太陽系における不均質な酸素同位体組成の分子雲起源説／倉本，圦本

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特集「水素・酸素同位体分別の起源」

太陽系における不均質な酸素同位体組成の分子雲起源説倉本

圭1，圦本尚義1���������

図１に地球と隕石物質の酸素同位体組成を示す．蒸

地球と月の岩石，隕石，惑星間塵など，これまでに我々が手にしてきた太陽系固体物質に含まれる大部分の主要元素の同位体組成は極めて一様なことが知られている [1]．始原的隕石にppmオーダーでごく少量含まれる著しい同位体異常を持ったプレソーラー粒子の発凝縮過程や大部分の同位体交換反応に伴う同位体分
別は質量差に依存する．すなわち，より質量差が大き
いほどより大きな質量分別がもたらされ，δ18O値は
δ17O値の約2倍変化する．そのため地球物質はほとん
どが傾き1/2の線上にのる．
しかし隕石物質，とりわけCaとAlに富む難揮発性

存在 [2] からも確かめられるように，太陽系を作った元素はもともと超新星や赤色巨星など様々な環境で合成され，同位体的に著しく不均質な状態から出発した
はずだ．太陽系固体物質の示す同位体組成の均質性は，
太陽系形成の際に，あるいはそれに先立って物質の著

包有物(CAI)とコンドリュールを一つ一つみると，これらは地球分別線から外れ，三同位体図上でほぼ傾き
1の直線上に乗るように分布する．コンドリュールは始原的隕石の体積の過半を占め，CAIは始原的隕石に含まれるCaやAlの相当部分を担っていることに注意

しい攪拌が起こったことを意味する．
しかし太陽系固体物質の同位体組成の均質性には重大な例外がある．それが酸素の同位体組成である．酸素は太陽系では水素・ヘリウムに次いで3番目，固体されたい．これらの隕石構成物質の示す酸素同位体組
成の不均質性は，原始太陽系星雲において16Oに選択的に富む物質リザーバーと，反対に16Oに乏しい物質
��物質の中ではもっとも存在度が大きい．酸素の安定
��

��

� �

同位体には質量数が16,17,18のものがあり，地球ではしかし太陽系固体物質の同位体組成の均質性には重大な例外がある．それが酸素の同位�
それぞれ99.757:0.038:0.205の割合（原子百分率）を占
3
体組成である．酸素は太陽系では水素・ヘリウムに次いで 番目，固体物質の中ではもっ���めている．酸素同位体組成は縦軸と横軸にそれぞれとも存在度が大きい．酸素の安定同位体には質量数が 16,17,18 のものがあり，地球ではそ
17
18
���
δ Oとδ Oを取った三同位体図を用いて表すことがれぞれ 99.757:0.038:0.205の割合（原子百分率）を占めている．酸素同位体組成は縦軸と������� �������
������� �������
�������������

17Oとδ18Oを取った三同位体図を用いて表すことができる．ここでδ値できる．ここでδ値は試料に含まれる酸素同位体比
���
横軸にそれぞれδ17
O/16O,18O/16Oについて，標準試料からの偏差を千分率(‰)
は試料に含まれる酸素同位体比
O/16O，18O/1617
Oについて，標準試料からの偏差を千���で表したものであり，次式で定義される
分率(‰ )で表したものであり，次式で定義される

� iO �
ii
16( i O/ 16 O) 試料
試料 � ( O/ O) 標準試料
標準試料

( i O/ 16 O) 標準試料
標準試料

16

� 1000 ．

ここで O/ O (i=17または18) は酸素同位体の個数比
ここでiO/16O (i=17 または 18)は酸素同位体の個数比を表す．
を表す．

1. 北海道大学 大学院理学研究科

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図1 � 地球（傾き1/2の直線），隕石物質，太陽風の酸素同位体組成．ここでの同位体比の基準（δ値=0）は標準海水である．隕石のデータはClaytonとその共同研
究者らによる多数の文献データをプロットしている．
その文献リストは [3]に譲る．太陽風のデータは[4]194

日本惑星科学会誌 Vol.14.No.4,2005

リザーバーが存在し，これらからもたらされた物質がここまで示してきたように，太陽系物質中の酸素

さまざまな割合で混合することによって生じたように

同位体組成の不均質性の起源は，その発見以来30年間，見える．

宇宙化学のもっとも大きな未解決問題の一つとなって隕石中に酸素同位体組成の不均質が発見された当きた．しかし最近，筆者らはこの問題を分子雲におけ時，もっとも異常な酸素同位体組成を示すCAIは，太る一酸化炭素分子の光化学反応による非質量依存の同陽系形成時の同位体の均質化を免れたプレソーラー粒

位体分別と，原始太陽系星雲におけるガスとダストの子なのではないかと考えられた [5]．しかしSiなど他

大規模分別によって説明する仮説 [9] を提唱し，これの主要元素の同位体組成については，地球や他の隕石を支持する観測・分析データも集まりつつある．以下

1と差がなく ，また粒径がmmサイズとかなり大きく，では我々の新しい仮説を紹介し，宇宙化学の新しい展

星間空間において形成されたとは考えにくいことか

開の可能性について述べる．

ら，CAIがプレソーラー粒子である可能性は低い．また，酸素以外の主要元素の同位体組成の均質性は，酸�������������

素同位体組成の変化が何らかの核反応によってもたらされた可能性も低いことを示す．なぜなら酸素原子核星と原始惑星系円盤は分子雲コアの収縮によって誕のみを選択的に破壊したり生成したりするような核反生する．分子雲においては原子から簡単な分子が，そ応は存在しそうにないからである．

して簡単な分子からより複雑な分子や凝縮物が合成さ一方，ある特殊な化学反応系では質量差に依存しなれる反応が起こっている．この分子雲の環境で酸素をい同位体分別が生じることが知られている．そのよう抱く主要な相は一酸化炭素ガス，H2O氷，ケイ酸塩で同時に起こっている系であり，実験室だけでなく地球の成層圏においても非質量依存の同位体分別が確認された．その後，二酸化炭素や硫黄化合物の反応系でも

C18O/C17O

な化学反応系の代表例はオゾンの光分解と生成反応が同様の分別が生じることが明らかにされ，これらは地定した解釈には問題点がある．第一にこれらの反応系の分子種は原始太陽系星雲の環境では微量にしか存在しないこと，第二に同位体組成の不均質が観察されるケイ酸塩に，同位体組成の変化を伝える機構が不明なことである．
1. 例 外 的 に 他 の 構 成 元 素 に つ い て も か な り 大 き な 同 位
体 異 常 を 持 つ CAI が 見 つ か っ て お り， こ れ ら は FUN(fractionated and unidentified nuclear effect) CAI と総称されている．その成因については不明な点が多いが，原始太陽の近傍で部分蒸発を起こすとともに，高エネル
ギー太陽風粒子の照射を受けた可能性が指摘されている[6]

CO/C18O[例えば7]．しかしオゾンや二酸化炭素の反応系を想

0

16
12

13

きたのではないかとの仮説がこれまで提案されてきた

4

20

球大気の循環や地球環境の変遷史の解明に役立っている [7, 8]．原始太陽系星雲内でも同様の化学反応が起

8

8
4
0

0

10

20
30
可視減光 (等級)40

図2 � 分子雲IC5146の同位分子組成を可視減光の関数として示す．化学式の中で質量数を付していない元素記
号は，その元素のうちでもっとも豊富な同位体(Cなら12C，Oなら16O)を示す．データは[12, 13]による．
12 16
C Oの存在度を知ることができればベターだが，この同位分子は存在度が大きく分子輝線スペクトルが飽和しているため存在度を求めることが難しい．しかし次の発熱イオン分子反応13C++12CO→12C++13COが効率よく進むため，13COの存在度は12COの存在度に概ね比例している（12Cと13Cの分別は小さい）と考えられる[例えば14]．

太陽系における不均質な酸素同位体組成の分子雲起源説／倉本，圦本

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ある．ケイ酸塩は分子雲での10K前後の低温環境下でCO分子が解離して生成されたO原子の行き先は，はそれ自体ほとんど反応性はなく，H2Oなどの凝縮核

ダスト粒子表面で生成されるH2O氷だと考えられる．

や表面反応の場として振舞っている [例えば10, 11]．

氷として分子雲に豊富に存在することが確認されてい星形成の起きている分子雲では，先に誕生した星々るH2O分子は，気相反応では十分に作ることができず，などからの紫外線放射がそこでの化学に大きな影響

主にダスト粒子表面で吸着酸素原子や水酸基ラジカルを及ぼしている．図２に星形成を伴う分子雲のCO分の水素化反応により生成されると考えられている[16]．

子の同位体比を可視減光（星間物質による背景の星

分子雲の内部領域ではCOの光解離によって同位体分の可視減光を等級で表したもの）の関数として示す．

別を受けた酸素原子が材料となり，質量差によらずに

13

17

18

CO/C O比は可視減光が小さい領域ほど大きくなる

Oと18Oに富むH2O氷が生成されるであろう．

一方，C18O/C17O比は可視減光に依存せずほぼ一定で太陽のような低質量星を作る母体となった分子雲コある．すなわち分子雲においてはきわめて強い，質量アにおける分別の大きさは，CO同位体比の観測とCOに依存しない同位体分別が起こっていることがわかる．

同位体比分別の数値的研究[14]を参考にすると，CO

これはCO分子の紫外線による光解離と自己遮蔽効果

ガスは分子雲の平均組成に対して－60‰以下，それとによる．

の対としてH2Oは＋100‰以上のδ17,18O値を持つと評

CO分子は波長911 ～ 1118Åの紫外線の線吸収によ価される[9]．H2Oが相対的に17,18Oに富んだ組成を持って前期解離する．前期解離とは，光子を吸収した分

つことは，原始太陽系星雲中で金属鉄がH2Oによって子が一度高い電子エネルギー準位の中間状態へ励起さ酸化されて生じたと考えられる非平衡化普通コンドラ

れ，その後の緩和過程で解離することを言い，連続吸

イト隕石中の磁鉄鉱粒子の酸素同位体組成 [17]とも整収ではなく線吸収となることが特徴である．異なる同合的である．

位体分子は振動回転エネルギー準位が異なるため，吸もう一つの重要な酸素のリザーバーであるケイ酸塩

収線波長が異なる．主同位体分子を解離する波長の紫は，分子雲が形成される以前に高温条件下で凝縮した

外線は，1等程度の可視星間減光が起こるまでに減衰ものであり，その際に周囲のガスとの同位体分別はほしてしまう（自己遮蔽効果）のに対して，これと異な

とんど起きないと考えられる2．そこで以下の議論でる波長の紫外線はより分子雲の内部領域まで到達でき，はケイ酸塩に含まれる酸素の平均同位体組成は分子雲

微量同位体分子を選択的に解離させる[15]．これが分の平均組成と等しいとする．ただしこのことは個々の子雲においてCO分子の同位体分別が起こっている原

鉱物粒子レベルでも同位体組成がはじめから一様と仮因である．

定しているわけでは無いことに注意しておく．

17

18

C OとC Oはともに微量同位体分子であり，それら自身による自己遮蔽は可視星間減光が数十等以上になるまで効かない（ダストの吸収による減光は強いが，��������������
�������������

これは同位体分別効果を持たない）．一方で太陽のような低質量星は，可視星間減光が数～ 20等前後の分子

分子雲においてCOガス，H2O分子，ケイ酸塩の間雲コアが収縮して形成される．したがって分子雲におに作られた酸素同位体組成の不均質は，原始惑星系円

けるCOの光解離反応は，星と原始惑星系円盤の材料

盤に時間的空間的な酸素同位体組成の不均質をもたらとなったガス中のCO分子を，質量差には依存せずに

2. オゾン反応系の質量によらない同位体分別効果の理論的説明に成功したノーベル化学賞受賞者 Marcum は，酸化鉱物の凝縮反応時にオゾン反応系に似た同位体分別が起こる可能性を指摘している [18] が，これまでのところその実験的な裏づけは得られていない．

C17OとC18Oに乏しく，C16Oに富むものにしていたと予想される．

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日本惑星科学会誌 Vol.14.No.4,2005

すと考えられる．分子雲内部には不均一な流体運動がセットされたであろう．CAIは始原的隕石の中で最も存在し，分子雲コアは必然的にいくばくかの回転運動

古い年代を示し，原始太陽系において最も初期に形を持つ．このような分子雲コアが重力収縮すると，角成された固体粒子である．CAIは高温で凝縮する元素

運動量の保存則のために円盤状につぶれる．その後，を選択的に含んでおり，強い質量降着の起きていた

磁気乱流などに由来する粘性によって角運動量を外縁環境で形成された可能性が高い．もしこれが事実なら，部のガスへ逃がすことにより，ガス円盤の大半の物質

CAIに代表される地球物質に比べて16Oに富む酸素同は中心に向かって降着し，中心星を成長させる．これ

位体組成は，分子雲の平均的な酸素同位体組成を反映

が降着ガス円盤であり，原始太陽系星雲もこのようなしていると考えることができる3
一方，降着率が減少して円盤内の乱流が弱くなると，

降着円盤として生まれたはずだ．
降着円盤内ではガスと固体粒子は相対的な速度成分

ガスと固体粒子の相対運動が重要になってくる．図３を持つ．ここで重要な相対運動には2種類ある．そのは中心星方向への固体粒子とガスの移動速度の比を，

一つはガスとの摩擦による角運動量の損失に伴う固体

粒子サイズの関数として求めたものである [3]．ここ

粒子の中心星方向への移動であり，もう一つは固体粒から降着率が10－8太陽質量/年程度(古典的T-Tauri型

子の円盤赤道面への沈降である [例えば19]．これらは星に観測される典型値)まで減衰すると，mmサイズ

いずれも原始惑星系円盤内にガス成分とダスト成分のの固体粒子はガスの数倍の速さで中心星へと落ち込

分別をもたらす．

んで行くことが分かる．このような固体粒子の選択的降着率は基本的に時間ともに減少する．質量降着のな移動は，円盤内側領域の著しいH2Oの濃集を引き起激しい初期段階ではガス円盤に強い乱流が生じ，ガス

こす．H2Oは約150K以上に達すると蒸発しガスに取と固体粒子はよくかき混ぜられていたに違いない．そり込まれる．冷たい円盤外側領域からH2O氷を纏ったのような段階では降着による重力エネルギー開放によ固体粒子が選択的に落ちこんでくると，暖かい内側領って円盤内側領域に高温の環境がもたらされ，そこで域は固体粒子から蒸発したH2Oが濃集することになる．

は物質間の同位体組成の不均質はもとの平均組成へリ

降着率が下がるほど，より固体粒子とガスの移動速度比が増し，内側領域におけるH2Oの濃集は進む．

���

このH2O濃集の結果，ケイ酸塩の活発な蒸発凝縮と��������������

�����

���

再平衡化が継続的に起こっていると考えられる円盤の内側領域は，次第にH2Oのもたらす17,18Oに富んだ����������

���

酸素同位体組成へと変化したと考えられる．年代学的にコンドリュールはCAIよりもさらに200万年～ 300���� ���� ���� ����万年の長期間に渡って形成されたことがわかっている [例えば21]．コンドリュールの酸素同位体組成はよ���

り17,18Oに富んでおり，原始惑星系円盤の進化に伴っ

����

����
���� ���� ���� ���� ���� ���� ���� �����������

たH2O濃集による同位体組成の変化のシナリオと整合的である．地球物質はコンドリュールに近い酸素同位���

図3 � 降着ガス円盤中での固体粒子とガスの動径速度の比．
mmからmサイズの固体粒子は降着率の減少に伴って，より選択的に中心へ向かって移動する．計算の詳細は[3, 9]参照．

3. 最近筆者らの一人は共同研究者とδ 17,18O= － 80‰にも達する極端に 16O に富んだコンドリュールを発見した［20］．
後述するようにコンドリュールは CAI の形成期にも作られていたことが分かってきており [21]，この 16O に富むコンドリュールは CAI と同時期に形成された可能性が高い．

太陽系における不均質な酸素同位体組成の分子雲起源説／倉本，圦本
体組成を持つことから，地球の原材料物質の大部分も197てしまう心配はない．

H2Oの濃集が起きた環境下で形成されたと考えられる．

Lyons-Young説では外惑星領域の原始太陽系星雲

ガス降着が終息し円盤内の乱流が収まると，固体粒の表面へ原始太陽あるいは外部からの紫外線が照射さ子の赤道面への沈降がすすみ，固体粒子が十分に濃集れ，これによって分子雲過程と同様に相対的に16Oにした場合には重力不安定による微惑星の形成も起きた

富むCO分子と，16Oに乏しいH2O分子が生じる．そのであろう．この場合H2O氷の蒸発していない冷たい領後の進化については我々のガス-ダスト分別モデルに

域では，ケイ酸塩とH2O氷を取り込んだ微惑星が形成拠っている．彼らは化学反応ネットワークの数値モデされる．このような微惑星の平均的な酸素同位体組成

ルでそのような分別が起こるかどうか調べ，紫外線フもまたH2Oの組成を反映して，分子雲の平均組成よりラックスと光化学反応の活発な星雲表層領域（そのま

17,18

も

Oに富むものになったと考えられる．実際に水まではその場のCOが消費されるだけで星雲全体に分質変成の進んだCIコンドライトの酸素同位体組成は別を起こすことができない）と内部領域間の対流運動

17,18の活発さに強く依存することを示した．彼らの用いたOに富んだものになっている．

数値モデルは対流運動があるにも関わらずガス降着を無視しており，また初期状態として全ての炭素がCO��������������
��������������

ガスとして存在するなどの単純化がなされており，今後の更なる検討が必要である．

我々とは異なり原始太陽系星雲におけるCOの自己������������������

遮蔽効果によって太陽系の酸素同位体組成不均質を説明するモデルも提案されている．その一つはClayton

我々の仮説によればCAIに代表される16Oに富む酸[22]による原始太陽近傍領域での自己遮蔽を想定した

素同位体組成は，太陽系の材料物質の平均組成を反映もので，もう一つはLyonsとYoung [23]による外惑星している．したがって太陽系の大部分の質量を占める領域での自己遮蔽を想定したものである．

太陽も16Oに富むと予想される．太陽の酸素同位体組

Clayton説では太陽紫外線によってC17,18Oが選択的17,18に光分解を受け成の正確な測定は分光学的には困難なため，太陽風物

Oに富む酸素原子ラジカルが生じ，質の分析が待たれてきた．太陽風のサンプルリターン

これらが化学反応を通じてケイ酸塩に取り込まれるこを行ったGenesisは残念ながら着陸に失敗し，太陽風

16とによってコンドリュールのように相対的に Oに乏粒子の採取プレートは地球物質の汚染を受けてしまっ

しい固体が作られる．原始太陽系星雲の内側領域でた．しかし今後地球物質の汚染の影響を取り除いた分の気体とケイ酸塩の活発な平衡化反応を想定する点は

析が複数のグループによって試みられる予定になって我々のモデルと共通する．しかしこの説の難点として，いる．結果を楽しみにしたい．

始原的隕石の示す16Oに乏しいH2Oの生成を説明する

一方，橋爪とChaussidonは月面から回収されたソことが難しいことと，星雲内縁部の高温環境下では，

イル中の金属粒に着目し，そこに含まれる酸素の同位逆反応によって同位体の分別が消去されてしまうと考体比を測定した[4]．打ち込まれた太陽風粒子を同定えられることが挙げられる．我々のモデルではガスとしたと考えられる成分はΔ17O≦－25‰という値4を持

ダストの分別によって内側領域の平均同位体組成そのものが変化すると考えているので，このような平衡化
反応によって同位体組成が太陽（分子雲）組成に戻っ

4. Δ 17O 値は三同位体図上で地球分別線からの縦軸方向の距離を表し，次式で定義される
�17 O � � 17 O � 0.52� 18O ．

198

日本惑星科学会誌 Vol.14.No.4,2005

ち，この結果は我々の仮説からの予測と整合的であ爪らは太陽高エネルギー粒子（SEP）しか侵入できな

る．月ソイルの金属粒子中の酸素同位体組成の測定はいような深さから負のΔ17Oを持つ酸素を見出しておIrelandらによっても試みられている[24]が，彼らは興り，太陽風以外の起源を持つとは考えにくいが，今後

17

味深いことにΔ Oが正という橋爪らとは逆センスののさらなる検証が必要である．

結果を報告している．橋爪らも注意している通り，月

我々の分子雲仮説は原始太陽形星雲においてH2O分

ソイルの金属粒子に含まれる酸素には回収後の地球子がもっとも16Oに乏しい（17,18Oに富む）組成を持っ環境下での汚染成分だけでなく，月面に衝突した隕た化学種であったことを予想する．星雲中のH2Oがこ石や彗星などの小天体からの放出成分も混入していのような“重い”酸素同位体組成を持つことは，もっ17

る．Δ Oが正の成分は，実は彗星等からもたらされとも著しい水質変成を受けたコンドライトが隕石の中たH2Oに由来する酸素を見ているのかもしれない．橋でもっとも大きなΔ17O値を示す傾向があることから暗示されてきた [25]．さらに前述したようにChoiら

��[17]はコンドライト中のH2Oによって金属鉄が酸化さ

��

ダーの分解能での同位体組成の決定は難しく，質量分��析計によるその場測定が望まれる．ESA の打ち上げ���������� ����������

れて生じた磁鉄鉱の酸素同位体組成を測定し，原始太��������

��

陽系星雲においてH2Oがもっとも大きなΔ17O値を持��

つことを裏付けている．

����

一方で分子雲仮説からのCO分子が16Oに富む組成を��持つとの予想は，彗星の詳しい観測によって確認でき����

るかもしれない．地上からの分光観測では百分率オーた彗星探査機RosettaはChuryumov-Gerasimenko彗�����Z�����Z���

星にプローブを降ろすだけでなく，この彗星を至近距

�����

離から長期間観測する．観測項目の中には高分解能質

図4 � 木星型惑星に予想される酸素同位体組成（[3]に基づく）を重元素濃集度の関数として示す．ここで量分析計による彗星揮発性物質中の酸素同位体比の分
図４：木星型惑星に予想される酸素同位体組成（[3]に基づく）を重元素濃集度の関数とし[Z/H]は氷成分よりも揮発性に乏しい任意元素の対て示す．ここで[Z/H]は氷成分よりも揮発性に乏しい任意元素の対水素存在度比をあらわす． 析があり[26]，所期の性能が発揮されれば分子雲仮説
水素存在度比をあらわす．各惑星の酸素同位体比
各惑星の酸素同位体比δ17,18Oplanetは次式から求めた．
δ17,18Oplanetは次式から求めた．
� 17,18O planet � �� 17,18Osun � � 17,18O planetesimal ( z � 1) f � �1 � ( z � 1) f � ．
17,18

17,18

ここでδ
Oplanetesimalはそれぞれ太陽と氷微
sun,δ はそれぞれ太陽と氷微惑星の酸素同位体組成を表し，
Osun,δ17,18OOz
ここでδ17,18
planetesimalからの予想が検証できる．さらに将来には，探査機搭載型の高分解能質量分析計，あるいは地上からの超高惑星の酸素同位体組成を表し，z は各惑星の重元素濃f は原始太陽系星雲における酸素のH
は各惑星の重元素濃集度，2Oおよびケイ酸塩への分配

分解能分光観測技術などによる探索が行われるようにケイ酸塩への分配率である．ここでは氷微惑星の平た．これはケイ酸塩とH
2O氷のδ値をそれぞれ 0‰と 100‰（後者は分子雲中に期待される
17,18
O=70‰と
均酸素同位体組成は太陽組成を基準にδ
下限値，本文参照）とし，ケイ酸塩とH
2O氷が 1:2 の割合で酸素原子を担っているとして概した．これはケイ酸塩とH
O氷のδ値をそれぞれ0‰2
算した数値である．また木星型惑星における太陽組成に対する重元素濃集度の下限は，分と100‰（後者は分子雲中に期待される下限値，本文
光あるいはプローブ観測から求められた各惑星の大気中の炭素濃集度(木星，土星，天王星・参照）とし，ケイ酸塩とH
� 3, 6, 30×太陽組成比[27,28])に等しいとし，
2O氷が1:2の割合で酸素原
海王星でそれぞれC/H
f =0.5 とした．氷微惑子を担っているとして概算した数値である．また木
星はより大きなδ値を持っていた可能性もあるが，その場合は曲線の成長率が大きくなる．
星型惑星における太陽組成に対する重元素濃集度の重要な点は，木星型惑星の重元素濃集と酸素同位体組成には相関があると予想されることである． 下限は，分光あるいはプローブ観測から求められた各惑星の大気中の炭素濃集度(木星，土星，天王星・海王星でそれぞれC/H 3, 6, 30×太陽組成比[27,28])に等しいとし，ƒ=0.5とした．氷微惑星はより大きなδ値を持っていた可能性もあるが，その場合は曲線の成長率が大きくなる．重要な点は，木星型惑星の重元素濃集と酸素同位体組成には相関があると予想されることである．

なることを期待したい．

∬

集度，ƒは原始太陽系星雲における酸素のH2Oおよび
17,18O=70‰とし率である．ここでは氷微惑星の平均酸素同位体組成は太陽組成を基準にδ

隕石全岩の酸素同位体組成は，Δ17O値が－5 ～＋2‰までの比較的狭い範囲に収まる．これは地球の材料物質も含めて内惑星領域の物質の大部分が，H2Oに濃集した星雲環境下での物理化学過程を経験したことを示唆する．これまで金星と水星については酸素同位体
組成の測定は行われていないが，これらも地球と同様に太陽組成に比べて16Oに乏しい同位体組成を持つと予想される．

太陽系における不均質な酸素同位体組成の分子雲起源説／倉本，圦本

199

木星型惑星は太陽組成に比べて重元素に濃集していって，もともとの不均質が消去されていったと考えるる．これらの惑星の取り込んだ重元素のかなりの割合ことができる．このような混合と均質化は分子雲の段

は，氷成分に由来する．したがって重元素の濃集の度階でも起きたかもしれない．酸素が均質化を免れるこ合いに応じて，これらのガス惑星は太陽組成に比べよとができるのは，酸素が固体にも気体にも分配される

16

り Oに乏しい酸素同位体組成を持つと予想される．

元素だからである．今後，始原的隕石に閉じ込められ木星型惑星大気中ではH2Oは大気深部で凝結してした物質科学的記録を徹底的に読み解くことで，このよ

まい，分光学的な大気観測からその存在度を決めるこ

うな混合と均質化の過程についても実証的に解き明かとは難しい．これに対してCOの揮発性が高いことかすことができるであろう．

ら，炭素は原始太陽系星雲中で部分的にしか凝縮していなかったであろう．したがって木星型惑星大気に観��測される炭素の濃集度は，惑星全体の重元素濃集度の下限を与えると考えられる．図４にこの重元素濃集度

香内晃教授には的確な査読をしていただいたことにの推定を元に木星型惑星に予想される平均酸素同位体

感謝します．また本稿の一部には2005年10月にアメリ組成を示した．もしも酸素同位体不均質の起源として

カ・テネシー州で開催されたNASA LPI主催のワーク

LyonsとYoungの説が正しいとすると太陽系の領域

ショップOxygen in the earliest solar systemにおけによって分別の大きさは異なると考えられ，外惑星系

る議論を反映しています．

の酸素同位体組成は我々の仮説の予測するような系統的変化を持たない．

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惑星本体の酸素同位体比の測定は困難かもしれない
が，これらの惑星の衛星の表面の物質の同位体測定はより可能性があるかもしれない．木星型惑星の順行衛[1] Clayton, R. N. et al., 1988, Phil. Trans. Roy.
Soc. London., Ser. A, Math. Phys. Sci. 325, 483.

星は原始惑星へのガスと固体成分の集積に伴って形成[2] Nagashima, K. et al., 2004, Nature 428, 921.

されたsubnebula（周惑星円盤）に起源を持つと考え[3] Kuramoto, K. & Yurimoto, H., 2005, inられるため，その同位体組成は母惑星に近いと期待さ

Chondrites and the Protoplanetary Disk, eds.

れる．今後，酸素同位体組成の分布が彗星や木星型惑

Krot, A. N. et al., Astron. Soc. of the Pacific星まで含めて明らかになれば，太陽系の起源，とりわConf. Series 341, 181.

け，惑星を形作る物質の起源と分化についての理解が飛躍的に進むに違いない．

[4] Hashizume, K. & Chaussidon, M., 2005, Nature,434, 619.

酸素同位体組成の不均質と並んで，太陽系のもう一[5] Clayton, R. N. et al., 1972, Science 182, 485.

つの基本的な物質科学的特徴である金属元素の同位体[6] Lee, T. 1988, in“Meteorites and the early

的均質性についても，分子雲仮説の枠組みを拡張する

solar system”, (eds. J. F. Kerridge & M. S.

ことで説明が可能かもしれない．分子雲仮説では原始Matthews), Univ. Arizona Press, Tucson,

太陽系星雲内部領域での活発な固相と気相との酸素原

p.1063.

子の交換を想定する．そしてこの過程にはガス降着を[7] Thiemens, M., 1999, Science 283, 341.

もたらす乱流運動が伴っている．金属元素はそのほと[8] Farquhar, J. et al., 2000, Science 289, 756.

んどが固体成分に閉じ込められているために，微粒子[9] Yurimoto, H. & Kuramoto, K., 2004, Science同士の乱流混合と，その後の熱変成による均質化によ

305, 1763.

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