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日本惑星科学会誌 Vol.14.No.3,2005

特集「月から始まる地球惑星進化学」

月と小惑星ベスタの地殻の初期進化
山口亮1，武田弘2������

た，酸素同位体組成が異なるため別の天体由来だと考えられるが，岩石学的にユークライトに極めて類似し月探査の始まる前から，分化した隕石であるホワルた隕石も発見された[5]．しかし，これらの隕石試料は，ダイトは月高地の角レキ岩に，ユークライトは月の海HED隕石に比べると，回収された試料も少なく，母の溶岩に対比されてきたように，これらの隕石は月試天体の全体像をみるには不完全といわざるをえない．

料に類似した特徴を持つことが知られていた．この類

地球の月は，地球外の天体では，唯一人間が訪れ，似性は，二つの天体が太陽系初期の大規模熔融分化後地質調査が行われている天体である．1969年からはじにできた斜長石や輝石を含む地殻をもつこと，また，まったアポロやルナによる月探査により，これまでその地殻が形成後に熱変成作用や衝突による角礫化な460Kg近くの岩石が地球に持ち帰られ，様々な手法でど類似のプロセスを経験したという二つの点から生じ研究が行われた．さらに，リモートセンシングのデーている．

タと岩石試料の比較から，月地殻の形成過程がさらにホワルダイト（図１）は，HED（ホワルダイト，詳しくわかりつつある[例えば，6,7]．また，月の岩石ユークライト，ダイオジェナイト）と総称される隕は隕石としても得られ，1982年の南極大陸での月隕石石グループの一つである．HED隕石は，分化した隕の発見以来，現在までに南極や砂漠から30個以上回収石の中では，最大のグループをなし，これまで400個されている[1]．探査機により回収された岩石は，月近く回収されている[1]．望遠鏡による分光学的研究の表側の赤道付近のものに限られるのに対して，月隕や天体力学的考察から，HED隕石は，３番目に大き石は，化学組成の多様性から衝突によって月の表面かい小惑星４ベスタ(Vesta)の地殻から来た可能性が高らランダムに放出されたと考えられる[7]．これらのいことがわかった[例えば2]．隕石として豊富に得ら

月隕石の中には，探査機により直接サンプリングされる試料の鉱物学的研究とベスタ表面の直接観測かれていない裏側起源のものも存在するといわれている．

ら，この分化した小惑星ベスタの地殻の発達史を詳し

ここ数年の月隕石の研究によって，アポロの試料からく知ることができるだろう．HED隕石以外にも，熔はわからなかった月の地殻形成史についてさらに新し融分化を経験した小惑星地殻の破片は，隕石として回い事実が明らかになろうとしている．

収されている．例えば，アングライトやメソシデライ

小惑星ベスタと地球の月は，大規模熔融分化を経験

ト中の玄武岩の破片などである[3]．最近，鉄隕石のし，地殻を持つので，地球型惑星であるともいえる．

一種にコンドライト的始原物質がそのまま部分熔融し現在の太陽系に生き残っている地球型惑星の中では，てできたような安山岩的岩石片が発見された[4]．まベスタ（直径520km）は最も小さく，地球の月（直径1. 国立極地研究所
2 千葉工業大学・附属総合研究所

3476km）はその次に大きい．この二つの小さな固体惑星はいまだに原始地殻を保持している．この原始地

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殻は，地球などの進化した惑星に比べ簡単なプロセス

ユークライト地殻の厚さは，10-30ｋｍ程度であるとを経て形成されたと考えられる．これらの天体の地殻推定される[9,10]．月の地殻は，ほとんどが角礫化しの岩石を物質科学的に比較することにより，地球を含た斜長岩からなる（図２）．この斜長岩地殻は，表側めた固体惑星の初期進化過程の全容が明らかになるこで厚さ63km，裏側で100km以上あり，太陽系最大のとが期待される．本論文では，とくに，月や小惑星ベ斜長岩体といえる[6]．この斜長岩の地殻は，大規模スタの地殻が形成後，どのような物質進化をとげたかなマグマ大洋の上部に斜長石が集積し固まって形成さについて着目した．

れたと考えられる[6]．
ベスタの地殻を形成した火成活動は，主に短期寿命������������

核種をつかった研究から極めて短期間（CAI形成後から数百万年から千数百万年以内）に起こり終息したと

小惑星ベスタと月は，太陽系誕生直後に母天体の大される[例えば11]．他方，月の場合の地殻形成（マグ規模熔融を経験し，地殻が形成されたと考えられる．

マ大洋の固化）は，もっと長く，44.1 ～ 45.1億年前

しかし，この二つの天体の初期発達過程は，いくつかの間におこったとされる [12]．火成活動は，その後もの点で大きく異なる．

続き，KREEP火山活動やMgに富む岩石(Mg-suite)のベスタは，熔融分化直後，一番外側にユークライト貫入，そして，海の火山活動が20億年前まで起こったの地殻を持ち，その内側にダイオジェナイトの層，さとされる．月の火成活動の期間は，ベスタのそれに比らに内側に，かんらん石のマントル（この部分は，単べてはるかに長期間にわたっていた．これは，天体の体の隕石としては見つかっていない）があったと考え大きさの違いによる冷却速度の違いを反映しているのられる．現在は，衝突による破砕と混合のため，ホワだろう．

ルダイトやポリミクトユークライトがベスタ表面を覆っている可能性が高い．ユークライトの成因に関して，主に二つの説がある．一つは，原岩が部分熔融し，発3 地殻形成後の母天体スケールの熱変成作用生したマグマが地上に噴出したもの，もう一つは，マグマ大洋の固結に際し，大規模な結晶分化後の生じたユークライトは，大きく玄武岩的なものとガブロ的残液が表層付近で固まったものだとされる [例えば8]．

なものにわけられる．個数としては，前者が圧倒的に

図1 � ホワルダイト（Yamato-7308）の薄片写真．ホワル
ダイトは，ユークライトとダイオジェナイトからなるポリミクト角レキ岩である．輝石，斜長石，衝撃熔融物などが観察される．横幅：5.1mm．

図2 � 月高地起源の角レキ岩（Yamato-86032）の薄片写真。
主に斜長岩や衝撃熔融物の破片からなる．左中央部に，グラニュライト角レキ岩の破片が観察される．
横幅：5.1mm．

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多い．玄武岩質ユークライトのほとんどすべては，急マグマが地表に噴出したようなケースである．しかし，冷（～ 0.1-100℃ /hour）してできた細粒な玄武岩組

マグマ大洋モデル[8]でも同様の考察ができる．もし，織をもつにもかかわらず，ピジョン輝石のMg/Fe比大規模結晶分化後にできた残液が，地上に噴出して地は均質化され，様々な変成組織をもっている[13,14]．

殻を形成したすると，上記と同様のメカニズムで熱変この輝石の変成組織は，地球の層状貫入岩体の深成岩成作用が起こると考えられる．他の説では，マグマ大のものに類似しているものまである．これは，ユーク洋が固化するとき，表面に急冷皮殻をつくり，それがライトが，最初に表層近くで急冷され固化したにもか積み重なってできたのがユークライトの地殻であるとかわらず，長期間の熱変成作用を受けたためだと考えされる[8]．この場合も，マグマ大洋そのものの熱でられる．変成温度は800 ～ 1000℃であり，期間は，数ユークライトは十分に加熱されるだろう．いずれのモ千年から数十万年と推定されている[13]．最近，変成デルでも，ユークライトの厚い地殻が母天体の表層に温度がソリダス温度（～ 1050-1060℃）を超えたため，形成され，地殻そのものの冷却中に熱変成作用が起こユークライトそのものが部分溶融をしているものも見ったと考えられる．この間にも衝突は起こり，複雑なつかった[15]．

再結晶角レキ岩（例えば，グラニュライト）が形成さ

ユークライトの熱史は，地殻の形成過程をそのまれた[16]．しかし，ユークライトの再結晶岩には，隕ま反映していると考えられる[14]．もし，地殻が短期石由来の成分（親鉄元素など）が認められず，月のグ間（数百万年程度）に形成されると，ユークライト

ラニュライト角レキ岩と呼ばれる変成岩に比べ，隕石は，新たに噴出した溶岩によって埋没され熱変成作用衝突の影響は低いと考えられる（下記参照）．

を受けると考えられる．ユークライトの溶岩は，母岩

月の場合，形成初期に，表面に大規模なマグマ大洋より密度が低いため，地表に噴出し急冷固化したと考が形成され，表面に斜長石が集積してできた斜長岩のえられる．さらに，冷え固まった溶岩を貫いて，古い地殻が形成されたとされる．結晶化中から固相にかけ溶岩の上に新しい溶岩が噴出すると新しい溶岩の層がて，きわめてゆっくり冷却したと考えられる．HEDできる．この溶岩の噴出が繰り返して起こると，最初隕石のように，より小さい天体においても，初期の地に噴出した溶岩はしだいに埋没し，火成活動の最後に殻の冷却中に熱変成作用が起こったとすると，月のよは，地殻の底部に位置することになる．もし，ユークうにもっと大きく厚い地殻をもつ天体では，地殻の冷ライトの地殻の厚さが厚く，深く埋没されると内部か却速度が遅く，もっと大規模な熱変成作用がおこったらの熱源により十分に加熱されると考えられる．

はずである．しかし，後で述べるように，月地殻の岩このモデルは，母天体内部が部分溶融を起こして，直径地殻の厚さ地殻の岩石地殻の形成年代

石は，激しい衝突により破砕されているため，熱変

小惑星ベスタ（HED 隕石母天体）
520 km
10-30 km (?)
ユークライト（ピジョン輝石・斜長石からなる）～ 45.6 億年前

地球の月3476 km60-100 km
斜長岩（主に斜長石からなる）
45.6 ～ 44 億年前 ?
（マグマ大洋の固化 *1）

マグマ大洋
マグマ大洋
連続的火山活動1* 海の火山活動はもっと最近（20 億年前まで）続いていた。
地殻の形成過程

表1 � ベスタと月の比較

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成作用の痕跡は見つけにくいと考えられる．もしくは，まり，ユークライトとダイオジェナイト）が90%以下

あまりにも強度の再結晶作用のため，構成鉱物が粗粒のものをいう．数パーセント以下の，衝撃熔融物や母化し，変成岩と火成岩の区別が出来なくなった可能性

天体外起源の隕石を含むことが多い．

も否定できない．ユークライトは，最初に急冷されHED隕石の角レキ岩は，月の角レキ岩と同様，比た玄武岩であるため，熱変成作用を受けると，鉱物の較的大きな衝突クレーターにより形成される角レキ岩

組織や化学組成が明瞭に変化するのに対し，斜長岩なにも対応される[20,21]．ホワルダイトやポリミクトユ

どの深成岩では，結晶化時にも高温で徐冷されたため，ークライトなどHED角レキ岩のほとんどは，フラグその後の熱の影響は残りにくいのかもしれない．

メンタル（fragmental）角レキ岩に分類される．ホ
ワルダイトの中には，いくつかの（例えば，Kapoeta���������������隕石)レゴリス角レキ岩が認められる．レゴリス角レキ岩とは，母天体表層のレゴリスが衝撃固化してできHED隕石の研究やベスタの表面の直接観測から，た岩石で，微少衝突によりできた衝撃溶融物があった

ベスタも衝突クレータリングの痕跡があることがわかり太陽風成分が含まれることがある．また，炭素質コってきた．Gaffey[17]は，赤外吸収スペクトルのデーンドライトの破片など，母天体外起源の物質も含まれタから，ベスタ表面の「地質図」を作成した．これにていることが多い．Bununu隕石は，スーバイトと呼よると，ベスタは，ユークライト的な表層に，ダイオばれるガラスと岩石片が混じり合ったような角レキ岩

ジェナイト的やかんらん石を含む部分が認められ，こである．変成作用を受けたユークライトやダイオジェれらは衝突クレーターに相当するとされる．最近のハナイトは，モノミクト角レキ岩であるものも多く，こッブル宇宙望遠鏡の観測結果から，ベスタ表面に，されは，比較的大きなクレーターの底部や小規模な衝突らに，直径460kmの巨大クレーターがあることがわかでできるとされる．また，数は少ないが衝突のためほった[18]．

ぼ全溶融した衝突溶融（impact melt）インパクトメ

このようなベスタ表面にある衝突クレーターの存在

ルト角レキ岩も数個みつかっている [21,22]．

は，HED隕石に記録されている岩石学的事実と調和ベスタ表面を破砕しＨＥＤの角レキ岩をつくりだし的である．HED隕石のほとんどすべては，隕石の衝た隕石衝突は，いつごろからどれくらいの期間起こ突によりつくられた，様々なタイプの角レキ岩である．

ったのだろうか．主に角レキ岩や衝撃熔融物の年代

様々な深度で形成された異なったタイプ岩石がまじりを知ることで，推定することが出来る．Bogardらのあってできた角レキ岩であることが多く，これはポリ一連の研究[23,24]によると，Ar-Ar年代とRb-Sr年代ミクト角レキ岩と呼ばれる．ポリミクト角レキ岩は，は，45-30億年にばらつき，34-41億年前にピークを示含まれる岩石片の体積比により，数種類に分類されるす．しかし，新しい年代は，さらに古い年代をかき消[19]．最も多いタイプは，ホワルダイトとポリミクトしている可能性が高く，もっと前から隕石衝突期ははユークライトである．これらの角レキ岩は，二つの火じまったのかもしれない．数個のユークライトの熱史成岩であるユークライトとダイオジェナイトの岩石片と年代系の詳細な比較から，ある程度大きな衝突現象が様々な割合で機械的に交じりあったものである．ポが起こった可能性があることがわかった．鉱物学的研

リミクトユークライトは，おもにユークライト破片（90究から，数個のユークライト（EET90020, Ibitira隕％以上）からなる．また，ほとんどがダイオジェナイ石など）は，熱変成作用の後，高温（900-1000℃）かトからなるポリミクトダイオジェナイトもあるが，個ら急冷されたことがわかった[15,16など]．この中の一数は少ない．ホワルダイトは，単一の火成岩成分（つつのAr-Ar年代は，約45.0億年の年代を示し，大規模

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衝突により地下深部から掘り起こされた年代だとされで対応するのはホワルダイトだろう．しかし，ホワルた[15]．また，地下深部で結晶化したと考えられる集ダイトは，月のグラニュライト角レキ岩のように再結積岩ユークライト（Moore County隕石）やダイオジ晶しておらず，強い熱変成作用を受けていない．これェナイトは，高温から急冷されたという鉱物学的な証は，HED母天体上での衝突イベントに比べ，月での拠を残すものがある[9,25]．このような事実は，母天衝突の規模がいかに大きいものであるかということを体がまだ冷え切っていない時期，つまり45.6 ～ 45.0示唆する．

億年前に巨大衝突が起こり，地下深部（数～数十kmの深さ）の岩石が掘り起こされたことを示す．

前にも述べたように，月高地の岩石は，39億年前の雨の海などの大規模クレーター (basin)の形成による月の高地が衝突クレーターで覆われているのをみれ大事件で，年代も物質も攪乱されているので，それ以ばわかるように，月の地殻は度重なる隕石衝突のため前の衝突による衝撃変成作用についてはあまり議論破砕されている．これは，これまで得られている月のできなかった[26]．しかし，最近見つかった月高地由岩石のほとんどすべてが熔融や角礫化している事実と来の角レキ岩隕石（Dhofar 489）には，スピネルト一致する．アポロ探査機により回収された多くの月高ロクトライトなど月地殻深部を起源とする岩石片が含地の岩石は，大規模な衝突のために，多くの年代系がまれることがわかった[30]．その岩石のAr-Ar年代は39億年前にリセットされている．これは，ベスタに隕42-43億年と非常に古い．おそらく，この年代は角レ石が降り注いだ時期とほぼ同じである[23]．この月のキ岩形成の年代である可能性が高く，スピネルトロク

隕石爆撃期は，「lunar cataclysm」と呼ばれ，表側のトライトを掘り起こした年代は，42-43億年以前であ大規模クレーター（impact basin）はこのときに形成ると考えられる．リモートセンシングにより雨の海以されたと考えられる[26など]．最近，月隕石中の衝撃前にもサウスポールエイトケン盆地などの大規模クレ熔融物の破片の年代からも，この時期の存在が確認さーターをつくった巨大衝突現象があったとされ，これれた [27]．と関係しているのかもしれない．

月の高地起源の岩石に，グラニュライト角レキ岩とよばれる再結晶した衝突角レキ岩がある．この変成岩

��の形成年代は古く，雨の海などをつくりだした大規模衝突以前であり，かつ，その化学組成が，KREEP成

本稿執筆に際し，三河内岳博士には貴重な査読意見分に乏しいことから，月の高地を代表する岩石ではなを，荒井朋子博士には有益なコメントをいただきまし

いかといわれている[28]．親鉄元素など隕石由来の成た．ここに，深く感謝します．

分が混入していることから，激しい衝突破砕を受けたことが示唆される．その前駆岩石は，月高地起源の岩����石からなるポリミクト角レキ岩であるといわれている．
再結晶後の冷却速度などは，大規模なクレーター形成にともなうイジェクタブランケットの中での冷却速度[1] Grady, M.M., 2000, Catalogue of Meteorites,5th edition.に調和的である [29]．従って，大規模なクレーター形[2] Binzel, R.P. and Xu, S., 1993, Science 260, 186.

成にともなう角礫化と熱変成作用のためにできたとさ[3] Mittlefehldt, D.W. et al., 1998, Planetary

れる．月のグラニュライト角レキ岩は，原始地殻由来

Materials, ed. by Papike, J.J., Chapter 4.のポリミクト角レキ岩を起源とし，かつ，月高地を代[4] Takeda, H., et al., 2003, Geochim. Cosmochim.

表する岩石だという点では，HED隕石母天体の岩石

Acta, 67, 2269.

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