コンドルールは飛んで行かない～珪酸塩球粒の酸素同位体比から原始太陽系星雲での固体粒子の移動を探る～

牛久保 孝行
（海洋研究開発機構 高知コア研究所）と、ウィスコンシン大学WiscSIMS Lab.での共同研究者諸氏。特に

木多 紀子, John W. Valley (UW-Madison), 中嶋 大輔 (東北大学),
木村 眞（国立極地研究所）, Travis J. Tenner (Los Alamos NL)

星の誕生と生涯のサイクル星が形成する際には星周円盤が出来る
Protoplanetary Disk
“惑星系の母体”

時間の経過コンドライト と コンドルール と CAI（炭素質コンドライト：Acfer 094隕石の電子顕微鏡BSE像）

Ca, Al-rich
Inclusion（CAI）

コンドルール

細粒のマトリックス

コンドルール（Chondrule）
 始原的隕石（コンドライト）に含まれるSub-mm程度の大きさの珪酸塩鉱物を主体とする球粒100mm

 原始惑星系円盤で融解・急冷却を経て形成している（10～3000℃/h?）
 主な構成鉱物は
橄欖石（Olivine）： （Mg, Fe）2SiO4輝石（Pyroxene）： （Mg, Fe）SiO3100mm

 コンドライト母天体の微惑星が集積する少し前に形成した（～4565Ma）？
cf. CAIの形成：～4567Ma
100mm

コンドルール形成時の酸化還元状態
電子顕微鏡のBSE像（組成像）

100mm

100mm

黒っぽいコンドルールと白っぽいコンドルール“FeOが少ない” Type I“ＦｅOが多い” Type II

MgO + Fe + O（還元的）

MgO + FeO
（酸化的）

コンドルールの形成環境には大きな変動幅がある（酸素分圧： IW-4 ～ IW-1）

酸素同位体比のd表記
酸素同位体の存在量 16O（99.76%） 17O（0.04%） 18O（0.20%）

diO=｛ (標準海水の O/ O比) -1｝×1000(試料のiO/16O比)
i16（i=17, 18）d18O = 0d18O = 118O/16O = 0.00200520.0020072（単位：‰ [0.1%]）

171718
D O = d O – 0.52×d O
地球物質の同位体比分別線（TF line： d17O=0.52×d18O）からのずれの大きさ

地球外物質の酸素同位体比分布
COS （D17O～+80‰）
分子雲起源の水？

D17O>0Terrestrial Fractionation (TF)
Line（slope=0.52）

海水D17O<0Tenner et al. (2018)(?)

CAI （D17O～-24‰）
最古の太陽系固体粒子

地球外物質の酸素同位体比（コンドライトの全岩組成分布）
非炭素質コンドライト
Rコンドライト： R
普通コンドライト：O(細区分：H, L, LL)
エンスタタイト〃：E
炭素質コンドライト
CI, CR, Tagish Lake,CM, CO, CV

普通コンドライト：
S型小惑星と関連
炭素質コンドライト：
C型小惑星と関連

Data from Franchi (2008）
Tagish Lake隕石：
D型小惑星と関連

彗星コンドルールの発見
Nakamura et al. (2008) Science

d17O

NASA・Stardust探査機による木星族 81P/Wild 2彗星 回収試料

 熔融・固化した組織

内惑星領域からカイパーベルトへ運ばれた
 酸素同位体は炭素質コンドライトのコンドルールの分布域に一致（D17O＜0）より詳細な比較検討を行いたい！

d18O

SIMSを用いた局所同位体比分析
Olivine & Low-Ca Pyroxene

T. J. Tenner & T. Ushikubo ＠WiscSIMS Lab.

 晶出温度の異なる鉱物が同じ同位体情報を持つか 隕石母天体での変成作用の影響を除く

High-Ca Pyroxene, Glass etc.

Ushikubo et al. (2012) GCA
母天体での変成作用の影響が最も少ない炭素質コンドライト：
Acfer 094隕石のコンドルール42個を解析（牛久保, 2016, 遊星人 25, 8-12 もついでにご覧ください）不均質な酸素同位体比を持つコンドルール
200mm

結晶の晶出順序：① Olivine (Ol)
② Low-Ca Pyroxene (LPx)③ High-Ca Pyroxene (HPx),
Plagioclase (Plag)

コンドルール形成（熔融・固化）に伴うMixing
16O-richなCAI的成分＋16O-poorな成分（Nebular gas?）
CAI

稀な存在 （4/42個）

典型的な酸素同位体の特徴
 個々のコンドルールでは構成する鉱物（Olivine, Pyroxene, Plagioclase etc.）はよく似た同位体比（D17O）を持つ“Host Part of Chondrule”
 少数の同位体比の異なる熔け残り粒子（Relict Grain：主にOlivine）が含まれる事がある（13/42個）（21/42個）（4/42個）Relict grainを含むコンドルールの存在割合Tenner et al. (2018) in Chondrules

CV chondrite:～10% (平均直径：1.0mm, 量：45vol.%)
CR chondrite:
14% (平均直径：0.7mm, 量：～50vol.%)
O (LL) chondrite: 10% (平均直径：0.9mm, 量：～70vol.%)
CO chondrite:
Acfer 094:

50%50%(平均直径：0.15mm, 量：～48vol.%)(不明, CO chondriteに近い)Chondruleの酸素３同位体比分布
D17O～-2‰

D17O～-5‰”Host part of chondrules“in Acfer 094 chondrite

“Host part ●” と “Relic grain ◇” の関係

Acfer 094 chondrules

 Relict grainの出現に排他性がある（High-D17O vs. Low-D17O）
 Relict grainの多くはHost PartのD17Oの範囲内

コンドルールのD17Oと酸化還元状態
Mg#=100×MgO/(MgO+FeO)
珪酸塩中の酸化鉄の量（酸化度）の指標

FeO多い Type II コンドルール

FeO少ない Type I コンドルール

Relict grain

Chondruleの酸素同位体比とMg#は
熔融時の周辺環境を反映している Relict grainのD17Oの排他性：
Host part（熔融メルトから晶出した部分）の酸素同位体比が、材料物質の酸素同位体比の平均値になっていない“Chondrule-forming meltの酸素同位体比は外部（雰囲気ガス）の影響を受けている”
 Host partのD17Oの均質性、酸化還元状態（Mg#）との相関：熔融メルトと雰囲気ガス（Nabular gas？）とが蒸発/再凝縮を経て同位体平衡に近い状態に到達していた

溶融状態

結晶の形成

“Chondrule形成環境のトレーサーとして有用”

Chondruleの酸素同位体比とMg#は
熔融時の周辺環境を反映している 酸化的形成環境（低いMg#）でD17Oが高い：
高いD17Oを持ったH2O（ice or vapor）量の増加を反映している（後述）
ただし、高いD17Oを持つRelic grainが低いD17OをもつHost partに包含されている例があるので、一方的にH2O量が上昇したわけでは無い （熔融）微惑星衝突の飛沫でコンドルールを形成するのは、Relict grainや金属鉄の存在を説明するのが困難
一方で、単純な化学平衡を仮定した場合、Type II コンドルールの形成には1000倍程度のダスト成分の濃集が必要で、物理的に非現実的。
（Hubbard et al., 2018 MAPS）

普通コンドライト： S型小惑星と関連 （Main beltの内惑星側？）
炭素質コンドライト： C型小惑星と関連 （Main beltの外惑星側？）（CRコンドライト母天体： 炭素質コンドライトの中では特に遠方で形成）
Tagish Lake隕石： D型小惑星と関連 （Main beltより外惑星側？）

Primitive Chondrule Mineral (PCM) line
Acfer 094コンドルールのOlivine, Low-Ca Pyroxeneの酸素同位体比の回帰直線
TF線と地球・月マントル（E&M）の値で交差端成分（CAI, COS)の値もPCM線上に乗る（Ushikubo et al., 2012, GCA）

“Host chondrules” in 炭素質コンドライト（CO & CM）
CO chondrite

CM chondrite（Yamato 81020）（Murchison）

Tenner et al. (2013) GCA

Chaumard et al. (2018) GCA

Mg#-D17O① 還元的（Mg#>97） で D17O～-5‰② 酸化的（Mg#<97） で D17O～-2‰炭素質コンドライト（CV）
CV chondrite （Kaba)

Hertwig et al. (2018) GCA

Mg#-D17O① 還元的（Mg#>97）で D17O～-5‰ が卓越② D17O～-2‰の成分が極めて少ない

炭素質コンドライト（CR, Tagish Lake+）
CR chondrites

Schrader et al. (2013) GCA,Schrader et al. (2014) GCA,Tenner et al. (2015) GCA

Tagish Lake & similar meteorites(WIS 91600, MET 00452)

Russell et al. (2010) GCA,
Yamanobe et al. (2018) Polar Sci.

Mg#-D17O

Mg#-D17O① 還元的成分でもD17O～-5‰よりD17O～-2‰が多い② 酸化的成分でD17O～-2‰の他にD17O＞0‰が存在

普通コンドライト (LL）
LL chondrites (Semarkona, Bishumpur, Krymka)

Kita et al. (2010) GCA

非炭素質コンドライト (H, R)
H chondrite (Yamato 793408)

Kita et al. (2008) LPSC abst.

R chondrites (NWA 753, DaG 013)

Kita et al. (2013) LPSC abst.

Mg#-D17O① 殆どがD17O＝0～+2‰, Mg#との相関無し② 炭素質コンドライトに典型的なD17O＜0‰は稀炭素質/非炭素質コンドライト物質
物質的・物理的な隔絶？
炭素質コンドライト

炭素質コンドライト

非炭素質コンドライト
Warren (2011) EPSL

非炭素質コンドライト

コンドルールの相関：高いD17Oを持つ水成分の増加？
Tenner et al. (2015) GCA, Tenner et al. (2018) in Chondrules

D17O

CR chondrite chondrules

Mg#① ダストの濃集： 酸素分圧の上昇（Mg#下がる）, D17Oは変わらない② 水成分（D17O＞0 ）の増加： 酸素分圧の上昇, D17Oの上昇

コンドルールの相関：高いD17Oを持つ水成分の増加？
Tenner et al. (2015) GCA, Tenner et al. (2018) in Chondrules

CR chondrites

Acfer 094

CV chondrite

D17O端成分① Solar Nebular Gas：-28‰② Anhydrous Dust：-6‰③ H2O ice： +5‰として計算した例

前提：CAI形成時期に26Al（半減期70.5万年）が太陽系全体に均一に分布していたとする。

CAI初生値：（26Al/27Al）0 = 5.2×10-5

26Al → 26Mg

（半減期70.5万年）
ある鉱物が出来た時に26Alが存在した場合、現在は26Mgの過剰として見つかる。

24Mg

形成当時

24Mg

27Al

24Mg

26Alが沢山含まれていたもの（右の図の傾きの大きいもの）ほど、古い物質である。

26Al

26Al26Mg

26Al26Mg
26Mg

27Al 26Mg

26Mg/24Mg

26Alは放射壊変で時間と共に減少。

27Al
27Al

26Al

27Al

26Mg

26Mg

24Mg

太陽系形成が始まった当時には多くの26Alが存在した。

（26Al/27Al）0 = 5.2×10-526Mg

26Mg

24Mg

24Mg

現在

24Mg

26Mg

24Mg

Alの多い鉱物

27Al

26Mg

26Mg

27Al

26Mg

27Al

現在
放射壊変

Al-Mg相対年代分析

Mgの多い鉱物

形成時

27Al/24Mg

Chondruleの26Al-26Mg系(26Al/27Al)0 ～ 6×10-6 (CAI形成の約200万年後)

20mm

G73

d26Mg*

20mm

D17Oと26Al初生量の比較

CR chondrulesの分布域
Tenner et al.
(2013) LPSC abst.

Data from
Kita et al. (2000&2010) GCA,
Kurahashi et al. (2008) GCA,
Ushikubo et al. (2012&2013) GCA,
Tenner et al. (2013) GCA

コンドルール（普通＆炭素質）形成時期に有意な時間差は無い⇒ 酸素同位体比（D17O）の違いは空間（環境）の違い

コンドルールは隕石母天体ではmm未満のスケールで良く混ざっている
Acfer 094薄片：BSE画像
Type I

Type I
Type I

Type II
Type ICAI

Type I

Type I

Type I
Type II
Type I

Type ICAI

Type II
Type I

Type II
Type I

Type I

300mm

異なる環境でコンドルール形成⇓Type I
コンドルール単体で原始惑星円盤を個々に移動⇓（Pebbleの形成？）
Type II⇓
隕石母天体の形成

コンドライト母天体の相対位置関係
遠いほどH2O-rich, 酸化的でhigh D17O

普通コンドライト(S型小惑星）

CVコンドライト（C型小惑星）

Tagish(&CR) （D型小惑星）

CO,CM,Acfer094（C型小惑星）

Wild 2 silicate particles

Mg#=65

Mg#=60Mg#=77Mg#=96

Mg#=99.8

Mg#=82
Nakamura et al.
(2008) Science

Nakashima et al.
(2012) EPSL

Mg#=99.8

 とにかく小さい Mg#<90が多い
Mg#=79Mg#=98Mg#=95

Chondrules & Crystals of Comet Wild 2

Defouilloy et al. (2017) EPSL

Data from
McKeegan et al. (2006) Science,
Nakamura et al. (2008) Science,
Nakashima et al. (2012) EPSL,Ogliore et al. (2012) ApJ,
Joswiak et al. (2014) GCA,Ogliore et al. (2015) GCA,
Defouilloy et al. (2017) EPSL

Wild 2 Mg#-D17O

D17O<−21, Mg#>98 (n=5)

 D17O～-2‰が多い Mg#<90でD17O>0‰が見つかる

CR chondrite, Tagish Lake（TL）との共通点※ Wild 2 silicateはMg#<90の割合が圧倒的に高い
CR/TLよりも遠方で形成したコンドルールの割合が高い

CO, CM, Acfer 094

CR, Tagish LakeO, R

Nakashima et al. (2012) EPSL Fig.4に加筆

彗星コンドルールの26Al-26Mg系

Comet
CR

Ogliore et al. (2012) ApJ
Nakashima et al. (2015) EPSL
Nagashima et al. (2014) GJ
Tenner et al. (2013) LPSC abst.

彗星コンドルールの輸送機構
前提：彗星コンドルールは内惑星領域（？）から太陽系外縁部に運ばれた
 珪酸塩を熔融させる
熱源に乏しい 完全な球粒では無く破片が多い
Joswiak et al. (2012) MAPS

Shu et al. (1997) ScienceCiesla (2007)
Science彗星コンドルールのD17O-Mg#の相関、26Al初生量の特徴はCRコンドライトやTagish Lake隕石のコンドルールに似る“多くは太陽から遠方で形成したコンドルール”

彗星コンドルールは原始惑星円盤上空を飛んで行かずに原始惑星円盤内を拡散して移動した

この夏 出版予定
Chondrules
Records of Protoplanetary Disk Processes(Cambridge Univ. Press)
Chapter 8 (pp.196-246)
Oxygen isotope characteristics of chondrules
from recent studies by SIMS
Tenner T. J., Ushikubo T., Nakashima D.,
Schrader D. L., Weisberg M. K., Kimura M.,
and Kita N. T.