隕石中の炭酸塩の Mn-Cr 年代測定／藤谷，杉浦，市村，高畑，佐野273

特集「初期太陽系物質科学の最前線」

隕石中の炭酸塩のMn-Cr年代測定
藤谷 渉 ，杉浦 直治 ，市村 康治 ，高畑 直人 ，佐野 有司
1

1

1

2

2

2010年7月12日受領，2010年11月4日受理．

（要旨）始原的隕石である炭素質コンドライトには母天体上で水質変成を受けたものが存在し，含水鉱物や炭53

酸塩，硫酸塩などを含む．炭酸塩は微量元素として Mn を含み，短寿命放射性核種である Mn を用いた年代測定を適用することができる．本研究では，隕石母天体の形成とその後の変成のタイムスケールを調べることを目的に，炭素質コンドライトに属する CM コンドライト中の炭酸塩に対し年代測定を行い，その形成年代を求めた．分析した 4 つの隕石について，炭酸塩の形成年代はすべて一致し，現在から 45 億 6340（+40/50）万年前ということが分かった．この結果に基づいて，小惑星形成の時期と継続時間について議論する．

1. はじめに用いた年代測定は非常に有効である．そこで本研究では，CM コンドライトに含まれる炭酸塩に対して二次

1.1

隕石中の炭酸塩

5353

イオン質量分析計（SIMS）を用いた Mn- Cr 年代測定
（半減期 370 万年）を行った．短寿命放射性核種を用い始原的隕石である炭素質コンドライトには，程度のた年代測定の原理は 1.2 節で詳しく述べる．短寿命放差はあるが，広範囲にわたって水質変成の痕跡がみら

射性核種を用いた年代測定法は様々なものが現在までれる [1]．特に CI，CM，CR コンドライトといった隕に考案されているが [5]，それらはあらゆる鉱物につ石グループは，層状ケイ酸塩（サーペンティンなど）
やいて適用できるわけではなく，実質的に年代測定でき酸化物（マグネタイトなど），炭酸塩や硫酸塩などの二る鉱物はかなり限定されている．隕石中の炭酸塩は一次鉱物を含み，その影響は顕著である．このことは，

般に微量元素として Mn を含むため， Mn- Cr を適用

炭素質コンドライトの母天体（反射スペクトルの比較して高精度で年代が決定できる数少ない鉱物の一つでから，C 型小惑星だと考えられている [2]）において，ある．また，隕石中の炭酸塩はその酸素同位体 [6]，地質学的進化・表層環境変遷に水と岩石の反応が重要

炭素同位体 [7] などから形成したときの温度が推定さな役割を果たしてきたことを示す．

れており，0 － 20 ℃程度だと考えられている．この

53

53

水質変成によって生じた二次鉱物は隕石母天体の進情報は炭酸塩の形成年代が求められた際，その時の隕化・変遷の記録をとどめており，形成した年代を調べ

石母天体の温度がおよそ室温くらいであったことを示ることで，小惑星の形成や変成の年代を明らかにする唆し，母天体の熱史を考えるうえで非常に重要である．

ことができる．この点で，プライマリーな情報を保持するコンドルールや難揮発性包有物（CAI）の形成年代（例えば [3]，[4]）とは年代の意味が異なる．このよう

53

1.2
53

53

Mn- Cr 年代測定
53

Mn は電子捕獲により半減期 370 万年で Cr に壊変な太陽系最初期に起こった出来事の年代を高時間分解する放射性核種である．この核種は太陽系形成時に存能で明らかにしようとするとき，短寿命放射性核種を在していたという証拠があるが [8]，370 万年という半減期は太陽系の年齢より十分に短く，現在では検出可

1. 東京大学 大学院理学系研究科
2. 東京大学 大気海洋研究所
fujiya@eps.s.u-tokyo.ac.jp

能なレベルで太陽系物質中には残っていない．しかし，
53

もし Mn がまだ存在していた時期にある物質が形成274

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010
53Mn は電子捕獲により半減期 370 万年で 53Cr に壊変する放射性核種である．この核53

55

種は太陽系形成時に存在していたという証拠があるが[8]，370
万年という半減期は太陽系 Mn/ Mn）
し，その物質内で同位体的に閉鎖系になった場合，放期に閉鎖系になった物質間で（0 を比較す53

53の年齢より十分に短く，現在では検出可能なレベルで太陽系物質中には残っていない．しMn が壊変した先の安定同位体 Cr の存
射性同位体ることで，閉鎖系になった時間の差（相対年代）
を求め
かし，もし 53Mn がまだ存在していたる時期にある物質が形成し，その物質内で同位体的に在度に変化が生ずる．すると，閉鎖系になった時点でることができる．これが，短寿命放射性核種を用いた
53Mn
53Cr の存在度に閉鎖系になった場合ると，放射性同位体が壊変した先の安定同位体のCr 同 位 体 比， す な わ ち Cr 同 位 体 比の初生値
年代測定の原理である．ここで，短寿命放射性核種を
53

52

53

，もともとの閉鎖系になった時点でのCr 同位体比組成(53Cr/52Cr)
Cr/ Cr）
Cr の存在量を測（変化が生ずる．すると，用いた年代測定はその性質上，測定対象となる物質が0 と比べ過剰に存在する
53
書式変更: 上付き
53Cr の存からのずれ，すなわち Cr 同位体比の初生値(53Mn
Cr/52
Cr)0 と比べて(過剰に存在するの初定することで，その物質が形成した当時の現在より何年前に形成した，という絶対年代を求める
53

55

53

53Mn の在量同位体異常)を測定することでし，その大きさからその物質が形成した当時の
生値（ Mn/ Mn）
ことができないということに注意されたい．もし絶対0 を求めることができる．過剰 Cr の
53
53
55
書式変更:
53Cr 同位体異常の大きさは，その物質の初生値(53Mn/55Mn)0 を求めることができる．過剰（ Mn/ 上付きMn）
大きさは，その物質のMn/Cr に比例する．Cr に比べ年代を求めたい場合は， Mn の初生値
05353Cr に比べて壊Mn/Crに比例する．Cr に比べて Mn が多ければ，もともと存在していたCr に比べと絶対年代がともに精度よく測定されている試料（一てMn が多ければ，もともと存在していた
53
変起源の 53Cr の量が多くなるからである(式1)．1）
Cr の量が多くなるからである（式．
て壊変起源の53

53

般に anchor という）と比較する必要がある． Mn- Cr
年代測定の場合，通常 anchor には LEW86010 あるい

55
Cr  53 Cr 
Mn  53 Mn  ①=  52  + 52
×52
Cr  Cr  0
Cr  55 Mn  0
53

は D’Orbigny というアングライト（エコンドライトの一 種 ）を 用 い る． 本 稿 内 の 絶 対 年 代 は す べ て53 52 52 55 55 52 52
53Cr/
Cr，
Mn/
Cr Cr
は現在の分析値，(Cr/52Cr)LEW86010
ここで，0，(53Mn/55Mn)
0 は物質が閉鎖系
こ こ で，
Cr/Cr，
Mn/
は 現 在 の 分 析53値，を anchorにして計算してあり，LEW86010
53
52
53
55
53
55
この(53Mn/55Mn)0 を初生値(initialratio)という．
Cr/ Cr）（ Mn/ Mn）（になった時点での値(初生値)である．
の（ Mn/ Mn）
0，
0 は物質が閉鎖系になった
0 と Pb-Pb 年代測定法による絶対年代は
53
55
書式変更: -6インデント: 最初の行 : 0
55Mn)0である．
実際に(53Mn/を調べる際には，同時期に閉鎖系になったと考えられる複数の物質(化
[9]，
時点での値
（初生値）
それぞれ（ Mn/ Mn）
0 =（1.25 ± 0.07）× 10

字

53
55
53Cr/52Cr，55Mn/52Cr を測定し，得られたデータを
53Cr/
52Cr
学組成が異なる鉱物)について（Ma は 1004558.55 ± 0.15 Ma [10]と求められている
実際に（ Mn/ Mn）
0 を調べる際には，同時期に閉

vs. 55Mn/52Cr のグラフにプロットする(図1)．すると，式 1万年前を意味する）
により，同時期に閉鎖系になっ鎖系になったと考えられる複数の物質（化学組成が異．
53Mn/55Mn)0 に対応する．このた物質の分析データは直線上にプロットされ，その傾きが(なる鉱物）について Cr/ Cr， Mn/ Cr を測定し，得
53

52

55

52

1.3

先行研究で得られた炭酸塩の年代

53
52
55
52
53Mn/55Mn)0 を求めることができれば，直線のことをアイソクロンという．このようにして(
Cr/ Cr vs. Mn/ Cr のグラフにプられたデータを

53Mn/55Mn)0 を比較することで，閉鎖系になった
異なった時期に閉鎖系になった物質間で(この節では現在までに先行研究で報告された CM コ
ロットする（図1）．すると，式 1 により，同時期に閉時間の差(相対年代)を求めることができる．これが，短寿命放射性核種を用いた年代測定のンドライトに含まれる炭酸塩の Mn-Cr 年代を概観し鎖系になった物質の分析データは直線上にプロットさ5355

原理である．ここで，短寿命放射性核種を用いた年代測定はその性質上，測定対象となる
Mn/ Mn）てみる [11-14]．図 2 に報告されたデータがまとめてあれ，その傾きが（0 に対応する．この直線物質が現在より何年前に形成した，という絶対年代を求めることができないということにのこ と を ア イ ソ ク ロ ン と い う． こ の よ う に し てり，それぞれの点が異なる隕石の炭酸塩に対応する．
53
55
53Mn の初生値(
53Mn/55Mn)0 と絶対年代がMn/ Mn）（注意されたい．もし絶対年代を求めたい場合は，横軸は炭酸塩の絶対年代を，縦軸はそれぞれの隕石が0 を求めることができれば，異なった時

ともに精度よく測定されている試料(一般に anchor という)と比較する必要がある．
受けた水質変成の度合いを表しており，上から下に向53Mn-53Cr 年代測定の場合，通常 anchor には LEW86010 あるいは D’Orbigny というアン

かって水質変成をより受けていることを示す（CM ～グライト(エコンドライトの一種)を用いる．本稿内の絶対年代はすべて
LEW86010 をの数字が水質変成度を表し，この数字が小さいほど激
anchor にして計算してあり，LEW86010 その(53Mn/55Mn)しく水質変成を受けている
0 と Pb-Pb 年代測定法による絶）．また，anchor である
対年代はそれぞれ(53Mn/55Mn)0 = (1.25 ± 0.07) × 10-6 [9]，4558.55± 0.15Ma
LEW86010
アング[10]と求めら
ラ イ ト と，CAI の Pb-Pb 年 代 [4] もれているである (Ma は 100 万年前を意味する)．

一緒にプロットしてある．CAI は一般に太陽系物質でもっとも古い形成年代を示し，その年代は太陽系その1.3 先行研究で得られた炭酸塩の年代

ものの年代とみなされている．なお，炭酸塩のデータ

この節では現在までに先行研究で報告された CM コンドライトに含まれる炭酸塩のはすべて SIMS を用いて得られたものである．
Mn-Cr 年代を概観してみる[11-14]．図 2 に報告されたデータがまとめてあり，それぞれのさて，このグラフを見て気付くことが数点ある．まず 1 つ目に，炭酸塩の年代で CAI よりも古いものが存在する．これは一般に考えられている惑星形成論，太陽系物質の進化とは矛盾する．なぜならば，炭酸塩は
55

52

53

52

図1： アイソクロンの概念図．横軸に Mn/ Cr，縦軸に Cr/ Crをとると，同時期に閉鎖系になったと考えられる物質の分53析データは直線上にプロットされる．この傾きから Mnの
53
55
初生値
（ Mn/ Mn）
が求まる．グラフのy切片は，閉鎖系
05352になったときの Cr/ Crの値を表す．

隕石母天体内での水質変成によって結晶化したものと考えられており，その年代は母天体が形成した年代よ
りも若く，その材料の一部であったであろう CAI よ
りも当然若いはずだからである．

隕石中の炭酸塩の Mn-Cr 年代測定／藤谷，杉浦，市村，高畑，佐野

275とする物質の鉱物，化学組成に依存する．この効果を
53

マトリクス効果という．したがって，炭酸塩の Mn53

Cr 年代測定で正しい結果を得るためには，Mn/Crが既知の炭酸塩の標準試料を準備する必要がある．
しかしながら，先行研究ではこの分別の補正が正しく行われていない．なぜならば，Mn/Cr を精度よく分析できるほど十分 Cr を含有する炭酸塩が天然には産出せず，適切な標準試料を準備できないからである．
そのため，やむをえずアメリカ・アリゾナ州産のサンカルロス・オリビンで代用していることがほとんどである．これは，前節で説明したアイソクロン（図 1）において，データの横軸の値が正確に決まっていないこ
図2： 現在までに報告されているCMコンドライト中の炭酸塩の
53
53
Mn- Cr年代．LEW86010のanchorを用いて相対年代を絶53
53
対年代に焼き直してある．LEW86010は Mn- Cr年代測定の際通常anchorとして用いられるアングライトで，Pb-Pb
53
53
55
年代と Mnの初生値（ Mn/ Mn）
0がともに精度よく決まっている（本文参照）．CAIのPb-Pb年代は太陽系の形成年代に等しい．

とを意味する．もしこの値が系統的にエラーを含んで53いるとすると，グラフの傾きに相当する Mn の初生
53

55

値
（ Mn/ Mn）
0 の見積もり，そして年代値の見積もりも当然誤りを含むことになる．
以上のような状況を踏まえ，本研究では CM コンド
53

53

ライト中の炭酸塩の Mn- Cr 年代測定を行うととも
2 つ目に，炭酸塩の年代に，600 万年ほどの幅があに，マトリクス効果補正のための標準試料を準備した．

る（de Leuw et al., 2009 [13] は変成度と相関している

具体的には，Mn，Cr をドープしたカルサイト（方解石：と主張しているが，これまでに年代が測定された隕石

CaCO3）を実験室で合成し，それを用いて Mn/Cr の相は CM 2.1 がほとんどであり，水質変成の度合いはほ

対感度係数を評価した．本研究により，隕石中の炭酸ぼ等しい）．これは CM コンドライト母天体における塩に対して不確定性の小さい Mn- Cr 年代が求まり，水質変成の熱源を考えると，やや奇妙な結果である．

小惑星の形成とその変成についてより詳細な年代情報

水質変成は小惑星が形成する際に取り込まれた氷が何が得られることが期待される．さらに，炭酸塩の年代

らかの熱源によって融解し，その結果生じた水と岩石

が CAI の年代よりも古くなってしまうという矛盾がが反応して起こる．その熱源として最も寄与するのが解決され，他の年代測定の結果と調和的な確固たる初26

ケイ酸塩鉱物の主成分である Al の放射性同位体， Al

53

53

期太陽系年代学を構築することを目指す．

（半減期：73 万年）の壊変エネルギーによる熱である[15]．先に述べたように，炭酸塩の形成した温度はお2. 試料と分析手法

よそ室温くらいであり，熱源の半減期の短さを考えれば年代値がそれほど幅をもつということは考えづらい．

隕石試料は CM コンドライトに属する Murchison

我々は上記の点に着目し，このような結果は SIMS

（CM 2.5），Y791198（CM 2.4），ALH83100（CM 2.1），

による分析上の問題に起因すると考えた．SIMS 分析

Sayama（CM 2.1）を準備した．水質変成度が異なる試では装置内で異なる同位体間，元素間で分別が起こる． 料を分析することで，先行研究から示唆されるような
特に，元素間の分別は数倍のレベルで起こる．これは， 年代と変成度の関係を確認することができる．また，元素によって装置の感度が異なるためである．この効
53

53

果を補正するために，得られた元素比（ Mn- Cr 年代
55

52

Y791198 と ALH83100 に関しては炭酸塩の年代が先行研究で報告されているので，それらと比較すること

測定の場合は Mn/ Cr）を，元素組成既知の標準試料で，本研究で合成した炭酸塩標準試料の効果を確かめを分析した値で規格化しなくてはならない．この規格ることができる．

55

52

55

52

（ Mn/ Cr）のことを相化定数（（ Mn/ Cr）
measured/true）

隕石試料は，直径 1/2 あるいは 1 インチのガラスデ対感度係数という．このとき，分別の程度は分析対象

ィスクにエポキシ樹脂を使用して貼り付けた．樹脂が

276

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

図3： Murchisonに含まれるカルサイトの電子顕微鏡（SEM）像（上）とNanoSIMSによるイオン像（下）．SEM
像は左が反射電子像(BEI)，右がカソードルミネッセンス（CL）像．CLは微量元素の分布を調べる際に有効な手段とされる．SEM像のスケールバーは20マイクロメートル．イオン像の視野は50 x 50マイク
ロメートル．CL像およびイオン像から，元素組成は均質ではなくゾーニングがあることがわかる．

硬化した後，厚さが 100 マイクロメートル程度になる

は Mn が濃集している領域を調べるために効果的であように隕石を切断した．その後アルミナ研磨粉を用いり，年代測定に適した粒子を容易に探し出すことがでて表面を研磨し，最終的に粒径 0.25 マイクロメートル

きる．Y791198 も同様にカルサイトが主な炭酸塩であのダイヤモンドペーストで仕上げた．表面には炭素蒸る が，ALH83100 と Sayama は ド ロ マ イ ト（苦 灰 石：着を施し，電子顕微鏡観察や同位体分析の際，試料表

CaMg（CO3）2）が主な炭酸塩であった．Mn の含有量は面がチャージアップするのを防いだ．

概してドロマイトのほうが多く，Sayama に含まれる

炭素蒸着を施した試料は，まず走査型電子顕微鏡（SEM）を用いて表面を観察し，ターゲットとなる炭ドロマイトは最大 1.4 重量パーセントの Mn を含んでいた．

酸塩を探した．また，発見した炭酸塩に対して，エネ

炭酸塩の標準試料は以下の手順で準備した [16]．まルギー分散型 X 線分光（EDS）を用いて炭酸塩の化学

ず フ ラ ス コ 中 で NH4Cl，CaCl2・4H2O，MnCl2・4H2O，組成，特に Mn の存在量を調べ，カソードルミネッセ（H2O）2，N2H4・4HCl，CH3COONa の
Cr（CH
2
3COO）
4・

ンス（CL）を用いて Mn など微量元素の分布の観察を

水 溶 液 を 調 整 し た． フ ラ ス コ に 連 結 し た 試 験 管 に試みた．図 3 に Murchison 隕石中に見つかったカルサ（NH4）2CO3 を入れ，発生した二酸化炭素およびアンモ

イトの反射電子像（BEI），CL 像，NanoSIMS（後述）に

ニ ア を 水 溶 液 に 導 い た．CaCl2 +（NH4）2CO3 →よるイオン像を示す．Murchison 隕石ではカルサイト

CaCO3 + 2NH4Cl の反応により水溶液中には炭酸カル

が主な炭酸塩鉱物である．典型的な粒子サイズは 30

シウムの粒子が沈殿し，この粒子には Mn と Cr が含

マイクロメートルほどであり，Mn を最大 0.7 重量パまれている．この炭酸カルシウムの粒子は後方散乱電ーセントほど含む．また，CL 像からはカルサイトに

子回折（EBSD）によりカルサイトの多結晶であること

55

+

43

+

ゾーニングが見られ， Mn および Ca のイオン像とが確認された．典型的な粒子サイズは 300 マイクロメ

強度分布がよく一致していた．これは Y791198 中のカートル程度であり，Mn と Cr の存在量はそれぞれ 0.7，

ルサイトにも共通の特徴である．このように，CL 像

1.1 重量パーセント程度であった．この合成した粒子

隕石中の炭酸塩の Mn-Cr 年代測定／藤谷，杉浦，市村，高畑，佐野

277

は隕石試料と全く同様にエポキシに埋め込み，表面を55研磨した後，炭素蒸着を施した．

いて縦軸，横軸両方の誤差を加味し，York 法 [17] にSIMS による Mn および Cr の同位体分析は東京大学

52

Mn/ Cr のグラフにプロットした後，各データにつよって傾きとその誤差を見積もった．

大気海洋研究所に設置されている高空間分解能・高感度の二次イオン質量分析計（NanoSIMS）を用いて行っ

3. 結果と考察た．カルサイトの標準試料と隕石中の炭酸塩に対して，－

16 kV で加速した O イオンの一次イオンを電流値 1

Mn，Cr を含んだカルサイト標準試料に対して Mn/

nA に調整し，試料表面に照射した．一次イオンビー（ Mn/ Cr）
を
Cr 相対感度係数（（ Mn/ Cr）
SIMS/
EPMA）

ムの直径は約 5 マイクロメートルである．次に，発生求めたところ，0.63 ± 0.04（2 σ）であった．また，先

43

+

52

+

55

52

55

52

した二次イオンを 8 kV で引き出した後 Ca ， Cr ，

行研究において標準試料として代用されていたサンカ

55

ルロス・オリビンも分析したところ，相対感度係数は+

Mn を扇状磁場で質量分析し，3 つの二次電子増倍53+0.95 ± 0.02 であった．オリビンの相対感度係数は先を Cr と同一の二次電子増倍管を用いて検出した．

行研究のそれと一致しており（例えば [18]），合成カル

分析はこの一連の流れを 150 サイクル繰り返し，分析

サイトと比べて約 1.5 倍大きな値を示した．このことは，管で同時検出した．その後磁場の強さを変えて， Cr
52

+

43

+

52

+

55

52

時 間 は 1 サ イ ク ル 当 た り 最 初 の 磁 場（ Ca ， Cr ，

もしオリビンを標準試料として代用して Mn/ Cr の

55

+

53

+

Mn ）が 2 秒，次の磁場（ Cr ）が 5 秒である．隕石中

較正を行った場合，炭酸塩の標準試料を用いた場合にの炭酸塩に対しては粒子サイズに応じて複数のスポッ比べて値が 2/3 倍になってしまうことを示す．つまり，トを分析したものもある．図 3 のイオン像は一次イオ先行研究で得られたアイソクロンは横軸の値が 2/3 倍ンビームを電流値 20 pA，直径 1 マイクロメートル以に縮小されている可能性があり，グラフの傾きは見か

下に絞り，試料表面を走査して，元素の二次元的分布

け上 1.5 倍の値になる．式 1 によるとグラフの傾きがを調べたものである．

1.5 倍になれば（ Mn/ Mn）
0 の値も 1.5 倍になり， Mn

53

合成したカルサイトの標準試料は NanoSIMS で分析した後，電子線マイクロアナライザ（EPMA）によって Mn/Cr の 元 素 比 を 求 め，NanoSIMS で 得 ら れ た
55

+ 52

+

55

53

の半減期 370 万年を考慮すると年代は約 220 万年古くなってしまう．
次に隕石の分析結果について述べる．4 つの隕石

Mn / Cr と比較して相対感度係数を評価した．合（Murchison，Y791198，ALH83100，Sayama）に 含 ま成カルサイトには 1 つの粒子内に Mn/Cr 比で約 10 %れる炭酸の形成年代はそれぞれ 4562.6（+1.4/-1.9）Ma，程度の不均一性が存在するため，NanoSIMS で分析し4563.9（+1.1/-1.3）Ma，4562.8（+0.8/-1.0）Ma，4563.9

たスポットの周囲を EPMA で分析した．EPMA 分析（+0.6/-0.7）Ma であった．それぞれの隕石について求53

55

では加速電圧 15 kV，電流値 12 nA の電子線を用いた． められた（ Mn/ Mn）
0 の値は，LEW86010 隕石の Pb53

55

電子を照射することによる試料表面のダメージを避け

Pb 絶対年代および（ Mn/ Mn）
0 の値を用いて絶対年るため，ビームを直径約 20 マイクロメートルにデフ

代に対応させている．年代はすべて誤差の範囲内で一ォーカスし，スポット 1 点につき分析時間は 1 分に制

致 し， 平 均 4563.4（+0.4/-0.5）
Ma で あ っ た． こ れ は限した．

CAI 形成から約 500 万年後に相当する
（図 4）
．
53

52

55

52

隕石の分析で得られた Cr/ Cr， Mn/ Cr は合成

本研究で得られたデータは以下に述べる非常に重要したカルサイトの値で規格化した．隕石中の炭酸塩はなことを示唆している．一つ目に，本研究では先行研

+

52

+

通常 Cr のカウント数が非常に少ないため（ Cr  ～ 1

究のデータと比べて若い年代が得られている．特に，

cps），増倍管のノイズを補正する必要がある．ノイズ

Y791198 と ALH83100 については先行研究で年代が報

は検出器の直前にあるデフレクターの電圧を－ 10 V

告されているが，それらと比較して有意に年代が若い．

ずらし，イオンを検出器に入れない状態で計数して見これは炭酸塩の標準試料を用いて Mn/ Cr のデータ

積った．データにつける誤差は得られたシグナルのを 正 し く 較 正 し た 結 果 で あ る と 解 釈 で き る．

Poisson 分布および標準試料の分析値の再現性に基づ

ALH83100 に関しては，オリビンとカルサイトの Mn/

53

52

い て 計 算 し た． 得 ら れ た デ ー タ は Cr/ Cr vs.

55

52

Cr 相対感度係数の違いを補正すれば，先行研究 [13] と278

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

たように，異なる隕石で炭酸塩の形成年代が一致する
26

ことは，水質変成の熱源である Al の半減期が 73 万年と短いこととむしろ整合的であろう．
以下では本研究で得られた年代と他のコンドライト
グループおよびエコンドライトから得られている年代
情報とを関連づけて，初期太陽系における小惑星の形
成期間について論じてみたい（図 4）．
様々な隕石の中で，エコンドライトと呼ばれる隕石
は火成岩的組織を示し，分化した天体を起源にしている．また，一部の鉄隕石はそのような天体のコアを起源にしている．天体が溶融するための放射性熱源は
26

Al であり，その半減期から分化隕石の母天体は太陽系形成後，つまり CAI 形成後 130 万年以内に集積しなければならない [19]．一方，鉄隕石の W 同位体組成か
らは母天体内でのコア・マントル分離の時期が推定さ
53

53

図4： 本研究で得られたCMコンドライト中の炭酸塩の Mn- Cr
年代．本研究で得られた炭酸塩の形成年代は概して先行研究のものより若い．この結果は先行研究でコンドライトおよびエコンドライトから得られた年代情報と合わせて，小惑星の形成がCAI形成後から400万年は継続していたことを示唆する．

れており，CAI 形成後 150 万年以内に分離が起こったとされる [20]．HED 隕石と呼ばれる隕石グループはその反射スペクトルから小惑星 Vesta に類似する天体を起源にしていると考えられており，様々な HED 隕石
5353

に対して Mn- Cr 全岩アイソクロンが求められている．この年代はマントル内に存在する HED 隕石のリ本研究で得られた年代は誤差の範囲で一致する．しかザーバー間で Mn と Cr が分別した年代を表すと解釈

し Y791198 に関しては，先行研究 [12] と本研究で得らされ，その年代は 4565.6 Ma（CAI 形成から約 300 万れた年代は Mn/Cr 相対感度係数の差を補正しても一年後）である [9]．以上のように，少なくとも一部の小致しない．この原因は現在のところ不明であるが，少惑星は CAI 形成後百数十万年以内に形成し，まだ多なくとも本研究によって Y791198 の炭酸塩は CAI よ

量に存在していた Al を熱源として大規模溶融，コア・りも古い形成年代を示す，という結果は否定された．

マントル分化を経験したのである．

そもそも CAI 形成後すぐに小惑星が形成してしまう
26

26

一方，天体内の温度がそれほど上昇せず，大規模なと，含まれている Al の壊変エネルギーによる発熱で溶融を経験しなかった始原的な小惑星はいつ形成されあっという間に天体は溶けてしまい，コア・マントル

たのであろうか．コンドライトはそのような始原的なに分化した天体になってしまう [19]．おそらくエコン

小惑星を起源にしており，コンドルールや CAI といドライトと呼ばれる分化隕石はそのような天体から飛った太陽系星雲で形成された物質を含んでいる．コン

来したものであろう．したがって，始原的隕石である

ドライトの中でも非平衡普通コンドライト（UOC）やCM コンドライト中の炭酸塩が 4563.4 Ma に結晶化しCO，CR タイプの炭素質コンドライトなど熱・水質変たというのはその意味でもっともらしく，炭酸塩の標成をあまり受けなかった隕石に対しては，含まれてい

55

52

26

26

準試料を用いて Mn/ Cr のデータを正しく較正すれるコンドルールの Al- Mg 年代が報告されている [21]．

ば，矛盾のない，他の年代測定とも調和的な年代が得それによると UOC や CO コンドライトのコンドルー

られる．

ルと CAI の形成年代差は 200 万年程度であり，CR コ

二つ目に，本研究で得られた年代値は水質変成の度

ンドライトのコンドルールはそれよりやや若い．コン合いに関わらずすべて 4563.4 Ma で一致している．こドライト母天体はコンドルール形成後まもなく集積しれは先行研究で報告された年代データが約 600 万年のたと考えられるため [21]，少なくともコンドルールの幅をもつことと対照的な結果である．しかし先に述べ年代が求められているような UOC，CO，CR コンド

隕石中の炭酸塩の Mn-Cr 年代測定／藤谷，杉浦，市村，高畑，佐野279

ライトの母天体は CAI 形成後 200 万年以降に形成し，らず，コンドライト中の二次鉱物やエコンドライトの26

Al の熱源による加熱をあまり受けなかったのであろ

詳細な分析により，隕石母天体の集積とその進化につう．しかしながら，あくまでコンドルールの年代が求いてより一層の知見を得ることができるであろう．

められているコンドライトに限っての話であって，
熱・
26

26

水質変成を受けてコンドルールの Al- Mg 年代がリ

4. まとめセットされてしまったようなコンドライトはその限り
4 種類の CM コンドライトに含まれる炭酸塩に対し

ではない．

53

53

そして，水質変成の度合いが比較的激しい CM，CIて Mn- Cr 年代測定を行った．適切な標準試料を用タイプの炭素質コンドライトに関しては，本研究で分いて分析を行った結果，4 つの隕石に含まれる炭酸塩

析したような変成による二次鉱物が母天体の集積とそは 4563.4（+0.4/-0.5）
Ma という形成年代を示した．この後の変成のタイムスケールについて情報を与える．

れは先行研究と比べて有意に若い年代であり，水質変

CM コンドライト中の炭酸塩は水質変成の早い段階で成の熱源である短寿命放射性核種 Al の存在量と整合形成し [22]，そのときの温度は室温程度であったと考的である．本研究によって不確定性の小さい炭酸塩のえられる [6, 7]．本研究で得られた炭酸塩の形成年代

形成年代が求められたことで，隕石母天体の分化・変は CAI 形成後 500 万年であるため，母天体の形成は成の程度とその形成時期との関係は Al の存在量とい

26

26

26

CAI 形成後 400 万年ほどだったのであろう． Al はそう観点から整合的に説明できることがわかった．現在のころにはほとんど壊変してしまっていて，CAI 形成までに報告されているエコンドライトとコンドライト

時の 1/50 程度しかない．そのため，母天体はあまりに関する年代情報から，小惑星の形成は少なくとも加熱されなかったのである．

CAI 形成後 400 万年程度まで継続していたことが明ら

このように，最新の初期太陽系年代学の結果は，分かになった．

化した小惑星が形成した後に始原的な小惑星が形成した，という結論を導く．これは，一見不可解な結論の謝 辞ように思われるかもしれない．なぜならば，分化した
天体ももともとは始原的な材料物質からできているに

本稿の査読者である横山哲也博士（東京工業大学）に違いないからである．おそらく，分化した小惑星が集は多くの的確なコメントをいただきました．Sayama

積した場所は太陽に近く，微惑星の面密度が大きいた

隕石のサンプルは米田成一博士（国立科学博物館），中め，小惑星は短時間に集積してまもなく溶融してしま村智樹博士（東北大学）に提供していただきました．本

ったのであろう [23]．一方，太陽からの距離が遠い場

稿の内容について，比屋根肇博士（東京大学）には大変

所ではそれより後に小惑星が集積し，あまり温度が上有益なアドバイスをいただきました．本稿を執筆するがらなかったため始原的な特徴を保持していると考え機会を与えてくださいました橘省吾博士（東京大学）にられる．このように太陽から遠い場所に始原的な小惑

この場をお借りして御礼申し上げます．

星が形成されることは，観測からわかっている小惑星のタイプの空間分布とも整合的である．

参考文献

以上のように考えると，小惑星の形成時期とその分26化あるいは変成との関係は，熱源である Al の存在量という観点から整合的に説明することができる．そし[1] Brearley, A. J., 2006, in Meteorites and the Early Solar
System II, 587.

て，現在までに得られている年代情報を総合すると，[2] Tholen, D. J., 1989, in Asteroids II, 1139.

初期太陽系において，小惑星の形成は少なくとも CAI[3] Kurahashi, E. et al., 2008, Geochim. Cosmochim. Acta

形成後 400 万年程度は継続していたことがわかる．今後，分析技術の進歩に伴ってより高精度な年代情報が飛躍的に増えていくことが期待される．コンドルール
や CAI といった太陽系星雲中で形成した物質のみな

72, 3865.
[4] Bouvier, A. and Wadhwa, M., 2010, Nature Geosci. 3,
637.
[5] Kita, N. T. et al., 2005, in Chondrites and the280

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 4, 2010

Protoplanetary disk, 558.
[6] Clayton, R. N. and Mayeda, T. K., 1984, Earth Planet.
Sci. Lett. 67, 151.
[7] Guo, W. and Eiler, J. M., 2007, Geochim. Cosmochim.
Acta 71, 5565.
[8] Birck, J. L. and Allègre, C. J., 1985, Geophy. Res. Lett.
12, 745.
[9] Lugmair, G. W. and Shukolyukov, A., 1998, Geochim.
Cosmochim. Acta 62, 2863.
[10] Amelin, Y. 2008, Geochim. Cosmochim. Acta 72, 221.
[11] Endress, M. et al., 1996, Nature 379, 701.
[12] Brearley, A. J. and Hutcheon, I. D., 2002, Meteorit.
Planet. Sci. 65, #5185.
[13] de Leuw, S. et al., 2009, Geochim. Cosmochim. Acta73, 7433.
[14] Tyra, M. A. et al., 2009, Lunar Planet. Sci. 40, #2474.
[15] Urey, H. C., 1955, Proc. Natl. Acad. Sci. USA 41, 127.
[16] Sugiura, N. et al., 2010, Geochem. Journal 44, e11.
[17] Ludwig, K. R., 2003, in Berkeley Geochronology
Center Special Publication 4, 1.
[18] Hoppe, P. et al., 2007, Meteorit. Planet. Sci. 42, 1309.
[19] Hevey, P. J. and Sanders, I. S., 2006, Meteorit. Planet.
Sci. 41, 95.
[20] Qin, L. et al., 2008, Earth Planet. Sci. Lett. 273, 94.
[21] Krot, A. N. et al., 2009, Geochim. Cosmochim. Acta73, 4963.
[22] Zolensky, M. E. et al., 1989, Icarus 78, 411.
[23] Ghosh A. et al., 2006, in Meteorites and the Early
Solar System II, 555.