隕石に記録された小惑星の形成場所と軌道進化
藤谷 渉
茨城大学
Dec. 21, 2018, CPSセミナー

同位体比の表し方（デルタ値：d13C, d18O）• デルタ値：試料の同位体比（Rsample）を、標準試料の同位体比（Rstandard ）からのずれ（千分率：パーミル）として表す• d = (Rsample/Rstandard - 1) x 1000
• 炭素の場合はR = 13C/12C、標準試料は矢石（PDB）• 酸素の場合はR = 17,18O/16O、標準試料は標準海水（SMOW）

同位体分別係数• 一般に、同位体交換反応、化学反応速度の差、拡散などの現象によって複数の物質あるいは相の間で同位体が分配される• 二つの物質a, b間の同位体分別係数a :aa-b = Ra/Rb• 反応速度や拡散などが無視できる場合（同位体交換平衡）、aは平衡定数と関連づけられ、定数のように扱われる

~同位体比（デルタ値）の差

CO2と他の化学種との間の同位体分別係数

Chacko et al., 2001

隕石の分類Weisberg et al., 2006

Lee et al., 2013

隕石の分類

隕石の水質変成作用• 母天体における水（もともとは氷）と岩石との相互作用• 一般にコンドライトは様々な程度に水による変成作用を受けており、特にCI, CM, CRコンドライトで顕著• CMコンドライトにおける変成作用の温度は<150 oC、水/岩石（vol/vol）比は<0.5（Fujiya, 2018）• 様々な二次鉱物：層状ケイ酸塩鉱物、炭酸塩鉱物、酸化物などの形成（Brearley, 2006）

Mg – red , Ca – green, Al – blue

Krot et al., 2015

水質変成作用で生じる二次鉱物

Brearley, 2006

コンドライト中の炭酸塩鉱物

Lee et al., 2013

• 母天体上の水質変成作用で形成• コンドライト中の主な炭酸塩鉱物はカルサイト（CaCO3）とドロマイト（CaMg(CO3)2）

CMコンドライト中の炭酸塩鉱物のd13C, d18O（１）Bulk meteorites

Alexander et al., 2015

CMコンドライト中の炭酸塩鉱物のd13C, d18O（２）Individual grains

Lindgren et al., 2017

Individual grains

Fujiya et al., 2015

• Type I: 空隙の水から析出したもの• Type II: 他の鉱物（ケイ酸塩鉱物など）を置き換えたもの

CMコンドライト中の炭酸塩鉱物のd13C, d18O（まとめ）• 隕石全岩スケールでも、個々の粒子スケールでも大きな変動がある（e.g., Grady et al., 1988; Tyra et al., 2012; Fujiya etal., 2015; Alexander et al., 2015）• 非常に13Cに富む（最大80‰）• 13Cに富む炭素の起源や、同位体比の変動の要因はよくわかっていない

分析試料・手法• Nogoya (CM2.3), LAP 031166 (CM2.1)に含まれる炭酸塩鉱物（calcite）• Tagish Lake隕石（C2 ungrouped）に含まれる炭酸塩鉱物（calcite, dolomite）• 二次イオン質量分析計（SIMS）• 酸素同位体分析（Nogoya: ims 1280@JAMSTEC高知コア研究所）• 炭素同位体分析（Nogoya, LAP 031166: NanoSIMS 50@東大大気海洋研）• 炭素同位体分析（Tagish Lake: NanoSIMS 50@MPI forChemistry, Mainz）

Tagish Lake隕石（１）Hiroi et al., 2001

• Tagish Lake隕石の反射スペクトルはD型小惑星に類似• CMコンドライトはC型小惑星に対応

Tagish Lake隕石（２）• Organic globule

Nakamura-Messenger et al., 2006

• プレソーラー粒子を多く含む• 高い空隙率（~40 %）、低い密度（~1.6 g/cm3）• Tagish Lake隕石は非常に始原的で特異な隕石

Nogoyacalcite

C20 mmCC

50 mm

20 mm

LAP 031166
calciteC100 mm

CC
20 mm

50 mm

Tagish Lake
calciteCalcite

10 mm

結果（CMコンドライト）• d13Cとd18Oの間に相関はない• d13Cの変動幅は20-80‰• 炭酸塩鉱物中の炭素：0.03-0.6（平均0.17）wt%
Fujiya et al., submitted

結果（CMコンドライト）

Fujiya et al., submitted• 炭酸塩鉱物の同位体比は一直線上にプロットされる• 同位体比は水-岩石間の同位体交換&形成温度の差異を反映

結果（Tagish Lake隕石）
Bulk calcite
d13C = 67.4‰

Bulk dolomite
d13C = 67.6‰

CalciteAverage d13C = 70.6 ± 5.0‰
Dolomite
Average d13C = 69.2 ± 7.6‰

Modified from Fujiyaet al., submitted
Bulk carbonate data fromGrady et al., 2002

• 均質で高いd13C値を示す• 炭酸塩鉱物中の炭素：~1.3 wt%

炭素同位体比の変動（１）Bulk meteorites• CO (or CH4) (炭素）およびH2O（酸素）とCaCO3との間の同位体分別？
• d13Cとd18Oの間に相関がないことと矛盾

Alexander et al., 2015

炭素同位体比の変動（２）• 13Cに乏しいCH4の発生と散逸（レイリー過程）？
HCO32- + 4H2 =>CH4 + OH- + 2H2O
• d13Cとd18Oの間に相関がないことと矛盾
Bulk meteorites

Guo & Eiler, 2007

炭素同位体比の変動（３）• d13Cとd18Oに相関はない• 炭素と酸素同位体比の変動は独立• d13C < 20‰とd13C > 80‰の炭素リザーバのミキシングを考える• そのようなリザーバの候補は✓ CO2 ice
✓ CO ice✓ 有機物

Mumma & Charnley, 2011

炭素リザーバ（１）：有機物• CMコンドライト中の有機物：d13C < 60‰(Aponte et al., 2015)• 炭酸塩鉱物形成のためには有機物を酸化する必要がある• 過酸化物などの酸化剤• 有機物を酸化して発生する
CO2は~0.1 wt%(Cody and Alexander, 2005;
Alexander et al., 2015)
Sephton & Botta, 2005

• Tagish Lake中の炭酸塩鉱物：~1.3 wt%(Grady et al., 2002)

炭素リザーバ（２）：無機氷• ロゼッタ探査機による67P/ChuryumovGerasimenko彗星に含まれるCO2：
d13C ~ 65 ± 51‰ (Hässig et al., 2017)• Murchison隕石中のCO：
d13C ~ -32 ± 2‰ (Yuen et al., 1984)• d13C > 80‰の炭素リザーバはCO2 ice• d13C < 20‰ の炭素リザーバはよくわからない（おそらく有機物）

炭酸塩鉱物の炭素の起源• CO2 ice (d13C ~ 80‰)と有機物(d13C ~ 20‰)由来の炭素のミキシング• 炭酸塩鉱物のd13C値からCO2 ice由来の炭素の割合をマスバランス計算• CMコンドライト中の炭酸塩鉱物の炭素（平均d13C ~ 45‰, 0.17 wt%）の~42%がCO2 ice由来• Tagish Lake中の炭酸塩鉱物の炭素（平均d13C ~ 68‰, 1.3 wt%）の~80%がCO2 ice由来

CMコンドライトとTagish Lake
母天体に集積した氷のCO2/H2O• H2O存在量は含水鉱物のH存在量から推定（Alexander et al., 2013）• Tagish Lake氷はCM氷よりCO2に富むFujiya et al., submitted

コンドライト氷と彗星氷との比較

Comet data from Ootsubo et al., 2012

• Tagish Lake氷のCO2/H2O比は彗星氷に近い• Tagish Lake母天体（D型小惑星）はCO2が凝縮する低温（<80 K;
Fayolle et al., 2011）、CO2 snow line以遠 （>10 AU; Okuzumi etal., 2016）で形成

H2O-CO2-CO氷の昇華

Fayolle et al. 2011

（古典的）惑星形成シナリオ
原始惑星系円盤微惑星

原始惑星

小惑星

原始太陽

隕石全岩の同位体異常

Warren, 2011

Kruijer et al., 2017

• 炭素質コンドライトとそれ以外の隕石のリザー
バは木星によって空間的に隔てられていた？

巨大ガス惑星の軌道進化と小惑星• 惑星の軌道進化による小天体の散乱

DeMeo & Carry, 2014

小惑星のタイプと割合
メインベルト

DeMeo & Carry, 2014

Nice modelとメインベルト小惑星
小惑星（観測）D型小惑星（観測）小惑星（シミュレーション）• Nice modelでは、惑星の軌道不安定によって多くの太陽系外縁の微惑星がouter mainbeltに輸送される（Levison et al., 2009;
Vokrouhlický et al., 2016）

Levison et al., 2009

彗星と地球型惑星の揮発性物質

Marty et al., 2017

• Rosettaによる67P/C-G彗星の観測• 地球大気のXe同位体比は、コンドライト（or 太陽）Xeと~20 %程度の彗星Xeの混合で説明できる

まとめ• CMコンドライト中の炭酸塩鉱物の炭素同位体比は、d13C = 20-80‰と大きな変動がある• Tagish Lake隕石中の炭酸塩鉱物の炭素同位体比は、d13C = 70‰でほぼ一定である• Tagish Lake隕石の母天体（D型小惑星）は13Cに富むCO2を多く含んでいた• CM氷と彗星氷は組成（ CO2/H2O比）が異なる• Tagish Lake氷は組成が彗星氷に近い• 現在outer main beltおよびTrojan regionsに存在する小惑星は太陽系外縁が起源かもしれない

炭酸塩鉱物の53Mn-53Cr年代
4-5 Myr

Fujiya et al., 2012

Data from Fujiya et al., 2012, 2013;
Jilly et al., 2014; Jilly-Rehak et al., 2017

• 水質変成作用の熱源は26Al• 母天体の形成は太陽系誕生（CAI形成）から~3.5 Myr

CMコンドライト中の炭酸塩鉱物の存在量

Data fromLee et al., 2014

• CMコンドライト中のCaO：1.2-2.0 wt.% (Jarosewich, 1990)• 1.8-3.0 vol.% CaCO3

CO2/CO比とfO225 oC• Iron-Magnetite bufferよりO fugacityが大きければCO2/CO > 1

Tagish Lake隕石のCO2存在量• Tagish Lake隕石中の炭酸塩鉱物の炭素：1.3 wt.% (Grady et al., 2002)
Carbonate-rich lithology

Mg-Fe carbonate

Zolensky et al., 2002

CM氷（H2O）の酸素同位体比

Fujiya, 2018

系外惑星の質量と公転軌道
惑星の質量（木星の質量 = 1）

ホットジュピター中心星からの距離（太陽-地球の距離 = 1）