原始惑星内部のD/H比／齊藤，倉本229

特集「火星圏のサイエンス」

原始惑星内部のD/H比齊藤 大晶 ，倉本 圭
122018年6月30日受領，査読を経て2018年7月16日受理．

（要旨）形成期の惑星内部に取り込まれた初生水の D/H 比は地球と火星で異なるらしい．始原マントルにソースを持つと考えられる噴出岩中のメルト包有物中の H2O は，地球試料においては，星雲ガスを取り込んだことを示唆する低い D/H 比を示す一方で，火星試料においては，炭素質コンドライトに近い D/H 比を示す．両者の D/H 比の差異は，星雲内で集積する原始惑星上における原始大気の構造が惑星質量に依存しているためであるかもしれない．新たな一次元大気構造数値モデリングの結果によれば，火星質量程度の原始惑星の場合，上層に星雲ガス成分，下層に衝突脱ガス成分からなる成層した混成型原始大気が形成し，接している原始マントルは材料物質に含まれる H2O の D/H 比を獲得することができる．これに対して，火星質量以上の原始惑星の場合，対流により起源の異なる両成分が混合し，下層大気の D/H 比は星雲ガスの値に接近する．これによって大質量の惑星の始原マントルは，星雲ガスに近い値の D/H 比を獲得できた可能性がある．

得られている [4]．これら地方で得られる溶岩はマン

1. はじめにトル深部由来のものであり，Pb-Pb 法による年代推定
水素同位体比（D/H）は，水の供給源によって値が異から，この溶岩のソース領域の形成は 44.5-45.5 億年なる．例えば，原始太陽系星雲ガス（以下，星雲ガス）前であることが示唆されている [5]．この年代はちょ-5の D/H 比は∼ 2.1 × 10 ，炭素質コンドライト隕石は-4うど地球形成期に該当する．そのため，このソース領∼ 1.6 × 10 であり [1, 2]，両者の間の D/H 比には約 10域は後のプレートテクトニクスによる地球表層物質と倍ほど値に開きがある．の水素同位体交換をほとんど経験していないと推定さ

地球の海洋の D/H 比は炭素質コンドライトのそれれる．そのため，測定された D/H 比は地球形成期にと同様であることから，しばしば地球の水の起源は炭取り込まれた初生水の値を反映しているとともに，そ素質コンドライトであると考えられてきたが，そう断の値の低さから，水の供給成分として原始太陽系星雲定するのは早計である．例えば，水素分子と水蒸気間ガスが重要であったことを示唆する．

での同位体交換反応や原始大気の大規模な散逸によっその一方で，火星マントル起源と考えられている火て D/H 比は 3～9 倍に上昇しうることが示されている星隕石メルト包有物中の H2O の同位体分析によると，[3]．これは形成初期の海洋の D/H 比は現在よりも低火星マントルの D/H 比は炭素質コンドライト的であいことを示唆する．

る [6, 7]．火星の場合，形成初期から現在にかけてプ実際に，カナダのバフィン島から噴出する溶岩中のレートテクトニクス等の作用による表層物質と深部物

メルト包有物からは現在の海洋よりも低い D/H 比が質の混合は極めて限定的であったと推定される [8]．
したがって上記の水素同位体測定結果は，火星形成期

1. 高知工科大学 システム工学群
2. 北海道大学 理学研究院
saito.hiroaki@kochi-tech.ac.jpに取り込まれた初生水の D/H 比を示すと考えられる．
これが炭素質コンドライトの値に近いということは，

230

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 3, 2018

火星が初期に取り込んだ H2O は主に微惑星起源であれる．その他，惑星の材料物質に FeO 等の酸化物がることを示唆する．

マグマオーシャンに含まれる場合でも，水素との酸化

火星隕石中の Hf-W 系を用いた放射年代測定による還元反応により星雲ガス成分の D/H 比を反映する水と，火星は，現在の約 1/2 の質量に達するのに 180（±が生成すると考えられる [13, 17]．このように，原始100）万年程度と，急速に成長を遂げたことが示唆され大気の混合が起きるか起きないかの違いが，地球と火ている [9]．このことは惑星集積の寡占成長の理論と星の初生水の D/H 比の差をもたらしたのかもしれなも調和的である [10]．地球型惑星形成の現代的描像にい．以下では実際にその可能性があることを，原始大よると，微惑星の集積によって火星サイズの原始惑星気構造の対流安定性の解析から示してゆく．

が地球型惑星領域に数十個形成すると考えられている．
このことからも地球の‘元’となった他の原始惑星も同

2. 混成型原始大気モデル

様に，少なくとも火星質量前後に達するまでは急速に集積成長した可能性がある．星雲ガスの散逸タイムスケール（<1000 万年）[11] に比べて推定された集積時間rHが短いことから，原始惑星は基本的に星雲ガス中で集⇠ 320rp積成長したと考えられる．

pH ⇠ 6 ⇥ 10 2 Pa

TH ⇠ 178 K(Kusaka et al., 1970) [20]23

原始惑星が月質量（～10 kg）以上になると，微惑星から H2O をはじめとする揮発性成分が衝突脱ガスを開始し，それが重力的に束縛され始める．それと並行して，原始惑星は星雲ガスを重力的に捕獲し始める［例rCB

えば，12, 13]．このことから，上層に星雲ガス成分，下層に脱ガス成分からなる，いわゆる混成型原始大気

rpが火星を含む原始惑星上に形成された可能性がある



[14]．
原始大気の保温効果により地表面温度が岩石の融点を超えるとマグマオーシャンが形成される．マグマには水蒸気を吸収する性質がある［例えば 15] ため，マグマオーシャンヘの溶解により原始大気中の水蒸気が内部へ取り込まれる [16] ものと期待される．

図1 : 混成型原始大気構造を示す概略図．上層が星雲ガス成分，下層が脱ガス成分からなる．rHはヒル半径，rCBは組成境界高度，rpは惑星半径である．火星を想定した典型的な数値として，rH/rp∼320，rCB/rp ≲ 2である．

もし星雲ガス成分と脱ガス成分が互いに混合しなければ，惑星内部の D/H 比は微惑星のそれにほぼ一致

原始大気は Saito and Kuramoto（2018）[14] と同様のするであろう．一方，混合が起こる場合には，低いモデルを採用する．詳しくは [14] およびそこでの引用

D/H 比をもった水が惑星内部に取り込まれる可能性

文献を参照されたい．混成型原始大気は上層に星雲ガがある．この低い D/H 比の水は，星雲ガス成分の混ス成分，下層に衝突脱ガス成分の 2 層からなる（図 1）．

合による D/H 比の低い水素が脱ガス成分由来の水蒸

また大気構造は，成層圏および対流圏からなる一次元気との間で進行する同位体交換交換反応

放射対流平衡構造を仮定する．大気上端をヒル半径にHD + H2O ←→ HDO + H2

とり，星雲ガス大気層と脱ガス大気層の境界は圧力的になめらかに接続する．両層は～5 倍の密度差があるによって生成すると予想される．高温高圧下におけることから，互いに混合しないものとまずは仮定する．

平衡定数は～1 であり，なおかつ平衡に至るタイムス

組成境界の位置を決定するためには，集積物質中の揮ケールは集積のそれに比べて十分に短い [3]．そのため，発性成分濃度と惑星集積率を与え大気構造を計算する

混合が起きる場合の水の D/H 比は対流混合によって必要がある．

平均化された水素の D/H 比と同程度になると考えら

星雲ガス成分は H2 と He からなり，その割合は太陽原始惑星内部のD/H比／齊藤，倉本組成と等しい．また，星雲ガス中の水素分子の D/H-5

比は 2.1 × 10 とした [1]．
原始惑星の材料物質として，二成分モデル [18] を採用し，ここでは火星を想定し，揮発性物質に富み酸化的な炭素質コンドライト様物質 35 % と，揮発性物質

231

重力的に束縛される星雲ガス成分量が多くなり，光学的に厚くなって星雲ガス成分のみの大気でも対流が発生する（図 2）．
10に枯渇し還元的なエンスタタイトコンドライト様物質

8

成期をとおして一様に集積する，いわゆる均質集積を仮定した．この場合，還元剤として振る舞う金属鉄が常に供給されるため，集積中の脱ガス成分は還元的になる．原始惑星材料物質中の H/C 比（= 5）を与え，微惑星半径65 % からなると仮定した．そしてこれらの物質が形Ṁp = 1/3 MM Myr 1
対流圏界面高度64

惑星衝突時に実現される典型的な温度（2000 K），圧力（100 bar）下での化学平衡計算をしたとき，脱ガス成分の組成は H2O : H2 : CO : CH4 = 0.15 : 0.45 : 0.20 :0.20 となる [19]．このとき脱ガスする H2O および H2 のD/H は炭素質コンドライトの代表的な値である 1.6 ×  -410 とする．二成分モデルにそのまま従うと，単位質量あたりの脱ガス成分濃度 fdeg は～4 wt% を得る．た

星雲ガス層内で対流は起きない

2-10.110

火星
1010
火星質量

11010

図2 : 対流圏界面高度と惑星質量の関係．実線は対流圏界面高度を表す．

だし，材料物質中の揮発性成分は集積前に一部失われる可能性があることも考慮し，本研究では fdeg をパラメタとして扱う．

次に，脱ガス成分大気を下層に加えた場合を考える．
純粋な星雲ガス層の構造は，放射フラックスとヒル半径での境界条件で決まるため，完全な組成成層の仮定

3. 混成型原始大気が混合する条件の下では，下層を脱ガス層に置き換えても，星雲ガス大気部の構造は維持される．上記で求めた純星雲ガス

混成型原始大気の組成成層状態が崩れ，星雲ガス成大気の対流圏界面以下に組成境界が位置すれば，組成分と脱ガス成分が対流混合する条件について考える．

境界をまたぐ対流混合が生じて混合型原始大気が形成

拡散や微惑星衝突，その他の過程による混合は，少なし，その逆の場合は混成型原始大気が維持される．つくとも火星質量の原始惑星ではそれほど効率的ではな

まり，組成境界高度が対流圏界面高度に一致する場合

いと推定される [14]．対流混合は，組成成層の仮定のの脱ガス成分の大気質量が原始大気のタイプを分ける

下で組成境界高度よりも上方に対流圏界面が存在する

閾値となる．図 3 は，脱ガス成分の大気質量を材料物場合に起きると仮定する．ここでは，化学組成勾配の質の揮発性成分濃度に焼き直したときの閾値と惑星質存在による対流混合の抑制の可能性については無視し量の関係を示している．1 火星質量の場合，fdeg ≲ 0.1

た．このような混合を経た状態の大気を混合型原始大

wt% なら対流混合が起き，混合型原始大気が生じる．

気と呼ぶことにする．

それよりも惑星質量が大きい場合には，比較的容易に混合型原始大気が形成される条件を調べるために，混合型原始大気が形成する．地球軌道は火星軌道よりまずは全大気が星雲ガス成分のみで構成される場合をも太陽に近いことから，材料物質中の揮発性成分は少考え，どの位置に対流圏界面が生じるかを考える．図ないと考えられるが，火星の二成分モデルを想定した

2 は，大気全層が星雲ガス成分で構成される場合の対揮発性成分濃度（4 wt%）を与えた場合でも，惑星質星流圏界面半径 rtr と惑星質量 Mp の関係を示している．

≲ l.5 MM までしか混成型原始大気を維持できない．そ-1

集積率が 1/3 MM Myr （MM : 火星質量）の場合，惑星れ以上の惑星質量の場合は混合型原始大気が形成し，質量が～0.8 Mp/MM 以下のとき星雲ガスのみの大気でD/H 比が低下することが示唆される．

は対流は生じない．それ以上の惑星質量に達すると，

232

日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 3, 2018-310

Ṁp = 1/3 MM Myr−1     Ṁp = 1/3 MM Myr 1

��������������
D/Hratio比D/H

揮発性成分濃度

 以下 混合型大気

-4104 wt%

地球海洋質量に相当

混成型

-510混合型
火星質量

4. 原始大気のD/H比の惑星質量依存性����������
246� 2.1 ⇥ 10 5

火星質量Planetary
Mass [M ]810M

図3 : 揮発性成分濃度fdegと惑星質量の関係．実線は対流圏界面に相当する．火星の材料物質として二成分モデル[18]を採用したときのfdegは4 wt%である．地球の材料物質に対しても二成分モデルを適用すると，fdegは1 wt%程度となる．
ただし，この値にもかなりの不確定性があることには注意が必要である．少なくとも現在の海洋質量以上は存在したはずである．また地球内部には海洋質量の数倍ちかい水分が含有している可能性も指摘されていることから[21]，地球の材料物質中の揮発性成分濃度の値は0.06 < fdeg [wt%]< 1とした．

�1.6 ⇥ 10 4

図4 : 下層大気のD/H比の原始惑星質量依存性．（集積率 : 1/3MM/Myr）．曲線はそれぞれ揮発性成分濃度4, 1，0.1, 0.06
wt%を与えた場合を表す．

おいては，数火星質量に達した時点でほぼ星雲ガスと等しい D/H 比を取るようになる．
次に集積率を 0.01 から 1 MM/Myr まで変化させた場
合の原始大気下層の D/H 比と原始惑星質星の関係について示す（図 5）．1.5 火星質量以上に達する頃にはど–4の fdeg の値の場合でも D/H 比は <1.6 × 10 となり，混

前節の結果から概ね火星質量より大きな原始惑星の合型原始大気が形成することがわかる．図中の l.6 ×

場合，混合型原始大気が形成する可能性があることが10 と記した破線より左側領域では D/H 比は 1.6 ×わかった．混合した下層大気の D/H 比を見積もるた

10 に等しいこれは混成型原始大気を維持しているこめには，星雲ガス成分がどの程度の割合で混合するかとを意味する．惑星質量が大きくなるほど D/H は低を調べる必要がある．そこで，まず完全に組成成層し下する一方，集積率が高いほど，D/H 比の低下が鈍た原始大気構造を求め，そして対流圏界面から組成境くなる傾向が見て取れる．これは集積率が高くなるこ界までに存在する星雲ガス大気層中の水素分子が，脱とで，脱ガス成分大気層が熱的に膨張し組成境界が上ガス大気層中の水素分子および水分子と対流により十方に位置するようになるためである．結果として混合分に混合すると仮定して，混合大気層の平均 D/H 比層に取り込まれる星雲ガス大気量が減少することで，と評価する．

D/H 比の低下が抑制される．

–4–4

集積率を固定した場合の，原始大気下層（条件によ今回与えた fdeg の範囲の場合，寡占成長を終え火星り純脱ガス大気ないしは混合大気）の D/H 比の惑星質質量程度に達した原始惑星上に形成する原始大気の量依存性を図 4 に示す．惑星質量が～1 火星質量以下

D/H 比はほぼ炭素質コンドライト的な値をとることの場合，fdeg によらず原始大気下層は炭素質コンドラがわかった．このことは，先に述べた火星隕石が示すイト的な D/H 比をもつ．惑星質量が大きくなるに従岩石学的証拠と矛盾しない．集積中に星雲ガスが完全って，星雲ガス成分はより顕著に混合するようになり， に晴れてしまった場合でも，内部の D/H 比は炭素質下層大気の D/H 比は星雲ガスの値に近づく．fdeg = 4wt% の場合でも，原始惑星質量が十分大きければ下–5層大気の D/H 比は～4 × 10 となる．fdeg < 0.1 wt% にコンドライト的な D/H 比を示すことになる．
惑星形成論によれば，地球は複数個の原始惑星が互いに巨大衝突を繰り返して現在の質量へ至った．地球

原始惑星内部のD/H比／齊藤，倉本

0.4
0.2

0.6

240.668100.4

1 wt%

21468104 wt%

0.60.40.2(b)0.80.2-4log(D/H)(a)

5.0x10 -52.5x1 055.0x10-50.8-3.8-4.60.42(c)246-52.5x1080.246(d)

102

火星質量

4-4.2-4.4

10 -40.80.6

1.0x

10.8

1

1.0x10 -4
7.0x
10 -55.0x
10 -50.2

1.6x10-4

集積率 [MM/Myr]

0.4

0.1 wt%1.6x10-4

1.6x10-40.80.6

10.06 wt%

1.6x10-4

12338610810

図5 : 集積率を変化させた場合の原始大気下層のD/H比と原始惑星質量の関係．集積率は0.01から1 MM/Myr，惑星質量は1 ≤ Mp/MM < 10までをとった．また，揮発性成分濃度は0.06，0.1，1，4 wt%を与えた．のもとになった原始惑星の場合も 1 火星質量のときの持つと考えられる．その程度についてはより詳しい研

原始大気下層の D/H 比はコンドライト的な値を示す究が必要である．

が，2 火星質量あたりから急激に D/H 比は星雲ガス成分の値に漸近する．集積率にもよるが，fdeg < 0.1 wt%

5. 原始惑星内部のD/H比の場合だと，2 火星質量程度で D/H 比は星雲ガスの値と ほ ぼ か わ か ら な い 値 を 持 つ よ う に な る．fdeg = 1

惑星内部の D/H 比が集積期に形成する原始大気にwt% のとき，2 火星質量でマントル深部由来の火山岩よって決定されるとして，その場合どのような過程で–4の D/H 比（～1.2 × 10 [2]）と同程度の値を持つ．fdeg =決まったのか．今回想定した揮発性成分濃度の範囲

4 wt% の場合，脱ガス大気質量が多いため，D/H 比（0.06 < fdeg [wt%] <4）では，火星サイズの原始惑星上の減少は他に比べて顕著には認められない．ここまでには，脱ガス成分と星雲ガス成分の組成成層が維持さの議論では，背景大気として星雲ガスが存在しているれ得る．

ことを前提としていたが，星雲ガスが晴れてしまって揮発性成分濃度が 0.1 wt% 以上のとき，混成型原始いる状況では，大気成分は脱ガス成分のみになるので大気の保温効果によって地表面温度が岩石融点を超え

D/H 比は炭素質コンドライト的な値をとると予想さる [14]．従って，火星の場合は，集積中に脱ガス成分れる．なおこの計算例では，星雲ガスの圧力と温度はと星雲ガス成分の混合が抑制され，組成成層が維持さ固定した地球軌道では，火星軌道における値よりも高れ続けた結果，下層大気の水や水素の一部が内部に分い星雲ガス圧力が期待されるが，これは星雲ガス層の配され，炭素質コンドライト的な値を獲得した可能性

不透明度を増加させ，より対流攪拌を促進する効果をがある．

234日本惑星科学会誌 Vol. 27, No. 3, 2018

一方，微惑星の揮発性成分濃度には高い不定性があ結果として混合型原始大気が形成する．この場合，下り，今回想定した範囲よりもさらに低い可能性もある．

層大気の D/H 比は星雲ガス由来の値に近づく．2 火星

例えば，惑星質量が 1 火星質星の場合でも，揮発性成質量に達する前には，地球始原マントルの D/H 比の分濃度が≲ 0.1 wt% であれば，対流混合が生じ D/H 比

報告値（≲ 1.2 × 10 ）[4] 程度まで原始大気の D/H 比はは星雲ガス的な値を取ることになる．しかしながら揮低下する．地球は火星質量よりもやや大きな原始惑星

発性成分濃度が低すぎると，マグマオーシャンを形成段階を経ることによって，低い D/H 比を持った水をするほど大気は高温にならず [14]，原始大気の保温効原始大気から内部に取り込んだ可能性がある．

-4果のみでは火星隕石が示唆するような形成段階初期でコア・マントルの分化は起きない．ただし集積時間が謝 辞

十分短ければ，短寿命放射性核種による内部融解と分化は起こりうる [14]．この場合，地表面は融解してい本稿執筆にあたり，有意義な査読意見を頂きました

ないため原始大気から惑星内部への水の取り込みは抑

玄田英典博士ならびに黒川宏之博士に感謝致します．

制されるであろう．そして火星内部の水は，主に微惑星に由来するものとなると考えられる．この場合も火

参考文献

星内部はコンドライト的な D/H 比を獲得する．
地球のもととなった原始惑星の典型的な質量は概ね[1] Geiss, J. and Gloecker, G., 1998, Sp. Sci. Rev. 84, 239.

月質量～火星質量と見積もられているが，微惑星の面[2] Robert, F. et al., 2000, Sp. Sci. Rev. 92, 201

密度によってはこれよりもやや大きな質量も取り得る．

[3] Genda, H. and Ikoma, M., 2008, Icarus 194, 42.

例えば，1.5 火星質量程度の原始惑星が地球軌道付近[4] Hallis, L. J. et al., 2015, Science 350, 795.

存在する場合を考えてみよう．海洋質量と同程度の水[5] Jackson, M. et al., 2010, Nature 466, 853.

が含まれる揮発性成分濃度（0.06 wt%）の場合，集積率[6] Usui, T. et al., 2012, Earth Planet. Sci. Lett. 357, 119.

–5にもよるが，D/H 比は～7 × 10 ，二成分モデルから推定される揮発性成分濃度（1 wt%）の場合でも，1.2–4[7] Hallis, L. J. et al., 2012, Earth Planet. Sci. Lett. 359,84.

× 10 と D/H 比の低下が期待される（図 5）．またこれ[8] Watters, T. R. et al., 2006, Nature 444, 905.

らのケースでは，地表面温度は岩石の融点を超え，惑

[9] Dauphas, N. and Pourmand, A., 2011, Nature 473, 489.

星内部に効率的に原始大気成分を取り込むことができ[10] Kobayashi, H. and Dauphas, N., 2013, Icarus 225, 122.

る．このように地球の場合は，火星よりも多少大きな[11] Kita, N. T. et al., 2005, ASP Conference Series 341,

原始惑星が形成し，その頃に星雲ガスを内部に取り入れたのかもしれない．

558.
[12] Hayashi, C. et al., 1979, Earth Planet. Sci. Lett. 43, 22.
[13] Ikoma, M. and Genda, H., 2006, Astrophys. J. 648,6. まとめ696.
[14] Saito, H. and Kuramoto, K., 2018, Mon. Not. R.

星雲ガス成分と脱ガス成分の組成境界と対流圏界面

Astron. Soc. 475, 1274.の位置を比較することで，脱ガス成分と星雲ガス成分[15] Fricker, E. and Reynolds, T., 1968, Icarus 9, 221.

からなる原始大気の組成成層の対流安定性について議[16] Matsui, T. and Abe, Y., 1986, Nature 319, 303.

論した．火星質量程度の原始惑星の場合，揮発性成分[17] Sasaki, S., 1990, in Origin of the Earth.

濃度が 0.1 wt% 以上であると組成成層が維持される．

[18] Dreibus, G. and Wanke, H., 1987, Icarus 71, 225.

この場合，原始惑星内部は，主に微惑星由来の水を取[19] Kuramoto, K., 1997, Phys. earth Planet. Inter. 100, 3.

り込み，コンドライト的な D/H 比を獲得すると予想[20] Kusaka, T. et al., 1970, Prog. Theor. Phys. 44, 1580.

される．一方，火星質量を～50 % 以上上回る原始惑

[21] Murakami, M. et al., 2002, Nature 295, 1885.

星の場合，星雲ガス大気を重力的に束縛する量が急激に増えることから，星雲ガス大気層で対流が発生し，