地球の海洋と大陸の形成 121

総　説

地球における海洋と大陸の形成

飯　塚　　　毅*

（2016年2月13日受付，2016年3月11日受理）

Formation of oceans and continents on the EarthTsuyoshi IIzuka*

Department of Earth and Planetary Science, The University of Tokyo 7‒3‒1 Hongo, Bunkyo-ku, Tokyo 113‒0033, Japan

* E-mail: iizuka@eps.s.u-tokyo.ac.jp

The presence of oceans and continents is one of the Earth’s unique features among the planets in our Solar System. Here I discuss the formation and origin of Earth’s oceans and con-tinents by combining the results of geological, geochemical and geophysical studies. The geolog-ical and geochemical data provide evidence for the presence of Earth’s oceans by ca. 3.8 Ga and probably ca. 4.3 Ga. Yet, oceans could be formed even earlier, possibly soon after the solidifica-tion of the magma ocean, especially if the Earth had gained water before the Moon-forming Gi-ant Impact. The hydrogen isotope data for meteorites and mantle-derived terrestrial samples suggest that proto-planets and planetesimals, that accreted to form the Earth, could acquire water from solar nebular and water-rich materials delivered from outer Solar System, respec-tively. Furthermore, the hafnium isotope systematics of Hadean zircon constrain the timing of magma ocean solidification to as early as 4.5 Ga. The infant solid Earth would be characterized by the stagnant-lid convection regime. Meanwhile, radiogenic heat generation induced vigorous mantle plumes and stagnant plates had been cooled and hydrated. Eventually, the hydrated proto-plates were subducted beneath buoyant oceanic plateaus generated by the mantle plumes, resulting in the onset of plate tectonics. Although there is evidence that granitic rocks were locally formed on the Hadean Earth, the geochemical compositions of sedimentary rocks indicate that the emergence and growth of continents occurred during Middle and Late Arche-an times. This implies that the time interval from the magma ocean solidification to the onset of global plate tectonics is ~1 Gyr.

Key words: Habitable planet, Early Earth, Water, Plate tectonics, Continental crust, Granite

1.　地球の海洋と大陸

現在の太陽系の星の中で地球は唯一，液体の水からなる大規模な海洋を表面にたたえ，花崗岩質地殻からなる大陸をもつ。この地球を特徴づける海洋と大陸の存在は，互いに関連している。例えば，海洋の存在はプレートテクトニクスを引き起こし，その結果として花崗岩の効率的な形成が可能となる（Campbell and Taylor, 1983）。密度が低く長期間安定な大陸は，風化・浸食・堆積作用をとおして大気・海水組成を制御し，水が液体として安定な状態を長期間維持するのに

重大な役割を果たしたと考えられる（Walker et al., 1981; Tajika and Matsui, 1992）。また，海洋と大陸の存在は，地球における生命の誕生・進化にも重要な役割を果たしたであろう。水は他の低質量の分子に比べ高温かつ幅広い温度で液体となり，多くの物質を溶かすことができる。このため，化学反応を通してエネルギーを獲得する生命にとって，水は手に入れやすく，かつ使いやすい溶媒であり，実際に地球生物の主要な構成物となっている。さらに，これまでに知られている生物中のエネルギー輸送過程ではすべてリン酸が用いられており，生物中には太陽系元素存在度に比べて著しくリンが濃集している。リンはマグマ過程において強液相濃集元素として振る舞うことを考えると，大陸地殻の形成・浸食・風化が地球表層と生物中

地 球 化 学 50，121‒133（2016）Chikyukagaku（Geochemistry）50，121‒133（2016）doi:10.14934/chikyukagaku.50.121

東京大学大学院理学系研究科地球惑星科学専攻 〒113‒0033 東京都文京区本郷7‒3‒1

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にリンを濃集させるのに，少なからず貢献したであろう（例えば，Planavsky et al., 2010; Maruyama et al., 2013; 比較として，Bryant et al., 2013）。したがって，海洋と大陸がいつ，どのようにつくられたのかを理解することは，固体地球・表層環境・生命の進化を議論する上で重要となる。本稿では地球の海洋と大陸の形成について，最近の研究に基づいて議論したい。

2.　海洋の形成

2.1　海洋存在の証拠これまでに見つかっている地球最古の岩石は，カナダのSlaveクラトン西端に露出しているAcasta片麻岩体中の花崗岩質片麻岩であり，その結晶化年代はジルコンのウラン‒鉛年代分析から約40億年前と推定されている（Stern and Bleeker, 1998; Bowring and Williams, 1999; Iizuka et al., 2007）。しかし，Acas-ta片麻岩体では深成岩を原岩とする片麻岩しか確認されておらず，表成岩はNorth Atlanticクラトン中のグリーンランド Isua地域とカナダLabrador地域で見つかっている，約38億年前の火山岩と堆積岩が最古の報告例である（Bridgwater et al., 1973; Moor-bath et al., 1973; Allart, 1976; Collerson, 1983; Schiøtte et al., 1989; Rosing et al., 1996; Nutman et al., 1997; Komiya et al., 1999, 2015）。一方，地殻鉱物としては冥王代（40億年前以前）のウラン‒鉛年代をもつジルコン （ZrSiO4）が，堆積岩中の砕屑性結晶，および火成岩中の捕獲結晶としてさまざまな場所で見つかっている（Froude et al., 1983; Compston and Pidgeon, 1986; Wilde et al., 2001; Iizuka et al., 2006; Xing et al., 2014; Paquette et al., 2015）｡ 初期地球における海洋存在の証拠は，これらの初期地球試料から得られている。最古の表成岩を含む Isua表成岩帯は，約37億年前の花崗岩質岩石を原岩とする卵型（長径~25 km， 短径~15 km）のAmîtsoq片麻岩体を取り囲むように帯状（幅1～3 km）に分布している（Black et al., 1971）。この岩帯は角閃岩相に達する変成を被っているが，一部では緑色片岩相の変成作用しか経験しておらず変形度も小さく，原岩には，塩基性火山岩，チャート，縞状鉄鉱層，砂岩，泥岩，礫岩，炭酸塩岩が含まれることが示された。また，それらの形成年代は同位体組成から38～37億年前と推定されている（例えば，Moorbath et al., 1973; Allart, 1976; Nut-man et al., 1997）。さらに，種々の原岩の構造や岩相

を詳細に調べると，塩基性岩は層状岩脈や水冷により形成される枕状溶岩（Fig. 1）やハイアロクラスタイトからなり，その上には整合的にチャート層，陸源堆積岩層が堆積したことがわかる（Appel et al., 1998; Komiya et al., 1999; Furnes et al., 2007）。これらの岩石・地質学的特徴は，海洋プレート層序のそれと一致しており，Isua表成岩が海洋下で形成されたことを示す。さらに Isua表成岩帯では，上記の塩基性岩～堆積岩層の一連の層序をもつユニットが，層理面と平行な逆断層により接して幾重にも積み重なっている（Komiya et al., 1999）。このような構造はデュープレックス構造と呼ばれ，プレートの沈み込みに伴い，海洋プレート上部物質が上盤側のプレートに付加する際に形成されるため，約38億年前にプレートの沈み込みが起きていたことを示唆する。また，Isua塩基性岩の微量元素組成や酸素同位体組成も，それらが海洋島孤や中央海嶺などの海洋底における火成活動により形成されたことと調和的である（Polat et al., 2002; Furnes et al., 2007）。オーストラリアYilgarnクラトン中のJack Hills地

域では，約32億年前の礫岩から地球最古の鉱物である約44億年前の砕屑性ジルコンが見つかっている（Wilde et al., 2001; Valley et al., 2014a）。ジルコンは，キンバーライトなど一部のマントル起源の超塩基性岩やガブロなどの塩基性岩にも見られるものの，主として中性～酸性のマグマから副成分鉱物として晶出する。またジルコンは，非常に硬く化学的に不活性で

Fig. 1 （Color online） Metabasalt preserving original pillow lava structure in the 3.8‒3.7 Ga Isua Su-pracrustal Belt, West Greenland. Modified after Komiya et al. （1999）．

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あるため，堆積・変成作用を経ても結晶化当時の情報を保持しうる。このため，冥王代ジルコンの微量元素濃度や同位体組成から，冥王代ジルコンの親マグマや，そのマグマの前駆物質の性質が調べられてきた。例えば，多くの冥王代ジルコンは，マントル起源や塩基性岩中のそれに比べ，液相濃集元素であるウランを高濃度で含むことから，その親マグマは花崗岩質であったとされる（Crowley et al., 2005; Grimes et al., 2007）。また，Watsonらは，ジルコンとチタン鉱物（主にルチル，TiO2）間のジルコニウム‒チタン交換反応の温度依存性に基づき，43.5億年前にまで遡る結晶化年代をもつジルコンのチタン濃度からその結晶化温度を700˚C以下と推定した（Watson and Harri-son, 2005; Watson et al., 2006）。この温度は，同じ方法で推定された月岩石およびユークライト隕石中のジルコンの結晶化温度（900˚C以上）に比べて明瞭に低く（Taylor et al., 2009; Valley et al., 2014b; Hop-kins and Mojzsis, 2015; Iizuka et al., 2015a），冥王代ジルコンの親マグマが低温で生成されたこと，引いては，岩石の融解温度を著しく低下させる水がその当時から存在していたことを示唆する。これと同様の知見は，冥王代ジルコンの酸素・リチウム同位体組成からも得られている。酸素・リチウム同位体比は，高温のマグマ過程ではほとんど分別しないのに対し，岩石が低温下で変質や風化作用を被った際に大きく変動しうる。このため，地球表層で変質・風化を被った岩石が部分融解してマグマを生成した場合，そのマグマから晶出したジルコンはマントル起源のジルコンとは異なる酸素・リチウム同位体組成を示すことが期待される。ただし，これらの元素はジルコン中で比較的拡散が速く，さらに，粒子内の非晶質な部分や割れ目などに二次的な酸素・リチウムが濃集するので，得られたデータの解釈には注意が必要である。実際に，ジルコン酸素同位体の先駆的研究では，Jack Hillsの44～43億年前のジルコンから，マントル起源ジルコンよりも2‰以上高い18O/16Oが得られたが（Mojzsis et al., 2001; Wilde et al., 2001），後にこれらのデータは二次的な情報を反映していることが示された（Cavosie et al., 2005）。その後の研究では，高精度局所同位体分析と電子顕微鏡やカソードルミネッセンスによる詳細な内部構造観察を組み合わせることで，より初生的なジルコン結晶部分からデータが取得された結果，いくつかの43億年前以降のジルコンはマントル起源のジルコンとは有

意に異なる酸素・リチウム同位体組成をもつことが示された（Cavosie et al., 2005; Trail et al., 2007; Har-rison et al., 2008; Ushikubo et al., 2008）。このことは，月の44～39億年前ジルコンには重たい酸素同位体組成が見られないことと対照的であり（Nemchin et al., 2006），約43億年前の地球上には液体の水が存在し，変質・風化作用が起きていたことを示唆する。

2.2　水の起源地球の海洋の水はいつ，どのようにしてもたらされたのであろうか？　この水の起源は，惑星形成モデルと深く関わっており，いくつかの仮説が提唱されているものの，統一的見解には至っていない（例えば，Pinti, 2005）。ここでは，代表的な仮説を紹介し，それらを最近の地球化学的データに基づいて考察したい。地球の水の起源の仮説は，水の供給時期に着目すると大きく二つに分けられる。一つは，地球形成の終盤に起きたジャイアント・インパクト後（核形成後）に水に富んだ天体物質が少量付加した際に水がもたらされたとするレイトベニア仮説（例えば，Albarède, 2009），もう一つはジャイアント・インパクト以前から地球が水を保持していたとする説（例えば，Drake, 2005; Ikoma and Genda, 2006; Marty, 2012; Morbidelli et al., 2012）である。まず前者について検討するが，先にレイトベニアについて簡単に説明する。月を形成したジャイアント・インパクト直後，月と地球のマントルは深部まで融解する。その際，マグマオーシャンの底では金属鉄とケイ酸塩メルトの間で化学平衡に達し，その後に，密度的に不安定な金属鉄が固体のマントル下部を落下して核が成長したとされる（例えば，Wood et al., 2006）。レイトベニア仮説は元々，上部マントル中のオスミウムなど強親鉄性元素の濃度が，金属鉄‒ケイ酸塩メルトの平衡分配係数から予測される濃度よりも高く，かつその相対濃度がコンドライト的であることを説明するために提唱された （例えば，Turekian and Clark, 1969; Kimura et al., 1974; Maier et al., 2009，最近の分配係数については，Brenan and McDonough, 2009; Mann et al., 2012）。レイトベニア物質が，コンドライト質であった場合，地球全体の約0.5wt％（約3×1022 kg）を核形成後に付加させることで，上部マントルの強親鉄性元素濃度は説明可能である（Drake and Righter, 2002; Walker, 2009）。さらに，もしレイトベニア物質が炭素質コンドライトや彗星の

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ように水を多く（5 wt％以上）含んでいた場合，現海洋質量（1.4×1021 kg）を超える水を地球にもたらしうる。地球内部には，現海洋質量よりも多い水が含まれうることを考えると（例えば，Hirschmann, 2006; Nomura et al., 2014），この供給量はもっともらしい。このように地球軌道よりも外側の天体が地球に衝突・付加することは，巨大惑星の移動によって起こりう る（Gomes et al., 2005; Morbidelli et al., 2012）。また，地球の現海洋と炭素質コンドライトおよび一部の彗星が似たD/H比を示すことや（Fig. 2），地球の上部マントルが水よりも高い凝縮温度をもつ親石性の揮発性元素に著しく枯渇していることも，レイトベニア仮説を一見支持しているように思える（Albarède, 2009）。しかし，これらのデータは必ずしもレイトベニアを必要としない。初期地球の大気に水素が大量に含まれていた場合，この原始大気と原始海洋との間での同位体交換反応や原始大気の散逸を通して，海水のD/H比は地球形成後に3～9倍上昇しうる（Genda and Ikoma, 2008）。実際，Isua地域の約38億年前の蛇紋岩や南アフリカKaapvaalクラトンのBarberton表成岩帯中の34億年前のチャートのD/H比は，当時の海水のD/H比が現在よりも数％ほどではあるが低かったことを示唆する（Hren et al., 2009; Pope et al., 2012）。また，地球マントルと同程度に揮発性元素に枯渇している小惑星にも水が存在していた証拠が，エコンドライト隕石から得られている。Fig. 3に地球マ

ントル，Vestaに起源をもつユークライト隕石Juvi-nas，アングライト隕石D’Orbigny，および未分類エコンドライト隕石 Ibitiraについて，揮発性の異なる元素のウランに対する相対濃度を，その元素が50％凝縮する温度（Lodders, 2003）を横軸にとってプロットした。ここで示されている元素はウラン同様に，親石かつ強液相濃集元素であるため，この図か

Fig. 2 Compilation of hydrogen isotope compositions of Solar System objects. Modified after Saal et al. （2013） and Altwegg et al. （2015）．

Fig. 3　（Color online） Abundances of highly-incompatible lithophile elements versus temperature of 50％ condensation for the ungrouped basaltic achon-drite Ibitira （Stolper, 1977; Mittlefehldt, 1987; Iizuka et al., 2014）, angrite D’Orbigny （Mittle-fehldt et al., 2002; Amelin, 2008） and eucrite Juvinas （Stolper, 1977; Mittlefehldt, 1987）. To evaluate the degree of depletion with variable volatilities, the elemental abundances are nor-malized to a refractory element uranium and CI carbonaceous chondrites （McDonough and Sun, 1995）．

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ら隕石の母天体は地球マントルよりも揮発性元素に 枯渇していたことが読み取れる。一方，IbitiraやD’Orbignyには気泡が存在することから，これらの隕石の親マグマには水，一酸化炭素，もしくは二酸化炭素などの揮発性ガスが含まれていたはずである（Mit-tlefehldt et al., 2002; McCoy et al., 2006）。さらに最近，D’OrbignyとJuvinas中のアパタイトには，地球のアパタイトと同程度に水が含まれていることが示され た（Suzuki et al., 2012; Sarafian et al., 2014）。 これらの隕石が太陽系形成後数百万年以内に固化したことを考えると（Lugmair and Shukolyukov, 1998; Amelin, 2008; Iizuka et al., 2014），地球の材料物質もジャイアント・インパクト以前に水を獲得していた可能性が高い。レイトベニアによってマントル中の強親鉄性元素の過剰と水の供給を同時に説明しようとすると，マントルのオスミウム同位体組成が，炭素質コンドライトとは異なり，比較的水に乏しい普通コンドライトと一致することが問題となる（Drake and Righter, 2002; Walker, 2009）。一方，マントルの強親鉄性元素の過剰については，地球軌道外からの天体の付加がなくても説明しうる。ジャイアント・インパクト時には，衝突天体の破片物質が飛散するため，地球型惑星の形成の最終段階には，この飛散した物質が軌道周辺に存在しており，その中には核の破片も含まれたと考えられる（Genda et al., 2015）。したがって，これらの破片が地球型惑星に重力的に捕獲される時間スケール（約1億年）が，核形成（マグマオーシャン固化）の時間スケール（後述）よりも長ければ，上部マントルの強親鉄性元素の過剰を引き起こしうる（玄田ほか，2012）。もしこの仮説が正しければ，レイトベニアによる水の供給はなく，地球はジャイアント・インパクト以前から水を保持していた必要がある。ジャイアント・インパクト以前に，地球はどのように水を獲得しうるだろうか？　供給源は二つ考えられる。一つは，原始太陽系円盤ガス，もう一つは，水を高濃度で含む地球軌道よりも外側にあった微惑星や礫である。原始太陽系円盤が光学的に厚ければ，地球型惑星軌道付近でも氷微惑星が形成されたかもしれないが（Machida and Abe, 2010），ジャイアント・インパクト時には，水がほとんど失われないことを考えると（Genda and Abe, 2005），過剰の水がジャイアント・インパクト前に散逸される必要がでてくる。また，地球マントルの揮発性元素の枯渇は，惑星の衝突

集積時における蒸発に起因するのではなく，高温の円盤ガスからダストが凝縮する際におきたと考えられるため（Humayun and Clayton, 1995; Nebel et al., 2011），少なくとも微惑星形成の最初期においては，地球軌道付近で氷が凝縮できたとは考えづらい。円盤ガスからの水獲得の機構としては，ケイ酸塩ダストへの水蒸気の吸着（Drake, 2005; King et al., 2010）や小惑星表面のケイ酸塩メルト（特に，FeO）と水素ガスの酸化還元反応による水の生成（Ikoma and Gen-da, 2006）が考えられる。後者の機構がうまく働くためには，水素ガスを重力的に捕獲できる火星サイズほどの小惑星が円盤ガス存在期間に形成されていた必要があるが，火星の集積が太陽系誕生から約5百万年以内にほぼ終わっていたことを考えると（Dauphas and Pourmand, 2011），ありえそうである。一方，地球軌道より外側の水に富む物質を供給する機構としては，巨大惑星の移動に伴う太陽系外側の微惑星の散乱（Gomes et al., 2005; Morbidelli et al., 2012） や雪線の内側への移動に伴う氷礫の落ち込み（Sato et al., 2016）が考えられる。円盤ガスと外側微惑星・氷礫では，異なるD/H比をもつことが知られている（Fig. 2）。このため，地球の初生的なD/H比や，地球の材料となった小惑星のそれがわかれば，これら二つの供給源の寄与を評価できる。地球に集積した小惑星は現在残っていないが，先述のJuvinasやD’Orbignyは揮発性元素に地球と同じ程度枯渇していることを考えると，地球の材料物質と似たD/H比をもつことが期待される。これらの隕石中のアパタイトのD/H比は，円盤ガスのそれよりは明らかに高く，炭素質コンドライトや彗星の範囲におさまる（Suzuki et al., 2012; Sarafian et al., 2014）（Fig. 2）。このことは，太陽系形成後数百万年以内に，水が外側から地球軌道付近にもたらされていたことを示唆する。一方，アイスランドやカナダのバフィン島の溶岩中のメルト包有物からは，海水よりも低いD/H比が得られており，これは地球深部に保存されている脱ガスしていないマントル中の水を一部取り込んだ結果と解釈されている（Hallis et al., 2015）。また，このメルト包有物中の揮発性成分に占めるマントル深部起源の揮発性成分の割合はキセノン同位体から20％程度と推定される。この場合，地球深部の初生的な水のD/H比は，円盤ガスのそれと近いと推定され，地球の水の供給源として円盤ガスが主要であったことを示唆する。この結果と隕石アパタイ

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トのD/H比を併せて考えると，地球は微惑星形成段階ですでに軌道外側から水を獲得していたが，惑星の成長と共に次第に水素円盤ガスを捕獲できるようになり，この水素ガスとケイ酸塩メルトの酸化還元反応を通してより多くの水を円盤ガスから獲得したのかも知れない。しかし，地球の水の初生的なD/H比の見積もりにはまだ不確定性が大きく，今後この解釈をさらに検証する必要がある。供給源にかかわらず，地球がジャイアント・インパクト以前から水を保持していた場合，その水は一度マグマオーシャンに溶け込み，その後マグマオーシャンの固化とともに原始大気中に濃集していったと考えられる。したがって，地球における海洋の形成時期は，マグマオーシャンの固化時からそう遠く離れていないだろう。最近の理論計算に基づく研究では，地球のマグマオーシャン固化の時間スケールは数百万年程度と推定されており（Hamano et al., 2013; Lebrun et al., 2013），これは後述する初期地球試料の同位体組成に基づく見積もりと調和的である。また，上記の水の起源の仮説はいずれも，地球以外の地球型惑星にも水がもたらされたことを示唆する。したがって，現在地球にのみ海洋が存在しているという事実は，地球だけが液体の水を長期間安定に保つ環境・機構を確立した結果と見るべきであろう。

3.　大陸の形成

3.1　マグマオーシャン固化と一次地殻の形成マグマオーシャンが固化する際には，一次地殻が形成される。月では，マグマオーシャン固化時に斜長石が晶出し，さらに，この斜長石が残液よりも密度が小さいために浮上した結果，斜長岩からなる地殻が全球的に形成された。その結晶化年代は約45～44億年前と決定されている（Nyquist et al., 2006; Nemchin et al., 2009，比較としてBorg et al., 2011）。また，この斜長岩の下では，カリウム・希土類元素・リンなどの液相濃集元素に非常に富んだマグマオーシャンの最終残液が固化し，ur-KREEPと呼ばれる層が形成したとされる（Shearer et al., 2006とその参考文献を参照）。一方，地球には一次地殻が残っておらず，その組成や年代を直接決定することはできない。しかし，月のように厚い斜長岩を形成することは難しかったと一般に考えられている。地球は月よりも圧力勾配が大きいため，斜長石の結晶化は深さ30 km以内に限られる。

また，地球のマグマオーシャンに水が多く含まれていた場合，斜長石は残液よりも重く浮上できなかったであろう（Walker and Hays, 1977）。この場合，一次地殻形成は，マグマオーシャンの残液が表面で冷却されることで進んだと考えられる。このようにして形成された地殻は，その下のマグマオーシャンの対流が激しいと壊されてしまう。しかし，マグマオーシャン固化の終盤には，マントル最上部でも結晶分率が高くなった結果，粘性が著しく大きくなり，一次地殻が安定に存在できたと考えられる。さらに，この“固いマグマオーシャン”の中では，メルトと固相の分離が効率良く進みうる（Abe, 1997; Solomatov, 2007）。メルト‒固相分離の際は，液相濃集性の差による元素分別が起こる。ルテチウム‒ハフニウム壊変系（176Lu‒176Hf，半減期370億年，Scherer et al., 2001）では，親元素よりも娘元素の方が強い液相濃集性を示すため，メルト‒固相分離後，形成された地殻とマントルの 176Hf/177Hf比に差が生じる。さらに，これらの元素は難揮発性・親石性元素であるため，未分化なマントルのハフニウム同位体進化は，コンドライト隕石のそれと等しいと仮定される。したがって，初期地球試料とコンドライト隕石のハフニウム同位体組成の比較によって，地殻‒マントル分化の時期を推定できる。さらに，一般にジルコンは約1 wt％のハフニウムを含むため，ジルコン1粒子について高精度でハフニウム同位体比を決定できる。近年，冥王代ジルコンのハフニウム同位体分析が精力的に行われ，それらはコンドライトに比べて低い176Hf/177Hf比をもつことが明らかにされた（Fig. 4）（Harrison et al., 2008; Kemp et al., 2010; Iizuka et al., 2015b）。この結果は，地球マントルは約45億年前には分化し，花崗岩のように非常に低いLu/Hf比をもつリザーバが存在していたことを示す。したがって，約45億年前には地球のマグマオーシャンはほぼ固化していたと考えられる。最近，地球岩石とコンドライトのネオジム同位体の研究に基づいて，地球ケイ酸塩全体のSm/Nd比とLu/Hf比がコンドライトのそれよりも高かった可能性が指摘されているが（Caro and Bourdon, 2010; Campbell and O’Neill, 2012），上記の結論はこの場合も揺るがないことに留意されたい。

3.2　大陸の誕生と成長これまでに知られている36億年前以前の地質体の総面積は，現在の大陸総面積の0.01％にも満たない

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（Nutman et al., 2001）。そして，大きな陸地の最古の地質学的な証拠は，オーストラリアPilbaraクラトンの35億年前のWarrawoonaグループから得られている（Buick et al., 1995）。そこでは，浸食を経験した花崗岩体上に，分級のよく進んだ堆積岩が不整合で重なっていることから，当時それなりに大きな陸地が存在していたことが示された。一方，先述したように，Acasta片麻岩体には40億年前の花崗岩質片麻岩が存在し，Jack Hillsの43億年前の砕屑性ジルコンの化学組成や同位体組成は，その母岩が花崗岩質であったことを示す。また，約45億年前のマグマオーシャンの固化時には，液相濃集元素に富んだリザーバが形成されたと考えられる。ただし，このリザーバは花崗岩質地殻ではなく，月のur-KREEPのようにマグマオーシャンの最終残液が一次地殻の下で固化した層かも知れない。いずれにせよ，地球史最初の5億年間に，花崗岩を形成する機構が地球上に存在していたのは確からしい。それでは，冥王代～太古代初期の花崗岩形成は全球規模で進み，その当時から大きな陸地が存在していたのであろうか？　以下に示すように，さまざまな年代の堆積岩から得られるデータは，太古代初期における大陸の存在に対して否定的である。太古代初期にすでに大陸地殻が広く存在していた場合，現在に至るまでにそれらをマントルにリサイクルさせる必要がある。地殻物質のマントルへのリサイクルは主に沈み込み帯で進むと考えると，過去の堆積岩

中には，古い大陸地殻の痕跡が保存されているだろう。この痕跡を探すため，これまでにさまざまな年代や場所で形成された堆積岩中の砕屑性ジルコンについて，ウラン‒鉛年代測定が行われてきた。これまでに分析されたジルコンの年代のコンパイル（ほとんどが砕屑性だが火成岩・変成岩ジルコンも含む）は，古い堆積岩中でも，35億年よりも古い結晶化年代を示すジルコンは非常に稀であり，明瞭なピークが見られ始めるのは30億年前以降であることがわかる（Fig. 5a）（Roberts and Spencer, 2015）。また，例外的に冥王代ジルコンを含む約32億年前のJack Hillsの堆積岩中にさえ，38億年より古い砕屑性ジルコンは7％ほどしかない（Holden et al., 2009）。炭酸塩岩のストロンチウム同位体組成からも，同様の知見が得られている。ルビジウム‒ストロンチウム壊変系（87Rb‒87Sr，半減期496億年，Villa et al., 2015）では，親元素の方が娘元素よりも液相に濃集するため，大陸地殻は形成後，時間と共にマントルに比べて高い 87Sr/86Sr比をもつようになる。また，炭酸塩岩は，その当時の海水のストロンチウム同位体組成を記録し，さらに，海水のストロンチウムは主に中央海嶺の熱水活動（マントルに近い 87Sr/86Sr比をもつ）と大陸地殻の風化・浸食作用を通して供給される。このため，形成後時間の経った大陸地殻が多く存在している現代では，海水および炭酸塩岩のストロンチウム同位体組成は，マントルおよび中央海嶺熱水のそれよりも高くなっている。海水のストロンチウム同位体組成推定には，それぞれの時代の炭酸塩岩の最も低い87Sr/86Sr比が採用されている。これは二次的変質を受けた炭酸塩岩は，一般に周囲の炭酸塩岩以外の比較的高いRb/Sr比をもつ岩石中のストロンチウムの混入により，87Sr/86Sr比が高くなりうるためである。太古代中期以前のデータは少ないものの，海水のストロンチウム同位体進化曲線が，マントルの組成から顕著にずれるのは約30億年前であり， 20億年前頃までその差が増大したと推定されている（Shields and Veizer, 2002）（Fig. 5b）。このことは，形成後ある程度時間の経った大陸の風化・浸食により海洋にもたらされたストロンチウムが，熱水起源のそれに比べて支配的になったのは30億年前頃からであることを示し，さらに，大陸地殻が20億年前頃まで顕著に成長したことを示唆する。太古代中期～後期にかけての著しい大陸地殻形成は，泥岩やダイアミクタイトのTh/Sc, Ni/Co, Cr/Zn

Fig. 4 （Color online） Plot of initial εHf（t） versus 207Pb/206Pb ages of detrital zircons from the Jack Hills, Western Australia. See Iizuka et al. （2015b） for references. Shown for comparison are the growth curves of the bulk silicate Earth with a superchondritic Lu/Hf （broken line, Caro and Bourdon, 2010） and of a 4.5 Ga reservoir with a Lu/Hf of typical granites （arrowed line）．

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比の経時変化とも調和的である（McLennan and Hemming, 1992; Tang et al., 2016）。泥岩やダイアミクタイト中の難水溶性元素の相対比は，堆積当時の広範囲の上部大陸地殻のそれを反映する。また， Sc/Th, Ni/Co, Cr/Znは，共に難水溶性でありながら液相濃集性が異なり，分母にとられている元素の方がより

液相濃集性に富む。したがって，堆積岩中のこれらの元素比が，35～25億年前にかけて著しく減少することは（Fig. 5c），この期間に上部地殻の組成がよりフェルシックになっていったことを示し，花崗岩質地殻の形成が著しく進んだ結果と捉えることができる（同様の結論が火成岩の同位体組成から得られている研究として，Dhuime et al., 2015を参照されたい）。

3.3　初期地球の熱史とテクトニクス海洋は43億年前には存在し，花崗岩形成も一部の地域では40億年前以前から進んでいたにもかかわらず，大陸の誕生・成長が太古代中期～後期に主に進んだのは，何故だろうか？　この点について，初期地球の熱史とテクトニクスの観点から考察してみたい。太古代のマントルのポテンシャル温度は，現在のそれよりも約200度高かったことが，火成岩中のマグネシウム濃度などに基づいて示されている（Fig. 5d）（Komiya, 2004; Herzberg et al., 2010）。実際，スピニフェックス急冷組織と高いマグネシウム濃度で特徴づけられ，高温マントルの部分融解で生成されたと考えられる火山岩のコマチアイトが太古代以外でほとんど見られない。一方，冥王代マントルのポテンシャル温度は岩石試料がないためにわかっていない。しかし，地球集積の最終段階にジャイアント・インパクトや核形成が進んだことを考えると，冥王代マントルはより高温だったと推測される。マグマオーシャンから固化した後の地球では，粘性の高いプレートの下を粘性の低いマントルが対流する停滞リッド型対流（stag-nant-lid convection）が起きており，ある時代からプレートテクトニクスに移り変わったであろう（例えば，Yoshida and Kageyama, 2006; Korenaga, 2013）。プレートテクトニクスの稼働には，冷たく粘性の高いプレートが脆性変形して沈み込む必要があり，プレート内の高い間隙水圧がこの変形を可能としている。したがって，プレートテクトニクスの開始には海洋の存在が必要条件と考えられるが，先述したように地球ではこの条件が早々に満たされただろう。また，プレート内部の間隙水圧を上げるためには，水がプレート内部まで入る必要があり，プレートテクトニクスがすでに稼働している現在では，沈み込み時のプレート内の割れ目の発達に伴って，水が浸透していると考えられる。一方，プレートテクトニクス稼働前には，割れ目をプレート内部にまで発達させうる機構として，停滞していたプレートの上面と下面の温度差に

Fig. 5 （Color online） Evolution of the continental crust and mantle recorded by geochemical and isotope compositions of sedimentary materials. a. Distri-bution of zircon ages mainly from sediments （af-ter Roberts and Spencer, 2015）. b. Strontium iso-tope evolution of sea water reconstructed using carbonate rocks （after Shields and Veizer, 2002）. c. Secular change of Ni/Co in terrigneous sedi-mentary rocks （after Tang et al., 2016）. d. Man-tle potential temperatures estimated from non-arc lavas with various ages （Herzberg et al., 2010）．

地球の海洋と大陸の形成 129

起因する熱応力の蓄積が考えられる（Korenaga, 2007）。さらに，プレートテクトニクスを開始させるためのもう一つの条件として，十分に密度の異なるリソスフェアが水平方向に接している必要がある。すでに大陸が存在している現在においては，大陸リソスフェアと古い海洋リソスフェアの間に大きな密度の違いが見られる。一方，大陸の誕生前の地球において密度の異なるリソスフェアを作り出す方法としては，天体衝突イベント（Hansen, 2007）やマントルプルームの上昇に伴う巨大海台の形成（Gerya et al., 2015; Whattam and Stern, 2015）が挙げられる。後者の仮説は，太古代クラトンにおいて，コマチアイトを含む緑色岩体に花崗岩が貫入しているという地質学的特徴や，プルーム起源と沈み込み帯起源の両方の地球化学的特徴が見られることと調和的である（例えば，Wyman et al., 2002）。これらのことを考慮すると，地球は形成直後ではなく，しばらく時間が経った時に，最もプレートテクトニクスが開始しやすい状態にあっただろう。停滞リッド型対流が起きていた初期地球では，表層で停滞していたプレートが表面から冷やされ，その内部には亀裂が発達して水が浸透しうる。一方，マントル内では放射壊変に伴う熱の発生によりプルーム活動が活発になり，大規模な火成活動が進み，巨大な海台が形成された だ ろ う（Nakagawa and Tackley, 2012; Ogawa, 2014）。そして，密度の比較的小さな巨大海台の下に，変形しやすくなった十分に古いプレートが沈み込むことにより，プレートテクトニクスが開始されたと考えられる。また，放射壊変によるマントルの加熱率が非常に高かった（約20 pW/kg以上）初期地球においては，定常的なプレート運動が激しいプルーム活動により阻害された可能性がある（Ogawa, 2014）。大陸地殻の成長が太古代中期～後期にかけて主に進んだことは，地球が形成されてからプレートテクトニクスが全球的，かつ定常的に稼働するまでに，約10億年間かかったことを反映しているのだろう。

4.　結 論

世界最古の表成岩体の地質学的観察から，地球の海洋は38億年前には存在していたこと，さらに，冥王代ジルコンの地球化学データから，43億年前に存在していた可能性が示されている。一方，最近の惑星形成モデルや隕石・地球岩石試料の水濃度や水素同位体分析の結果は，地球がジャイアント・インパクト以前

に水を獲得していたことを示唆する。水の供給源としては，原始太陽系円盤ガスと地球軌道よりも外側に存在していた水を高濃度で含む天体物質が考えられる。この場合，地球の海洋形成は，マグマオーシャン固化とほぼ同じ時期に進んだはずである。地球のマグマオーシャン固化時期は冥王代ジルコンのハフニウム同位体組成から，約45億年前と制約される。その際に形成された一次地殻は，月の斜長岩とは異なる岩石から構成されていたと推測されるが，月のur-KREEPのように液相濃集元素に富んだリザーバは形成されていたようである。さらに，海洋が存在する地球では，花崗岩質な大陸が太古代中期～後期に大規模に形成されたことが，堆積岩の化学・同位体組成に記録されている。冥王代～太古代初期にも，花崗岩が形成された証拠は得られているが，これは限られた地域で進んでいたと考えられる。冥王代～太古代初期の地球では，停滞リッド型マントル対流が主流であり，その間にマントルでは放射壊変に伴う発熱により活発なプルーム活動が引き起こされ，表層では停滞するプレートが冷却と共に含水化していっただろう。やがて，プルーム活動により形成された巨大海台の下に，古く含水化したプレートが沈み込むことにより，プレートテクトニクスが開始しただろう。さらに，時間と共に放射壊変によるマントル内の発熱量が低くなり，プルーム活動がある程度おさまってから，プレートテクトニクスが全球的，かつ定常的に稼働し始めたと考えられる。

謝　辞

本総説を執筆する機会を与えて下さった古川善博博士，査読をして下さった小宮剛博士と石田章純博士に感謝致します。

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