概要 原始惑星の分化が窒素や炭素などの生命に不可欠な揮発性物質の運命に及ぼす影響と、それが惑星の成長のダイナミクスに及ぼす影響については不明である。マグマの海における窒素の溶解は、その分圧と酸素富化度に依存するため、原始惑星における揮発性物質の再分配を原始惑星の大きさや成長ゾーンに応じて追跡するための理想的なプロキシである。本研究では、グラファイト不飽和状態での高圧・高温実験を用いて、幅広い酸素富化度の範囲において、窒素の親鉄性が従来の推定値よりも1桁高いことを示した。この実験データと金属-珪素-大気の分別モデルを組み合わせると、小惑星サイズの原始惑星、およびそこから成長した惑星の胚は、窒素が枯渇していたことが示唆される。しかし、分化する前に惑星の胚の大きさまで成長した原始惑星は、コアが窒素に富み、ケイ酸塩の貯留層が窒素に乏しいことがわかった。大きな地球型惑星のバルク状のケイ酸塩貯留層は、後者の惑星胚のコアから窒素を得ていた。つまり、月から火星サイズの惑星の胚は、太陽系形成の約1-2ミリ秒の間に急速に成長したことになり、地球型惑星の主な成長段階における揮発性バジェットを満たすためには、惑星の胚の降着のタイムスケールが分化のタイムスケールよりも短くなければなりません。

主な内容 岩石質の原始惑星や太陽系内惑星のバルク・シリケイト・リザーバー（マントル＋地殻＋大気）には、窒素（N）や炭素（C）などの主要な揮発性物質が極端に不足している1,2,3,4,5。これらの天体は、成長領域で揮発性物質が凝縮されなかったために、ほとんど揮発性のない物質を降着させて成長したと考えられています2,6。そのため、岩石質惑星の揮発性インベントリーは、主に、ほとんど揮発性のない天体に、太陽系外縁部の炭素質コンドライトのような物質が加わることで形成されたと考えられています1,2。しかし、太陽系内側のリザーバー7を源とするエンスタタイトコンドライトは、数百ppmのNとCを耐火性の相に含んでいる8。また、非炭素質コンドライト親和性（NC）の鉄隕石に同位体的に異なるNが存在することは、太陽系内惑星や惑星の胎児が揮発性の乏しい物質を降着しなかったことを示唆している9。したがって、岩石体のバルクケイ酸塩貯留層のNおよびC枯渇の特徴を確立するためには、アクリーション後のプロセスが重要な役割を果たしたはずである。

コアとマントルの分離や大気の喪失などの初期の分化プロセスは、バルクシリケイト地球（BSE）におけるNとCの枯渇を説明する上で重要な役割を果たしている3,4,10,11,12,13,14,15。しかし、最も初期に形成された原始惑星の分化した性質が、惑星の成長過程におけるNとCの保持と損失のダイナミクスにどのような影響を与えるのかはわかっていない。いくつかの証拠は、これらの原始惑星がその成長領域とは無関係に分化した性格を持っていることを示している。1）26Alが存在していた時代に，炭素質コンドライト（CC）やNC鉄隕石16の母天体を含む，小惑星や惑星の胚サイズの岩石体が急速に降着し，分化したこと。(2)小惑星サイズのベスタやアングライトの母天体に地球規模のマグマオーシャン（MO）が存在することを示す地球化学的証拠17、(3)太陽系外縁部で誕生したCVやCMの炭素質コンドライトの母天体に磁気コアダイナモが存在することを示す古地磁気的証拠18,19などである。もし分化が様々な太陽中心距離にある最古の原始惑星に遍在していたのであれば、岩石体の大きさや成長のタイムスケールに関係なく、すべての岩石体のバルクケイ酸塩リザーバーに広く見られるNとCの枯渇した特徴を説明できるだろうか？

最も初期の原始惑星では、26Alの崩壊による大規模な融解が、金属と珪酸塩の分離と揮発性ガスの排出を引き起こした20,21。蒸気圧による溶解度は，上にある原始大気と珪酸塩MOの間の揮発性分布を決定し，結果としてコアに分配される揮発性物質の量を決定する。黒鉛などの付属相が形成されるためにMO中の濃度を決定するのが難しいCとは異なり、Nは原始惑星系の分化過程における揮発性物質の運命を探る上で理想的なプロキシである。これは、ケイ酸塩メルトにおけるNの蒸気圧による溶解度が、fO2とpNによって制御され、Dalloy/silicateN（合金中のN濃度/ケイ酸塩中のN濃度）はfO2によって制御され（参考文献11,12,13）、他の熱力学的パラメータの影響は非常に小さいためである。ダロイ/ケイ酸塩Nとケイ酸塩メルトの蒸気圧によるN溶解度を組み合わせることで、原始惑星の大きさだけでなく、降着物質の組成の変化を考慮しながら、3つのリザーバー間のN分配の結合を制約することができる（図1）。

図1：原始惑星の分化過程における窒素の運命。 図1 未分化の原始惑星は、コンドライトのような原始的な物質のアマルガムである。26Alの崩壊時に放出された熱は、大規模な融解を引き起こし、金属-珪酸塩の分離と揮発性の脱ガスを誘発する20,21,45。蒸気圧による溶解度は、上層の大気とマグマの海のN量を決定し、その結果、マグマの海-コア-大気のリザーバー間の平衡交換によってコアに分配されるN量を決定する。分裂後、ケイ酸塩と金属の貯留層に保持されたNは、その後の惑星の成長段階でのみ利用可能であり、原始的な大気は、小さな天体が大気を保持できないか、あるいは衝撃による浸食によって失われる。

フルサイズ画像 合金とケイ酸塩メルト間の窒素の分配 fO2の関数としてのダロイ/シリケートの窒素は、主に3.5～5.5wt.%のCを含むCリッチ合金が得られる黒鉛飽和条件で測定されてきた（refs.10,11,12,13,22）。常温23および高圧24での実験により、NとCは合金の溶融構造中で同様の間隙を占めるため、CはFe,Ni合金中のNの溶解に強い負の影響を与えることが示された。典型的なコア形成合金は黒鉛飽和ではないと考えられているため14、原始惑星や惑星のコア-マントル分化に関連するP-T-fO2条件においてNとCの間に同様の負の相互作用が持続するのであれば、これまでの実験的研究はDalloy/silicateNを過小評価していたかもしれない。文献15からのいくつかのデータは、限られたfO2領域でのサポートである。15から得られたいくつかのデータはこの仮説を裏付けるものであるが、まだ定量化できていない（「方法」参照）。また、合金中のC含有量がDalloy/silicateNに与える影響が、原始惑星や惑星の分化に適用可能な広いfO2範囲にわたって持続するかどうかも不明である。

グラファイト不飽和状態でのDalloy/silicateNに制約を与えるために、我々は、MgOカプセルに入れたFe-Ni-N±Si合金とケイ酸塩混合物を用いて、3GPa、1600-1800℃の条件でピストンシリンダー実験を行った（Supplementary Table 1）。このような実験条件を選んだ理由は、ダロイ/シリケートNは主にfO2によって制御され、Pはプラネテスおよび惑星の胚における合金-シリケートの平衡化に最小限の影響しか与えないことを示した過去の研究10,11,12,13,22に基づいている。珪酸塩混合物をMgOカプセルと反応させると、惑星のMO組成をよりよく表す超苦鉄質珪酸塩メルトが生成される（拡張データ図1）。原始惑星の組成範囲をカバーするために、従来の研究（IW-4.20〜-0.07、参考文献10,11,12,13,15,22）と比較して、より広いfO2範囲（IW-7.10〜IW-1.54、ここでIWは鉄（Fe）とウースタイト（FeO）の平衡共存で設定されるfO2を意味する、補足表2）で実験を行った。0.5時間から12時間の間に行われた時系列分析では、合金メルトとケイ酸塩メルトのN含有量、およびケイ酸塩メルトの組成の時間変化はほとんど見られなかった（Extended Data Fig.2 and Methods）。また、合金融液およびケイ酸塩相のいずれにおいても、N含有量のゾーニングは見られなかった。これらの結果を総合すると、実験は0.5時間未満で平衡に達したことがわかる。したがって、平衡のダロイ／シリケートN値を決定するには、45分から3時間の実行時間（黒鉛飽和状態での過去の研究10,11,12,13と同程度）で十分であると考えられた。実験生成物は、金属の塊がケイ酸塩ガラスに埋め込まれたもの（図2a）、またはケイ酸塩ガラスプールのマトリックスに埋め込まれたものと、焼失した樹枝状結晶（図2b）、微細な焼失した結晶（図2c）または正面体のオリビン（図2d）、ペリクレースなどであった。合金およびガラス質溶融体中のNおよびその他の主要・微量元素の存在量は，電子顕微鏡分析によって測定した（補足表3，4および方法）。珪酸塩ガラスでは、N-Hピークのみが分光学的に観測された（Extended Data Fig.3 and Methods）。ガラス状の結晶ドメインと急冷された結晶ドメインの両方からなる実験では、ガラス状のプール中のN含有量をケイ酸塩メルトのN濃度を推定するために使用した。これは、急冷時に形成される樹枝状のマットがメルトコンパクションによりNを損失するためである11。

図2：実験製品の後方散乱電子像。 図2 a, MgOカプセル内のペリクレースを含む焼入れされた合金の塊とケイ酸塩ガラスの共存（G608; 3 GPa, 1,700 °C, IW-6.62）. b, ケイ酸塩ガラスのプールを含む焼入れされた合金の塊と樹枝状カンラン石結晶とペリクレースの共存（X25; 3 GPa, 1,600 °C, IW-3. c, 微細な急冷結晶と共存するケイ酸塩ガラスのテクスチャ（X39; 3 GPa, 1,700 °C, IW-4.60）. d, 正面体のカンラン石結晶と共存するケイ酸塩ガラスのテクスチャ（X43; 3 GPa, 1,800 °C, IW-4.22）.

フルサイズ画像 本研究で得られた黒鉛不飽和合金融液中のC含有量は0.11～0.80 wt.%であり、過去の研究で報告された黒鉛不飽和合金の値（3.5～5.5 wt.%）よりも大幅に低い（拡張データ図4a）。出発混合物は公称ではCを含まないが、調製時の大気汚染や実験中の黒鉛ヒーターからの炭素の拡散が、合金融液中のCの潜在的な供給源となっている可能性がある。黒鉛飽和実験11と同様に、合金中のN含有量は、fO2の減少とともに減少し、その後、～IW-4で急激に減少した。この低下は、SiとNの間の非理想的な相互作用により、Siの増加に伴ってγalloymeltN（無限希薄溶液を標準状態とする合金融液中のNの活性係数）が増加することに起因する（Fig.3a）。任意のfO2において、黒鉛不飽和合金では、黒鉛飽和合金に比べてN含有量が約2-10倍になる（拡張データ図4b）。Siを含まない合金のγalloymeltNは、fO2を一定にした場合、黒鉛-不飽和合金では約1、黒鉛-飽和合金では約3-4に増加する（図3a）。これは、原始惑星の分化に関連する高温条件下でも、NとCの間に負の相互作用が存在することを確認するとともに、黒鉛飽和合金を用いた場合には、コア形成合金融液中のNの溶解量が著しく過小評価されていたことを示している。その結果、任意のfO2において、黒鉛不飽和合金のDalloy/SilicateNは、黒鉛飽和合金のそれよりも1桁近く高い値を示す（図3b）。Nは、黒鉛飽和状態（>~IW-2）に比べ、黒鉛不飽和状態では、より広いfO2範囲（>~IW-4.5）でシデロフィリックな元素として作用する。fO2の減少に伴いDalloy/SilicateNが減少するのは、極端な還元条件下でγalloymeltNが増加し、シリケート融液中のN3-が安定するためである25,26。また、同程度のlog fO2（～IW-4）では、合金融液にSiを添加すると、Dalloy/silicateNが大幅に減少することがわかった（拡張データ図5a）。従来の研究とは対照的に、Dalloy/silicateNはTによって変化しない（Extended Data Fig.5b）。実験的分析によると、最終製品には約50～85％のNが回収された（Extended Data Fig.6）。これは、グラファイトカプセルにおけるNの回収率の範囲内であるか、それよりも高い値である10,11,12,13,22,27。Nの損失とDalloy/silicateNとの間に相関関係がないこと、およびDalloy/silicateNと他の熱力学的パラメータ（例えば、fO2や合金中のC含有量）との間に相関関係があることから、Henryの法則に従っていると考えられる。

Fig.3: γalloymeltNとDalloy/silicateNの酸素富化度と合金融液中の炭素含有量の関数。 図3 a, 本研究のC-poorおよびSi-free合金融液中のγalloymeltNは～1であるのに対し、黒鉛飽和合金の同様のfO2ではγalloymeltNは～3～4である。これは、合金融液中の類似した八面体の空隙を占めるCとNの間の非理想的な相互作用によるものである。b, 黒鉛飽和状態での過去の研究結果10,11,12,13,22,27と一致して、黒鉛非飽和状態では、ダロイ/シリケートNはfO2の減少とともに減少する。任意のfO2において、グラファイト-undersaturated条件でのDalloy/silicateNは、グラファイト-saturated条件と比較してほぼ一桁高い。γalloymeltNは、Online Metal Activity Calculator（http://norris.org.au/expet/metalact/）を用いて計算した。Wagner方程式によるεアプローチを使用している。Dalloy/SilicateNのエラーバーは、合金およびケイ酸塩メルト中のN含有量に±1σの偏差を伝播させて得られたもので、エラーバーがない場合はシンボルサイズよりも小さい。

フルサイズ画像 合金-ケイ酸塩-大気中の窒素の分画 原始惑星の分化過程における窒素の運命は、Ca-Al-rich inclusion（CAI）形成から約1-2Myr以内に形成された原始惑星の成長速度と最終的なサイズ、およびその化学組成（ここではfO2で追跡）に依存する。数値モデルや宇宙化学モデルでは、ベスタサイズの小惑星や月〜火星サイズの惑星の胎児が、CAI形成の約0.1〜2Myr以内にほぼ瞬間的に降着すると予測されています28,29,30,31。小さい惑星の方が数が多いにもかかわらず、質量のほとんどは小惑星や惑星の胚の大きさの天体に分布していた29,30。原始惑星の大きさのばらつきを考慮して、4つのエンドメンバーのケースを想定する。ベスタ（R≒250km、0.04R⊕、0.00004M⊕）、中間サイズの仮想原始惑星（R≒750km、0.12R⊕、0.001M⊖）、月（R≒1,740km、0.27R⊖、0.012M⊖）、火星（R≒2,440km、0.53R⊖、0.107M⊖、R⊖とM⊖はそれぞれ現在の地球の半径と質量）の4つのケースを想定した。岩石体が急速に成長して最終的な大きさ28,29,30になると、地球規模の融解が起こり、脱ガスした大気に覆われたMOが形成されたと考えられている20,21（図1）。蒸気圧による溶解度がMO中のN含有量を決定し、それがコア形成合金に分配されるNの可用性を決定する。また、合金-ケイ酸塩の平衡化により、MOのfO2が設定される。降着物質の組成勾配の影響は、異なるfO2での合金-ケイ酸塩平衡化によって説明される。重要なことは、log fO2 > IW-4での分化は、太陽系内のほとんどの岩石体を代表するものであり、水星とオーブライト母天体のみが、より還元的な条件（log fO2 < IW-5）で分化を受けたということである32（図4b）。合金-ケイ酸塩の平衡化は、惑星の胚サイズの天体では非常に効率的であったため33、合金-ケイ酸塩メルトの平衡化が完全に行われたと仮定した。大気、MO、合金融液中のN存在量は、文献25のパラメータ化されたN溶解度式と、本研究のパラメータ化されたDalloy/silicateN式（Eq.3；Supplementary Table 5 and Extended Data Fig.7）を用いて同時に計算されている。

図4：原始惑星体を構成するリザーバー中の窒素の相対的な分布（酸素富化度の関数として）。 図4 a-d, 任意のfO2において、大気中のリザーバー(a)では窒素の割合が減少し、マグマの海(b)とコアのリザーバー(c)では岩石体の大きさの増加に伴って増加する。これらの岩石体が同程度の密度を持っていたと仮定すると、そのN分圧（pN）は岩石体の半径と相関している。したがって、大きな岩石体はpN（d）が高く、その結果、MOやコアに溶け込むNの量が多くなると考えられる。MOへのNの溶解度が低下し、fO2の増加に伴ってNの親水性が高まると、MOに含まれるNの割合が減少し、大気やコアに含まれるNの割合が増加する。その結果、log fO2＞IW-4の岩石体分化では、小惑星サイズの天体（ベスタ（0.04R⊕）や中間サイズの天体（0.12R⊖））では、Nのほとんどが大気中の貯留層に存在し、惑星の胚サイズの天体（月（0.27R⊖）や火星（0.53R⊖））では、コアがNの重要な貯留層になることが分かりました。bの岩石体のコア-マントル間の分化に伴う酸素富化度をSupplementary Table 6にまとめた。

フルサイズ画像 一定の合金/ケイ酸塩の質量比（r=0.5：地球の合金/ケイ酸塩比）、バルクN含有量500ppm（炭素質コンドライトやエンスタタイトコンドライトの範囲内8）、C含有量0-0.4wt.%の合金（地球のコアのC含有量の推定上限値4）を用いた場合の、末端メンバー原始惑星の大気、MO、コアのリザーバー間のNの分布をfO2の関数として図4に示す。異なるリザーバー内でのNの分布は、MOとDalloy/silicateNへのNの溶解度の間の複雑な相互作用に依存しており、これは天体の大きさと降着物質のfO2に直接依存している。任意のfO2において、大気中のNの割合は、岩石体の大きさが大きくなるにつれて減少します（図4a）。したがって、ベスタサイズの原始惑星は、IW-5以下を除いて、ほぼすべてのNを大気中に蓄えていることになりますが、大きな原始惑星では、それに比例してNの量が少なくなります（図4a）。原始惑星に降着した物質の密度が同程度であると仮定すると、pNは半径（R）と重力定数（g）の関数としてスケーリングされ、一定のfO2では大きな天体ほど高いpNを持つことになる（図4d）。したがって、一定のfO2では、より多くのNが大きな物体のMOに溶解することになります（図4b）。その結果、MOと合金メルトの間でより多くのNが分別されるようになり、一定のfO2でより多くのNが大きな天体のコアに偏析するようになります（図4c）。すべての岩石体において、大気中のNはIW-7からIW-4にかけて増加する。これは、MO中のNの溶解度がfO2の増加に伴い低下することと、還元条件下ではDalloy/silicateNが1よりも低いため、コアには相当量のNを取り込むことができないためである。IW-4以上では、MOへのNの溶解度が低下しても、大気中のリザーバーのNは減少する（特に大きな天体では）。なぜなら、NはfO2の増加に伴い、ますます好塩性を示すからである。そのため、大きな原始惑星では、コアがNの重要な貯蔵庫となる。例えば、月や火星サイズの惑星の胎児では、コアは降着した窒素の最大40%と70%を含んでいます。その結果，水星やオーブライト母天体に関連するMO（log fO2 < IW-4）では，かなりの割合のNがケイ酸塩の貯留層に保持されている。log fO2 > IW-4以上では、原始惑星のMOは、その大きさに関わらず、Nの大気中への脱ガスのみ、またはNのコアへの偏析との組み合わせにより、Nが極端に枯渇する（初期降着Nの0.1%未満）。月から火星サイズの惑星の胎児では、蒸気圧が上昇してMOやコアにかなりの揮発性物質が流入する20,34が、小惑星サイズの天体では重力が小さいために大気が急速に逃げてしまい、そのような蒸気圧の上昇は望めない20,21。したがって，Vestaおよび中間サイズの天体のMOおよびコアにおけるNの予測値は上限値である。

図4では、バルクNと合金/珪酸塩の質量比を固定としたが、合金/珪酸塩の質量比や合金/珪酸塩の平衡化の効率（補足図1）、初期の付加N量（補足図2）が変化しても、分化中のNの相対的な分布は実質的に変化しない。このことは、原始惑星の大きさや降着物質の組成の変化が、原始惑星の分化過程におけるNの相対的な分布を支配していることを示唆している。しかし、グラファイト不飽和合金について決定されたDalloy/silicateNを使用することは、図4で導き出された結論にとって重要である。黒鉛が飽和した系では、ダロイ/ケイ酸塩Nは明らかに低く、その結果、log fO2 > IW-4では、母天体の大きさに関わらず、大気がNを含む主な貯蔵庫となる（補足図3）。

原始惑星の降着と分化の割合 瞬間的な降着によって形成された最も初期の惑星片や惑星胚は、その後に成長する惑星胚や惑星の種として機能していた。そのため、大気中と非大気中のNの相対的な分布は、惑星や惑星胚の衝突を経て惑星が成長する次の段階での揮発性物質の運命に重要な意味を持つ。原始惑星系円盤の段階での高い恒星加熱と、最も初期に形成された小惑星や惑星胚の低い脱出速度のために、最も初期に形成された原始惑星が分化後も脱ガスされた大気を保持していたとは考えられない20,35,36,37。さらに、付加的な衝突によって、原始惑星に残っていた大気が完全に消滅してしまうこともある38。したがって，原始惑星の大気以外の貯留層（マントル＋コア）にのみ保持されているNは，その後の惑星の成長過程で利用可能となる。水星やオーブライト母天体のように、極端に還元された物質が降着した原始惑星では、珪酸塩MOがNを含む非大気リザーバーとして重要であった（図4b）。log fO2 > IW-4で分化した原始惑星では、金属コアがNを含む非大気貯留層の主流となっていた（特に月〜火星サイズの惑星の胚）。金属コアはMOとは異なり、形成された後は孤立したリザーバーであり、揮発性物質の損失が最小限に抑えられる3。したがって、コアは、インパクタのコアの一部または全部をターゲットのMOに乳化させることで、その後の惑星成長のすべての段階において、主要なN-デリバリソースとして機能することができる。瞬間的な降着（26Al崩壊による熱で分化する前の惑星胚サイズの天体の降着、図4）28,29とは対照的に、分化した小惑星サイズの天体から惑星胚を成長させると、そのMOとコアの貯蔵庫は極端にNが枯渇する（降着した当初のNインベントリーのそれぞれ0.01%と0.5%以下）（図5と方法）。このように，惑星の胚が瞬間的な降着で形成されたか，衝突による成長で形成されたかによって，同じ大きさの惑星の胚であっても，降着の歴史に基づいて，構成する非大気中の貯留層における揮発性物質の分布が大きく異なる可能性がある。瞬間的な降着で形成された惑星胚は，シリケートやコアのリザーバーにかなりの量のNが含まれているのに対し，衝突成長で形成された惑星胚はNが極端に減少しています（図5）。したがって、月から火星サイズの惑星の胚（地球や金星のような大きな惑星の成長のための種子として、衝突的な降着によって形成された）は、その降着の歴史に応じて、ほとんど揮発性のない状態から揮発性のある状態までの範囲で、ケイ酸塩とコアのリザーバーを持つことになります。

図5: 瞬間降着または衝突降着によって成長した惑星胚の非大気リザーバーにおけるN分布の比較。 図5 a,b, 瞬間降着で成長した後に分化した惑星胚は、分化した惑星島の衝突降着で成長した惑星胚に比べて、マグマオーシャン(a)とコア(b)に最初に降着したNの割合が非常に高い。この図では、ベスタサイズの分化した天体（0.04R⊕）が、月や火星サイズの惑星の胚につながる衝突降着の種であると仮定している。

フルサイズ画像 惑星成長レジームの制約としてのBSEのN 現在の惑星のN収支を調べることで、太陽系では瞬間的な降着と衝突的な降着のどちらによる惑星の胚の成長が支配的だったのかを調べることができます。地球は、バルクのケイ酸塩貯留層のN存在量に制約がある唯一の岩石体である1,39。地球のような大きな岩石質の惑星は、月や火星サイズの惑星の胚の衝突降着によって、長期にわたる成長の歴史を歩んできたという幅広いコンセンサスがあるが33,40、その降着の軌跡については議論がある。地球の原始マントルのコア形成後のlog fO2、すなわちIW-2に到達するためには、降着物質の組成が還元型から酸化型へ、あるいは酸化型から還元型へと変化することが仮定されている（参考文献33,41）。IW-2で原始惑星のコアとマントルが分化したと仮定して、原始惑星の異なる降着履歴がBSEの最終的なN収支に与える影響を図6aに示します（方法を参照）。分化した小惑星から降着した惑星の胚を経由して地球に降着した場合（シナリオ1～7）、0.001～0.4PANを含むBSEインベントリーが生成される（図6a）。BSEの超コンドライト的なC/N比3,4,10,13とN同位体の不均一性（地球のマントルは大気に比べて15Nに乏しい）42は、どのクラスの原始コンドライトであっても、後期降着（地球の成長の主要な段階の後）では、極端にNを欠いた惑星の胚が降着した後のBSEの現在のNインベントリを説明できないことを示唆している（シナリオ1-7）。しかし、瞬時に降着した後に分化した惑星の胚を経由して地球が成長した場合（シナリオ8〜10）、降着したNの50〜1,000ppmというBSEの現在のN予算を満たすことができる（図6a）。IW-2で分化を進めている惑星胚の場合、コアには大気以外のNインベントリのほとんどが含まれています（図4c）。したがって、ターゲットのMOに含まれるNのほぼすべて（95％以上）は、ターゲットのMO内でのインパクタのコアの乳化によって供給されます（方法を参照）。地球の最後の降着イベントの後に形成された大気の保持の効果（拡張データ図8a）と、原始地球のMOにおける衝突した惑星の胚のコアの乳化の割合の変化（拡張データ図8b）は、現在のBSEのN含有量を満たすために必要な降着したNの正確な量に影響を与えるだけで、広範な結論には影響しません。

図6：原始惑星の降着速度と分化の度合いが、地球型大型惑星の窒素収支に及ぼす影響。 図6 もし分化の速度が降着の速度よりも大きければ、分化した小惑星サイズの天体が、その後の地球のような大きな惑星の成長段階の主要な構成要素となるだろう。このようなケース（シナリオ1〜7）では、分化した小惑星のマントルやコアが非常に貧弱なため、惑星の成長の主要な段階でBSEのNバジェットを満たすことができません。しかし、降着速度が分化速度よりも大きければ、分化する前に惑星の胚の大きさまで成長した原始的な岩石体を経由して、地球の主な成長期にBSEのN予算を設定することができる（シナリオ8〜10）。aの降着したNの最高値（2,000ppm）は，揮発性の高いCIコンドライトの平均的なN含有量を表している5。aにおけるマグマ・海洋＋大気中のN存在量は、現在の大気中の窒素（PAN）インベントリーで計算されている。aの右軸は、衝突成長による地球のエンドメンバーの成長シナリオを表している。例えば、成長シナリオ1は、ベスタサイズの分化した天体（0.04R⊕、0.00004M⊕）が降着して地球サイズの惑星になること、成長シナリオ2は、ベスタサイズの分化した天体（0.04R⊕）が最初に降着して中程度の大きさの岩石質天体（0.12R⊖、0.001M⊖）になり、その後降着して地球サイズの惑星になることを表している。aの灰色の斜線部分は、現在のBSEの推定N量を表しています1,39。パネルbは、降着と分化のタイムスケールが異なる原始惑星から形成された地球型惑星のバルクシリケイトリザーバーのN収支を比較した図である。灰色は未分化な岩石体、オレンジ色はNが乏しい分化した岩石体、緑色はNを含む分化した岩石体。

フルサイズ画像 現在のBSEのN収支が地球の主成長期に設定されていたとすると、月〜火星サイズの惑星胚の降着速度は分化速度よりも大きく、惑星胚サイズの原始惑星は極めて早い時期に、つまり26Alの崩壊時間スケール内に降着したことになる（図6b）。惑星の胚が急速に成長した後に分化した場合、Nは十分に枯渇し、その後の衝突による惑星の成長に必要なNの予算を満たすことができます。惑星の胎児の急速な成長は、小石の降着モデルや、CAIs28,30,31,43の形成後、約0.1〜2万年以内に月〜火星サイズの惑星の胎児が降着したとする地球化学的な推定値と一致する。つまり、地球型の大型惑星におけるNの起源は、原始惑星の成長速度と、そのコアに偏析したNの量に関連していたことになる。

以上のことから、原始惑星の分化によって、小惑星から惑星の胎児に至るまでの岩石体のバルクシリケイトリザーバーにおけるNの広範な枯渇が説明できることが示された。太陽系内惑星の岩石体のバルクケイ酸塩貯留層のN（おそらくCも）枯渇の原因は、星雲のプロセスではなく、親天体のプロセスである。太陽系内の岩石体のバルクのケイ酸塩貯留層は、星雲プロセスよりもむしろN（おそらくCも）が枯渇している。瞬間的な降着によって成長した惑星の胚を降着させれば、長い成長史を持つ大型惑星の窒素収支は満たされます（図6b）。BSEのN収支を、主に太陽系内外の資源から分化した惑星の胚のコアを経由して確立する9ことで、地球へのNの供給方法としてコンドライト系物質の後期降着を必要としなくなる。また、NとCは好塩性であることから、太陽系内惑星におけるNとCの降着経路は、コンドライト物質から降着したと思われる水の降着経路とは切り離されている可能性がある1,44。

方法 出発物質 出発物質は，約70 wt.%のケイ酸塩と約30 wt.%の合金の混合物である。TiO2を含まない合成トレアライト玄武岩混合物（ThB1）を使用した。この混合物は、以前に行われたNに関する合金-珪酸塩の分配研究（ref.10,11）の珪酸塩混合物と同じ組成である。珪酸塩の出発混合物は、試薬グレードの酸化物（SiO2、Fe2O3、Al2O3、Cr2O3、MnO、MgO）と炭酸塩（CaCO3、Na2CO3、K2CO3）から作られた。CO-CO2デルテックガス混合炉を使用して，出発珪酸塩混合物を1,000℃および～FMQ-2（FMQはフェイヤライト・マグネタイト・クォーツ緩衝材のlog fO2を意味する）で24時間焼成して混合物を脱揮し，Fe2O3をFeOに還元した。合金混合物は、試薬グレードのFeとNiの金属で構成されていました。N源にはSi3N4を用いた。還元状態の増加をシミュレートするために，出発合金混合物に可変量のSiを加えた．合金混合物は，エタノールを用いてメノウ乳鉢で30分程度ホモジナイズした後，デシケーターで2日以上乾燥させた。合金とケイ酸塩の混合物は，エタノール中で30：70の比率で，メノウ乳鉢で1時間ほど混合し，その後デシケーターで1日ほど保存した。

高圧(P)/高温(T)実験 実験は、MgOカプセルを用いて、一定の圧力（P = 3 GPa）と3つの異なる温度（1,600、1,700、1,800℃）で、所定のfO2を確保して行った。すべての実験は、ライス大学のエンドロード型ピストンシリンダー装置を用いて行われました。実験には、0.5インチのBaCO3/破砕性MgOアセンブリを使用し、以前の研究46で詳述されている校正と手順に従って、直壁グラファイトヒーターを使用しました。温度は，タイプC（W5%Re/W26%Re）の熱電対で監視・制御した。実験は，室温で目標圧力まで加圧した後，100 °C min-1の速度で加熱した。各実験は、目標温度に加熱する前に、850℃で一晩焼結して準備した。実験は、ヒーターへの電力供給を停止することで、約10～20秒で室温に戻しました。回収されたサンプルは、Wワイヤーソーで長手方向に切断され、クリスタルボンドにマウントされ、1,200グリットのサンドペーパーで研磨され、ベルベットクロス上の0.3ミクロンのアルミナスラリーで研磨されました。クリスタルボンドは、アセトンに一晩浸してサンプルから除去した。研磨された試料は、電子顕微鏡を用いてN、その他の主要元素、マイナー元素を分析した。

平衡状態の実証 3GPa，1,600℃で0.5，2，6，12時間の時系列分析を行い，合金融液とケイ酸塩融液中のN含有量，およびケイ酸塩融液の組成が定常状態に達していることを確認した．Extended Data Fig.2は、ある出発混合物について、合金およびケイ酸塩メルトのN含有量、ならびにケイ酸塩メルトの組成の時間的変化が最小限であることを示している。これは、1,600℃での実験が0.5時間以内に平衡に達したことを示している。より高温の実験（1,700℃および1,800℃）では、さらに短いタイムスケールで平衡に達すると予想される。Nは高温で高速に拡散するため（参考文献47）、今回の時系列実験では、45～180分の実験時間で十分であると判断した。これらの実験時間は、MgOカプセルを用いたC合金-ケイ酸塩分配実験48,49や、グラファイトカプセルを用いたN合金-ケイ酸塩分配実験10,11,12,13に関する過去の実験研究と同等またはそれ以上のものである。

急冷された製品のテクスチャー すべての実験製品は、均質なケイ酸塩ガラスに埋め込まれた金属塊（Fig.2a）、またはケイ酸塩ガラスのプールと焼入れされた樹枝状カンラン石結晶のマトリックス中の金属塊（Fig.2b）のいずれかで構成されていた。また、すべての実験で、カプセルの壁に沿ってフェロペリクレイスの結晶が見られた。また、フェロペリクレイスの一部は、ケイ酸塩メルト内や金属製の塊に隣接して分散していた（Fig.2a,b）。また、いくつかの実験では、ケイ酸塩融液中に分散した正立方体のカンラン石結晶の存在も確認された（Fig.2d）。過去の研究12,50で報告されているように、Fe-Ni合金の融液ブロブ中には、ミクロンサイズの急冷された樹枝状窒化物が観察された。いずれの実験製品においても、合金相とケイ酸塩相のいずれにもバブルは観察されなかったことから、急冷時にはNは溶出しなかったと考えられる。この観察結果は、黒鉛カプセルを用いて同様のP-T条件で行われた過去の研究と一致している10,11。

分析手順 電子線プローブマイクロアナリシス(EPMA) ライス大学地球環境惑星科学部に設置されたJEOL JXA8530F Hyperprobe EPMAを用いて、合金相およびケイ酸塩相の主要元素および微量元素の含有量を測定した。最近のいくつかの研究10,11,12,13に続いて，合金相とケイ酸塩相のNもEPMAを用いて測定した。珪酸塩相の分析には，炭素でコーティングした試料と標準試料を用いた。合金相の分析では，各セッションでサンプルと標準試料を新たにアルミニウムコーティングした。珪酸塩相中のNを除くすべての元素は，スミソニアン研究所の天然ガラス標準試料とSPI Supplyの鉱物標準試料を用いて測定した。珪酸塩相の元素の特徴的なKα X線は，以下の標準試料を用いて測定した。Si，Al，Ca，Mg，Fe，Na，K，Pについてはスミソニアンガラス，Tiについてはルチル，Crについてはクロマイト，Mnについてはロドナイト，Niについてはペントランダイト。合金相分析には，Cには実験室で合成された化学量論的なFe3C（参考文献51），Oには天然マグネタイト，Feには合成Fe金属，Niには合成Ni金属，Siには合成Si金属の標準試料を用いた。過去の2つの研究10,11と同様に，ケイ酸塩相のNの測定には合成窒化ホウ素（BN）を，合金相のNの測定には実験室で合成した窒化鉄（Fe3N）（参考文献10）を標準試料として用いた。

急冷された製品の不均一性を考慮して，20ミクロンのビームサイズを使用した。珪酸塩相の分析には加速電圧15kV，ビーム電流50nA，合金相の分析には加速電圧12kV，ビーム電流80nAの条件でNを測定した。これらの条件は、過去の2つの研究10,11から、合金相およびケイ酸塩相中のNを正確に測定するために最適であると考えられている。N Kα X線の秒間カウント数は、同じく過去の研究10,11に基づき、LDE2結晶を用いて測定した。

珪酸塩相中のNを除くすべての元素の計数時間は，ピークで10秒，各バックグラウンドで5秒であった。珪酸塩相中のNの計数時間は，ピークで80秒，上下のバックグラウンドでそれぞれ60秒であり，これにより検出限界は～320ppmとなった。最も酸化された実験における特定のケイ酸塩相のNの測定値が検出限界に近いか低い場合，Nはピークで150秒，各バックグラウンドで300秒の計数時間で測定され，その結果，～70ppmの低い検出限界となった。

珪酸塩メルト中のN分析と同様に，測定されたNが検出限界（～320ppm）に近い場合，それらのサンプルのN分析は，ピークで150秒，上下の各バックグラウンドで300秒の計数時間で行われ，検出限界は～70ppmに下げられた。分析中に試料や標準試料に付着したCの影響を考慮して，試料を約30回測定するごとに，標準試料を再分析した。合金相で測定されたC濃度は、過去の研究10,11,49に記載されているプロトコルに従って、分析セッション中のC沈着と同様に、Fe金属中のCブランクを考慮して補正された。

極端に還元されたN含有ケイ酸塩ガラスのEPMA合計値 IW-2.5で行われたすべての実験では，合計値（すべての酸化物と元素Nのwt.%の合計）が100 wt.%を超えたが，還元度の高い実験では100 wt.%からの乖離が大きかった。合金とケイ酸塩メルト間のNの分配に関する2つの先行研究11,13でも同様の観察がなされている。参考文献11の著者らは 11の著者は、高度に還元された実験のケイ酸塩ガラスの分析に玄武岩系ではなく安山岩系のガラス標準を用いれば、異常に高い合計値の問題を回避できると提案した。なぜなら、高度に還元された実験のケイ酸塩マトリックスの重合は、より重合した安山岩系のケイ酸塩ガラスの重合と類似しているからである。ref. 11とは異なり、本研究ではさらに還元性の高い範囲（～IW-7.1まで）を調査し、異常に高い合計値の問題は、玄武岩質、安山岩質、流紋岩質のいずれのガラス標準を用いても解決できないことがわかった。極端に還元された条件下では、ケイ酸塩メルトの構造中のOに代わってNがSi-N結合を形成することが示されている26,52。したがって、ケイ酸塩メルト中のSiをすべてSiO2としてカウントすると、SiO2の濃度を過大評価してしまう。NがすべてSi-N結合としてケイ酸塩メルトの構造に存在すると仮定して、SiO2とケイ酸塩メルト中の酸化物の合計を再計算した（補足表3のSiO2-cor.とTotal-cor.と表記）。しかし、これらの補正を行っても、EPMAの分析値の方が高い値を示しました。同様に還元条件下でのCの合金-ケイ酸塩分配挙動を調べたNフリーの研究でも、ケイ酸塩ガラスで同様に高い合計値が観測されている53。Si-SiO2バッファーは、これらの高い合計値が観測されたfO2の範囲にあるため、これらの実験ではSiO2が部分的にSiOに還元されている可能性があり、その結果、ケイ酸塩メルトのSiO2含有量が過大評価され、合計値が高くなったと考えられます。したがって，補足表3には，EPMA分析の合計値を100にするために必要なSiO/SiO2比の推定値も示しています。

フーリエ変換赤外（FTIR）分光法 ライス大学地球環境惑星科学部のThermo Nicolet FTIR spectrometerを用いてFTIRスペクトルを得た（Extended Data Fig.3）。実験用ガラスは，50～250 μmの厚さに二重に研磨し，分析前にアセトンとエタノールで洗浄した。試料の厚さの測定には，デジタルマイクロメータ（ID-C125EXB Mitutoyo Digimatic Indicator）を使用した。大気中のガスを除去するために，分析の前に液体窒素を一晩使用した。各スペクトル分析の最初にブランクバックグラウンドを採取した。FTIRスペクトルは、サンプルごとに少なくとも3～4個のスポットについて収集した。各スペクトルは，100×100μm2のスポットを用いて，650～4,000cm-1の波数範囲で，4cm-1の分解能で128回スキャンして得られた。最終的に報告されたスペクトルは，各サンプルの平均値である。

見つかった主要なピークは3,300cm-1付近の1つだけで，これまでの研究ではN-H種に割り当てられていた26,54。しかし、3,550cm-1にはO-Hのピークが見られず、これはシリケートメルトがほぼ無水であることを意味している。また、N-Hピークの曲線下の面積は、Hの存在量が明らかに多い、還元されたグラファイト飽和ケイ酸塩ガラスのFTIRスペクトルと比較して小さい（参考文献26の図2参照）。したがって、本研究の珪酸塩メルトでは、Nは無水N3-として溶解していると考えられる26。このことは、fO2の減少に伴って珪酸塩メルト中のN含有量が増加するにもかかわらず、N-Hのピーク面積がfO2の減少に伴って増加しないという観察結果によって確認されています（Extended Data Fig.3）。黒鉛飽和状態の水和ケイ酸塩メルトの複雑なC-O-N-Hスペシエーションと比較して、ケイ酸塩メルトにはC種の検出可能なピークがないことに注目したい。

酸素富化度の評価 実験製品の酸素富化度（fO2）は、Feに富む合金融液とケイ酸塩融液の共存によって決定された。

FeOsilicatemelt=Fealloymelt+1/2O2 (1) ここから、所定のP-Tにおける鉄-タングステン緩衝材のfO2に対するfO2値（ΔIW）は、次のように定義されます。

ΔIW=2logasilicatemeltFeOaalloymeltFe=2logXsilicatemeltFeOγsilicatemeltFeOXalloymeltFeγalloymeltFe (2) ここで，asilicatemeltFeOはケイ酸塩融液中のFeO成分の活性，aalloymeltFeは合金融液中のFe成分の活性，XsilicatemeltFeOとγsilicatemeltFeOはそれぞれケイ酸塩融液中のFeO成分のモル分率と活性係数，XalloymeltFeとγalloymeltFeはそれぞれ合金融液中のFe成分のモル分率と活性係数を表しています。非理想溶液モデルを用いて、固定のγsilicatemeltFeOを1.5と仮定してfO2を計算した（参考文献55）。合金融液中の成分間の非理想的な相互作用を考慮して、オンライン金属活性計算機(http://norris.org.au/expet/metalact/)を用いて、Wagner方程式56のεアプローチによりγalloymeltFeを計算した。

Roskoszら（2013）のグラファイト不飽和データとの比較 以前の研究15では、5～10 GPa、限られたfO2範囲（IW-2.7～IW-1.5）において、マルチアンビル装置を用いたグラファイト飽和系と比較して、グラファイト不飽和状態でのレーザー加熱ダイヤモンドアンビルセル（LHDAC）実験から桁違いに高いDalloy/silicateN値が報告されている15。しかし、合金中のC含有量がDalloy/silicateNに与える影響については、合金中のC含有量の測定ができなかったため、定量的な影響は明らかになっていない。さらに、原始惑星や惑星の分化に適用可能なfO2範囲（IW-7からIW-1の間）32において、合金中のC含有量がDalloy/silicateNに与える影響が持続するかどうかも不明であった。

Dalloy/silicateNのパラメータ化 広範囲の黒鉛不飽和MO環境におけるNの合金-ケイ酸塩分配挙動を予測するために、本研究および先行研究10,11,12,13,15,22,27のデータを用いて、合金中のC含有量の変化の影響を表す追加項を組み込むことにより、Dalloy/silicateNの経験的なパラメータ化を導出した。これは、黒鉛不飽和合金と黒鉛飽和合金の両方に適用できる、初めてのDalloy/SilicateNのパラメータ化である。このパラメータ化に用いた164の実験は，以下のパラメータ空間をカバーしている。P = 1～17.7 GPa，T = 1,400～2,577 °C，log fO2 = IW-7.1～0.2，合金中のS含有量は0～32.1 wt.%，合金中のSi含有量は0～24.6 wt.%，四面体カチオンあたりの非架橋性オキシゲン（NBO/T）は0.4～2.5，合金中のC含有量は0.1 wt.%～黒鉛飽和。この経験式は、ref.11に詳述されている熱力学的考察に基づいている。11.

lnDalloy/silicateN=a+bT+cPT+dln(100-XalloyS)+eln(100-XalloyS)2+fln(100-XalloySi)2+gln(100-XalloyC)+hln(100-XalloyC)2+iNBO/T+jlnXsilicateFeO (3) ここで、Pは圧力（GPa）、Tは温度（K）、XsilicateFeOはケイ酸塩メルトのFeO含有量（wt.%）、NBO/T項はケイ酸塩メルトの組成の影響を考慮しています。合金融液中のS，Si，Cの存在はln(100-XalloyS)，ln(100-XalloySi)，ln(100-XalloyC)の項で説明される。XalloyS，XalloySi，XalloyCはそれぞれ合金融液中のS，Si，Cのwt.%を表す。MATLABに搭載されている「regress」関数を用いて，重みのない最小二乗法による回帰を行った。得られた係数とその1σ不確かさを補足表5に示す。実験値と予測値はよく一致した（Extended Data Fig.7a）。参考文献12の実験では、初期のTiO2濃度が高かったために 12の実験は、初期のTiO2量が多く、log fO2 < ~IW-3でのDalloy/silicateNの値が参考文献11,13のデータと比較して大幅に高かったため、パラメータ化には含めなかった。11,13のデータと比較して、log fO2 < ~IW-3で大幅に高いDalloy/SilicateN値が得られたからです。その研究12の著者は、これらの実験で得られた高いDalloy/SilicateN値は、「真の分配値を表さない実験的人工物である」とも述べている。参考文献22の2つの実験（HB01およびHB15）は、黒鉛飽和条件下で行われた同様の研究と比較して、分析値の合計が低く（95 wt.%以下）、合金相のC含有量が異常に低いため、パラメータ化には含まれなかった。

Extended Data Fig.7bは、本研究で開発した経験的なDalloy/SilicateNパラメタリゼーションを、合金中のC含有量の全範囲（Cフリー合金から黒鉛飽和まで）について、黒鉛飽和条件で行った2つの先行研究のDalloy/SilicateNパラメタリゼーションと比較したものである11,12。本研究のパラメータ化によって黒鉛飽和合金に対して予測されたDalloy/silicateNの値は、log fO2 > ~I/O2において、ref. 11のlog fO2 > ~IW-4の範囲内にある。IW-4以下では、文献11の予測Dalloy/silicateN値は、log fO2 > ~IW-4の範囲内にある。IW-4以下では、文献11の予測Dalloy/silicateN値は急激に減少するが、これはグラファイト飽和合金中に少量（<0.5 wt.%）のSiが含まれているためであり、本研究の実験やパラメータ設定では考慮されていない。本研究のパラメータ化によって黒鉛飽和合金で予測されたダロイ/シリケートNの値は、fO2の全範囲にわたってref. 12の値とほぼ同じであった。本研究の実験データ（Fig.2b）と一致するように、Cを含まない合金およびCを含まない合金（0.4 wt.%、地球のコアの推定C含有量に近い濃度）で予測されたダロイ/ケイ酸塩N値は、log fO2 > ~IW-4において、黒鉛飽和合金を用いた系の値よりも約1桁高い値となった。IW-4以下では、黒鉛不飽和状態と黒鉛飽和状態でのダロイ/シリケートNの予測値の差が小さくなるが、これは、このような条件では、Siの添加により合金融液中のCの溶解度が低下するためである11,53。IW-6以下では、合金融液中のCの溶解度が黒鉛-不飽和合金の想定C含有量（0.4 wt.%）に近づくため、黒鉛-不飽和系と黒鉛-飽和系の合金を含む系におけるダロイ/ケイ酸塩Nの予測値はほぼ同じである。

珪酸塩マグマの海、金属核、大気中のN再配分 大規模な融解の後、降着したNは岩石体の3つの主要な貯留層、すなわち大気、ケイ酸塩マグマの海（MO）、合金コアに分配される。MOを覆う大気は、その蒸気圧による溶解度によって、ケイ酸塩メルト中のNの存在量を決定する。合金メルトとMOの平衡化により、岩石体のコアのNインベントリが決まる。

質量バランスを用いて、Nの総質量は分化の前後で保存される。

MtotN=MatmN+MMON+McoreN。 ここで、MtotN、MatmN、MMONおよびMcoreNは、それぞれバルクボディ、大気、マグマオーシャンおよびコア中のNの質量を表す。

あるリザーバーにおけるNの濃度は次のように表される。

CiN=MiN/mi, ここで、CiNはある貯留層のNの濃度を表し、miはその貯留層の質量を表す。

合金とケイ酸塩の間の平衡は、Dalloy/silicateN=CalloyN/CsilicateNで与えられる。Dalloy/silicateNは、本研究のEq.3を用いてfO2の関数として計算される。固定のヘンリー則定数を用いてCsを計算するのではなく

CsilicateN = 0.06pN + 5.97pN1/2fO2-3/4 (Extended Data Fig. 9)となります。Nの分圧はpN = MatmNg/Aで与えられる。ここでgとAはそれぞれ重力定数と岩石体やMO表面の面積である（Supplementary Table 7）。

小惑星や惑星の胚サイズの岩石体の衝突的成長 衝突成長では、岩石体は、各段階で結果として得られる岩石体の質量の一定比率（つまり、種となる岩石体の質量／最終的な岩石体の質量）を降着させて成長すると仮定する。ターゲットの質量は、成長の各段階において、インパクタ（種岩体）の衝突降着によって増加します。すべての岩体降着シナリオにおいて、各インパクターは所定のfO2で分化したと仮定し、その結果得られたリザーバー内のN分布は、金属-珪酸-大気の結合分別モデルによって計算されます。衝突降着の各段階で、我々は以下のことを仮定する。(1)ターゲットとインパクターのマントルが地球規模で融解する33,57、(2)インパクターのコアがターゲットのMO33,57に完全に乳化する33,57、(3)ターゲットとインパクターの両方の大気中のリザーバーが衝突前または衝突中に完全に消失する37,38。ターゲットとインパクターのマントルに存在するNの総量と、インパクターのコアに存在するN（衝突後にターゲットのMOに放出されると仮定）が、金属-珪酸-大気の分画に利用可能な衝突後のN収支に寄与する。ターゲットのコアは、相互に影響しない孤立した貯留層であると仮定する。衝突後、正味のケイ酸塩MO（ターゲット＋インパクターのマントルの質量に等しい）は、MOから脱ガスされた大気と平衡する（蒸気圧による溶解度に依存する）。MO中に存在するNは、インパクターのコア形成合金と平衡化することができる（Dalloy/SilicateNに依存）。この3つのリザーバー間のN交換は、上記で定義した金属-珪酸塩-大気の平衡化結合モデルによって同時に計算される。最後に、コアを形成した金属は沈み込み、合併後の純コアを形成する。珪酸塩マントルのN含有量は、MOステージから結晶化して固体マントルを形成する際に変更されないと仮定する。衝突後の天体のケイ酸塩部分に含まれるNは、次の段階の衝突成長のターゲットとして機能するときに交換可能であるが、コアに含まれるNは孤立したままであり、大気に含まれるNは、衝突の際に、あるいは岩石体が得られた大気を保持することができないために失われる（小惑星や小さな惑星の胚に適用可能）。

衝突による地球の成長 成長シナリオは、最初に分化した後に衝突して大きな天体を形成した天体の大きさに基づいて、降着のステップごとにMOの深さが増加する10のエンドメンバーシナリオに分類されます。1）シナリオ1～4：ベスタサイズの天体（0.04R⊕、0.00004M⊖）、（2）シナリオ5～7：中間サイズの天体（0.12R⊖、0.001M⊖）、（3）シナリオ8および9：月サイズの天体（0.27R⊖、0.012M⊖）、（4）シナリオ10：火星サイズの天体（0.53R⊖、0.107M⊖）で、R⊕とM⊖はそれぞれ現在の地球の半径と質量である。衝突による地球の成長は、前節で説明したような枠組みで行われます。種となる小惑星サイズの天体の降着による地球の成長（シナリオ1-7）では、BSEが極端にN不足になるが、種となる惑星の胚サイズの天体による地球の成長（シナリオ8-10）では、種となる惑星の胚に降着したNの正味量を変化させても、BSEのN予算を満たすことができる（図6）。前節で述べたように、ターゲットとインパクターのMOに存在するNと、インパクターのコアに存在するNが、金属-ケイ酸-大気の分画に利用可能な正味のNに貢献します。ターゲットとインパクターの大気は、衝突前に失われているか、衝突の各段階で剥ぎ取られていると仮定します。しかし、地球の最終降着イベントの後、つまり地球がほぼ全質量に達したとき（おそらく月形成イベントの後）、MO脱ガスの後に形成された最終的な大気は、図6の計算では保持されていると仮定しています。これは合理的な仮定で、月形成の衝突後の後期降着イベントは、地球の大気を完全に除去するほどのエネルギーを持っていない可能性があります。もし、降着の最後の段階でかなりの量の大気が失われたのであれば、常に高い降着バルクN値が必要となるでしょう。例えば、シナリオ10では、分化した火星サイズの惑星胚の降着Nが50ppmの場合、現在のBSEのNバジェットを満たすためには、約60〜100％の大気保持で十分であり、それ以下の大気保持の場合は、より多量の降着Nが必要となる（拡張データ図8a）。

また、図6に示した結果では、衝突の各段階でインパクターのコアがターゲットのMOに完全に乳化したと仮定しました。これは、小惑星サイズの天体や、月サイズの惑星の胚33,57に対しては、妥当な仮定です。しかし、比較的大きな火星サイズのインパクターでは、この仮定は成り立たないかもしれません58,59。インパクタのコアがターゲットのMOで非効率的に乳化する効果を考慮するために、シナリオ10で50ppmのNが降着した場合の計算例を追加で示す。火星サイズのインパクターが50ppmのNを降着していれば、衝突の各段階でターゲットのMO内でインパクターのコアが50％以上乳化していれば、現在のBSEのNバジェットを満たすことになる。

データの有無