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日本惑星科学会誌 Vol.16.No.2,2007

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」

CAI中の短寿命放射性核種36Clとその起源
中嶋 大輔

1,236

（要旨）短寿命放射性核種 Cl（半減期30万年）は初期太陽系に存在していたと考えられている．本研究では，
36

Clの有無を確かめることを目的として，始源的隕石（Vigarano，Allende）の難揮発性包有物（CAI）に含まれるソダライト（Na4Si3Al3O12Cl）について，NanoSIMSによるCl-S同位体分析を行なった．Vigarano CAIのソダ
3636

ライトには， Clの娘核種である Sの過剰はみられなかった．一方で，Allende CAIのソダライトには，不均一な3636

がら Sの過剰がみられた．このことは，初期太陽系において， Clが不均一に分布していたことを示唆している．
36

この結果に基づき， Clの起源と元素合成モデルについて議論する．

1.はじめには，太陽系の元であった星間雲の中での存在度に比べて高いため，他所からの供給を考える必要がある[5]．

1.1 短寿命放射性核種

太陽系は分子雲コアが超新星爆発を引き金として収太陽系形成初期に存在していたと考えられている

縮することで形成され，爆発時に合成された核種が原半減期10万年から1000万年程度の短寿命放射性核種は，始太陽系星雲に打ち込まれたという説がある[6]．し初期太陽系で起こったイベントのトレーサーとして，かし，全ての短寿命核種が超新星爆発起源というわけ

高精度の時計として，初期太陽系進化過程に関する重ではない．恒星内では合成されない Beは形成直後の要な知見を与えてくれる．また，太陽系形成前後の元太陽からの宇宙線と太陽系物質との核破砕反応によっ素合成モデルに制約を与えることができるという点にて作られたと考えられている[3]．このように，短寿おいても重要な核種である[1]．短寿命放射性核種の命放射性核種は，それぞれ異なる起源をもって初期太存在は，その娘核種の量と親核種の安定同位体の量の陽系に存在していたと考えられている．

相関によって確認することができる．例として，始源的な隕石に含まれる難揮発性包有物（CAI）中に見ら
26242724

れる Mg/ Mg比と Al/ Mg比の相関が挙げられる．
2626101.2 CAI（Ca-Al-rich inclusions）
CAIと は， メ リ ラ イ ト（（Ca, Na）（Al,Mg）（Si,2

このことは，CAI内の Alが壊変して Mgが蓄積したAl）（Fe, Mg）
Al2O4）といったCaや2O7）やスピネル（ことを意味する（半減期73万年；[2]）．CAIには，同Alに富む高温凝縮鉱物から構成されている隕石物質

1041

様な相関から Be（半減期150万年；[3]）や Ca（半である．このため，CAIは太陽系形成時に最初に生じ減期10万年；[4]）の存在が確認されている．上記のた固体物質であると考えられている[7]．同様のことは，放射性核種のCAI形成時における存在度（初生存在度）

放射性同位体年代測定からも言われている[8]．CAI
はTiや希土類元素のような難揮発性微量元素にも富1. 東京大学大学院理学系研究科地殻化学実験施設
2. マックスプランク研究所

む一方で，Na，K，Cl，Feのような揮発性元素には

36

CAI 中の短寿命放射性核種 Cl とその起源／中嶋147
36

乏しい．しかし，ネフェリン（（Na, K）
AlSiO4），ソいたのに対して， Clは不均一に分布していた可能性

ダライト（Na4Si3Al3O12Cl），鉄に富むスピネルもCAIがある．
3636中に存在する．これらのような揮発性元素に富む鉱物

CAI中の Clに関する研究は僅か数例しかなく， Clが高温鉱物と同時に形成されたとは考えにくく，高温の起源を考えるためにはより多くのデータが必要であ鉱物の二次変質によって形成されたと考えられている．

る．本研究では，Vigarano隕石のCAIとAllende隕石

しかし，この二次変質が隕石母天体内で起こったのか，のCAI（Pink Angel; [15]）中のソダライトについて，それとも太陽系星雲中で起こったのかということにつ36

いては未だ明らかでない[9]．

得られた結果から， Clの起源とそれに伴う元素合成

36

1.3.

36

Cl由来の Sの検出を行った．本稿では，この分析で36モデルに関する議論を行なっていく．

Cl36

短寿命放射性核種 Cl（半減期30万年）は初期太陽2.試料と分析手法

36系内に存在していたと考えられている． Clの殆ど
36－＋マックスプランク研究所（Mainz，Germany）と（98.1%）は Arにβ 壊変し，残りの1.9%はβ 壊変お36

よび電子捕獲により Sになる．ソダライトのようなバイロイト大学（Bayreuth，Germany）において，Clに富む二次変質鉱物を多く含むCAIもしくはソダラ走査型電子顕微鏡を用いて，Vigarano隕石のCAIと36イト中で Cl存在の証拠を探す研究が行われている．
3636

CAIや隕石全岩中の Arを用いた Clの存在の証拠

Allende Pink Angel CAI中のソダライトの産状を観察した．

を探す試みは1980年代初頭から行われてきたが，明確Vigarano隕石ではソダライトを含むCAIが二つみな証拠を得るに至っていない．最近，Lin et al. [10]

ら れ た． そ れ ぞ れVI-1（ 直 径2mm） とVI-2（ 直 径3634はNingqiang隕 石 のCAI中 の ソ ダ ラ イ ト に S/ S比3534と Cl/ S比の相関があることを発見した．このこと
36361.2mm）と名付けた．どちらのCAIも不定形であり，粗粒でAlに富むメリライト（～ 500μm）が大部分をは，CAI内で Clが壊変して Sが蓄積したことを意味占める．メリライト中には細粒でMgに富むスピネルしている．同様の相関はAllende隕石中のCAIとコンが不均一に分布している（5-20μm）．以上のことから，

ドリュール中（ケイ酸塩鉱物から成る球粒物質）にこれら二つのCAIは”fluffy”Type Aであると考えらも発見されている[11]．これらの相関から算出される

れる[16]．ソダライトはネフェリンと共にメリライト

36の割れ目や空隙に産し，サイズは5-20μmであった（図35-6Cl/ Cl比は凡そ4-5×10 であり，この比はソダライ
26

ト形成時の値である．ソダライトの Al存在度と同１a）．

26

Allende Pink Angel CAIは，細粒で多孔な内部とCAI中の高温鉱物の Al存在度の差に基づく年代差か
3635－4

ら， Cl/ Cl初生比はおよそ10 程度であると見積も粗粒で密な外縁部からなる[15]．ソダライトの多くはられている[10, 11]．この値は，超新星やAsymptotic内部にみられた（5-50μm；図1b）．

giant branch（AGB） 星 起 源 と し て 見 積 も ら れ る3635

Cl/ Cl比に比べて高く，恒星内の元素合成では説明10できない[1, 5]． Beのように，太陽宇宙線と太陽系物
36質との核破砕反応によって Clは生成したと考えられ10ている[11]． Beの存在度はどのCAIでもほぼ同じで36あるのに対して[12]， Clの存在度はCAI毎に大きく

ソダライトのCl-S同位体分析はマックスプランク
研 究 所 所 有 のNanoSIMS（Cameca NanoSIMS50）＋を用いて行なった．Cs イオンを一次ビームとし（～3237363636

Cl，及び Sバックグラウンド（ Sピークから低質1量側に14ミリマス ）をマルチコレクターで陰イオン10異なる[13, 14]． BeがCAI形成領域で一様に分布して3425pA； 直 径1μm）， ス パ ッ タ さ れ た S， S， S，*1：1 ミリマスは 1 原子質量単位の 1000 分の 1148

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.2,2007

図 1： (a) Vigarano CAI (VI-1) の反射電子像．メリライト (Me) 中にソダライト (So) とネフェリン (Ne) が産している．
Sp：スピネル，Fa：ファッサイト（Al と Ti に富む輝石 ; Ca(Mg, Ti, Al)(Al, Si)2O6），Hi：ヒボナイト (CaAl12O19)．(b)Allende Pink Angel CAI（PA-2）の反射電子像．反射電子像 (a) と (b) は NanoSIMS 分析前に撮影された．(b) のソダライト粒子中にみられる窪みは，NanoSIMS 分析時にできたスパッタリング跡ではなく，研磨薄片作成時にできたものであると考えられる．
36343634として検出した． S/ S比を Sbackground/ S比で補正373435373534

し， Cl/ S比 を Cl/ Cl比（3.13；[17]） で Cl/ S比
35

Allende隕石に類似した鉱物・化学組成をもつ部分が存在することが知られている[19]．従って，VI-1と34に換算した．続いて， Cl/ S比をCl-S相対感度補正

VI-2がAllende隕石的な部分にある可能性は否定でき係数（0.83；[11]）を用いて補正した．標準試料として，ない．しかし，Allende隕石のCAIのソダライトに Cl

Mundrabilla隕石の硫化鉄（FeS），Vigarano隕石中過剰がみられることを考えると[11, 14]，Vigaranoの硫化鉄，Allende隕石のマトリックス（オリビン等;CAIの ソ ダ ラ イ ト の S過 剰 が 変 質 に よ っ て 失 わ れ（Fe, Mg），地球のソダライトを用いた．
2SiO4）たとは考えにくい．Vigarano CAIのソダライトの363636343534

S/ S- Cl/ S間の加重回帰分析では正の相関は得ら

3.結果れなかった．相関直線の傾きの2σ誤差から導かれる
3635-6Cl/ Cl比の上限値は1.9×10 であった．

図 ２ はVigarano CAIとAllende Pink Angel CAI
36343534

中のソダライトの S/ S vs. Cl/ Sプロットを示し
36

一方，Pink Angel CAI中のソダライトには，誤差36は大きいが， S過剰がみられる（図2b）．この大きな
3636ている．Vigarano CAIのソダライトの大部分は S過

誤差は， Sbackgroundの Sへの寄与が大きいためである

剰がなく，データはベースライン上に分布していると考えられる（≤ 90%）
．加重回帰分析から算出され363635-6（図2a）． Sの過剰らしき点が二点見られるが，誤差る Cl/ Cl比は，PA-1で（4.4±1.7）×10 ，PA-2ではが大きく，2σ誤差をとった場合，これら二点の統計（1.4±0.8）×10 であった．PA-1とPA-2を測定した時的有意性は認められない．このようにVigarano CAI期は一年近く開いており，標準試料の S/ S比は異な

36-63634のソダライトには Sの過剰はみられない．この理由っていた．二つのCl-Sデータを混ぜるべきではないととして，母天体上での変質によってVigarano CAIの判断したため，同じCAIではあるが別々に取り扱った．

3636363635

ソダライト中の Cl- S系が乱され， S過剰が見えな

PA-1の Cl/ Cl比がHsu et al. [11]の結果とほぼ同じくなったという可能性が挙げられる．しかし，プレであるのに対し，PA-2の Cl/ Cl比はそれらに比べてソーラー粒子の存在度や有機物のラマン分光分析か低い．このことは，単一のCAI中で Cl/ Cl比が不均ら，Vigarano隕石はAllende隕石よりも変質度が低い一であることを示す．ClがPink Angel CAIに取り込と考えられている[18]．一方で，Vigarano隕石中には，まれる時点で Clは不均一であったかもしれない．あ3635363635

36

CAI 中の短寿命放射性核種 Cl とその起源／中嶋

14936343534

図 2： Vigarano CAI (VI-1，VI-2；2a) および Allende Pink Angel CAI (PA-1，PA-2；2b) 中のソダライトの S/ S vs. Cl/ S
36343534
プロット．エラーバーは±１σであり，ポアソン分布のみに基づく．横線（破線）は標準試料の S/ S 比（ Cl/ S ～ 0）．
362626

るいは， ClはCAI中で均一に分布していたが，そので， Mg過剰は示さなかった．このことを Al消滅後の母天体上での変質で Cl- S系が乱されて不均一

36後にソダライトが形成されたためであると解釈するになったという二つの可能性が挙げられる．Allendeと，CAI形成とソダライト形成の年代差は凡そ1.5My

隕石は母天体上での変質を比較的大きく受けている隕から3.5Myと見積もられる[10, 11]．この時間差から石であるため[18]，どちらの可能性が有力かをここで36論ずることはできない．

短寿命核種が超新星やAGB星などの恒星起源だとす

3635-426

Cl/ Cl初生比は10 程度となる[10, 11]． Alや他の

3635-6ると，CAI形成時での超新星起源の Cl/ Cl比は10 程364. Clの起源と今後の課題

3635-7度[1]，AGB 星起源の Cl/ Cl比は5×10 程度であり
3635-4[5]，恒星内での元素合成では Cl/ Cl ～ 10 という値
3636Pink Angel CAI中の S過剰は，Allende隕石が母天は説明できない．この点から，Hsu et al. [11]は Cl体から放出されて地球に飛来するまでに受けた宇宙線が形成直後の太陽からの宇宙線と太陽系物質間の核破35照射による中性子捕獲でも説明可能である． Clから363636

中性子捕獲で生成された Clは， Arと Sに壊変する．
36

Pink Angel CAIの Ar濃度とCl存在度から算出され3635-9る Cl/ Cl比は2-12×10 であり[15, 20]，本研究で算3635出された Cl/ Clよりも遥かに低い．宇宙線照射での3635

中性子捕獲ではPink Angel CAI中の Cl/ Cl比は説36砕反応により生成されたと指摘している．
10

太陽系形成初期に存在していたとされる Beも，恒星内では生成されないことから，核破砕反応により生1036成されたと考えられている[3]． Beと Clが同起源で2641ある場合， Alと Caのように存在度に相関があると10考えられる[23]．これまでに測定されたCAI中の Be明できない． Clの大部分が Arに壊変するにも関らず，36の存在度がほぼ一定であるのに対して[12]，本研究は36

Ar過剰がみられないのは，Arの高い揮発性によるCAI毎に Cl存在度が異なることを示した． Beと Cl

36103636

ものであると考えられる．I-Xe分析からAllende隕石が単純な相関関係にあるとは言い難い． Clは太陽系母天体上での変質が指摘されており[21, 22]，S同位体内において不均一に存在していた可能性がある．いず36は変質の影響をそれほど受けない一方で， Cl壊変に36よる Arの大部分は失われたものと考えられる．

36

れにせよ， Clに関する研究は始まったばかりであり，今後，より多くのデータを得ることが重要である．

Lin et al. [10] とHsu et al. [11]はCl-S測 定 に 加 え

形成直後の太陽からの宇宙線による核破砕反応起源て，Al-Mg測定を行なっている．CAI中のソダライの Cl/ Cl比は，モデル計算から1.3×10 と見積もら363534トは， Cl過剰と Cl/ S比の明らかな相関を示す一方

3635-43635-4れており[24]， Cl/ Cl初生比（～ 10 ）とほぼ一致す

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日本惑星科学会誌 Vol.16.No.2,2007
36る．このことから， Clは核破砕反応起源かと思われる．しかし，Leya et al. [24]の計算は，親核種の生成[2] MacPherson G. J. et al., 1995, Meteoritics 30,365.

量と崩壊量がバランスすることにより親核種量の増加[3] McKeegan K. D. et al., 2000, Science 289, 1334.

が頭打ちになる放射平衡を考慮にいれていない．従っ[4] Srinivasan G. et al., 1994, ApJ 431, L67.

3635-4て，実際の核破砕反応では Cl/ Cl比が1.3×10 より低い値になる可能性があり，Leya et al. [24]の値は上限値であることに留意する必要がある．
36[5] Wasserburg G. J. et al., 2006, Nuclear Physics
A 777, 5.
[6] Cameron A. G. W. and Truran J. W., 1977,26

これまでの Clの起源に関する議論は， Al崩壊に26よる Mg過剰の有無に依存している．一部のCAIのソ
26

Icarus 30, 447.
[7] Grossman L., 1972, GCA 36, 597.

ダライトには Mg過剰を示すものがあり，そのソダ[8] Amelin Y. et al., 2002, Science 297, 1678.

ライトはCAIの高温鉱物とほぼ同時期に形成されたと[9] Brearley A. J., 2003, in Treatise onいう報告がある[25]．このようなソダライト中のCl-S36

Geochemistry, 247.

測定を行うことで， Cl初生存在度をより直接的にみ[10] Lin Y. et al., 2005, PNAS 102, 1306.

ることができると考えられる．これにより，放射平衡[11] Hsu W. et al., 2006, ApJ 640, 525.

3626

による Clの飽和， Alを含めた他の放射核種との関係および起源について詳細な議論が可能となると考えられる．

[12] Marhas K. K. and Goswami J. N., 2004, NewAst. Rev. 48, 139.
[13] Plagge M. et al., 2006, LPSXXXVII, #1287.
[14] Ushikubo T. et al., 2006, LPSXXXVII, #2082.

謝辞[15] Armstrong J. T. and Wasserburg G. J., 1984,LPSXII, 25.

本稿の査読者である木村眞博士（茨城大学理学部）には的確なコメントをいただきました．著者の共同研究者であるU. Ott博士（マックスプランク研究所），P. Hoppe博士（同），およびA. El Goresy教授（バイロイト大学）には日頃より多大なるサポートおよびご助言を頂きました．また，Pink Angel CAI薄片を[16] MacPherson G. J. and Grossman L., 1984, GCA48, 29.
[17] Shields W. et al., 1962, J. Am. Chem. Soc. 84,1519.
[18] Huss G. R. et al., 2006, in Meteorites and the
Early Solar System II, 1334.

提供して下さったG. J. Wasserburg博士（CALTEC），[19] Krot A. N. et al., 1998, M&PS 33, 1065.

Vigarano隕石厚片の作成に協力してくださったM.

[20] Villa I. et al., 1981, LPSXII, 1115.

Biegler氏（マックスプランク研究所），隕石試料の電[21] Swindle T. D. et al., 1988, GCA 52, 2215.

子顕微鏡観察に協力してくださったJ. Huth氏（同）[22] Pravdivtseva O. et al., 2003, GCA 67, 5011.に深く感謝いたします．本稿を執筆する機会を与えて[23] Sahijpal S. and Goswami J. N., 1998, ApJ 509,下さいました橘省吾博士（東京大学理学系研究科）にこの場を借りて御礼申し上げます．

L137.
[24] Leya I. et al., 2003, ApJ 594, 605.
[25] Russell S. S. et al., 1997, LPSXXVIII, #1468.

参考文献[1] 三木ほか, 2007 遊星人, 本号