Isotopic evidence for the formation of the Moon in a canonical giant impact

Sune G. Nielsen, David V. Bekaert, & Maureen Auro Nature Communications. Vol. 12, Article number: 1817 (2021) url

まとめ

機械翻訳

Abstract

月や地球の岩石の同位体比を測定した結果、太陽系の他の天体とは異なり、月はほぼすべての同位体比系において地球と区別がつかないことが明らかになった。しかし、この観測結果は、月の起源に関する標準モデルである正統派ジャイアント・インパクトによる予測と矛盾している。ここでは、月のバナジウム同位体組成が、バルクシリケートである地球のバナジウム同位体組成からコンドライト時代の値に向かって0.18±0.04ppmオフセットしていることを示している。このオフセットは、地球コア形成の主要段階（ジャイアント・インパクト前）における原始地球での同位体分別に起因する可能性が高く、その後、正統的なジャイアント・インパクトが起こり、月の約80％がコンドライト組成の衝突体に由来する。このデータは、ジャイアント・インパクト後の地球と月の平衡化の可能性を否定し、インパクターと原始地球は主に太陽系内の共通の同位体の貯蔵庫から降着したことを示唆している。

はじめに

地球の降着における最後の大きな出来事は、月を形成するジャイアント・インパクトに対応するという一般的なコンセンサスがあるが1、このエピソードの正確な条件についてはかなりの不確かさが残っている2。地球-月系を再現する代表的なジャイアント・インパクト・モデルでは、約90%の降着が完了した後に、ほぼ火星サイズのインパクター（Theiaと呼ばれる）が原始地球に衝突したとされている3,4。これらのモデルはいずれも、月が主にインパクターから派生したものであることを示しており、もしテイアと原始地球が太陽系内の異なる同位体の貯蔵庫から形成されたのであれば、地球と月は異なる同位体組成を示すはずであると考えられる。しかし、大規模な同位体分析の結果、O、Ti、Crなどの元素については、地球と月の間に検出されないか、わずかな差しかないことが判明した5,6,7。これらの元素は、コンドライトや分化した隕石の間で大きな変動を示している6,8,9。これらの観測結果は、(i)初期の動的シミュレーションが実際のジャイアント・インパクトの形状を捉えていない10,11、(ii)ジャイアント・インパクト後に地球と月の物質が平衡化して同位体が均一化した2,12、(iii)インパクターと原始地球が主に共通の同位体リザーバー（エンスタタイトコンドライトに代表される）から降着した13、などの場合に説明できる。

最近、コンドライト隕石や地球の岩石におけるV同位体（50Vおよび51V）の変化を調べたところ、バルクシリケート地球（BSE）は一様に51Vに富むことが明らかになった（δ51VBSE = -0.856 ± 0. 020‰; n = 76, 2SE; δ51Vsample = ((51V/50V)sample/(51V/50V)AA - 1) × 1000, AAはAlfa Aesar標準に対応; 方法の項を参照) 平均的なコンドライト（δ51V = -1.089 ± 0.029‰, n = 14, 2SE）に比べて、Δ51VBSE-コンドライト = 0.233 ± 0.037‰ (2SE)14となっている。バルクの炭素質におけるV同位体の変動は核合成に由来すると提案されてきたが15、その後、バルクのコンドライトにおけるすべてのV同位体の変動は、最近のGCRスパレーションプロセスによる50Vの生成によって説明できることが判明した16。すべてのコンドライトのV同位体組成が不変であることは、核合成によるV同位体の異常は非常に小さく、惑星規模のV同位体の不均一性を引き起こすことはできないことを示唆している。太陽系初期の照射では、核破砕反応によって50Vが生成された可能性があり、これはいくつかのCAIについて推測されている17が、CAIの存在量が大きく変動するコンドライトのバルクV同位体組成が一様であることを考えると、このようなプロセスが惑星規模のV同位体の変動を説明する可能性も低いと考えられる。これらの議論を総合すると、地球型惑星間のV同位体の変動は、降着物質の組成の違いを反映したものではなく、惑星の分化過程の結果であることが示唆される14。珪酸塩の地球とコンドライトがなぜV同位体の点で異なるのかは今のところ定かではありませんが15、最も可能性の高いシナリオは、ジャイアント・インパクト以前のコア形成過程でV同位体の分画が起こり、その結果、BSEがコンドライトに比べて重いV同位体組成を持つようになったというものです14。このシナリオは，バルクシリケイト火星（BSM）のV同位体組成もコンドライトに比べて51Vに富むという最近の観測結果からも支持されている（Δ51VBSM-コンドライト = 0.067 ± 0.042‰14）。このように、惑星（BSE, BSM）とコンドライトの組成の違いを説明するために必要な金属-ケイ酸塩のV同位体分別係数は、互いによく一致しており14、月形成以前の高圧高温の惑星分化において、系統的なV同位体分別が行われていたことを経験的に裏付けている。

BSEとコンドライトの間のV同位体の違いを考慮すると、もしTheiaのバルクがコンドライト物質で主に構成されていたならば、原始地球の珪酸塩よりもかなり軽かったはずである。その結果、ジャイアント・インパクトの典型的なダイナミック・シミュレーション3,4では、月は地球とコンドライトの中間のV同位体組成で特徴づけられることになる。一方、別のジャイアント・インパクトの形状10,11や、ジャイアント・インパクト後の地球-月間の平衡化シナリオ2,12では、たとえテイアと原始地球が最初にδ51Vの点で異なっていたとしても、地球と月のV同位体組成はほとんど区別できないことになる。

ここでは、地球と月が実際に異なるV同位体組成を示すことを示し、月の形成を正統的なジャイアント・インパクトで説明することを強く示唆している。

結果と考察

月の V 同位体データと宇宙線被曝の補正

最近の月の岩石の分析では、多くの試料が地球やコンドライトよりも著しく軽いδ51Vを示すことが分かっている16。V同位体と宇宙線照射（CRE）年代との強い相関関係から、この観測結果は、月の表面で銀河宇宙線（GCR）が主に鉄原子（補足説明1参照）と相互作用して50Vが生成されたことを反映していると解釈されていました16。しかし、これらの研究者は、地球と月のV同位体組成は区別できないと結論づけている。これは、V同位体の測定に大きな不確かさがあることと、ほとんどの月のサンプルに大きなGCRの影響があるためである。本研究では、GCRの影響が確認された1つの月の土壌と3つの月の玄武岩（試料10084, 15495, 15556, 70215; GCR照射年代 >100 Myr, Supplementary Table 1）を分析した結果、これらの試料では、以前に発見されたV同位体とCRE年代の関係に沿って、様々な明るさのV同位体組成が確認されました（図1; Supplementary Table 1）。さらに、非常に若いGCR露出年代を記録した5つのアポロ計画の月の岩石（サンプル1204、74255、68815、68115、14321、GCR露出年代は2～49百万年、補足表1）について、新たなV同位体データを発表しました。また，最近発掘された月の隕石（LAP02205）についても，非常に若いGCR露出年代（～4Myr，Supplementary Table 1）であることがわかった。これら6つの試料のV同位体の変動は非常に小さく、補正前の平均値δ51V = -1.077 ± 0.039‰ (2SE)は、照射前の月の岩石に近い値であることが示唆された。今回の月面試料のV同位体データと既報の結果を組み合わせると、CRE年代との強い相関が得られた（図1）。これらのデータに最もよく当てはまる直線のy切片は、月のサンプルの照射なしの組成に対応しており、その値は、δ51VMoon = -1.037 ± 0.031‰（n = 26, 2SE）で、コンドライトとBSEの中間的な値となっている。

図1：月のサンプルのバナジウム同位体組成をFe/VスケールのCRE年代とプロットしたもの。
本研究では、すべてのサンプルのFe/V比を、V同位体測定のために処理された溶解サンプルのマイナースプリットで測定した。xとyの両方に2SEの誤差を考慮して計算された、すべてのデータを通したベストフィットの直線と灰色の2SE包絡線のy切片は、δ51VMoon = -1.037 ± 0.031 (2SE)である。この値は、月の照射フリーのV同位体組成の最良の推定値である。オレンジ色の四角は本研究によるもの、緑色の丸はref. 16.

月面におけるバナジウム同位体の均一性

今回調査した試料や他の文献16に記載されている試料は、異なる月のマントル源領域から産出された低・高Ti玄武岩18や、高度に進化したマグマに対応するKREEPリッチ（K、希土類元素、リン）な試料18など、非常に多様な月の岩石を網羅しています。以前の研究16と同様に、高温ではV同位体分別が顕著になることがあるが19、KREEP-rich試料は海成玄武岩と区別がつかないことから、月では分画結晶化によって検出可能なV同位体分別が誘発されなかったと結論づけた（Supplementary Table 1）。月のマグマでV同位体分別が見られないのは、酸素富化度が低いためにVが1価の状態になり、酸化還元によるV同位体分別が弱くなったためと考えられる16。褐色玄武岩の種類によってVの同位体組成が異なり、KREEPに富む岩石と同じであることから（補足表1）、月のマントルの異なる領域でVの同位体組成が変化することはないと考えられる。その結果、月全体（GCRの影響を受ける極表面を除く）は、V同位体に関して均質であり（δ51VMoon = -1.037 ± 0.031‰; Supplementary Note 2）、珪酸塩の地球と月の間にはΔ51VBSE-Moon = 0.181 ± 0.035‰（2SE）の同位体差があると推測されます（図2; Supplementary Note 2）。

図2：原始マントル由来の地球試料、GCR補正された月試料、GCR補正されたコンドライト試料のバナジウム同位体組成の平均値。エラーバーは、地球上のサンプルと月面サンプルの2つの研究（四角いマーカー；補足注2）の2SE。コンドライトのデータは、個々のサンプルに2SDのエラーバーを付けたものである（丸印）14。地球上のサンプルの個別データは既にまとめられている14。月のサンプルのデータは補足表1に記載されている。各リザーバーの誤差加重平均と2SEは、各サンプル群の後ろに縦のグレーバーで示した（補足注2および参考文献14）。

蒸発、月のコア形成、後期降着によるV同位体の影響はない

地球と月の間のVの同位体比の違いは、月形成時のVの部分的な揮発による運動性同位体分別では現実的には説明できません。なぜなら、Vは星雲や惑星のマグマオーシャンの条件下では比較的難溶性であり20,21、揮発する可能性は低いからである。しかし、仮に揮発がVの同位体効果をもたらしたとしても、(i)元々BSEのような蒸気相が部分的に凝縮した場合や、(ii)部分的に溶融した原始月22が蒸発した場合には、いずれもBSEに比べて重い同位体が濃縮されることになり、今回の月のVの観測結果とは逆になる。もし月が原始太陽系円盤23の部分的な凝縮で、地球に対して軽いVの同位体組成になったのであれば、TiやSrのような同様の耐火性元素もVと同様の安定同位体のオフセットを示すと予想されますが、これは観測されていません24,25。さらに、原始太陽系円盤における平衡同位体交換反応では、SiやTiと同様に、Vは固相でも気相でも少なくとも1つの酸素原子（VO、VO2、V4O10など）と結合しているため26、同位体分別が大きくなる可能性は限定的であると予想される27。原始太陽系円盤条件下でのVの部分気化挙動や熱力学は不明であり、このような平衡効果の定量的評価は非常に困難である。Siについては、珪酸塩蒸気の大気中での液体と蒸気の分離により地球と月の間で予想される同位体のオフセット28は、今回報告されたVのオフセットよりも約3倍小さく、天然のサンプルでは観測されていない29。したがって，Siと同様に，平衡同位体分別が地球と月の間のVの同位体差を説明する可能性は低いと考えられる。

月のコアが形成されたことで、一部のVが蓄えられた可能性はあるが、BSEよりも軽いVの同位体組成を持つ珪酸塩の月にはならなかっただろう。月のコアはケイ酸塩の月よりも還元されていると予想されており30、安定同位体分別の理論的考察から、還元されたVは同位体的に軽くなると予測されている31。したがって、月のコア形成によって、珪酸塩の月がBSEよりも重くなったと考えられる。もし、両者がBSEのような同位体組成で始まったと仮定すれば、観測された差とは逆になる。さらに、1.5 GPaでの金属-ケイ酸塩平衡実験では、有意なV同位体分別は検出されなかった32。このことは、月のような低圧のコア形成では、惑星規模のV同位体の変動は誘発されないことを示唆している。地球のコア形成については、ケイ酸塩の地球では、金属偏析の主要な段階（月形成以前）でVが枯渇し、地球上のVの40-50％がコアに存在すると考えられている35。この枯渇は、広範囲の圧力と温度の金属-ケイ酸塩平衡実験34,35,36において、Vが軽度の親鉄性を持つことによるものであり、地球の降着の際には必ず大量のVがコアに入ったことが必要となる。このため、ジャイアント・インパクト後の地球のコア形成過程で、月と比較して地球の重いV同位体の特徴が生じたとは考えられない14。

ジャイアント・インパクト後の地球への2％以下のコンドライト物質の後期降着37は、コンドライト物質のV濃度がBSEと類似しているため、BSEのV同位体組成の変化を引き起こすことはできないと考えられる15。ジャイアント・インパクト後の地球と月のデブリ・ディスクやシネスティア2,12との間の平衡化も、同様に、観測されたV同位体の違いを説明することはできないだろう。第一に、このプロセスが行われたであろう温度2が非常に高いため、安定同位体の分別が非常に弱くなっているはずだからである。第二に、もしVの同位体がこのような過程で分画されたのであれば、MgやTiを含む他の多くの元素についても同様またはそれ以上の安定同位体効果が見られるはずですが、実際にはそうではありませんでした24,38。その代わりに、地球と月のV字型同位体の違いは、原始地球とコンドライト系インパクタの混合によって容易に説明できることを示しています。これは、正統的なジャイアント・インパクト・シミュレーションの枠組みの中で、月がテイアからの物質によって支配されている場合に当てはまります3,4。

カノニカルジャイアントインパクトモデル

衝突前の成分（原始地球、テイア）と衝突後の成分（地球、月、脱出質量）を持つ系を考えて、2成分の同位体混合計算を行った39（補足注3）。その結果、これまでダイナミックシミュレーションで調べられてきたテイアの大きさ（0.8MMars ≤ MTheia ≤ 0.45MEarth、MMars、MTheia、MEarthはそれぞれテイア、火星、地球の質量）は、月にテイア由来の物質が少なくとも60%以上含まれていれば、観測されたΔ51VBSE-Moon = 0.181 ± 0.035‰と整合することがわかった（図3）。この計算では、火星で観測されたものと同様に、テイアの珪酸塩部分が広くコンドライト質であると仮定していることに注意してほしい14。もしテイアがコア形成時に微量のV同位体分別の影響を受けていたとしたら、混合計算の結果、月に含まれるテイアの割合は必ずここで示した値よりも高くなるはずである。月に存在するテイア物質の最小量は、テイアの最小サイズと地球と月の間の最小の潜在的V同位体差Δ51VBSE-Moon = 0.146‰を考慮した場合にのみ見出される。MTheiaを大きくすると、月に取り込まれるテイアの割合が高くなる（例えば、MTheia = 0.45*地球では75%以上；図3および表1）。観測されたΔ51VBSE-月の生成に必要なマスバランスは、典型的なジャイアント・インパクト・シミュレーション3,4、大型インパクター・サイズ11、およびヒット・アンド・ラン・シミュレーション40で再現されている。しかし、後者の2つのモデルでは、地球と月におけるテイアの相対的な割合（δfT ≡ [φE /φM - 1] × 100、φE とφM はそれぞれテイアに由来する地球と月のケイ酸塩部分の質量割合）が比較的似通っているため、δfT ~ 0 ± 30% に相当する傾向がある11,40。逆に、典型的なジャイアント・インパクトのシミュレーションでは、一般的にかなり負の値が得られています3。我々のモデルでは、Δ51VEarth-Moon = 0.181 ± 0.035‰を再現できるのは、-100% < δfT < -40%のときだけであることがわかった（表1）。この範囲のδfTは、高速回転のプロトアース10、ヒットアンドランのシナリオ40、Theiaが0.15MEarth11よりも大きいシミュレーションではほとんど得られない。したがって、地球と月の間のV同位体の違いを複数の異なるジャイアント・インパクト・シナリオで説明することは可能ですが、正統的なシミュレーション3,4の方が、V同位体から得られる観測値との適合性がはるかに高いという結論に達しました。また、今回のモデルでは、コンドライト質の組成を持つと仮定したTheiaが月に取り込まれる割合（φM-T）にも制約があり、全インパクタのごく一部（14％未満）しか月に取り込まれていないことが明らかになりました（表1）。これらは、今後のジャイアント・インパクトの数値シミュレーションを行う上で、重要な制約となる可能性があります。

図3：ジャイアント・インパクト・シナリオの同位体マスバランス計算。テイアの質量（MTheia）が、火星（MMars）の0.8倍または1.2倍（aおよびb）、または地球の0.45倍の質量（Mearth）に相当する場合のジャイアント・インパクトに対する質量バランス計算の結果（cおよびd）。テイアの組成はコンドライト系であり（δ51V = -1.089 ± 0.031; 2SE）、原始地球とテイアの珪酸塩部分のV濃度は同一であると仮定した。テイアに由来する月の質量分率（φM）と、月に取り込まれたテイアの質量分率（φT-M = φM * MMoon / MTheia）を、Δ51VBSE-月の関数として示した（表1）。また、現在の地球のうち、Theiaに由来する質量分率（φE）も（bおよびd）に表示されている。これらのマスバランス計算の詳細は、補足資料3に報告されている。観測されたΔ51VBSE-Moon = -0.181 ± 0.035‰ (95% c.i.)から、月に存在するテイアの割合は最低でも60%であり、100%までの値を許容していることがわかる。ジャイアント・インパクト・モデルから得られる典型的なφM値の範囲は72-88%である。最良のφM（Δ51VBSE-Moon = -0.181の場合）は、インパクターが0.8MMarsの場合の79%から0.45MEarthの場合の87%までの範囲であり（表1）、正統的なジャイアント・インパクト・シナリオによる予測と見事に一致している。

表1 インパクターの大きさを変えた場合の混合計算の出力。

テイアの物質の起源

V同位体がジャイアント・インパクトの他の同位体トレーサーと異なる特徴は、すべてのコンドライトの照射前のV同位体組成が不変であること（すなわち、V核合成異常がないこと）です。したがって、ジャイアント・インパクト以前のコア形成過程で形成された可能性が高いV同位体の地球-月間の差14は、Theiaがどんな種類のコンドライト物質を含んでいても説明できる（図4）。先に述べたように14、地球のコア形成過程におけるVの同位体分別を明らかにするためには、酸素富化度や化学組成が変化するような高温高圧下でのVの金属-ケイ酸塩分配をさらに実験的に調べることが不可欠である。しかし、地球と月は、これまでに調べられたほとんどの元素について、同位体的に非常によく似ているという事実がある5,6,7,39。ジャイアント・インパクトの枠組みで地球と月の間のV同位体の違いを説明することは、衝突後の地球と月の平衡化プロセス（例えば、シネスティア・モデルや別の衝突形状による）の可能性を否定することになる2,10,11,12。このようなシナリオでは、地球と月のV同位体組成が同じになるはずですが、実際にはそうではありません。このV同位体の制約は、最近提案されているように、ジャイアント・インパクトの後、地球と月のW同位体組成が同一ではなかった可能性が高いことを示唆しています41。しかし、このような状況下でも、モンテカルロ・シミュレーションでは、正統的なジャイアント・インパクトの混合プロセスによって、地球と月のW同位体のオフセットが、観測されたものよりも大きくなる可能性が高いと予測されています42。このように、地球と月の間のW同位体の差が小さいということは、テイアと原始地球の組成が、おそらくは偶然にも43、太陽系内の他のほとんどの分化した惑星体よりもW同位体が似ていたことを意味する。その意味で、月を形成するジャイアント・インパクトがもたらした化学的・同位体的特性の解明が困難である理由の一つは、統計的なモデル化からは容易に予測できない、確率の低い事象に対応しているからかもしれません。最後に、地球と月29のSi同位体組成の違いは、地球と月29の衝突後の平衡化ではなく、原始地球とTheia44,45の類似した惑星形成プロセスを反映している可能性が高いことに注意したい。我々は、地球と月がV以外の同位体で類似していることの最も可能性の高い説明は、それらの原始的な構成要素が太陽系内縁部の共通の降着貯留層から発生したため、コンドライト物質の混合物がほぼ同様に構成されていることであると結論付けた13。特に、エンスタタイトコンドライト（およびオーブライト隕石）は、Ti、O、Cr、Zr5,6,9,39,46などの多くの同位体の地球の構成要素の最良の類似物であり、潜在的にはテイアの組成の最良の類似物でもある13,39。このような結論は、エンスタタイトのような物質が地球上の揮発性物質の主要な供給源であったかもしれないという最近の知見47,48とも一致する。

図4：月のV同位体組成の起源についての我々の好ましいシナリオを示す要約図。テイアと原始地球は、主に太陽系内の共通の降着貯留層から降着したと考えられる（これは、核合成の継承が似ていることを説明するために必要である）5, 6, 9, 39。その後、原始地球は高圧高温下でコア形成の主要段階を経験し、その結果、BSEのV同位体組成は元々のコンドライト組成に比べて51Vに富むようになった14。このようにして、Theia（コンドライト系のV同位体組成）と原始地球の間で正統的なジャイアント・インパクトが起きれば、現在の地球-月系が形成され、月の付加物質の約80％がインパクターに由来し、地球と月の核合成集団には本質的な違いはないと考えられる。

研究方法

月の隕石とアポロミッションの岩石のサンプルは，100mgのチップ（隕石），40μm以下の微粉末，または岩石全体の粉末（アポロサンプル）として，HF，HNO3，HClなどの2回蒸留した濃厚鉱酸を用いて溶解した。バナジウムは、4段階の陽イオン/陰イオン交換クロマトグラフィー手順を用いてサンプルマトリックスから分離した15,49。Vの同位体比を測定するための質量分析は，ウッズホール海洋研究所（WHOI）のプラズマ質量分析施設に設置されているNeptuneマルチコレクター誘導結合プラズマ質量分析計を用いて行った。同位体組成は，δ51VAA = 0‰と定義されているAlfa Aesar標準試料を用いた標準試料ブラケット法で算出した。各未知試料の間には，BDH Chemicals社製の純粋なV型標準溶液を用いた。この標準溶液は，現在，4つの異なる研究所で測定され，δ51V = -1.20‰15,49,50,51という同一の結果が得られている。質量分析計は中分解能モードで動作させ，質量スペクトル（48～53原子質量単位）に含まれるすべての重要な同重体の干渉を，目的の同位体から確実に分離しました。48Ti, 49Ti, 50V, 51V, 52Cr, 53Cr51,52. 51Vは1010Ωの抵抗器を備えたファラデーカップで採取したが，その他の質量の採取には従来の1011Ωの抵抗器を備えたファラデーカップを使用した。試料と標準試料は，800 ng/mlのVの濃度で測定され，51Vでは約2nA，50Vでは約0.005nAのイオンビームが発生しました。V同位体測定の精度と正確さは、研究期間中にBDH標準試料を測定することで評価した（δ51V = -1.21 ± 0.07; n = 160, 2 SD）。また、複数の異なる研究機関で分析されたUSGS標準試料AGV-2、BCR-2、BHVO-2を処理することで評価した15。本研究におけるこれらの測定値のバナジウム同位体組成および外部再現性は，δ51VAGV-2 = -0.77 ± 0.07（n = 12, 2 SD），δ51VBHVO-2 = -0.87 ± 0.12（n = 10, 2 SD），δ51VBCR-2 = -0.79 ± 0.08（n = 5, 2 SD）であり，これらはすべて過去の研究15,51,53,54,55と非常によく一致していた．ブランクはサンプルバッチごとにモニターされ、常に2 ng未満であり、これはVの最小処理量である1000 ngと比較して重要ではありません。

元素濃度は，WHOIプラズマ施設に設置されているThermoFinnigan iCap四重極ICP-MS（補足表1）を用いて，すべてのサンプルについて測定した。濃度は，重量測定で調製した多元素標準試料を連続的に希釈して作成した5点検量線から得られたイオンビーム強度を参照して算出した。ドリフトはモニタリングされ，インジウムの強度で正規化することで補正された。月の岩石と同じ分析セッションで測定されたUSGSの二次標準物質AGV-2，BCR-2，BHVO-2の濃度との対応関係から，精度と正確さは±7％（SD）よりも優れていると判断された。