82

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 2, 2010

特集
「月科学の最先端と今後の展望：月はどこまでわかったのか？」

月地殻形成条件を用いた
マグマオーシャン化学組成制約への試み
酒井 理紗 ，久城 育夫 ，永原 裕子 ，小澤 一仁 ，橘 省吾
1

1

1

1

1

2010年3月31日受領，2010年5月6日受理．

（要旨）月がかつて全球規模で融解しているマグマオーシャン状態であったことは，厚さ数十kmの斜長岩質
地殻や，高地に代表される地殻と海の岩石から推定されるマントルが示す相補的なEu異常など，多くの観測データから推察された地殻形成モデルと整合している．しかしその規模やマグマの化学組成，冷却史については未だに統一的な見解は得られていない．特に初期マグマオーシャンの化学組成は，マグマオーシャンの深さやマントル・地殻が作られるタイムスケールを知る上で不可欠な初期条件となるため非常に重要である．本稿では，現在の月の斜長岩質地殻が形成される物理化学条件に着目し，マグマオーシャンを想定した
高温高圧実験と地殻に関する観測事実から月の初期マグマオーシャン化学組成を制約する，新しいアプロー
チの概要と結果を示す．

1. はじめにどから強く支持されている．
LMOの物理・化学的状態についてはこれまで多く

月は地球から最も近い天体であり，アポロ探査によの推定がなされてきたが，未だに強い制約は与えられり人類が降り立ったことのある唯一の地球外天体でもていない[10-16]．近年，日本の月探査衛星「かぐや」ある．また，月は太陽系形成後期に原始地球に火星サを含めた最新の観測機器を用いた月探査が各国で行わ

イズの原始惑星が斜め衝突して形成された[1]と考えれ，精度の良い観測データが数多く得られるようになられており，衝突時の相互作用が地球に与えた影響やった．しかし，探査で得られた月表層の岩石・鉱物の岩石天体の進化を考える上で，月の物理化学的状態や化学組成や地殻の厚さから，モデルを用いて月の熱史

熱進化を理解することは重要である．

や内部構造を推定するには，モデル計算上不可欠な高

月 の 高 地 の 地 殻 は， ほ と ん ど 純 粋 なCa斜 長 石

温高圧下でのマグマの密度や粘性などの物性値を理論（CaAl2Si2O8）を主要構成鉱物とする厚さ数十kmの斜から求めることが難しいために，実験岩石学による補長岩質岩石層よりなると推定されている．このよう完が不可欠である．

な地殻は，深さ数百kmのマグマオーシャン（Lunar

特に初期LMOの化学組成は月全体の化学組成や内magma ocean：LMO）が冷却していく過程で，かんら

部構造推定の大前提であると同時に，それらをもたらん石や輝石が析出・沈降し，分化の進んだLMOからした月の進化を理解する上で不可欠な初期条件である

析出した斜長石が浮上して形成されたと考えられていために，LMOの化学組成に制約を与えることは非常る[2, 3]．このことは月地殻が厚さ数十kmからなる高に重要である．

純度のCa斜長石を主とする斜長岩からできていると

本研究では，月の形成過程後期においてLMO中でいう岩石学的特徴[4, 5]や，高地に代表される地殻と海析出した斜長石が浮上して形成されたと考えられていの岩石から推定されるマントルが相補的なEu異常をる斜長岩質地殻に着目し，斜長石の析出・浮上という持つ[6-8]という化学的特徴，高地や海の形成年代[9]な

条件を満たすメルトの物性を決定する実験から初期

1. 東京大学理学部
rsakai@eps.s.u-tokyo.ac.jp

LMOの化学組成に制約を与えるという新しいアプローチを試みた．特にメルト中のFeO量は斜長石の析出月地殻形成条件を用いたマグマオーシャン化学組成制約への試み／酒井，久城，永原，小澤，橘

83

温度，メルトの密度と粘性といった物性値に大きな影

MELTS/pMELTSは 主 に 地 球 のMORB（Mid-ocean

響を与えるため，斜長岩質地殻の形成を大きく左右すridge basalt）を対象にした岩石融解実験のデータのコる重要なパラメーターである．そこで本研究ではまずンパイルに基づき，ある温度，圧力下での相平衡を熱初期LMOの化学組成として，地球の地殻＋マントル

力学計算するプログラムである．実験データの質・量

組成（Bulk Silicate Earth: BSE）からFeO量を変化させにばらつきがあるため，系の組成や温度・圧力条件にた化学組成を仮定した．それらにつき，かんらん石・

よって計算結果の信頼性にもばらつきがあり，特に地輝石の異なる分別結晶作用の過程を想定し，斜長石析

球上の組成とは異なるマグマ系を取り扱う必要がある

出時のLMOの化学組成を求めた．次にその組成を出場合には，実験データに基づく外挿になるために不確発物質とした高温高圧実験を行い，それぞれのメルト定性が増加する．天然系のマグマの取り扱いを目的との物性を求めることで，アポロ以来の探査による観測したプログラムなので，組成にはTiO2, Fe2O3, Na2Oが事実と整合的な初期LMOの化学組成範囲を決定する

含まれている必要があるため，熱力学計算を行う際にことを試みた．以下では本研究の具体的な方法と結果

はTiO2, Fe2O3, Na2O はMELTS/pMELTSで計算できを示す．

る範囲内で最小とし，系に酸素の出入りはないものとして計算を行った．すなわちfO2は分化に伴い変化する．

2. 初期LMO化学組成の仮定

3.1

月 の 初 期LMOの 化 学 組 成 と し て，BSEの 主 成 分

結晶分別過程前章で仮定した初期LMOの化学組成について，次（SiO2, Al2O3, FeO, MgO, CaO）か ら， メ ル ト の 物 性のようなかんらん石・輝石の分別結晶モデルを考えた．

に最も強く影響を与えると考えられるFeO量を4 ～初期LMOは 1000 kmと仮定した．はじめは対流が激

20wt%まで変化させた５つの化学組成を仮定した（表しいため，析出したかんらん石・輝石は分離できずに

１）．FeO量の多い組成は酸化的なマントルに対応し，

メルト中に捕捉され，LMOの中央の深さでメルトとFeO量の少ない組成は還元的なマントルを想定してい平衡になるとする．LMOの冷却に伴い結晶の割合がる．以後，初期LMOの化学組成はFeO量（FeO0）で表高くなり，メルトの粘性が上がって対流は弱まる．やすことにする．例えばFeO0=8.2wt%はBSEに対応する． がてある臨界結晶化度（≡X）に到達すると，対流によ
本論ではメルトの物性に最も強く影響を与えると考えり結晶をメルト中に捕獲しておくことができなくなり，られるFeO0量が斜長岩質地殻の形成に与える効果に一気に結晶の分別が起こり，月マントルとして球殻状（SiO2,
着目するため，FeO0量のみを変化させ，他成分に沈積する．結晶沈積によって浅くなったLMOにつ

Al2O3, MgO, CaO）の比はBSEと同じとした．

いて同様に，平衡結晶化，臨界結晶化度Xに達したら分離，というプロセスを繰り返す．
臨界結晶化度Xは0から60%の範囲で変化させた．

表1：仮定した初期LMOの化学組成

[wt%]

FeO0
=6

FeO0=8.2
（BSE）

FeO0
=13

FeO0
=17

FeO0
=20

SiO2
Al2O3
FeO
MgO
CaO

46.6
4.6
6.0
39.2
3.7

45.5
4.5
8.2
38.3
3.6

43.1
4.3
13.0
36.3
3.4

41.1
4.1
17.0
34.6
3.2

39.6
3.9
20.0
33.3
3.1

X=0%は結晶が析出した瞬間に分離する最大分別結晶過程ということになる．また上限の60%は，地球の火山活動を対象とした実験的研究から，結晶と混合したメルトの粘性が無限大になるとされる値である（Einstein-Roscoeの式，[19, 20]）．臨界結晶化度Xが大きいということは対流が非常に激しい状態を，Xが小さいということは結晶が比較的容易にメルトから分離

3. An析出時のLMO化学組成の決定できるということを表し，対流の弱いLMOであることを意味している．

初期LMOが冷却していき，析出したかんらん石・

図１に計算で得られた斜長石析出時のメルトのFeO

輝石が分離し，斜長石が析出し始めるときのLMO

量（以後FeO*と呼ぶ）を示す．線の違いは初期LMOのの組成をMELTS/pMELTS[17, 18]を使って求めた．

FeO量（FeO0）の違いであり，それぞれの線で×から

84

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 2, 2010
35

サイズが数μm程度の粉末にした．融解から急冷，粉砕までの上記プロセスを５回繰り返し，出発物質のガ30ラスとした．ガラス組成の決定およびその均質性の確認は，EPMAを用いて行った．ガラスは均質であっ

FeO* [wt%]25

たが，組成は当初予定よりSiO2成分にわずかに富むものであった．ただし，この組成のずれは今後の議論を20

大きく変えるものではない．

X=0

15

表2：実験に用いた斜長石析出時のLMO化学組成60
FeO0=20
FeO0=17
FeO0=13
FeO0=8.2 (BSE)
FeO0=6

10
5
0
35

40

SiO2 [wt%]4550

図1： 計算で得られた斜長石析出時のメルトの組成．線の違いは初期LMOのFeO0量の違いであり，それぞれの線で×から●へ向けて臨界結晶化度Xが0から60%に変化する．3.2節
で示すFe6，Fe11，Fe16，Fe26はFeO0=4, 6, 8.2, 13%を初期値とし，臨界結晶化度X ～ 0%に対応する組成（図の×印）を基に作成した．

●へ向けて臨界結晶化度Xが0から60%に変化する．

[wt%]
SiO2
Al2O3
FeO
MgO
CaO
Na2O
TiO2

3.3

Fe6

Fe11

Fe16

Fe26

48.4
19.1
6.3
10.9
15.1
0.16
0.06

46.7
18.0
11.2
10.1
13.8
0.16
0.05

44.8
17.2
15.9
10.1
11.8
0.19
0.04

40.8
13.6
25.9
8.0
11.5
0.13
0.05

斜長石の浮上/沈降実験

斜長石析出時のLMO中で実際に斜長石が浮上できるかどうかの実験を行った．実験は白金カプセル（高

計算結果から，初期LMOのFeO量（FeO0）が多いほ

さ～ 10 mm, 内径～ 4.5 mmの円筒型）に表2に示した

ど斜長石析出時のLMOのFeO*量が多く，SiO2量が少それぞれの組成のガラスを詰め，中央に～ 1mm径のないことがわかる．また臨界結晶化度Xが小さくなる

ほぼ純粋な天然Ca斜長石（CaAl2Si2O8）単結晶を置き，ほど，つまり平衡結晶作用から最大分別結晶作用に近ピストンシリンダー型高温高圧実験装置を用いて斜長くなるほどFeO*量が多くなる．この図からわかるよ石析出時のLMOを想定した温度圧力条件下（～ 1275-

うに，斜長石析出時のメルトのFeO*量とSiO2量には1350° C, ～ 0.5，1.0 GPa ; それぞれ月の深さ100，200

一定の関係がある（図の網掛け領域）．同様の関係は他

kmに対応）で5分間保持した後，急冷した試料をカプの元素についても成り立つ．

セルの長軸方向に平行に研磨し，斜長石が元の位置か3.2

ら浮上したか沈降したかを判断した．

出発物質

図1の網掛け領域に含まれる，表2に表される４組成

3.4

メルトの粘性測定実験（それぞれのFeO*量を用いてFe6，Fe11，Fe16，Fe26

Fe11，Fe16，Fe26の 各 メ ル ト の 粘 性 をKushiroと呼ぶ）のメルトについて物性を決定する実験を行っ（1976）[21]の方法を用いて測定した．白金カプセルにた．Fe6，Fe11，Fe16，Fe26は そ れ ぞ れFeO0=4, 6,

ガラスを詰め，上端にOl（かんらん石）球（直径～ 0.4-

8.2, 13%を初期値とし，臨界結晶化度X ～ 0%に対応

0.5 mm）を置き，実験に用いた．Ol 球は天然のかんする最大分別結晶を仮定してMELTS/pMELTSによらん石（Fo90）を用いて作成した．ピストンシリンダーり計算して求めた組成を基に作成した．混合した試薬型高温高圧実験装置を用いて1285 - 1350° C，0.5 - 1.0

を白金るつぼに入れ，CO2/H2混合ガスにより内部のGPaの条件下で2-4分間保持し，急冷した試料をカプ-7-8

酸素分圧を10 -10 atmに制御したシリコニット炉で，セルの長軸方向に研磨し，Ol球の沈んだ距離を測定しメルトの融点（～ 1250-1300° C；MELTSで計算）よりた．粘性は以下のストークスの法則から計算した．

100-150° C高い温度で溶融した後，急冷してガラスにし，
タングステンカーバイトとめのう乳鉢を用いて粉砕し，η=

2 r 2 ( ρ ol − ρ melt ) g 
9
v/ f

（１）

月地殻形成条件を用いたマグマオーシャン化学組成制約への試み／酒井，久城，永原，小澤，橘

rはOl球の半径，ρol，ρmeltはそれぞれOl球とメルトの10密度，vはOl球の終端速度，f は白金カプセルの壁面

中にOl球が沈む可能性があるため，同じ条件で時間を変化させた実験を複数回行い，補正するべき時間t0を求め，実験時間tに対して実効時間（t-t0）を計算してviscosity [Pa•sec]

熱膨張係数[23]を用いて推定した．温度上昇中や急冷

0.5 GPa
0.75 GPa
1 GPa

Fe11

に対する補正（Faxen correction）である[22]．Ol 球の密度は，常圧・１気圧のかんらん石密度と圧縮率・C
1285 °C
1300 °
1325 °
C
C
1350 °

1

Fe16

D/ĢǞŶ.űÿǳ

1320 °C
1350 °
C度は以下のように決定した．Ol球と一緒にメルトよŝƤúŢǳ/ŝĒ

1315 °C

@œ÷óǰ)

1320 °
C

ğǰ~0.089ǱǳRa/

C
1350 °

è÷ melt ǳƐĉ

FeO*ǚ-â@
0.1に置き，Ol球の沈降した距離とBN球の浮上した距離に対し，ストークスの法則の式をたて，それらを連*ĢǞŶ.è÷ǰFe26

終端速度vを求め，粘性を決定した．またメルトの密り密度の小さいBN（窒化ホウ素）球をカプセルの下端

85

10

15

20

25

30 .ƙĹ-=?Ň7%

FeO*[wt%]ƹƊ"Ķ)/Fe11，Fe16それぞれの組成について7.5kb，1320-1325

図2： Fe11，Fe16，Fe26のメルトの粘性測定結果．粘性はメルトのFeO*量に強く依存する．圧力依存性については，ほとんどないか，弱い負の依存性が認められる．

° Cの温度圧力下での実験により決定したメルトの密ËǶǻFe11ǳFe16ǳFe26.in].ƐĉŔåƙĹǴƐ

度はMELTS/pMELTSの計算によるメルトの密度と

ĉ/in].FeO*ǚ-ûâ@ǴÎ¬âĉ-&
異なる温度で実験を行った結果から，活性化エネルギ

立することで，メルトの密度と粘性を同時に求めた．

3±0.1g/cm の範囲内で調和的であったことから，実験(/ǳ5*D+,ǳùǅ.âĉƽ:>A@Ǵーは～230 - 320 kJ/molと求められた．

を行っていない他の温度圧力条件でのメルトの密度についてはMELTS/pMELTSの計算結果を用いた．

4. 結�果4.1

斜長石の浮上/沈降実験を行った４種のメルトのうち，Fe11，Fe16，
Fe26の３つについては，0.5 GPa，1.0 GPa で斜長石は浮上した． Fe6については，斜長石は1.0 GPa では浮上したが，0.5 GPaでは初めの位置からほとんど動かなかった．このことは，FeO*≤6% のメルトは密度が小さく，月の深さ100 km（＝0.5GPa）の地点で斜長石を浮上させることができないことを示している．よって厚さ数十kmの月の斜長岩質地殻を作るにはこの組成は不適切であると判断し，粘性測定の実験は
Fe11，Fe16，Fe26の組成のメルトについて行った．

4.2

メルト粘性

図2にFe11，Fe16，Fe26のメルトの粘性測定結果を示す．実験結果から，斜長石析出時には，粘性は温度圧力変化よりもメルトのFeO*量に大きく依存する.øCÙý(ǳċ)@ĢǞŶ.Əÿ

*,@ǴD*/ŎǰƥũƏÿǱ)

Ŧ(ǳ¤ĲFeO

5. 考��

"LMO.°ãƗ iDƊ@*ËǷ.= 5.1EX')%.KrbY-P3
対流メルト中での斜長石の浮上条件
 ¤ĲLMOz)/ìŌǇ(@*ċ
初期LMO中では対流が起きていることが想定され，
åAǳìŌz)ĸ¡"ĢǞŶ¢ǥ@"
対流中で析出した斜長石が分離するためには，十分に:-/ǳ±¢-Ü,uĨǎ÷Cē&*ą
大きな上昇速度を持つことが必要となる．対流が起きƴ*,@ǴìŌǇ("+Cźƽ
ていたかどうかを確認するためRayleigh数を計算する@":RayleighğCƹƊ@*ǳĢǞŶĸ¡Ĭ
19-21と，斜長石析出時のメルト組成について～ 10 とな.in]ƗĐ-&(~1019-21*,?ǳĢǞŶり，斜長石が析出するときのLMOでも非常に激しいĸ¡@*.LMO);ǧô-ŗ|ŌŠ
乱流状態の対流が起きていることがわかった．このよĎ.ìŌǇ(@*B%"Ǵ.=
うな激しい対流中で結晶がメルトに捕捉されずに分離,ŗìŌz)ƙĭin]-ĖĕAǚî,5+ǳ

î,5+ǳ7@5+ǳin].

ÿD*/Ü,?

/ìŌLMO>Ŏ@Ǵ)ǳLMO@*ćBA@ĢǞo15¼)Ę¸AÂA(@ǳŹƏáQFU1.8 cm

する条件を表す無次元量として，Rouse数（S）がある-¢ǥ@ĶCưśŁǚ*(ǳRouse[24]．Rouse数（S）は結晶の終端速度utermをメルトの対ğǰSǱ@[24]ǴRouseğǰSǱ/ƙĭ.Ɩ

;.Əÿ.ĢǞ

（式
（2）
）
，1よ
流速度vterm
convで割り定数倍したものでありCin].ìŌǎ÷vconv)«?åğ
Ɔǎ÷u
り大きいときに結晶はメルトから分離することができ
";.)?ǰøǰǶǱ
Ǳǳ1=?Ü*

A0,>,Ǵる．
-ƙĭ/in]>¢ǥ@*)@Ǵ

FeO0  11wt% ƏÿD*1.8 cm,ƗĐ-&(DX=0-60%.ƌÊ)ǰǷǱ（3）°÷-=>ĢǞ

ここでbは定数であり，Tonks
 ) b / å ğ )  ? ǳ Tonks
Meloshand and
Melosh（1990）[24]ǰ1990Ǳ[24]-ā%()/42*CŦに従ってここでは42という値を用いる．斜長石の上昇

wt%.in]/+@ǴĢǞŶ.uĨǎ÷u
term*in].ìŌǎ
速度utermとメルトの対流速度v
convは次のように表され/Ł.=-ưA@Ǵ
÷v
conv
る．
か，弱い負の依存性を持つ．FeO*量と圧力を固定し，事がわかる．また，粘性は圧力にほとんど依存しないǰǸǱ;ĢǞŶ/Ŏuq

"Ǵ7"¤ĲƗĐ

)/ƥũƙĭ°÷¦ƙĭŦ-ǌǥ)@*

Ɔǎ÷utermCin].ìŌǎ÷vconv)«?åğ
";.)?ǰøǰǶǱǱǳ1=?Ü*-ƙĭ/in]>¢ǥ@*)@Ǵ,ƗĐ-&(D*CƹƊ"ƙĹ>ǳ¤Ĳ
FeO0  11wt%  u )  @ Ɨ Đ . i n ] / ǳ
X=0-60%.ƌÊ)/¢¦ƙĭŦ.ƥũƙĭǰǷǱ  ) b / å ğ )  ? ǳ Tonks and Meloshǰ1990Ǳ[24]-ā%()/42*CŦ86@ǴĢǞŶ.uĨǎ÷uterm*in].ìŌǎ

÷vconv/Ł.=-ưA@Ǵ°÷-=>ĢǞŶ/Ŏuq¢ǥ)ǳFeO0<6
wt%.in]/+.=,ƥũƙĭ÷-=%(;ĢǞŶ/Ŏuq¢ǥ),*ƙǁA"Ǵ7"¤ĲƗĐBSE-ǌFeO
日本惑星科学会誌 Vol.0=8.2
19, No.wt%
2, 2010)/ƥũƙĭ°÷X0-ǌǳ,B$įÜ¢¦ƙĭŦ-ǌÖ¾.8ǳĢǞŶŎuq¢

ǰǸǱ
（4）

ǥ)@**-,@Ǵ
5
60
4

n

ĉŔåƙĹǴƐ
ĉŔåƙĹǴƐ
¬âĉ-&¬âĉ-&ƽ:>A@Ǵ 
ƽ:>A@Ǵ 

-P3
-P3

@*ċ
@*ċ
¢ǥ@"
¢ǥ@"
&*ą
&*ą
Cźƽ
Cźƽ
ĢǞŶĸ¡Ĭ
ǞŶĸ¡Ĭ?ǳĢǞŶ
?ǳĢǞŶ
|ŌŠ
|ŌŠ
"Ǵ.=
"Ǵ.=
ĖĕA
ĖĕA
(ǳRouse(ǳRouse
/ƙĭ.Ɩ
/ƙĭ.Ɩ
)«?åğ
)«?åğ
?Ü*
Ü*
)@Ǵ
)@Ǵ
ǰǷǱ
ǰǷǱ

nd Meloshnd Melosh*CŦ
CŦ
].ìŌǎ
].ìŌǎ
ǰǸǱ
ǰǸǱ

ǰǺǱ
ǰǺǱ（6）

D*[cm]

ǰǹǱ
ǰǹǱ（5）
D/ĢǞŶ.űÿǳmeltǳAn/ A!Ain]ǳ
A!Ain]
D/ĢǞŶ.űÿǳ
Dは 斜 長 石 の 直 径，melt
ρmelt
，An
ρ/
A はそれぞれメルトと*ĢǞŶ.è÷ǰ-MELTS-=?ƹƊǱ
ǳ/*ĢǞŶ.è÷ǰ-MELTS-=?ƹƊǱ
ǳ/
斜長石の密度（共にMELTSにより計算），αは熱膨張ŝƤúŢǳ/ŝĒĞğǳT/ŝìŌCǭ¯ŝƤúŢǳ/ŝĒĞğǳT/ŝìŌCǭ¯率，κは熱拡散係数，ΔTは熱対流を駆動する温度差@œ÷óǰ)/~10K*å[25]ǱǳC/å
@œ÷óǰ)/~10K*å[25]ǱǳC/å
（ここでは～
10Kと仮定[25]），Cは定数（～ 0.089），Rağǰ~0.089Ǳ
ǳRa/Rayleighğ)@Ǵin].
ğǰ~0.089ǱǳRa/Rayleighğ)@Ǵin].
，粘性η，はRayleigh数である．メルトの密度ρmeltè÷ melt ǳƐĉǳRayleighğRa/in].
è÷ melt ǳƐĉǳRayleighğRa/in].
Rayleigh数RaはメルトのFeO*量に依存する量で，本FeO*ǚ-â@ǚ)ǳĵæǮ.è÷ƐĉŔå
FeO*ǚ-â@ǚ)ǳĵæǮ.è÷ƐĉŔå
実験の密度粘性測定の結果により求まった密度，粘性.ƙĹ-=?Ň7%"è÷ǳƐĉCŦ"ǴÉ.ƙĹ-=?Ň7%"è÷ǳƐĉCŦ"ǴÉ
19-21
19-21*,%"ǴA>ƹƊ"Ķ)/Ra~10を用いた．今回計算した条件内ではRa～ 10 となっƹƊ"Ķ)/Ra~1019-21*,%"ǴA>.øCÙý(ǳċå@in]z)Ŏuq¢ǥ
た．これらの式を変形して，想定するメルト中で浮上・.øCÙý(ǳċå@in]z)Ŏuq¢ǥ)@ĢǞŶ.Əÿ.Ķ-Įű*
分離できる斜長石の粒径の条件に書き直すと)@ĢǞŶ.Əÿ.Ķ-Įű*

FeO0=6
FeO0=8.2 (BSE)
FeO0=13

3

X=0

2
1.8
1
0
0

Grain size of highland
An (15415)
5

10

15

20

FeO*[wt%]25

30

図3： 対流するLMO中で斜長石が析出後に浮上・分離することのできる最小の粒径（臨界粒径）．異なる線は異なる初期マ
グマオーシャン中のFeO量（FeO0）を現し，それぞれ×から●へ向けて結晶分離の臨界結晶化度Xが0から60%に変化する．

*,@ǴD*/Ŏu)@ĢǞŶ.įí.Əÿ
*,@ǴD*/Ŏu)@ĢǞŶ.įí.Əÿ
となる．D*は浮上できる斜長石の最小の粒径（臨界ǰƥũƏÿǱ)@ǴæǮ-=?Ň:"ƐĉCǰƥũƏÿǱ)@ǴæǮ-=?Ň:"ƐĉC粒径）である．実験により求めた粘性を用いて，初期なる．
Ŧ(ǳ¤ĲFeO
0*ƥũƙĭ°÷XCÙ°Ŧ(ǳ¤ĲFeO0*ƥũƙĭ°÷XCÙ°
と臨界結晶化度Xを変化させたLMOの化学組成
FeO
0"LMO.°ãƗĐ A!A-&( D*Cƹ5.2 FAN中のMg#からの制約条件"LMO.°ãƗĐ A!A-&( D*Cƹ
それぞれについて D*を計算すると図3のようになる．
Ɗ@*ËǷ.=-,@Ǵin]z.FeO*
Ɗ@*ËǷ.=-,@Ǵin]z.FeO*
初 期LMOのFeO0量 を さ ら に 制 約 す る た め， 月 の
メルト中のFeO*量が少ないほど，すなわち初期LMO
ǚî,5+ǳ,B$¤ĲLMO.FeO
0ǚǚî,5+ǳ,B$¤ĲLMO.FeO0ǚ
ferroan anorthosite（FAN）に 含 ま れ る 輝 石 のMg#のFeO0量が少ないほど，また臨界結晶化度Xが大きくî,5+ǳ7"ƥũƙĭ°÷XÜ,î,5+ǳ7"ƥũƙĭ°÷XÜ,なるほど，メルトの粘性が大きくなるため臨界粒径 （Mg/
（Mg+Fe））をモデル計算結果と比較する．FAN@5+ǳin].ƐĉÜ,@":ƥũƏ
@5+ǳin].ƐĉÜ,@":ƥũƏÿD*/Ü,?ǳƏÿÜ,*ĢǞŶ
D*は大きくなり，粒径が大きくないと斜長石は対流はその組成，年代からLMOの冷却過程の終盤においÿD*/Ü,?ǳƏÿÜ,*ĢǞŶ/ìŌLMO>Ŏuq¢ǥ),*B
LMOから浮上・分離できないことがわかる．ここで，て形成したと考えられており，含まれる輝石のMg#/ìŌLMO>Ŏuq¢ǥ),*B@Ǵ)ǳLMO>.ƙĭ¢°-űĚŧķ
LMOからの結晶分化に直接由来すると思われる斜長は0.4-0.75である[28]．一般に，FeOはMgOに比べて液@Ǵ)ǳLMO>.ƙĭ¢°-űĚŧķ@*ćBA@ĢǞŶ.ƙĭ.Əÿ*(ǳEf
石の結晶の粒径として，アポロ15号で採取された高相に残りやすいため，分化が進むにつれて，マグマの@*ćBA@ĢǞŶ.ƙĭ.Əÿ*(ǳEf
o15¼)Ę¸A"ǯÐ.ĢǞñ15415>Õ
地の斜長岩15415から報告されている，破砕も再溶融
Mg#は小さくなり，そのマグマから析出するかんらo15¼)Ę¸A"ǯÐ.ĢǞñ15415>Õ
ÂA(@ǳŹŸ;Ŗƫ;ƘǮ(,も経験していない粒子サイズ1.8 cm[26, 27]をとると ， ん石や輝石のMg#もマグマの分化に伴い小さくなるÂA(@ǳŹŸ;Ŗƫ;ƘǮ(,ƏáQFU1.8 cm[26, 27]C*@* ǳî,*少なくともこの粒径の斜長石が浮上するためには，臨と考えられる．このことから斜長石析出後に最初に析ƏáQFU1.8
cm[26, 27]C*@* ǳî,*;.Əÿ.ĢǞŶŎu@":-/ǳƥũ
界粒径D*が1.8 cmよりも小さくなるメルトでなければ出する輝石のMg#は，FAN中の輝石のもつ最も高い;.Əÿ.ĢǞŶŎu@":-/ǳƥũƏÿD*1.8 cm=?;í,@in]),ƏÿD*1.8
cm=?;í,@in]),
ならない．図に示した
3 組成の他に様々な組成につMg#（～ 0.7－0.75）と同等か，それより高い必要がある．
A0,>,Ǵ Ë-ż"ǷƗĐ.-Ľ
A0,>,Ǵ
Ë-ż"ǷƗĐ.-Ľ
いてD*を計算した結果から，初期FeO
5.1節での考察から，臨界結晶化度によらず斜長石が0が11wt%以上,ƗĐ-&(D*CƹƊ"ƙĹ>ǳ¤Ĳ,ƗĐ-&(D*CƹƊ"ƙĹ>ǳ¤Ĳである組成のメルトは，X=0-60%の範囲では分別結晶浮上するためには，初期FeO0は11 wt%以上であるこ
FeO0  11wt%  u )  @ Ɨ Đ . i n ] / ǳ

11wt%

u
)

@
Ɨ
Đ
.
i
n
]
/
ǳ
FeO
0
作用の臨界結晶化度によらず斜長石は浮上・分離でき， とが示唆されたので，ここでは初期FeO0が11 wt%以
X=0-60%.ƌÊ)/¢¦ƙĭŦ.ƥũƙĭ
X=0-60%.ƌÊ)/¢¦ƙĭŦ.ƥũƙĭ
上の場合について考える．臨界結晶化度X=0-60%のとFeO0< 6 wt%のメルトはどのような臨界結晶度によ°÷-=>ĢǞŶ/Ŏuq¢ǥ)ǳFeO
0<6°÷-=>ĢǞŶ/Ŏuq¢ǥ)ǳFeO
0<6っても斜長石は浮上・分離できないことが結論された．
きに，斜長石と同時に，もしくはそれより後に析出す
wt%.in]/+.=,ƥũƙĭ÷-=%(wt%.in]/+.=,ƥũƙĭ÷-=%(また初期組成がBSEに近いFeO0=8.2 wt%では臨界結る輝石のMg#を図4に示した．図に示した3組成の他;ĢǞŶ/Ŏuq¢ǥ),*ƙǁA;ĢǞŶ/Ŏuq¢ǥ),*ƙǁA
晶化度Xが0に近い，すなわち最大分別結晶作用に近に様々な組成について計算した結果，初期FeO0が13"Ǵ7"¤ĲƗĐBSE-ǌFeO0=8.2 wt%"Ǵ7"¤ĲƗĐBSE-ǌFeO0=8.2 wt%
wt%以下の組成のメルトであれば，臨界結晶化度によい場合のみ，斜長石が浮上・分離できるということに)/ƥũƙĭ°÷X0-ǌǳ,B$įÜ¢)/ƥũƙĭ°÷X0-ǌǳ,B$įÜ¢¦ƙĭŦ-ǌÖ¾.8ǳĢǞŶŎuq¢¦ƙĭŦ-ǌÖ¾.8ǳĢǞŶŎuq¢ǥ)@**-,@Ǵǥ)@**-,@Ǵ月地殻形成条件を用いたマグマオーシャン化学組成制約への試み／酒井，久城，永原，小澤，橘

87

量は～ 11-20 wt%の範囲であれば斜長石が浮上・分離

FeO0=20wt%

X=0

FeO0=17wt%

20

できる．すなわち，FeO0量が8wt%以上であれば，無条件にあるいは条件次第で，月の斜長岩地殻をつくる4060

ことができる．このFeO0量は地球の地殻＋マントル組成（BSE）のFeO0量～ 8.2 wt%よりも多い．このこと
は，原始地球に衝突した天体がもともとFeOに富んだ組成であった，もしくは月形成過程でマントルが酸化

FeO0=13wt%的になったといった可能性を示唆する．

[個]
10

今後は，メルトのFeO量以外の他成分がメルトの物性に与える影響を調べる実験を行い，同時にLMOのMg# of FAN

冷却や結晶分離過程のより現実的な物理モデル，また探査による最新の観測事実を取り入れ，これらを統合

0.2

0.3

0.4

0.5

0.6

Mg#

0.7

0.8

0.9

1.0

的に考える事で初期LMOの化学組成により強い制約を与えていくことを計画している．

図4： 初 期FeO0=13, 17, 20wt%に お い て 臨 界 結 晶 化 度X=0, 20,
40, 60の場合に斜長石析出と同時に，もしくはそれより後に析出する輝石のMg#の値．下部のヒストグラムは報告されているFAN中の輝石のMg#を示す[28]．

謝 辞らずFANに含まれる輝石の最も高いMg#が説明できシンポジウムでの発表の機会，また本稿を書く機会をるが，初期FeO0がより高い場合は臨界結晶化度Xが大与えてくださり，かつ原稿にコメントをしてくださっ

きい（～ 60%）場合にのみ説明できるということがわた荒井朋子さんに深く感謝致します．

丁寧で的確な査読をしてくださった佐伯和人さんと，

かった．

参考文献
6. まとめ[1] Hartmann, W. K. & Davis, D. R. 1975, Icarus 24, 504
本研究では，月の斜長岩質地殻の形成条件に着目して，かんらん石・輝石が分別した後のLMO中で析出

[2] Wood, J. A. et al., 1970, Proc. Apollo 11 Lunar Sci.
Conf., 1, 965.

した斜長石が浮上・分離するための条件と月の斜長岩[3] Lucey, P. G. et al., 1995, Science 268, 1150の特徴から初期LMOの化学組成に制約を与えること[4] Ishihara Y. et al., 2009, GRL 36, L19202を試みた．具体的には，メルトの物性を実験的に決定[5] Ohtake M. et al., 2009, Nature 461, 236

し，それを用いた対流メルト中での斜長石浮上・分[6] McKay, G. A. 1982, Lunar Planet. Sci. ΧΙΙΙ, 493

離の条件と，斜長石と同時に析出した輝石のMg#が[7] McKay, G. A. et al., 1989, Workshop on Lunar and

FANに含まれる輝石の最も高いMg#を説明しなけれ

Volcanic Glasses, LPI.

ばならないという条件を用いた．これらの考察により，[8] Taylor, R. S. 2001, Solar System Evolution: A New

かんらん石・輝石の分別結晶作用の臨界結晶化度にPerspective (2 ed.) Cambridge Univ. Press.

よらず条件を満たす初期LMOのFeO0量は，前者では[9] Shearer, C. K. & Papike, J. J. 1999, Geochim.

FeO0>11 wt%，後者ではFeO0<13 wt%の場合である

nd

Cosmochim. Acta 53, 3331.

ことがわかったので，両者を合わせて考えると11-13[10] Longhi, J. 1981, Proc. Lunar Planet. Sci. 1001

wt%の範囲であると考えることができる．分別結晶作[11] Taylor, S. R. 1982, Planetary Science: A Lunar

用時の臨界結晶度を考慮すると，臨界結晶化度Xが小Perspective; LPI Houston.

さい（X ～ 0%）場合には初期FeO0量は～ 8-13 wt%の[12] Mueller, S. et al., 1988, J. Geophys. Res. 93, 6338

範囲でも，Xが大きい（X ～ 60%）場合には初期FeO0[13] Jones, J. H. & Delano, J. W. 1989, Geochim.

88

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 2, 2010

Cosmochim. Acta 53, 513.
[14] Warren, P. H. 2005, Meteorit. Planet. Sci., 40, 477[15] Taylor, S. R. et al., 2006, Geochim. Cosmochim. Acta
70, 5904.
[16] Khan, A. et al., 2007, Geophys. J. Int. 168, 243[17] Ghiorso, M. S. & Sack, R. O. 1995, Contr. Miner.
Petrol., 119, 197[18] Ghiorso, M. S. et al. 2002, Geochem. Geophys.
Geosys. 3, doi: 10. 1029/2001GC000217[19] Marsh, B. D. 1981, Contr. Miner. Petrol., 78, 85.
[20] Murase, T. et al. 1985, J. Volcano1 Geotherm. Res. 24,
193[21] Kushiro, I. 1976, J. Geophys. Res. 81, 6347
[22] Shaw, H. R. 1963, J. Geophys. Res, 68, 6337
[23] Clark, S. P. edit., 1966, Handbook of Physical
Constants, Geol. Soc. Am., Mem. 97.
[24] Tonks, W. B. & Melosh, H. J. 1990, in Origin of the
Earth, 151.
[25] Rossby, H. T., 1964, Deep-Sea Res., 12, 9[26] James, O. B. 1972, Science 175, 432.
[27] Wilshire, H. G. et al.,1972, Geol. Soc. Am. Bull. 83,1083.
[28] Lucey, P. et al., 2006, Rev. Min. Geochem. 60, 83.