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杉浦圭祐1

共同研究者

羽場麻希子2, 玄田英典1

1. 東京工業大学地球生命研究所

2. 東京工業大学地球惑星科学系

令和2年度国立天文台 CfCA UM

O03 11:40~

1

石鉄隕石メソシデライトの形成シナリオ解明に向けたベスタ様小惑星への巨大衝突の数値計算

メソシデライト隕石

http://chigaku.ed.gifu-u.ac.jp/chigakuhp/

html/kyo/chisitsu/inse/mes/01.html

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メソシデライト隕石の概要

http://chigaku.ed.gifu-u.ac.jp/chigakuhp/

html/kyo/chisitsu/inse/mes/01.html

➢鉄-ニッケル合金とケイ酸塩の混合物

➢鉄-ニッケル合金の親鉄性元素組成は一様

(Hassanzadeh+1990)

➢ケイ酸塩は玄武岩質なクラストを含む

(Mittlefehldt+1979)

➢一方、カンラン石はほとんど含まれていない

(6 vol%以下 prinz+1980)

/ 123

メソシデライト隕石の起源➢ 分化した小惑星

地殻 :玄武岩的な火成岩

マントル :カンラン石

溶融コア:鉄-ニッケル合金

➢ メソシデライト隕石の組織 (Haba+2019)

斜長石

輝石鉄-ニッケル

リン酸塩鉱物

0.25 cm

リンは親鉄性 => リン酸塩は溶けた金属との接触で形成

メソシデライトは溶融状態の金属コアと表面地殻の(恐らく巨大衝突による)混合で形成された

/ 124

巨大衝突によるメソシデライト形成モデル

地殻

主に地殻でコアも含む層

メソシデライト隕石の起源➢メソシデライト形成時の約45億年前に金属コアが溶融していた

=> 母天体直径 (Haba+2019)

➢ 一方で、大きすぎると金属コアの掘削が困難になる

➢ メソシデライトは形成後に数100 kmサイズの天体のある程度深くでゆっくり冷却したことが示唆(Haack+1996)

=>金属掘削衝突で母天体が粉々になってはいけない

(Haba+2019)

/ 125

研究の目的・手法・数値計算条件

金属コア

マントル

地殻岩石一様球

全粒子数: 約11万衝突速度: 1 - 5km/s衝突角度: 10 - 50°

目的: メソシデライト形成モデルを衝突数値計算で検証

➢ 計算手法: Smoothed Particle Hydrodynamics (SPH)法➢ 母天体内部構造: ベスタのマグマオーシャンモデルに基いて設定(Mandler&Elkins-Tanton2013)

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結果: 断面図の動画

形成天体の質量の破壊的な衝突で金属コアを巻き上げられた

(a) 0 s (b) 1000 s (c) 3000 s

(d) 7500 s (e) 36000 s (f) 50000 s

➢ 衝突速度 3.25 km/s, 衝突角度30°の計算結果

/ 127

結果: 形成天体の表面物質分布➢ 表面から20 kmにある物質の割合の分布を解析

表面に金属コアを輸送し, 主に地殻からなり金属も含む箇所を形成 => メソシデライト形成を説明可能

lati

tud

e

[deg

rees

]

lati

tud

e

[d

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es]

lati

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longitude [degrees] longitude [degrees]

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st f

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man

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frac

tion

met

al f

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ion

(a) (b)

(c)

表面地殻物質割合 表面マント ル物質割合

表面金属コア物質割合

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➢ 様々な衝突速度・角度で形成された最大天体の質量と表面から20 kmにある物質の割合

1.0 1.5 2.0 2.5 3.0 3.5 4.0 4.5 5.0

impact velocity [km/s]

10

20

30

40

50

imp

act

an

gle

[d

egre

e]

0

0.2

0.4

0.6

0.8

1

Mlr/M

targ

et

1.0 1.5 2.0 2.5 3.0 3.5 4.0 4.5 5.0

impact velocity [km/s]

10

20

30

40

50im

pact

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e]

0.001

0.01

0.1

1

Msurf

. ir

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1.0 1.5 2.0 2.5 3.0 3.5 4.0 4.5 5.0

impact velocity [km/s]

10

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30

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0.001

0.01

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1M

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1.0 1.5 2.0 2.5 3.0 3.5 4.0 4.5 5.0

impact velocity [km/s]

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surf

結果: パラメータサーベイ

最大天体質量 表面地殻割合

表面マントル割合 表面金属割合

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議論➢局所的に地殻優勢かつ金属も含む箇所は形成したが、表面物質の50%程度がマントル物質になる

• メソシデライトにマントル物質がほぼ含まれないことを説明するには不利(カンラン石に富む石鉄隕石パラサイトは発見されているが、酸素同位体的にメソシデライトとは別母天体起源; Greenwood+2006)

• メソシデライトの母天体がベスタの場合、ベスタ表面でマントル物質が未検出なこととも不整合(Nathues+2015)

不整合の原因の可能性: 初期の内部構造が違う?• コアの半径は仮定する密度によっては140 kmにもなる

(Ermakov+2014)

• 後期の火山活動を考慮すると地殻は80 kmまで厚いかも(Yamaguchi+2011)

/ 1210

議論➢ コア半径140 km, 地殻厚さ80 kmの計算結果(速度4 km/s, 角度

40°)la

titu

de

[deg

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(a) (b)

(c)

表面地殻物質割合 表面マント ル物質割合

表面金属コア物質割合

それほど破壊的ではない衝突でコアが巻き上がる表面の大部分で地殻を保持できる

動画

形成天体質量

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➢ 様々な衝突速度・角度で形成された最大天体の質量と表面物質割合

1.0 1.5 2.0 2.5 3.0 3.5 4.0 4.5 5.0

impact velocity [km/s]

10

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議論: パラメータサーベイ

最大天体質量 表面地殻割合

表面マントル割合 表面金属割合

/ 1212まとめ➢メソシデライト隕石は分化小惑星の溶融コアと地殻が巨大衝突により混合して形成されたと考えられている.

➢巨大衝突によるメソシデライトの形成を検証するため, SPH法によるベスタ様小惑星への巨大衝突の数値計算を実行した.

➢その結果, 母天体の質量が半分になる程度の破壊的衝突でも,主に地殻を含み少量の金属も含む箇所は局所的に形成可能だが, マントル物質も大量に表面に露出してしまう.

➢地殻が分厚くコアが大きい分化天体があれば, メソシデライト形成とマントルの未検出を説明することに有利かもしれない.