昭和59年9月

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1 一 20 一希ガスからみた宇宙物質一超新星との遭遇と太陽系創造の物語一松田准一 ( 神戸大学理学部 ) 䩵湩捨楍䅔獕䑁 1. はじめに希ガスというのは周期律表の一番右側にあるHe( ヘリウム )Ne( ネオン )Ar( アルゴン )Kr( クリプトン ) Xe( キセノン )Rn( ラドン ) のことです一 希ガス " は英語ではそのまま raregas" といいますがその他 nob1egas" もしくは inertgas" ともよばれます. 日本語でも 希ガス " 以外に英語に準じていうと 貴ガス " もしくは 不活性ガス " という呼び方もされますカミこれらの名前はまさに希ガスの特質をよく表わしているのです. 周期律表の一番右側にあることから分るように希ガスの原子の最外殻電子軌道は完全に満たされているので化学的には非常に安定で原子同士カミくっつくこともな く分子を単原子で構成しています. このように化学的に安定で不活性なことから " 不活性ガス といわれるわけです. また 希ガス " ということはこれらのガスカミ地球上には非常に稀であることからきています. 宇宙でこのくらいあるだろうと推定されている存在度に比べて地球大気にある希ガスは格段に乏しくNeで何と1000 億分の1しかなくXeでも1000 万分の1です. このことは地球大気カミどのようにして創られ進化したかの研究に重要な情報を与えているのですカミそれについては後で述べることにします. 貴ガス " という呼び方はこのガスが稀であり化学的に安定であることから 貴重 " であるという発想から生まれたのでしょう. 我々研究者にとって希ガスは貴重な研究試料なので 貴ガス " という名があるのだろうという考えは間違いのようです. しかしまさにこの理由からこれからは 貴ガス " という呼び方で統一しようではないかという提案が一研究者から半ば冗談で出されたことがあります. その時は皆 そうだそうだ " と青いたのですがあまり守られていたいようです. Au( 金 ) がその輝きもさることながら何ものにもおかされない物質として音から貴ばれたように希ガスにも 貴ガス " という名前カミ与えられたのです それでは希ガスが金色の輝きを見せてくれるかというとそうではありません. 無色透明かつ化学的にも反応しない放ら一体どうやって希ガスを検出するのだと思うかもしれません. またそんな何とも反応しないものを研究して一体どんな情報が得られるというのでしょう. 2. 希ガスを研究する意義 (a) 希ガスを使った年代測定法希ガスは明石や地球の岩石の年代を決定する上にも重大な寄与をします.K( ヵリゥム ) の同位体 ( 原子核中の中性子の数だけが異なるので質量のみが異なり物理的性質は全く同じもの ) の内放射性元素の皇 Kは半減期 ( もとの物質が半分になる時間 ) が約 13 億年でArの同位体の内の1 つである皇 Arに崩壊します ですから岩石中の40Arと 40Kの量カミわかれぱ明石や地球の岩石の年代カミ決定できるわけです. 太陽系の年代は約 46 億年とされていますから半減期が13 億年であるというのは明石や地球の岩石の年代を測るのに丁度よいタイマーになるのです. もし半減期が長ければ40Kは少ししか壬 Arに崩壊しないのでそのわずかな {oarの量を決めるのは難しいでしょう. また半減期が短かげれぱ40Kのほとんどが40Arに変わってしまって今度は40Kの量を決めるのが難しくなるのです. こういう次第で我々は年代を測定するのにその年代と同じよう校半減期をもつ放射性元素を使うわげです. このことはまず大体の年代を知っていないと年代が測れないということで何とたく不可思議な気カミするのですがともかく宇宙 地球科学者はこのようなタ 一 一一㤀ノ 地質ニュース361 号

2 希ガスからみた宇宙物質一 21 一策 1 表贋宿及び地球岩石の年代決定によく使われる放射壊変放射壊変壊変用式 * 半減期 (100 万年単位 ) 40 如 Ar 8?Rb 竃 7Sr 螂 U 20 直 pb 2a5U 207pb 232Th 203Pb 䕃 β 一 (αβ 一 ) (αβ 一 ) (αβ 一 ) 㐸 ⰸ 型,468 㜰㐀ㄴⰰ 〸 *EC 一 電子捕獲 β1 β 一壊変 α α 壊変 (αβ ) αβ 壊変を何回か行うイマーをいくつか持っています ( 第 1 表 ).K-Ar 法はこれら年代測定法の1つで数 100 万年から数 10 億年程度の年代を決定できます. そんなわけで希ガスである Arの同位体比の測定を行い40Arの量を決めることは重要な情報を与えてくれるのです. さて他にもっとおもしろい年代測定に希ガスが関与しているのです.1960 年にはREYN0LDs(1960) が画期的な発見をしました Richerdton 明石の中に129Xe の異常濃縮をみつけたのです. 第 1 図はその歴史的なスペクトルです Xeには質量数が124から136までの 9 個の同位体カミあり一般には一番大きいピークであるユ32Xeを基準にした各同位体の比を使って議論をします. もし得られたXeの同位体比カミ地球大気と同じ在ら細い横線で示したピークの高さになるはずなのですカミそれと比較して129Xeのピークが高いのが明らかに認められます.i29XeはI( ヨー素 ) の同位体の1つであるi29I が放射壊変してできるのですカミュ29Iの半減期はたったの1700 万年しかないのです ですから太陽系が創られた頃多分 12 島 Iも元素合成でつくられたのでしょうが現在では全て129Xeに変わってしまっているはずです. こういう半減期の短い放射性元素で天然には存在しただろうけど現在は残っていないものを消滅核種と呼んでいます.Richardton 限石中に129Xeの異常濃縮があった 一一時間 उऱ ㄉडउ उऱ 一一 ' ψ ドト ルmmmmmgmm 1 二 3 二 4 ユ 1 二 第 1 図 Richardton 隈石中のXeの同位体 (Reyno1ds1960). ことは何を意味しているのでしょう一それは贋石が固結した時には1291がまだ噴石中に残っていたということです. 太陽系のもとになる色々た元素カミっくられてから明石が固結するまでの時間はi29Iカミ完全に129Xe に放ってしまう程長い時間ではなかったのです その後の研究から1291からきたと思われるi29Xeの存在が他の隈石からも続々と報告されました. 元素合成によって 1291かどのくらい創られるかは元素合成の期間や頻度カミどうであったかなど色々なモデルによって異なりますがこの値と明石の中の1291からきた129Xeを使えば元素合成の終了時から限石が固結するまでの年代カミ計算できます. それは6000 万年から2 億年ぐらいだろうといわれています ( 第 2 図 ). また各隅石のi29Iからきた129Xe の量を比較すれば明石相互でどのくらい固結するのに時間差があったかどうかも決定することができます. さきの元素合成でつくられるi29Iの量はよく分っていな元素合歳開始元碩地素石球含のの成固形終結成下笀 / 王 / 現在約 50 億年 (?)6000 万年 2000 万年 2 億年 46 億年 第 2 図元素合成から現在までのタイムスケーノレ. 元素合成の期間は別の時計一から約 50 億年と推定されている. 明石の固結には明石間で約 2000 万年ほどの時間差がある ( 第 3 図参照 ) 年 9 月号

3 一 22 一松田准䤮ヒ ル ㄲ㤯䥉 ⴴ ㅏ 伮㜀 K 回 roonda(c4) Chainpurm 註 trix(ll3) 䉪畲扤汥 㐩 Br1 derh 直 imc11ondru1e(l6) A]1eg 帥 11ondmles(H5) Pant 目 d k(h5) 䥮摡牣栨䔴 䅢敥 㐩匱ㅡ嵝潷慴敲却 ⱍ 慲歳 㔩 Pe 五 ablanc 齪 Sprig 䔡呡潯獩ㅩ捡瑥䍨慩湰畲捨潮摲由敳 䰳 St.Sεverin(LL6) 明石の I-Xe 年代一 4-20 一前期 㘀相対年代 (100 万年 ) 㠱後期 第 3 図個々の隈石の固結年代の時間差 潤潳敫ㄹ㜰 いので明石相互の固結時間差を決定する方カミずっと正確です. その結果は第 3 図にみるように色々た明石が2000 万年程の間に次々と固結したことを示していました (P0D0sEK.ta1.1970). 同じような消滅核種で希ガスに関係したものでは244Puがあります.244Puは半減期 7600 万年で自発核分裂を行い181Xe132Xe1 呂壬 Xe136Xe に狂るものカミあります. 半減期カミ1700 万年の1291カミ生き残っているとすればその約 5 倍も長い半減期を持つ 244Puの残っていた可能性は十分あるわけでその可能性はKUR0DA(1960) によって指摘されました. 幽 Puカミ蹟石の中に生き残っていたのは確かなようですカミ1291 と比べて比較する安定同位体がないのカミ欠点でその議論は今も続いています 1291と129Xeを使った年代測定法の開発により希ガス研究は盛んにおこなわれそれは現在でも続いています. 隈石の内で非常に始原的であると思われる炭素質コンドライトは原始太陽系星雲で温度が下がるにつれまず最初に高温でガスから凝縮した Inc1usionと呼ばれる白色包有物を持っています それら直径数ミリ程度の1 個 1 個のInclusionのI-Xe 年代を出そうとしている人もいます (ZAIcoWsK11979) そうすれば個々の明石がどのくらいのタイムスケーノレで固結したかもみることカミできますがまだ測定精度が十分でないようです. (b) 希ガスの同位体比異常希ガスは化学的に不活性であり常温で気体であることからわかるように極めて揮発性の高い性質を持っています. その為化学的にあまり関係しない温度圧力などの物理条件カミどうであったかなどを研究する上で希ガス相互の元素の存在度は重要な情報を与えてくれます. また上で述べたように1960 年代の希ガスの同位体比研究の主眼は年代決定することにあったわけですカミ1970 年代及び現在の欠きた問題点はむしろこういった放射性元素からくる同位体の成分を取り除いた希ガスの同位体比そのものの議論が活発に行なわれています. 音は地球の岩石明石月の石のどれを測定しても特別な理由 ( 宇宙線で叩かれたとか放射性元素の壊変とか質量の差だけによる分別効果である等 ) カミない限り様々な元素の同位体比はどこでも一定でした. 太陽系は大変均質である時期非常によくかき混ぜられたと考えられていたのです.1973 年になってシカゴ大学のCLAYT0N 達がメキシコに落ちた炭素質コンドライトのA11ende 隈石からO( 酸素 ) の同位体の1つである1 嗜 Oの異常をみつげました その後次々と他の元素 (MgSiCaSrBa NdSm ) でも同位体比の異常が発見されました. こ第 4 図 A11ende 隈看. 白く粒状にみえるのがInclusion でその間を埋めている黒いところがMatriX. 下の目盛は1ミリ単位 地質ニュース361 号

4 希ガスからみた宇宙物 1 魏萎 Li Be 鐙萎 1 麺茎 1 斌 '1 丶 उउउउउ 氉卬 ॐ 猉 lk1 三 Co Sc Ti V Cr Mn Fe CoRh Ni1Pd 蝋 =z 行 1 附 Ge sξ111 Fb Sr Y Zr Nb Mo π Ru Cd 工藤 Sn Sb 鍍 11 9 義 Bo Lo Hf To W Re Os 工 r Pf Al Tl 萱簸一. 鷹肋!1o/04!05/ /09 0 漉 /10 /2! Ce Pr Nd 肋 SmEu Gd Tb Dy Ho Er 下 myb Lu Th 戸 σ U ρ 加伽研 o/8 帰 初期凝縮物国コ金属圏揮発性物質 K 区 1シリケイト圏揮発性物質 <600K 希カスからみた宇宙物質塵璽揮発性物質 K 第 5 図凝縮の際の各元素の振舞い 湤敲猦佷敮ㄹ㜷 一 23 一れらは太陽系カミ昔考えられていたように一様で均質校ものでたく不均質であったことを示しています. 希ガスの中のNeやXeにも同位体比の異常がみつかりました. ところがおもしろいことに160をはじめとする他の元素の異常は全て限石の高温成分のInC1uSionにあるのですが希ガスはそういう所にはほとんどたく黒っぽい Matrixと呼ばれる所にあります ( 第 4 図 ).Matrixは細粒で数ミクロンから数 10ミクロンのかんらん石の微粒子からなっており水や炭素もはいっています.Inc1usionと反対にMatrixは原始太陽系星雲が冷えて温度がかなり低く狂った時ガスから凝縮した鉱物組成を持っています 第 5 図は各元素の揮発性の程度を表わしたもので希ガスは揮発性の程度カミか恋ゆ高く従って低温成分であるMatrixに大部分がはいっているのです 元素の同位体比の異常は太陽系が昔かきま晋られた時に生き残ったものがあるというわけですカミもしそういうものカミあれぱそれは高温にも対抗できるInC1u- SiOnにその可能性か高いと思われます. しかし Matrixにある希ガスの同位体比異常は低温で凝縮したものの中にも目にみえない小さな物質の不均質性カミあることを示しています もう1つ希ガスの同位体比異常は他の元素の同位体比異常に比べて大変大きいのも特徴です. 他の元素の同位体比異常は1/100を単位としたパーセントとか1/1000を単位としたパーミルの大きさなのですカミXeの同位体比異常は何と普通の同位体比の2 倍にもなるものカミあります.Neの同位体異常についても同様で他の元素では測定精度をかなり上げたいと同位体比の異常がみっからたいのに対して希ガスは比較的簡単に異常をつかまえることができるのです この 希ガスからみた宇宙物質 " ではこれら希ガスの同位体比異常及び希ガス全般の色々な成分について話をしていくつもりです. 3. 希ガスの測定法希ガスの存在量及び同位体比は質量分析計を使って測定します 第 6 図はその原理図ですがイオンソースと呼ばれる所で希ガス分子は電子によって叩かれ一部がイオン化して正の電荷を持つようになります. そのイオン化された希ガス分子を高電圧で加速して速度を与えて真空中を飛ばします. イオンは磁場中を通過するとその進路と直交する方向に力を受けます. それはローレンツカと呼ばれるものですがそのイオンの質量に依らないでその速度とかけた磁場の強さとにだけ依りま磁石神〆 ノ / 単収束型 量分析詞濃 一一一 一一一 イオンソースコレクター 1984 年 9 月号

5 一 24 一松田准一第 7 図希ガス用質量分析計 ( 東京大学小嶋研究室にて ) す 一方ローレンツカによる進路のまげられる大きさは希ガス分子の質量だけによるところがミソで物理化学的に全く同じで質量だけ異放るものが分離できるのです 実際にはコレクターと呼ばれるイオンを集め検出する所があって磁場の強さを変えると次々と質量の異なるものがコレクターにはいってきます. そのイオンによる電流の大きさから量を決定できます なにしろイオンが飛んでくるのですからその電流量の小さいこと 100 兆分の1アンペア程度の電流をエレクトロニクスの技術を使って検出するのです また希ガスは全般的に量カミ少ないのでかなり真空をよくしておか狂いと測定できません. 岩石を溶かして出てくるガスから水蒸気や炭酸ガスなどを取り除き最後まで反応しない希ガスを通常の大気の!0 億分の1 種の超高真空をつくった分析管に導き上のよう校手順で測定を行校うわけです. 岩石は160ぴCくらいで溶かして脱ガスしますが一度には全部溶かさず段階的に温度を上げていき80ぴC の成分 10000Cの成分という風に分析をしていくこともあります これを段階加熱法といいます. 第 7 図には実際のガス用の質量分析計の写真を載せました 4. 希ガスの元素存在比 (a) 太陽型 " と 惑星型 " と地球大気まず希ガス相互の存在量の比カミどのように測定されているか眺めてみましょう. 第 8 図には代表的な3つのパターンを示しました. 横軸は各希ガスの代表選手のようなものです.{oArの代りに36Arを使っている以外は全て各希ガスで一番存在量の大きい同位体で存在量を表わしています.Arは40Arカミー番存在量の大きい同位体ですがこれはK-Ar 年代測定の所で述べたように放射壊変してくるものなので代表には使わず8 周 Arを使 無一でいまナ縦軸は希ガスの存在度を 宇宙存敏で割っています. 宇宙存在度 ( 第 2 表 ) はCAMER0N (1973) によるものでHeとNeは太陽の観測からAr KrXeは理論的な推定値のようなものです. 太陽型 " 萎と書いてあるのは月の細かい砂からデータで太陽風カミ月の砂につかまったものです. 宇宙存在度に対して各希ガスとも一定の比になっていて大体横軸と平行です. 鱗 惑星型 " と書いてあるのは炭素質コンドライトのタイプ 2( タイプというのは熱変成の程度に応じて1から6まで区別されたもので1の方が熱変成の度合が少なく6が一番進んでいる ) であるMurrayという明石からのデータで重い希ガスの方が軽いものより沢山はいっています一縦軸は対数目盛校ので重い希ガスと軽い希ガスのはいり方の差はかなり大きいのです. 地球大気は 惑星型 " に近いのですがXeが少なくこの点が違っています Heは軽すぎて地球の重力ではっかまえておくことができず大気圏外へ逃げてしまうので大気にはほとんどありません.Xeの少ないのはよくわかっていないのですカミ地球上のけつ岩にXeカミ多量にはいっていることからそういうものに吸着されているのだろうと思われています (FANALE&CANN0N1971). 希ガスの中でもXeだけは少レ性質が違って吸着されやすいようです 地球の大気の希ガスは太陽系にこれぐらいあると思われている量に比べて格段に少ないこともわかっています. このことから現在では地球の大気は最初にできたものではなく一度なく狂ってしまって地球内部から2 次的に山越悼悼担什 挫埠悼晶一 2 一 3 一 4 一 5 一 6 一 7 一 8 一 9. 一 10 一 11 太陽型 '' 惑星型地球大気一 12 {He20Ne36Ar 畠 4Kr132Xe 第 8 図 太陽型 " 惑星型 " 地球大気の希ガスの比較地質ニュース361 号

6 希ガスからみた宇宙物質一 25 一策 2 表元素の宇宙存在度 (CAMER0N1973). ここには元素の存在度のみ掲示するカ洞位体存在度についても同様の表カミある. 元素存在度 (Si=106) 元素存在度 (Si=106) 1H Oユ 44Ru 1.9 ㉈攉 휱〹 ऴ 㕒栉伮㐀メカ トン椉㐹 ऴ 㙐搉アハ ート㑂攉伮㠱 ऴ 㝁有伮㐵㕂 ळ 㔰 ऴ 㡃搉㐸㙃 ऱ 㣗㜉㐹䥮 र 㠹㝎 ळ 㑘㘉㔰卮 ळ ユSb O.316 㥆 ल 㐵 㔲呥 श ユ Ne I 1.09 ㄱ乡 श휱〴व 㑘攉㔮ヘ ニヒㄲ䵧 ऱ 㙉휱 व 㕃猉伮ヘ ニヒ㜀ㄳ䄱 स 휱〴व 㙂愉㐮㠀ユ4Si La O.445 ユ5P Ce 1.18 ユ6S 5.O 105 '59Pr ㄷ䍬 व 㜰 㘰乤 रⰷ 㠀ㄸ䅲 ऱⰱ 㜲휱〵श23洉 㘀ㄹ䬉㐲 शマッハ甉伮〸㔀 䍡 ष 㐉㘴䝤 र 㤷 卣 ळ 㔉㘵呢 㔵 呩 ल 㜷㔉㘶䑹 㘀 嘉 㘷䡯 र 㜹 䍲 ऱ 㟗㐉㘸䕲 र 25Mn 9300 石 9Tm O.034 䙥 स 휱〵षす戉伮 㘀 䍯 ल 㜱䱵 ヘクタール 乩 ऴ プ㐉㜲䡦 र 䍵 व 㐰 षルーフ ル愉伮〲ヒ コ婮 ऱ 㐉㜴圉伮ㄶヒ ル䝡 ऴ 㠉㜵剥 㔳ファラット 䝥 ऱㄵष 㘰猉伮㜵フィート䅳 श ष 㝉爉伮㜱㜀フ ッシェル卥 श 㜮 㜸側 ऱ フラン䉲 ऱヒ アストル㔉㜹䅵 〲ヘクタール䭲 ऴ 㘮㠉㠰䡧 ヘ ソ剢 व 㠉㠱呬 㤲ヘ ニヒ卲 ल 㘮㤉㠲偢 ऴ ヘルツ変㐮㠉㠳䉩 㐳㐰婲 ल 㠉㤰周 㔸㐱乢 ऱ ह25र 㐲䵯 ऴउ てきたガスによってつくられたとされています (BROwN 1952) 第 9 図には火星と金星の惑星大気の様子を地球大気と比べて示しました. 絶対量は違いますが全体的放パターンの様子は地球大気とそんなに違いはないようです このように元素存在比からだけでは3つの大気は区別がつきませんカミ40Arと36Arの比が金星で約 1 地球で約 300 火星で約 3000と違っていて一歩同位体 1984 年 9 月号 1 制 9/9m 昌) 一 8 一 9 一 10 一 11 一 12 一 13 一 14 金星地球火星乥䅲䭲塥第 9 図地球 火星 金星の大気の希ガスの比較. 大気中の希ガス量 ( グラム ) を惑星の質量 ( グラム ) で割った. 比を考慮に入れれば各惑星の大気の区別はつくとされています. 最近火星からきたかもしれないという明石が話題になりましたが南極明石の中にいくつか火星大気とよく似た希ガスのデータを示すものがみつかり火星起源を支持する有力な証拠となっています. (b) 太陽型 " と 惑星型 " はどう でできたか? 太陽型 " は 宇宙存在度 " を持つものが質量の差などによる分別効果なしに粒子にはいってくればよいわけでそれには高速でイオンを粒子に叩き込むいわゆる ioninp1antation" が考えられます. 惑星型 " を 太陽型 " からつくるには希ガスと何かあるものカミあって希ガスがそれに対して平衡状態で溶けこむという溶解平衡を考える人が多いようです 希ガスにより物に対する溶解度が違うのでこの時の分別効果により 惑星型 " がつくられたというわけです. 溶けこむ相手カミわかっていれぱそれに対する希ガスの分配係数を測定しておいてやれぱ実際の明石中の希ガスのデータから明石ではどのくらいの温度で希ガスがつかまえられたか決定できます一そん校ことから多くの人が様々の物質に対して希ガスの分配係数を決めようとしました. 第 10 図はその中の1つでマグネタイトの合成に対しての溶解度を示したものです. その他明石を溶かし希ガスと接触させて溶解度を決めようとした実験がありまし

7 一 26 一松田准フラン〴 㔰㘰 幋汏住䅲千 1 K 一 1 軸 X 笀 ユ 潯 3ユ戴墜 1 魚 0. 工䡥乥 Fe304における希ガスの溶解度乥 䅲ヘクタール〇一〇工 / 湿度た しかしいずれも希ガスの取り込む量がわずかで実際に隈石にはいっている希ガスの量を説明することができないのカミこの溶解平衡説の最大の難点でした.FAN- ALE&CANN0N(1972) は隈石を粉にし希ガスの吸着の実験をしました 惑星型 " のパターンはうまく説明でき1000 分の1 気圧の時希ガスが吸着したとすれぱうまくつじつまカミ合うことがわかりました. しかしながら吸着でつかまえられた希ガスは低い温度で明石から出ていってしまうので実際に明石から希ガスの出てくる温度を説明できませ一ん. もっとも吸着されてから長い時間が経では希ガス分子は粒子の中へゆっくりと拡散していくのでそうすれぱ高い温度で希ガスか出るのも不思議ではないという人もいます. とまあこんな有様でやはりよくわかってはいないのです.OzIMA& NAKAzAwA(1980) は希ガスの取り込み方に静水圧平衡を仮定して希ガス相互の分別効果カミ起きるとしています これでは希ガスを取り込む粒子のサイズカミ分別効果を決めることになります. く稀心琀 lo 一 鳩甀韓ユO 一王片ミ第 0 図粂マグネタイトに対する希ガスの溶解度 10-1 焦 慮捥琦䅮摥牳ㄹ㜳 ㅯㄧ 唄街中の希ガスの量はいつ決定されたか? さて普通のコンドライトと呼ばれる噴石では岩石学凝縮母天体 6 漀 ~ タイプi 乳 84 どQ 33 づ3@ タ 8 9( 9 8 繊宿の際確立 㐀タイプ ( さきの熱変成度による1~6までの分類 ) が大きくたると含まれている希ガスの絶対量はずっと少なくなります. 例えぱLLコンドライトと呼ばれる隈石では LL3~LL6にかけて含まれている希ガスの量は約 3 桁も少なくなるのです. 岩石学タイプの数字が大きくなると熱変成度が大きいのではじめは同じ量ずつ含まれていた希ガスも熱変成の度合いに赤じて逃げたと考えるのが普通です 一方岩石学タイプの差による希ガスの含有量の差は熱変成の際ではなく原始太陽星雲でガスから微粒子が凝縮した時にすでに確立していたんだという意見もあります 明石はもともと母天体を持っていたのですカミ母天体の中で最も熱変成を受けている所は母天体の最も深い所でそれらは最初のガスから微粒子カミできた時最初に集まり始めた所なのです. ですからその時まだ温度カミ高いので希ガスも少ししか含んでいないというわけです このことは希ガスの含有量の岩石学タイプによる差が熱変成の時に確立したのかすでに原始太陽系星雲から微粒子が凝縮した時に確立したのかという問題です ( 第!1 図 ). 凝縮の時に確立したという説では凝縮と同時に微粒子の固結カミ進行して母天体をつくっていったということも意味しています. 漀 歓 '1 σヘ ーシ 誓〆総一 熱変成によリ確立地質ニュース361 号

8 希ガスからみた宇宙物質一 27 一 उ L3 口 L4 L5 OL6 10 1コ H उ 口 1 口 O O O 伮ㄉउ उ n 伮ㄱ〱ヘクタール䅲 㡣洳 第 12 図 LコンドライトにおけるInと希ガスの相関 慮摯渦坡獳潮ㄹ㘸 熱変成で希ガスが脱ガスしてしまったという意見の方が一見単純ですっきりしているように思うかもしれません ところカミ凝縮過程で既に確立していたと思えるような証拠がいくっかあるのです.TANDON&WA- SSON(1968) はIn( インジゥム ) と希ガスの含有量に連続的狂相関があるのをみつけました ( 第 12 図 ).Inも揮発性の強い元素ですが希ガスとは揮発性が異たっています. 蒸発というのは a11ornothin9" 狂ものであってこのように揮発性の違うものが連続的に相関があるのは熱変成が起こったとは考えにくいのです. さらにもう1つ凝縮説を有利にする事実があります. さきの第 10 図をみて下さい. これをみると1つおもしろいことに気がつきます. 第 10 図では温度カミ上カミると ( 図の宥方向 ) すべての希ガスの溶解度は小さく狂っていきます. このことは 温度か高いと希ガスは溶けにくい " もしくは 温度の低い方が希ガスは物質によくはいりこめる " ということを示しています. ところでその温度による溶解度の変化を示す直線 HeNeは傾きカミゆるいのですかArKrXeは傾きが急になっています. このことは温度カミ上がるとArは急激に物質に溶けこめなくなるのに対しNeの溶けこむ量はそんなに変化がたいから温度が上カミる前よりNe/Arは物質中では大きくなることを意味しています. 第 10 図では温度が上がるにっれて20Ne/36Arカミ増加していく様子を示してあります 一方熱変成で希ガスが物質から逃げていく場合を考えてみるとNeはArより軽い元素で一般に逃げやすいとされています すたわちこの場合には物 1984 年 9 月号ㅏ伀 L3 L4 L5 OL6 伸 品口口口刻 ㄱ〱ユ32Xe(101 工 ocm3/g) 質中のNe/Arの比が温度が上カミるにつれて減少することになり前の場合の逆になります. ですから現実の蹟石のデータでNeやArが減少する ( このことは温度が上がるということに相当 ) につれNe/Arの比が増加するか減少するかをみてやれぱ凝縮の際に溶解平衡で希ガスが瞑石につかまつた時にすでに希ガスの量に差かあつたのかもしくは熱変成で希ガスの量に差カミできたのかが判断できる! というわげです. ALAERTseta1.(1977) はLLコンドライトについてこのテストを行いました 結果は一目僚然第 13 図にあるように呂信 Arの量か減少するにつれて20Ne/ 豊 6Arの比は増加するのがわかります よってLL3~LL6の希ガスの量の変動は熱変成によって希ガスが逃げたということでは説明できないのです. 5. 希ガスの同位体比異常希ガスの中でも特に同位体比の議論からいつておもしろいのはNeXeKrで様々な同位体比異常の成分がみつかっています. これからこれら各希ガスの同位体比異常を紹介してその意味するところを述べていきましょう. (a)neo 皿 Neには3つの同位体 20Ne21Ne22Neカミあります. 測定された同位体のデータは縦軸に20Ne/22Ne 横軸に21Ne/22Neをとるグラフ上で表現するのですが数多

9 一 28 一松田准く 着 0.1 〱䱌㘀 St.Sるverin Fe304 Olivenz 固 LL5 叶䭲祭歡䱌アハ ート 1O? 山 Ar( ccstp/g 鉱物 ) 10 3 第 13 図 LL3~LL6コンドライト中のある鉱物は希ガスの内で割 6Ar 量カミ増加するに従って2 e/36arは減少. 点線は希ガスのマグネタイトに対する溶解平衡を仮定した時予定される傾き (A1aertseta1.1977). くの明石のNeのデータをプロットしてみると大体 Ne -ANe-BNe-Sと名付けられた3 点でつくられる三角形の中にはいってしまいます ( 第 14 図 ).Ne-Aは主として明石だけからみつかりその希ガスの元素存在度は 惑星型 " であることから 惑星 Ne" とも呼ばれています.Ne-Bは明石の段階加熱( 本論の3 希ガスの測定法参照 ) を行った時に得られたり太陽風を受けた月の砂に特有なもので 太陽 Ne" とも呼ばれます.Ne- Sは宇宙線に叩かれてできやすい21Neが卓越したものです.Neの絶対量と3つの同位体の比はこれらNe- ANe-BNe-Sの3 成分の混合であるとして方程式を解けはそれぞれの成分の割合いを決定できます. (a-1)ne-e 原始太陽系星雲は急激に冷却した! BLAcK&PEPIN(1969) は炭素質コンドライトのタイプ1であるOrguei 噸石を段階加熱したところ100ぴ 付近の狭い範囲に20Ne/22Neが異常に低い成分があるという画期的な報告をしました ( 第 15 図 ). 彼らは質量の差だけに依存する分別作用ではこんなに低い2.Ne/ 22Neは説明できないし多分同位体比の不均質性からきたものだろうと考えました これはCLAYT0N 達が酸素で同位体異常を報告する4 年も前の話でしたカミ当時はあまり人々の関心をひきませんでした 1970 年に JEFFERY&ANDERsは希ガスが蹟石のどこにはいっているかを調べるためOrguei1 明石からシリケイトを分離して希ガスを測定しました. ほとんどのNeのデーㄴユ2 口 B 汯鶉 8 ξ 熱 口 E 樰氏セント鰯䵩佁 〲 幽 O 灘 A 舎 ト ル RRミリ弼 A 壕 讐䤀䥉湉伀湉嘀啲敩嵩瑥匀䍯匀 0 400,500,600, 乥 攲 㤰第 14 図炭素質コンドライトとユーレライトにおけるNeの固体比 慺潲整慌ㄹ㜰 地質ニュース361 号

10 希ガスからみた宇宙物質一 29 一策 3 表 0rguei1 隅石とMurchisOn 嘱石中の 2つのNe-E(Meiereta1.1980) ㄲ乞 8 乞㘀ユ25 壬 3 䄷 1ユ㠀 0 個 乥 乥 乥 乥 乥 ⵅ 〡㰰 ⰰ〱 Ne-E( 免 )<O.2<O.O03! 刎 7C 乃ク 0 物乥 ⵅ 乥 ⵅ 㰰 ⰰ〴 Ne-E( 乃 )<( 第 15 図 㘰 加 Ne/22Ne Orguei1 明石中のNeの段階加熱のデータ 数字に100 倍したものが温度 (B1ack&Pepin, ユ969) タはNe-Aのまわりに集まったのですカミ2,3のものはNe-Aよりも低い20Ne/22Neにきました. これに目をつけてEBERHARDT(1974) はこのシリケイト部分を更にいくつかの部分に分け結局コロイド状にもならず磁気性でもない部分にNe-Eが濃縮していることを汏猀 110-I 娀か 1 稀汏 汏 ㄹ㜹戀ㄹ㜹 1 1 卜 1 ㄹ㜲ㄹ㜴ㄹ㜷鶴 Ne-A o 卜 1 ~ ト 1 Ne-Eの成分日 1ock11972 Eberhord 川 9741 NiedererondEberhordf{1977 S-niv050nondAnde 了 s(1978 Ebe[hordlefol JUngc 汽 ndeb 弓 {ordlい97 洲 lo-4 lo'310-2 Ne2レNe22 第 16 図 Ne-Eの20Ne/2 里 Neと21Ne/22Neの変遷 湤敲猬ㄹ㠱 1984 年 9 月号突き止めました 1978 年にEBERHARDTはこの最もNe-Eの濃縮している部分の段階加熱を行い更に低い20NE/22Neの値を得ました それと平行してIvma, Dimmmitt,Murchjsonの各瞑石にもNe-Eの存在カミ報告されましたが1972 年から1979 年にかけてNe-Eの 20Ne/22Ne21Ne/22Neがどのように低い値に決定されていったかを第 16 図に示します. 当時はNe-Eが次々と低い値になっていくことに研究者達は驚嘆したのです. その後 Orguei1 明石のNe-Eには低温 (~600 ) で出てくるNe-E(1) と高温 (~120ぴC) で出てくるNe-E( 乃 ) の 2つの成分カミあることが分りました. このことはMur- chison 明石でも確認されNe-E( 王 ) は何か炭素質なものNe-E( ん ) はスピネルという鉱物に入っているのではたいかとされましたカミよくわかっていません 第 3 表にはOrguci1 明石とMurchison 噴石から得られているNe-E(1) とNe-E( 乃 ) の20Ne/22Ne21/Ne/22Neの値を示しました. さてNe-Eとはどんなものでしょう. もし明石に純粋な22Neだけか付け加わったと考えましょう. そうすれば非常に低い易 Ne/22Neと21Ne/22Neが同時につくられることは納得カミいきます. それでは一体どのような過程で22Neかつくられたのでしょう.JEFFERY &ANDERs(1970) は宇宙線中の低エネルギーの陽子で 22Naをつくる反応を考えてみました.22Naは2.6 年の半減期で22Neに崩壊するのです ( 第 4 表 ). しかしたカミらこの表にも掲げてあるようにこれらの反応は同時に多くの21Neをつくってしまうのです. さきのNe-Sが宇宙線で叩かれてできる成分で第 13 図上で21Ne/22Ne カミNe-AやNe-Bのずっと右側へ行ってしまうのも21Ne

11 一 30 一松目ヨ准第 4 表 Ne-Eをつくる宇宙線照射の反応 (J 唖 FERY&ANDERs1970). 反応必要なエネルギー 敖 ( ユ ) Na2s(p,d)Na22(β 十 2,6yr)Ne2 里 Mg2{(p,He3)Na22(β 十 2.6yr)Ne22 Mg25(p,α)Na22(β 十 2.6yr)Ne2 里 Na2ヨ (p,he3)ne21 Mg2 吐 (p,α)na2 工 (β 十 23s)Ne 留 1 12 名ㄶ ハ ーツ㤀ㄷ 㘮㤀カミ22Neより沢山つくられるからです. 第 4 表をみれぱこれらの宇宙線反応には必要なエネルギー値に様々の値があることがわかります. しかしどこかで22Neだけつくって2ユNeをつくらないエネルギー値があるという説明ではうまくいきません.21Neをつくる反歩の値は22Neをつくる反応の値と同じような範囲です. 一番うまい方法はこうです.(4) の反応では21Neは直接つくられるし (5) の反応でも21Naから23 秒後に21Neができてしまいます. ところが (1)(2)(3) の反応では22Naから2.6 年ぐらいたたたいと22Naはできません1そこで 23 秒後にできた2iNeはその時原始太陽系星雲の温度カミまだ高くてっかまえられないカミ2.6 年後に22Neができた時は原始太陽系星雲の温度カミ十分下がっていて希ガスを粒子の中にっかまえておくことカミできたとするとうまく説明できます このことは原始太陽系星雲カミ216 年で希ガスをっかまえられる程に冷えたという 急激狂冷却 " を意味しているわけです. 他の研究者も22Ne は太陽系初期の宇宙線照射でできたという説や元素合成でできた22Naから22Neカミできたという説をだしていますカミいずれの場合も22Naが2.6 年で22Neになった時は希ガスを逃カミさたい程冷えていなければ駄目で 急激な冷却 " という結論は同じです. (b)xeno 皿 Xeには9つの同位体 124Xe126Xe128Xe12 島 Xe130Xe 131Xe132Xe 工 34Xe136Xeカミあります. この内 124Xeと 125Xeは p 一過程 " という元素合成でつくられる同位体です. p 一過程 " とは重元素合成の1つで 速い陽子捕獲 " が起こるもので安定同位体の核種の内陽子過剰であるものはこのp 一過程でつくられます i34xeと1 銅 Xe は r 一過程 " という元素合成でつくられます. r 一過程 " とは 速い中性子捕獲 " で中性子捕獲をした後 β 一壊変する前に次々と中性子を捕獲して中性子数の多い不安定核種が一挙にできた後 β 一壊変して安定核種になるものです 128Xeと130Xeは s 一過程 " という元素合成でつくられます S 一過程 " とは 遅い中性子捕獲 " でできた核種カミ不安定な場合 β 壊変し安定な場合は更に次の中性子捕獲を起こすというものです.129Xe131Xe 132Xeはr 一過程とs 一遇程の両方でつくられる同位体になっています. 第 17 図はXe 付近の原子核合成の様子です 黒い線はS 一過程の遣麓を示し各同位体の元素がつくられる過程の種類をPrsで示しました. 鉄より重い元素はこのp 一過程 r 一過程 s 一過程の3 種類の元素合成でつくられるとされています.r 一過程は超新星の爆発によて中性子が大量発生して起こるとされていてp 一過程も超新星の爆発時に陽子の存在量の多い外層部で起こると推定されています. こうして太陽系での元素合成でつくられたXe 以外に軽い方のユ24Xe~182Xe は宇宙線によって叩かれてできるものがあり重い方の 13iXe~186Xeは238U244Pu 等からの自発核分裂により生成されるものカミあります.Xeの絶対量の少校い普通のコンドライト噴石ではこれらの影響は大きくなります. また129Xeはさきにみたように消滅核種の12 宮 Iから放射壊変してくるものもあります. Neの場合と同じようにXeにも 太陽型 " と 惑星型 " があります 第 18 図には炭素質コンドライトのタイプであるMurray 限石と地球の大気のXeのデータを 太陽型 " である月の砂からの太陽風のXe 成分で観格化したものを示しました.Murray 明石のXeのデータは炭素質コンドライトのXeのデータの平均値と同じてその意味からAVCC(AverageVa1ueofCarbo 阯 ousch.nd.it )Xeとして使われています. 惑星型 " の代表であるAVCCXeは太陽 Xeと大体一致していますが181Xe~136Xeが少し高いようにみえます. 地球大気のXeは太陽 Xeに対してか妊り質量分別を起こし皿阿䤀呥 S 一過司阿晒 1= = '1111 1=:113ユ '1==,l ;, 1 畠 x1 争? 章 11 三 ;3 夕 11 妻葦維 墓 1 壕 :111127= ' ユq11111'=: =1, ミ1=1 べ β y ==122' 言 ぺ 1 125, 島 ''11. 讐ヘ ーシ 饗ぎ1 箏ハ ーセントワット2= 楓篶ヘ ーシ 1== 嗣 S 一過程の経路図亙第 17 図 Xe 付近の元素合成. 地質ニュース361 号

12 希ガスからみた宇宙物質一 31 一 δw 一 100 一 無 一 14 / 箒ト 争 / 墓 1' 至至多 1 王 /! 委 12 生 ユ32134ユ36 質量数第 18 図 AvccXe(Murray)" と 太陽 Xe" 地球大気のXe" と 太陽 Xe" の比較. δ1 呂 亙 =1000x (xe 虹 / 叉 e130) 試料 /(xem/xe1 用 ) 太陽 xe-1 潤潳敫ㄹ㜸 伮㠀伮㘀糾婁友黒伮㐀伮 核分裂 X 鐙 Auende 艦 㡕 244pu 244Cm 口ユ エ36 質量数第 19 図 CCFXeと重元素の自発核分裂によるXeの比較 (Lewiseta1.1975). ていて質量数に対して直線上に並んでいます. ( ト1)CCFXe 超重元素の存在か超新星との遭遇 P AVCCXeは太陽 Xeに対して1 島 1Xe~ Xeが少し濃縮していました. この濃縮は炭素質コンドライトに特徴的なことと当初重元素の自発核分裂の結果であると思われたのでCCF(CarbonaceousChondriteFission) Xeとして知られるようにたりました一策 19 図には A11ende 明石からのCCFXeを238U244puなど知られている重元素の自発核分裂によるXeのパターンと比較してみました 第 19 図をみれば確かに131Xe~1 畠盾 Xe が濃縮しているという全体的な様子はあっているのですが細かい点では一致しません. 特にCCFXeでは 132Xeは1 呂 1Xeより小さいのですが望 28U2 里 4Pu 幽 Cm の自発核分裂ではいずれもi32Xeは13ユXeより大きく在っています. このユ32xe/i31xeが1より小さくなることが現在まで知られている重元素の自発核分裂では説明できなかったのです. このよう校理由からCCFXeは超重元素 (Superheaw e1ement) の自発核分裂では校いかというアイデアが出てきました. シカゴ大学のANDERs 達は1969 年には CCFXeカミ揮発性元素の多い始原的な隈石である炭素質コンドライトにありUやThのよう恋アクチノイド元素でなくHgInT1Biといった揮発性元素と相関していることから原子番号 112 番から119 番の間の揮発性 1984 年 9 月号の超重元素ではないかと予言をしました.1972 年には超重元素の太陽系星雲での凝縮温度を推定して原子番号 111 番から116 番の間であると改訂 1975 年には113 番から115 番まで狭めて超重元素の原子番号をつきとめようと必死でした. 一方 MANUELetal (1972) はおもしろいことに気カミつきました.CCFXeは重い方のXeである13 王 Xe~ 閉 Xe が濃縮されているのですが同時に124Xe126Xeも濃縮されていたのです. このことは最初の興にも気付かれていたのですが元々 124Xe126Xeは存在度が低く宇宙線による影響もあって誤差が大きいためあまり注目されなかったのです. 第 20 図には彼等のプロットを示しました この図には宇宙線照射自発核分裂質量差による分別効果の影響があった時この図上でどちらへ進むかを矢印で示してあります この図に炭素質コンドライトの段階加熱のデータをプロットするときれいに直線にのります. しかもそれは自発核分裂の方向だけでなく宇宙線照射による影響と自発核分裂の影響がよく相関して増大する方向にあります. このようた関係のない2つの効果がきれいに一緒になるのはおかしいことです. それよりは1s5Xeと124Xeか一緒に濃縮した第 3の成分があってそれがAyCCXeと混ざったと考える方が自然です.1ヨ6Xeはr 一過程の核種 124Xeはp 一遇程の核種でこの第 3の成分はr 一過程とp 一遇程の元素合成カ洞時に卓越した所す匁わち超新星です Xeのデータの直線関係は太陽系の初期に超新星と遭遇した

13 一 32 一松目ヨ唯一フラン漀堀휀キロ30 苧 太腫や ± 蛛大気噛㠲 㘲 㠀ㄳ㙘支ㄳじ攀第 20 図 CCFXeにおける124Xeと1 割 5Xeの相関. 宇宙線照射核分裂質量分別効果による同位体の変化を矢印で示す (Mame1eta1.1972) 時大陽系の平均であるAVCCXeと超新星でのXeの混合の結果だという結論に狂りました ANDERs 達はこれに対してどう考えたでしょうか. 第 21 図には炭素質コンドライトのタイプ3のV( 炭素質コンドライトのタイプ3にはVとOの2つに分類される ) のサンプルについてのCCFXeを示しました A11ende 明石のA11.2という試料 ( 化学的処理をして分離した試料 ) カミ現在までに得られている最もCCFXeが濃縮しているものです. これをみると軽い方の124Xeから130Xeまでは質量数に対してきれいに直線に並んでいます. このようた時には一般に質量分別効果であると解釈されま 㐀 伀担悼 1 8 悼心ト1 6 友旦 11.4 휀襲半 C3Vコンドライト中のXe 鐙 GrosnajaB ムVigaranoB 聯 Leovi11eB AllendeA11.2 蜂 ユ34ユ36 質量数第 21 図炭素質コンドライトタイプ3V 中のCCFXe 慴獵摡整慬 㤸ぢ 重いXe(1 君 1Xe~1 呂 6Xe) と軽いXe(124Xe~128Xe) が一緒に濃縮している. す. 重い方の131Xe~13 盾 Xeの濃縮はその質量分別カミ起った後に超重元素の自発核分裂が付け加わったと考えれぱよいわけです.1980 年にANDERs(1981) はこの軽い方のXeの質量分別効果の直線を重い方まで延長し CCFXeの濃縮を計算しました その結果は第 22 図のようなものでi32Xeはi31Xeより大きくなり原子番号 114 番の超重元素からの自発核分裂の値とよく一致していました. しかしなカミらANDERsの説では軽い方のXe と重い方のがなぜよく相関しているのかは説明できま世ん. 質量分別効果と自発核分裂という関係のないものが一緒に行動するわけカミ校いのです 質量分別効果の大きいもの程たくさん超重元素が入っていたとは考えにくいのでMANUEL 達はそこを攻撃します. しかし 㠀超 0 6 料杜女異 O.4 佉 㤷㔩 㤷㜩 al.(1977 (1980 第 22 図 CCFXeと原子番号 114 番の超重元素の核分裂によるXe(Anders,1981). 質量数地質ニュース361 号

14 希ガスからみた宇宙物質一 33 一 τ 伮 1 휀 4 휀胃 O.18 ㄶ十十丁セント 吀 一 一 1 一 ' 一 ''''c 蔭 '.''' 呔 O,30 在 一 OO 馴 4 吋ポ 帆 1ユㄴ 㔰 Murchison 隈石の段階加熱によるs-Xeの姦享二 1 倍したふ叢セント手 1 吾欺一度に溶かした時のもの.14(140ぴC),16 (160ぴC) で上側にきているものが多い. 136Xe/13 子 Xe MANUEL 遠の説にも説明できない点があります. もし CCFXeカミ超新星との遭遇の証拠ならCCFXeの濃縮している試料で他の元素の同位体比の異常があってもよいのですか希ガス以外の異常はみつからないのです. また12 斗 Xe~130Xeがきれいに直線に並ぶのは単なる偶然なのでしょうか. こんなわけでこの論争はMANUEL 遠の方に少し分があるようですがまだよく結着カミつい口川ト ル휀 拙挺悼哀寒 〱綴 s Xe Murchison 慮摏牧略椱 漱 1S 急km ) 十 SolarXe 伮 ㄲ㐱 ㄲ㠱 ㄳ〱ヒ ルㄳ 質量数第 24 図 0rguei1 隈石とMurchison 限石中のs-Xe と理論値との比較 (Alaertseta1.1980) 年 9 月号ていないのです. ( ト2)s-Xe 赤色巨星の名残りさてCCFXeはP 一過程とr 一過程でつくられたXeの同位体が濃縮した形だったわげですカミ道にs 一過程のXe の核種だけが濃縮したものはみつからないのでしょうか? SRINIvAsAN&ANDERs(1978) はMurchison 明石を様々の酸やアルカリで化学処理を施しその試料を段階加熱したところ1400 ~160ぴCの成分にユ28Xe 120Xeす放わちs 一過程でつくられる核種の濃縮したものカミあらわれました. これをs-Xeと呼びます. 第 23 図はs 一過程のみでつくられる核種の1 呂 Xeについてその様子を示したものです 180xe/ ユ32xeが大きくて 太陽 Xe" と CCFXe" を結ぶ線より上にきているのカミみえます これは18 晩の濃縮した第 3の成分の存在を意味しています.ALAERTseta1.(1980) はこの試料の更に細かい分離を行ないコロイドにたら在い1~3 ミクロンサイズの粒子にこのs-Xeが濃縮していることをつきとめました. 彼等はOrguei 順石とMurchison 明石のs-Xeの全てのデータを使いs-Xeの純粋な値を計算しました それは何と理論的に予測されていたS 一過程でできるXeの同位体比とぴったり一致していたのです ( 第 24 図 ).s 一過程は主に赤色巨星で起こるとされているのでこれはこの時の生き残りがある証拠なのです 狂おs-Xeは炭素質コンドライトのタイプ1のOr guei 噸石同じくタイプ2のMurchison 明石にはあるのですが同じくタイプ3のA11ende 蹟石ではみつかっていませんでした ところが去年の3 月アメリカのヒューストンの学会では極わずかだがA11ende 明石中にも

15 一 34 一松田准一団 肥 '1 二甘ノ'1 二山 [ 1 耳も1 雫 111 一 Rb86' 11 財二 111 一 =11S,r:= ' 18.7d 燃黙魚 Kr81 1Krセント.ll 1 畑三.ll 1'K l11 Kr85 11 応 9111 尽 卵 =1:11: y 1=:11111' 争 111: :1111 苧三 1 土 :11: ミ,1ト y 1:111キロ上二 m 1B ワット.11 Br80 1 B 1. 二 11 Br 斗. ト1:=11 18m 今 1 言 11 享 1 35h 第 25 図 Kr 付近の元素合成. s-xeが存在することが報告されました. S 一過程の経路 特灴佮 Krには6つの同位体 78Kr80Kr82Kr83Kr84Kr86Kr があります 第 25 図にXeと同様各同位体の核種が p 一過程 r 一過程 s 一過程の何でできるのかをrPsで示します. 黒い線と矢印はS 一過程の道筋で数値はβ 一壊変の半減期です 宇宙線照射は86Kr 以外の全てを つくるし83Kr~86Krは自発核分裂によっても生成されます.Xeと同様 AVCC(AverageVa1ueofCarboneous Chond ites)krは 惑星型 " ですカミ月の砂のデータからの太陽 Krとそんなに大きな差はありません ( 第 26 図 ). 地球大気は太陽 Krに対して質量分別効果がみられますがXeの場合と逆で軽い方が濃縮した形です. この理由はよくわかっていません.CCFXeと同様 Kr にもp 一過程とr 一過程でできる同立体核種の濃縮したCCF Krがあるでしょうか 第 27 図にはCCFXeの最も濃縮したA11ende 噴石からの試料 A11.2のKrのデータを示しました.CCFXeがあることからこれをCCFKr? 艶㈥ 伥鳩〥一 1% 一 2% 1 地球大気 一音一 1 畿 / 紅一㜸㠰㠲㠳㠴㠶䵁卓䴀第 26 図 地球大気 " と 太陽 Kr"( 上図 ) AVCCKr" と 太陽 Kr"( 下図 ) の比較鳩 = (Kr 皿 /Kr86) 試料 /(Kr 皿 /Kr8 周 ) 太陽 Kr-1 扥牮慲摴整愱 㤷㈩と呼びますがrp 一過程の濃縮している気配はなく単に軽い方の同位体力沙ない質量分別を起こしているだけのようです. もっともそんなにきれいに直線というわけでもないので何か他の成分カミあるのかも知れません. ( ト1)s-Kr s 一過程の元素合成は短い時間内に起った! Krのデータを縦軸に82Kr/84Kr 横軸に86Kr/84Krと趣料悼心 女甀휀鶉尀 㠀㘀㐀 㠀䭲䄱 マイクロ塥㜸㠰㠲㠴㠶ㄲ㐱 ㄲ㠱ヒ コㄳ フ ッシェルㄳ㘀質量数第 27 図 A11ende 明石からの酸処理された試料のCCFXeとCCFKr. 黒丸印がCCFXeの最も濃縮している試料 A11.2(Anders,1981). 地質ニュース361 号

16 希ガスからみた宇宙物質一 35 一伮 Kr 島 2 Kr 畠 4 ㄸ ㄶ二冊. 毘 1H ㄶㄲ 12]4 1 十䵕剃䡉协一嬢嚢 1C1 議翻 1C10 轡 簿 1 ム1C59 十十も 汬氀メ賞उउउ s-kr MURCHISON.2C10mm160ぴ (Kr 畠 2/Kr 島 4) 働 s-proce 畠昌 Kr(C1 昔 }tcm&w 且 d 念 0.35 十 So1 割 rkr 禽 團 8 薗十十十 8 O.1 18 禽口幽舎嵐 8 8 企 8 禽 O.01 7R 只 呉 9 呉 2 只五只呂㜸㠰㠲㠳㠴㠶質量数第 29 図 Murchison 碩石から得られたs-Krと理論的に計算されたs-Krとの比較 (Matsudaeta1. ユ980a) ファラット フ ッシェル ヘクタール Kr 呂 6/Kr84 第 28 図 Mu his n 隈石の 一 Kr(A1.e.tseta1.1980). す!CLAYT0N&WARD(1978) はs 一過程のKr 同位体のデータは段階加熱によるもので数字に100 倍したものが温存在度を理論的に計算したのですがそんなわけで Kr 度 T" は試料を一度にとかした時のもの については0~90% の86Krがs_ 過程でつくられるとした 2C10mという試料の11(110ぴC),16(1600 ) にs-Krカミ濃縮している. だけでした 著者らはMurchison 蹟石のデータから s-xe 似た手順でs-Krの同位体比を計算してみました. s-xeと異なりkrの場合 s-krの1つの比例えば82kr /8 壬 Krを決めないと全体の比が決まりません. そこでいう風にプロットすると多くのデータはAvccKrとs-Krの82Kr/84Krを LAYTON&wARD(1978) の理論 CCFKrを結ぶ線上に並びます. ところカミさきのから推定された値の範囲にとって変化させてみました. Murchison 明石から分離したコロイドにならず1~3 結果は第 29 図にあるように全体的に理論値と非常によくミクロンのサイズのs-xeが濃縮していた試料はこの合っていました. またs-Krの86Kr/84Krも決定でき直線からはずれて上側にきます ( 第 28 図 ). このことその量からs 一過程は5~100 年という非常に短い時間では82Krの多い第 3の成分の存在を示しています.82kr 起こったと結論できたのです.s 一過程は10 呂 ~10 件ぐは第 24 図から分るようにs 一過程でのみっくられる核種ならいで起こると思われていたのに対しこれは非常に短のでこの第 3の成分はs-Xe 同様 s-krたのです. い時間です. さて第 25 図に着目して下さい s 一過程の道筋は85Kr のところで点線で86Krにいっています.85Krのβ 壊 6. あとがき変の半減期は10 8 年なのでもしs 一過程の元素合成が非常にゆっくりで103とか104 年ぐらいだとすれぱ中性子以上帝ガスの話を紹介しましたが特に各希ガスのを捕獲する前に85Krは全て85Rbへ壊変してしまうのです. 同位体の異常が太陽系の初期の様子について様々な情報道にs 一過程がすぱやく起こったなら85Krは85Rbへ裳を与えてくれることがわかっていただけたと思います1 変ずる前に中性子を捕獲して8 日 Krをっくるでしょう. 宇宙科学者は数ミクロンの物質申の希ガスの情報からですからもし実験データの方からs-Krに86Krがある全太陽系での出来事を鮮やかに描いてみせます.( そんとそれからS 一過程の起こった時間を推定できるのでなことが可能だということからして本質的に誤りであるという 1984 年 9 月号

17 一 36 一松田准一悪口もありますが.) そうしてそうしたわずかの手掛りから何が導きだせるのかということが科学の醍醐味というものなのでしょう. 文献ㄩ䅌䅅剔匬䰮 ⱌ 䕷䥳 ⱒ 湤䅎䑅剳 ⱅ ㄹ㜷 Primordia1nob1egasesinChondrites:Theabund 慮捥灡瑴敲湷慳敳瑡戱楳桥摩湴桥獯ㅡ牮敢畬愮卣楥湣教 ⰱ 㤸 Ɒ ⴹヒ コ ㈩䅌䅅剔猬䰮 ⱌ 䕷䥳 ⱒ 䵁味啄䄬䨮慮摁乄䕒猬䔨ㄹ㠰 獯瑯灩捡湯浡ㅩ敳潦湯戱敧慳敳楮浥瑥 ⴀ 潲楴敳慮摴桥楲潲楧楮獖䤺偲敳潬慲捯浰潮敮瑳楮瑨敍畲捨楳潮䌲捨潮摲楴攮䝥潣桩洮䍯獭潣桩洮 Actaマ.44,p ノット䅎䑅剳 ⱅⱡ 湤佗䕎 ⱔ ㄹ㜷 慲獡湤䕡牴栺 OriginandAbundanceofY01ati1es.Scienceマ.!98, 瀮㐵ハ ーレル㐶㔮㐩䅎䑅剳 ⱅ ㄹ㠱 潢ㅥ条獥獩湭整敯物瑥猀 Evidenceforpreso1armatterandsuperheavye1e 浥湴献偲潣 潹 潣 ⱌ 潮摯渮䄳㜴 Ɒ ⴲヘ ニヒ 5)BERNAT0wエ z,t.j.andp0d0sek,f.a.(1978)nuc1ear ComponentsintheAtmosphere,τθ θs "7α7θ gα8θ8p.85cent.acad Pub1 Japan 㘩䉌䅣䬬䐮䌮慮摐䕐䥎 ⱒ ㄹ㘹 牡灰敤湥潮楮浥瑥潲楴敳 ⱅ 慲瑨倱慮整卣椮䱥瑴 Ɒ 㤵 ⴀ 㐰㔮 7)BROwN, 互,(1952)Theatmospheresoftheearthand 瀱慮整献敤 畩灥爬䜮倮 ⱕ 湩瘮䍨楣慧潐牥獳 ⰲ 㔷 ⴲ 㘶 㠩䍁䵅到丬䄮䜮圮 㤷ノット䅢畮摡湣敳潦瑨敥汥浥湴猀 intheso1arsystem.spacesci.rev マ.15,p 㤩䍌䅙吰丬䐮䐬慮摗䅒䐬刮䄮 㤷㠩匭灲潣敳猀獴畤楥猺塥湯湡湤䭲祰瑯湩獯瑯灩捡扵湤慮捥献 Astrophys J v 244,p 䱁奔低 ⱒ 䝒こ獍䅎 ⱌ 湤䵁奅䑁 ⱔ 㤷ノット䅣潭灯湥湴潦灲業楴楶敮畣汥慲捯浰潳楴楯渀楮捡牢潮慣敯畳浥瑥潲楴敳 捩敮捥瘮ㄸ 瀮㐸㔭㐸㠮 11)EBER 亘 ARDT,P.,GEIss,J.,GRAF,H.,GR6GLER,N, MENDIA,M.D.,MORGELI,M.,Sc 互 WALLER,H.,and 協䕔呌䕒 ⱁ ㄹ㜲 牡灰敤獯ㅡ牷楮摮潢ㅥ条獥猀楮䅰〱ㄲㅵ湡牦楮敳ㄲ ㅡ湤䅰漱ㅯㄱ扲散捩愀 Proc 3rdLunarSci Conf p )EBER 且 ARDT,P.(197ヨ )ANeon-Erichphaseinthe 佲杵敩ㅣ慲扯湡捥潵獃桯湤物瑥 慲瑨倱慮整卣椀䱥瑴 Ɒ 㠲 ⴱ 㠷 13)E 跳 R 亘 ARDT,P (1978)AneonErichphasein 佲杵敩ㄺ剥獵ㅴ獯晳瑥灷楳敨敡瑩湧數灥物浥湴献偲潣 瑨䱵湡爮卣椮䍯湦 瀮 E ⴱ〵ㄴ 䅎䅌䔬䘮偡湤䍁乎ぎ圮䄮 㤷ㄩ偨祳楣愱慤獯牰瑩潮潦牡牥条獯湴敲物来湥湥潵獳敤業敮琮䕡牴桰ㅡ湥瑓捩 整琮瘮ㄡⱰ 㘲 ⴳ 㘸 ㄵ 䅎䅌䔬䘮倮慮摃䅎乏丬圮䄮 㤷㈩佲楧楮潦瀱慮整慲祰物浯牤楡ㅲ慲敧慳㩔桥灯獳楢ㅥ牯ㅥ潦 adsorption Geochim Cosmochim Actav 36,p )JEFFERY,P.M.andANDERs,E (1970)Primordia1 nob1egasesinseparatedmeteorite1ninera1s-i 䝥潣桩洮䍯獭潣桩洮䅣瑡 㐬瀮ㄱ㜵 ⴱㄹ㠮 17)KUR0DA,P K (1960)Nuc1earfissionintheear1y 桩獴潲祯晴桥䕡牴栮乡瑵牥 ⰱ 㠷 ⰳ 㘭ヘ ニヒ ㄸ 䅎捅听䴮匮慮摁乄䕒猬䔬 㤷ノット卯ㅵ扩ㅩ瑩敳潦湯戱敧慳敳楮浡杮整楴攺業倱楣慴楯湳景牰ㅡ湥瑡特条獥獩湭整敯物瑥献䝥潣桩洮䍯獭潣桩洮䅣瑡瘮ヘ ソⱰ ヘ ソㄭㄳ㠸 19)LEwIs,R.S.,SRINエvAsAN,B.andANDERs,E.(1975) 䡯獴灨慳敯晡獴牡湧敘敮潮捯浰潮敮瑩渀 A11ende.Scinceマ.190.p )MANUEL,O.K.,HENNEcKE,E.W.andSABU,D.D 㤷㈩塥湯湩湣慲扯湡捥潵獣桯湤物瑥献乡瑵牥マ.240,p )MATsUDA,J.,LEwIs,R.S.andANDERs,E (1980a) Neutroncaptureti 血 esca1eofthes-process,esti matedfrons-processkryptoninameteorite.astro phys J v 237,p )MATsUDA,J,LEwIs,R S,TAKAHAsHI,H andanders, E (1980b)Isotopicanoma1iesofnob1egasesin 浥瑥潲楴敳慮摴桥楲潲楧楮猭噉㩃レントケ ン捡牢潮慣敯畳 chondrites.geochim.cosmmochim.actav.44,p.!861- ㄸ㜴 23)MAzOR,E., 肋 YMANN,D.andANDERs,E.(1970) 乯戱敧慳敳楮捡牢潮慣敯畳捨潮摲楴敳 敯捨業 䍯獭潣桩洮䅣瑡瘮フ ッシェルⱰ 㠱 ⴸ 24)MEIER,F.O,JUNGcK,M.H andeber 肌 RDT,P (1980) 䕶楤敮捥景牰畲敎敯渭 楮佲杵敩ㅡ湤䵵牣桩獯渮䱵湡牡湤倱慮整 捩 ㄬ㜲ハ ーレル㜲㔮 穉䵁 ⱍ 湤乁䭁穁睁 ⱋ ㄹ㠰 物杩湯晲慲攀条獥獩湴桥敡牴栮乡瑵牥瘮 㐬瀮ヒ ルハ ーレルヒ ル㘮 佄こ䕋 ⱆ ㄹ㜰 慴楮杯晭整敯物瑥獢祴桥桩杨 敭灥牡瑵牥牥ㅥ慳敯晩潤楮攭捯牲敬慴敤塥 Geochim Cosmochim Actorv 34,p いび䕋 ⱆ ㄹ㜸 獯瑯灩捳瑲畣瑵牥獩湳漱慲獲獴敭浡瑥爱愱献䅭 敶 ⱁ 獴牯渮䅳瑲潰桹 瘮ㄶ 㤳 ⴳフ ッシェル が䅋 ⱊ 湤䉌䅣䬬䐮䌮 㤷㤩䥭瀱楣慴楯湳潦瑨敧慳捯浰潳楴楯湡ㅭ敡獵牥浥湴獯晐楯湥敲噥湵獦潲瑨敯物杩湳潦瀱慮整慲祡瑭潳灨敲攮卣楥湣敶 〵Ɒ 㘭㔹 29)REYN0LDs,J H (1960)Deterrninatiuonoftheage 潦瑨敥ㅥ浥湴献偨祳剥瘬䱥瑴 Ɒ ⴱ ヒ コ 剉义噁十丬䈮慮摁乄䕒猬䔮 㤷㠩乯扬敧慳敳楮瑨敍畲捨楳潮䵥瑥潲楴攺偯獳楢汥牥汩捳潦猭灲潣敳猀湵挱敯獹湴桥獩献卣楥湣敶 〱 ㄭ㔶 ヒ ル 䅎䐰丬匮丮慮摗䅳猰丬䨮吮 㤶㠩䝡ㄱ極洬来牭慮極洬楮摩畭慮摩物摵浶慲楡瑩潮獩湡獵楴攀 ofl-groupchondrites.geochi 血.Cosmochim.Acta 瘮ファラット Ɒⰱ 〸㜭ㄱ〹 ファラット 䅉捯睳䭉 ⱁ ㄹ㜹 ⵘ 散桲潮漱潧祯晁ㄱ敮摥 inc1usions.lunarandp1anet.sci. マ.!0,p 地質ニュース361 号