（Mg#80）な惑星の進化は惑星形成後の冷却過程に伴って起き
1. 宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究本部

組成をもつ必要があることが示された．これらも参照
して，原始太陽系の酸化還元状態の日心分布について

128

日本惑星科学会誌 Vol.14.No.3,2005

再考する．その結果に基づくと，水星の材料物質は極原Inter-crater Plainがあり，前者の年代は40から42

めて還元的な隕石であるEコンドライトにHコンドラ億年前頃，後者は30億年よりは古いと考えられる[19]．

イトが多少混合したものであると考えられるが，それ大規模な火山活動は発見されていない[16, 20]．月のから現在の水星の内部構造が再現できることを確認す

平原には大規模な玄武岩質溶岩流の噴出の跡がみられ，る．最後に，地球型惑星の起源・進化に対して，原始海を形成しているが，水星では小規模で，玄武岩質で太陽系の酸化還元状態の日心分布が与える系統的な特はないかもしれない[19-20]．巨大な多重リングを形成

徴とその展開について考察する．

するカロリス盆地内には月のオリエンタール盆地と同様にメルト噴出の痕跡が見られるが，反射率が周囲の�������������高地と同程度であるため，玄武岩質ではなくインパクトメルトと考えられる[21]．

水星と月の観測的な類似点と相違点について概説す

水 星 表 面 の 反 射 率 は0.09 ～ 0.45と 広 く ば ら つ く

3

れていない．
2

水星の半径は2439kmで，月（1738km）よりも大き0あり，進化過程は比較的早期に終焉したと考えられる．水星の表面は月と同様に無数のクレータに覆われた古い高地Cratered Terrainと，相対的に平坦な平12

図1 � 地球型惑星の常温・非圧縮状態での密度と脱水したコンドライト隕石との比較（[6]のFig.2を改訂．デー
タの一部は[23]を参照）．水星はコンドライトに比較して非常に重く，金属Feが濃集している．地球や金星もFeの濃集が見られるが，火星ではみられない．
小惑星が低密度なのは含水と空隙の影響と考えられる．

表1 � 水星の主な観測的特徴と月・地球型惑星との比較

文献

水星の特徴

補記

半径 [km]2439

月 :1738, 火星 :3397, 金星 :6052, 地球 :6378平均密度 [kg/m3]

5430（非圧縮 5300）

月 :3300, 地球 :4300（非圧縮）[6,23]

磁気能率 [gauss cm ]2-6 x 10月にはほとんど無し。

[24]

反射率 [%]

12-13（平原）月の高地と同程度。海は 6-9％

[14]

16-18（高地）月高地のクレータレイ程度[14]

反射スペクトルFeO（Fe ）欠乏

非常に還元的[12]

表面地質年代 [Ga]＞4

月高地と同程度？

[11,19]表面温度 [K]90-700表面はレゴリス[30]

大気Na, Ca, etc.

宇宙塵の衝突？

[17-18]

極域

氷？硫黄？

レーダ反射率が永久影地域で大きい。

[16]

3222+

3

日心距離 [AU]く，火星（3397）kmや金星(6052km)，地球（6378km）よりも小さい．つまり水星は中小規模の地球型惑星で

２パラス

火星

コンドライト（水分なし）

１セレスが行われた程度である．水星表面の半分は未だ撮像さ4４ベスタ[12-14]やレーダ観測[15-16]，大気成分観測[17-18]など

各地球型惑星の密度（１気圧、298K）

月

地上からの可視近赤外および中間赤外分光・測光観測

平均密度 [kg/m3]

よる1974-75年の3回のフライバイ時の探査[2,9-11]と，水星

5星は最も未知な地球型惑星である．マリナー 10号に地球た水星の探査や観測例は他の惑星に比べて乏しく，水金星

x 103
6る．表１に水星の主な特徴をまとめた．過去に行われ水星：還元的惑星の形成過程と地球型惑星の多様性への展望／岡田129[14]．平原の反射率は0.12 ～ 0.13で，月の海（0.06 ～的なモデルがある．それらについて概説する．

0.09）に比べて高く，月の斜長岩質の高地と同程度で・選択集積説：惑星の成長過程で固体どうしが衝ある．水星の高地の反射率は0.16 ～ 0.17で，月高地上突・合体を繰り返すが，金属と岩石の展性的，脆のクレータレイと同程度である．平原と高地の反射率

性的な特徴の違いによって金属は相対的に合体しの比は，月が1:2に対して水星は1:1.4と明暗差が小さい．

やすく，岩石は破砕しやすい．破砕した岩石は原

水星地殻は月地殻よりも高反射率の物質で構成されて始太陽系のガス抵抗や太陽光輻射によるPoynting-おり，反射率を低下させる有色鉱物（FeO，TiO2など）

Robertson効果によって水星軌道域から散逸するたの存在度が小さいことを示唆する．実際，FeOの特徴

め，材料物質のFe/Siが大きくなったという説．

である１ミクロン付近の吸収は小さく，FeO存在度は・蒸発説：水星が形成され，コアと地殻・マントル0.5 ～ 6wt%と推定される[12-13]．地殻物質がマントに分離後，当時の活発な太陽熱放射によって高温ル由来である場合，水星のマントル中のFeO存在度はになった表面の岩石が蒸発し，コアが相対的に大地殻よりも欠乏しているはずで，6wt%以下（[13]によきくなったという説．

れば3wt%以下）である．これは月のマントルの推定・巨大衝突説：惑星系成後期に火星サイズ程度の原値（11.4wt%），地球や金星（8wt%），火星（18wt%）

始惑星が多数形成され，相互に衝突したが，そのに比べて少なく，極めて還元的であることを示唆する

結果として表層が破砕されコアと周辺のマントル[22]．

のみ残存したという説．

その他の重要な特徴として，平均密度（非圧縮で5300kg/m3）が極めて高いことである[23]．図1に典蒸発説は，有色で難揮発性のTiO2を含む鉱物が表型的なコンドライト隕石の脱水状態での密度と地球型面に濃集するため，反射率が下がる可能性がある．巨

惑星の平均密度をプロットした．元素の宇宙存在度か大衝突説も同様に，FeOに欠乏する天体の衝突を仮定

ら惑星の主成分元素はMg，Si，FとOの４元素であり，しない限り，高い表面反射率を説明できない．以下の高密度を説明するには，金属Feが大きな中心核（コア）

議論では，選択集積説についてのみ考察する．

を形成している必要がある．

選択集積が起こるには，固体物質内部が金属相と岩また，水星には固有磁場の存在が確認されている石相が分離した状態，すなわちEコンドライト，Hコ[24]．固有磁場の成因は未解明であるが，ダイナモ作ンドライト，または既に微惑星レベルで金属コアが一用によって生成し，維持されていると仮定すると，コ旦成長したとされる石鉄隕石のような形態でなくてはアの外縁部は流体であり，固体の内核が成長途中であならない．CIコンドライト的な物質を想定する限り，ることが必要である．コアにSが0.2 ～ 5wt%程度含ま選択集積は起こらない．また，水星の高反射率を説明れていれば，この条件を満足できる [25]．

するには，水星の地殻やマントル中で，有色鉱物（FeO��������������

場の存在から，金属核中にSの溶け込みが必要であるやTiO2）の欠乏が必須である[12]．さらに，固有磁[25]．これら全てを満足する共通の条件は，水星が還水星の最大の特徴は平均密度が高いことである．各種のコンドライト隕石のFe/Siはせいぜい30%程度のばらつきであるが，水星ではFe/Siの2倍以上の濃集が必要である[6,26]．その原因を説明するものとして，選択集積説[3]，蒸発説[4]，巨大衝突説[5]の3つの代表元的雰囲気の原始太陽系中で形成され，その材料物質が還元的であったことを示唆している．

130

日本惑星科学会誌 Vol.14.No.3,2005
水星は，Eコンドライトを主成分とし，ある程度の��������������Hコンドライト（および多少のより酸化的な物質）の混合を受けて形成されたと考えられる．その結論は，水星軌道域である原始太陽系の内縁部の酸化還元状表面反射率が大きいこと，高原と平原の反射率の比が態を考察する．小惑星は，表面反射率や反射スペクト小さいことから部分溶融時の元素組成変化に乏しいこ

ルの形状から型に分類されている．必ずしも隕石とのと，平均密度が大きくFe存在度が大きいこと，金属対応は自明でないが，日心距離の増大に伴って，E，S，C，Feが豊富でSを含有することなどの多くの観測的特徴

P，D型と系統的に分布する傾向がある[27]．これはと極めて調和的である．

還元的物質から酸化的物質，ドライからウェットへの傾向と捉えるのが一般的である．各型の小惑星が完全��������には拡散されず，現在もこの分布が統計的に維持されていることは重要である[28]．つまり，内惑星系での前章までの議論から，水星が還元的環境で形成さ重力散乱による物質の混合は不完全であり，惑星はそれた物質（Eコンドライト）を主成分とし，より日心の軌道域の物質を主成分として形成されると仮定して距離の大きな物質（Hコンドライト）の混入を受けた

よい．Ebel and Alexander(2005)[7]は，既に酸化作用と考えられるが，その端成分のEコンドライト，およと水質変成作用を受けたCIコンドライトよりもクラびHコンドライトを材料物質として，現在の水星の平スター IDPと呼ばれる宇宙塵の方がより始原的とし均密度と観測的特徴を再現できるかどうかを検証する．

た上で，炭素を豊富に含むクラスター IDPは少なく方法は，水星を地殻，マントル，流体核，固体核に分とも氷の凝縮できる温度環境（小惑星帯付近のSnow

け，各層の密度と厚さを適当に与え，平均密度が水星Line）から十分離れた場所である水星軌道付近ならばの平均密度に一致する解を探す．束縛条件が少ないた

原始太陽系の中で残存可能である．それが赤道面に集め解は一通りとは限らないが，現実的な解があるかど積すると酸素分圧を下げ，極めて還元的な環境を実現うかを確認するのが目的である．

する．その結果，比較的低温でMgSやCaSが安定にEコンドライトの例として，Indarch隕石（EHコン存在でき，またFeも金属相で安定であり，Eコンドラドライト）を出発物質とした．その組成[29]を表2にイトの形成が可能であることを示した．また，Agee示す．推定した内部構造を図3aに示す．地殻はエンand Draper(2005)[8]は高温高圧実験を行い，火星隕石

スタタイトと斜長石からなり，厚さ80km．マントルのFeOとMgOの相関，Mg#，CaO/Al2O3の傾向を最は主にFeOの欠乏するエンスタタイトからなり，厚さもよく説明するのは，火星のマントル物質がLまたは560km．金属コアの半径は水星半径の約3/4の1800km

LLコンドライト的な組成（Mg#＝75程度[28]）でなく，天体の原始太陽系の日心分布モデルを提案した．それは酸化還元状態の分布を示しているが，最新の結果も参照して若干の修正が必要である．それを反映した結果をWasson’88モデルと共に，図2に示す．

0SNC

1Eucrite2(b) 今回のモデル2005
ELH

EH

01L
LL

L

2HCV

3LLCV

HED

Wasson（1988）[6]では，隕石の特徴をもとに，母IABSNC領域が，極めて還元的であったことを強く支持する．

EL
EH示した．これらの結果は，原始太陽系の内縁部の水星(a) Wasson�88モデル

IAB

Hコンドライト（Mg#=80程度）が妥当であることを

3COCM

4COCM5CI

45日心距離 [AU]図2 � 原始太陽系における隕石形成位置の日心距離分布（[6]のFig.9を改訂．）各種のコンドライト，鉄隕石中の岩石成分（IAB），火星隕石（SNC），ベスタ起源とされるエコンドライト（HED）をプロットした．
(a)Wasson'88モデル，(b)今回提示の2005モデル．

水星：還元的惑星の形成過程と地球型惑星の多様性への展望／岡田131

火成活動としては，斜長岩系のメルトの噴出が主にな(a)材料物質＝Eコンドライト

地殻：ρ=2600kg/m3、厚さ=80km
マントル： ρ=2900kg/m3、厚さ=560kmる可能性がある．選択集積によるFeの濃集度は，Eコ

流体コア：ρ=6500kg/m3、240km

ンドライトの約1.5倍である．Fe金属相にSは約5wt%

固体コア：ρ=9000kg/m3、1560km含まれ，固有磁場形成のための条件を満足する．すな
わち，Eコンドライトを材料物質とすれば，現在の水星の観測的特徴をほぼ説明することができる．

(b)材料物質＝Hコンドライト

地殻：ρ=2900kg/m3、厚さ=100km
マントル： ρ=3400kg/m3、厚さ=660km

流体コア：ρ=6500kg/m3、220km
固体コア：ρ=9000kg/m3、1460km

次にHコンドライトの例として，Forest City隕石を 出 発 物 質 と し た． そ の 組 成[29]を 表2に 示 す． また，推定した内部構造を図3bに示す．この場合，水星地殻は月地殻と同様に数wt%のFeOを含み，厚さ

図3 � 水星内部構造の例．各層の密度および厚さは図中に示してある．(a)Indarch隕石（EHコンドライト）を材料物質と仮定．(b)Forest City隕石（Hコンドライト）を材料物質と仮定．いずれも水星の平均密度を説明できる．

100km．マントルも月と同様にカンラン岩的な組成をもち，厚さ660km．金属コアの半径は水星半径の約2/3の1680kmで，外側の220kmが流体コアである．この場合，表層物質はカンラン石，斜方輝石，単斜輝石，で，外側240kmが流体コアである．この場合，表層物斜長石などから構成される．表層のMg#は81かそれ質は無色の鉱物が支配的で反射率は高い．マントルの以下であり，月と同程度（月玄武岩のMg#は70前後）

Mg#は100に近く，部分溶融や玄武岩の噴出は乏しい．

か，または若干FeOに欠乏すると考えられ，後者の場合は反射率も月より高くなる可能性はある．マントル

表2 � 水星の材料物質として計算に用いた隕石の組成（単位：wt%）[29]

SiO2

EH コンドライト
Indarch35.26

H コンドライト
Forest City
37.07のMg#は81程度で，部分溶融による火成活動があり，玄武岩の噴出や，それに伴う火山活動が起きた可能性もある．選択集積の程度はHコンドライトの約2. ～TiO20.06

0.15

2.5倍である．水星がHコンドライトを材料物質とす

Al2O31.45

2.09

れば，過去において月並みの火成活動や溶岩流噴出がCr2O30.470.54あった可能性があるものの，現在の水星の観測的特徴FeO―9.89の幾つかを説明することができる．しかし，インパク

MnO

0.250.28

トメルトの周囲の高地との明度差，高い反射率などのMgO

17.4823.62

説明は容易ではない．月と同様に水星にも二分性があ

CaO

0.95

1.75

る可能性もあるので，火山活動の有無は完全には否定

Na2O

1.010.99Zできない．将来の水星探査で未撮像領域の特徴を明ら

K2O

0.110.07

かにする必要がある．

P2O50.52

0.34

Fe

24.13

16.21

Ni

1.83

1.65

Co

0.08

0.10

地球型惑星への展開として，水星が小型の地球型惑

FeS

14.20

5.21星である点と，原始太陽系の内縁部で形成された点にH2O
合計

1.1798.97

0.39100.35

ついて考察する．水星のサイズが小さいことから冷却6��������������������のタイムスケールが短く，早期に活動を終焉すること

132

日本惑星科学会誌 Vol.14.No.3,2005が予測される．実際，クレータ分布から表層年代を選択集積説との違いは衝突の起きた時期と規模が異な推定する限り，月と同程度に古い時期で活動休止したるだけで，今回の議論を本質的に変えることはない．

ことを示している[11,19]．水星の地殻形成に至る熱史

水星Eコンドライト起源であるとすると，現在観測さが天体サイズに強く依存することが示された．しかし，れる水星表面の反射率やFeOに欠乏した表面反射スペ

マグマオーシャン過程の詳細や，火成活動についてはクトル，水星の大きい平均密度，固有磁場を維持する月と一致しない．

ための液体コアの存在を全て説明できる．一方，水星

その不一致の原因は，水星と月との材料物質の違いをHコンドライト起源とすると，観測事実の多くを説によると考えられる．原始太陽系の内部における酸化明できるが，玄武岩の噴出や表面反射率などで問題が還元状態の違い，それに伴う惑星材料物質の酸化還元ある．但し，いずれの場合も水星の現実的な水星内部状態の違いは，日心距離に伴って大きく変化する．一構造の再現が可能であることが分かった．

般的傾向としては内側ほどより還元的，外側ほどより同様の議論は，他の地球型惑星にも適用できる．地酸化的になると考えられる．例えば地球の材料物質は，球や月の位置における典型的な化学組成は，Eまたは図2のモデルに従えば，Hコンドライトよりもやや還Hコンドライトの混合したものと考えられる．主要元

元的であったかもしれない．

素のほかに，原始太陽系内で生じた重力散乱による水星が形成されるには，物質の選択集積を必要とす

撹拌によって様々な酸化度，含水量の物質が後のスる．水星の場合，Eコンドライトに対し，1.5 ～ 2倍のテージで付加された可能性はある．2011年到着予定の濃集が必要である．金星や地球でも普通コンドライト

NASAの水星探査機Messenger，および2017年到着予に比べてFe/Siが大きいが，火星は普通コンドライト

定の日米共同水星計画のBepi Colomboミッションでと同程度である（図１）．この事実は，原始太陽系の水星の探査が行われ，上記の問題について検証し，結内側ほど還元的な物質が多く，金属相の割合が大きい論が出されることを期待したい．

ため，内側ほど選択集積がより効果的に行われた可能性を示唆するのかもしれない．

���������

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水星の熱的進化過程は月とほぼ同様で，古い時代に[3] Weidenschilling, S.J., 1978, Icurus 35, 99.

終焉したと考えられるが，水星の材料物質は月に比べ[4] Bullen, K.E., 1952, Nature 170, 363.てずっと還元的であった可能性がある．それは，小惑[5] Weatherill, G.W., 1988, Accumulation of

星のスペクトル型の分布が現在でも維持されているこMercury from planetesimals. In Mercury, edsと，太陽系内縁部ではEコンドライトが安定に存在でby Vilas F., Chapman, C.R., and Matthews,きるという報告[7]，火星隕石の組成やMg#，Ca/Al

Univ. of Arizona Press, Tucson AZ, 670-691.などを説明するには，Hコンドライトが最も適合する[6] Wasson, J.T., 1988, The building stones of theという報告[8]があり，これらから判断すると水星はplanets. In Mercury, eds by Vilas F., Chapman,

EコンドライトなどのFe金属相に富む還元的物質から，

C.R., and Matthews, Univ. of Arizona Press,さらに選択集積を経て形成されたことを示唆する．水Tucson AZ, 622-650.

星が仮に巨大衝突によって形成されたとしても，観測事実を説明するには還元的な原始惑星が必要であり，[7] Ebel, D.S. and Alexander, C.M.O’D., 2005,Lunar Planet. Sci., XXXVI, #1797.

水星：還元的惑星の形成過程と地球型惑星の多様性への展望／岡田[8] Agee, C.B. and Draper, D.S., 2005, LunarPlanet. Sci., XXXVI, #1434.
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