1tonの普通コンドライト隕石が落ちてきたら地球に250gから500gの水が入って来る。同位体の問題もクリアしたら『地球の水はどこから来た』問題は解決するのか？以下、機械翻訳。
隕石チェリャビンスクとベネニトラからの内太陽系微惑星の湿潤降着の新しい証拠
2021年11月27日に提出
チェリャビンスク（2013年秋）とベネニトラ（2018年秋）の2つの普通コンドライトの滝の輝石の水素同位体組成と水分含有量を調査し、3つの普通コンドライト南極の発見物であるGraves Nunataks GRA 06179、LarkmanNunatakと比較しました。 LAR 12241、およびDominion Range DOM10035。ブネニトラとチェリャビンスクの輝石鉱物は水和しており（ ～0.018-0.087 wt。％ H2O）、-からのD-poor同位体シグネチャ（ Dを示します。-444‰から-49‰）。それどころか、普通コンドライトの発見は、水分含有量の上昇による陸生汚染の証拠を示しています（〜％2δDSO W‰‰〜 0.039-0.174wt。％）と値（-199‰から-14‰）。ブネニトラとチェリャビンスクで測定された組成を変える可能性のあるいくつかの小さな親体プロセスを評価し、S型微惑星の水分損失は熱変成作用中に最小限であると推測しました。ブネニトラとチェリャビンスクの水素組成は、Dが少ない星状水素とDが豊富なメソスターゼからの水の混合成分を反映しています。ミネラル中の水の45-95％は、 D低いことを特徴としてい％‰‰％δDSOW 値は、星雲水素によって提供されました。名目上無水の鉱物で主に構成されるS型小惑星は、254〜518ppmの水を保持できます。降着DD中に名目上乾燥した太陽系内部の物体に星雲の水成分を加えることは、降着後期に地球型惑星への揮発性物質の供給の必要性が減少したことを示唆しています。
キーワード：コンドライト鉱物—水素同位体—水分含有量—内太陽系—ウェット降着
図1.普通コンドライトの後方散乱電子画像。 測定されたOCは、（a）ベネニトラ、（b）チェリャビンスク、
（c）LL4 GRA 06179、（d）LL5 LAR 12241、および（e）L6 DOM10035。黄色の点は、SIMS機器で分析されたスポットを示しています。
図2.チェリャビンスク（a-b）とベネニトラ（c-d）の代表的な後方散乱電子画像。 メジャーな
普通コンドライトのケイ酸塩鉱物は、かんらん石（Ol）と輝石（Py）です。 長石（Fds）は間質領域で発生します。
小さなクレーターは、NanoSIMS測定後に生成されました。
図3.陸生鉱物とガラスを使用した水分含有量と水素同位体組成のキャリブレーション
標準。 測定されたH / Oイオン比とバルク測定によって得られたH2O含有量がプロットされます。 トレンドライン
図に示されているのは、セッション1〜4（a〜d）で測定された輝石の含水量を推定するために使用されました。 基準
ALV-519（玄武岩質ガラス、1700±43 ppm H2O）、PMR-53（単斜輝石、268±8 ppm H2O）、KH03-27（斜方輝石、367±49ppm H2O）および116610-18（斜方輝石、119±11 ppm H2O）。 空白のモニター：サンカルロスかんらん石。
図4.普通コンドライト（OC）からの輝石の含水量（ppm）とδDSMOW値（h）が低下し、
見つける。 OC落下からの鉱物は、識別可能ではるかに低いδDSMOW値を持っています（ベネニトラで観察された-444hという低さ）
OCからのミネラルのそれよりも水分含有量が見つかります。 明確な脱水傾向は見られません。 エラーは1つの標準です
偏差。 SMOW：標準平均海水。
図5.測定された（a）δDSMOW値と（b）水分含有量の箱ひげ図。 四分位範囲
データセットの第1四分位数と第3四分位数の間の値をカバーすることは、ボックスで示されます。 上部と下部のウィスカーは
四分位範囲外のデータセット番号。 各ボックスの実線は、データセットの中央値を示しています。 四分位範囲
OC発見の鉱物の水分含有量とδDSMOW値の範囲は、OCフォールの鉱物のそれよりも高いです。 間質性
コンドライトの成分、例えばメソスタシスおよびマトリックスは、一般に、D / H比の水分含有量に大きな変動があります。 のデータ
インタースティシャルコンポーネントはPianietalからのものです。 （2015）; ステファント等。 （2017）; 清水ほか （2021年）。
4。議論
4.1。ブネニトラとチェリャビンスクの低いD / H比の原因
図4に示すように、OCで見つかった斜方輝石鉱物のδDSMOW値は、
多少の重複はありますが、OCは低下します。わかりやすくするために、箱ひげ図（図5）を作成しました。このプロットでは、鉱物が含まれています。
OCの結果では、OCの値と比較してδDSMOW値と含水量の両方の四分位範囲が高くなっています。
落ちる。以前の研究では、陸域の風化にさらされた南極の隕石が局地的な風化を引き起こす可能性があることが明らかになっています
主要元素（例：SiおよびMg、Velbel 2014）と微量元素（例：希土類元素、Crozaz）の両方の動員
etal。 2003）。さらに、火星隕石の落下ティシントで実施された地上暴露実験は、
陸域の風化は、かんらん石の水素同位体比と含水量に急速に影響を与える可能性があります（Stephant etal。
2018）。したがって、南極の氷に長期間さらされると、小さな石の元の水素の特徴が変化した可能性があります。
そして、コンドライト鉱物のδDSMOW値と水分含有量の上昇を引き起こしました。さらに、南極の薄さ
セクションでは少量のエポキシ樹脂を使用します。これが、OCフォールでの水分含有量の上昇と陸生のようなD / H比の原因である可能性があります（Mane et al.2016）。薄化中に導入された樹脂からの汚染信号
この研究で見つかったOCのセクションの準備は、SIMS測定中に完全に回避することはできません。したがって、
南極隕石の発見は、必ずしも水素（およびその他の揮発性）分析に最適なサンプルではありません。推論
小さな南極の石については、特にエポキシで準備された薄い部分は注意して作成する必要があります。
チェリャビンスクとベネニトラは、地球に落下した後すぐに収集され、よく保存されました。その上、
研磨および取り付け中のサンプルの注意深い取り扱い、およびエポキシを含まない厚い岩石セクションの分析
陸域の汚染を最小限に抑えるでしょう。いくつかの親体プロセスが元のプロセスを変更した可能性があります
鉱物中の水素の組成。これらのプロセスには、（i）電子照射（例：Laurent et al.2015）、
（ii）銀河宇宙線（GCR）の核破砕（例：Fürietal.2017）、（iii）加熱イベント（例：Huss et al.2006）。未満、
これらの各プロセスと、水素成分への影響について説明します。
（i）電子照射。電子照射は、サンプルの加熱と水素原子のイオン化を引き起こす可能性があります
固体の表面から、固体残留物の重水素濃縮と相まって水素損失をもたらします（Laurent
etal。 2015）。したがって、ケイ酸塩鉱物のD / H比は、前に原始太陽系星雲に自由に浮かんでいる可能性があります。
降着または母体の表面は、電子照射によって変更されます。 Roskosz et al。（2016）による以前の実験では、keVレジームの電子には大きなD濃縮（分別）を生成する能力があることが報告されています。
コンドライトに存在する不溶性有機物の類似体では、D / Hは最大600時間になる可能性があります。しかし、電子
ケイ酸塩鉱物への照射効果ははるかに小さいことが示されています（D / Hの分別は<200hです）。特に、
10 µmを超えるケイ酸塩鉱物の電子照射によって引き起こされる水素同位体の分別は
20時間未満であると想定されています（Roskosz et al.2016）。私たちの場合、OCで測定された斜方輝石はすべて
サイズは10µmです。さらに重要なのは、これらの測定された鉱物は、最初に結晶化したものの残骸である可能性が高いためです。
コンドリュールが大きいほど、元の大きなコンドリュールのD / Hの分別はさらに小さくなります。したがって、私たちは主張します
電子照射によって引き起こされる水素同位体組成のごくわずかな変更。（ii）銀河宇宙線による核破砕。電子照射とともに、高値によって引き起こされる核破砕反応
エネルギー銀河宇宙線（GCR）は、微惑星の段階で発生する可能性があります。核破砕反応が原因です
二次陽子の形成のためであり、一般に小惑星体の表面（約2〜3 m）に限定されます（Füri
etal。 2017）。このメカニズムで生成される二次粒子の量は、曝露年齢と相関しています
と生産率。報告されているOC隕石の曝露年代（10〜70 Ma、Marti＆Graf 1992）と
水素の生成率（4×10-10 mol g-1 Ma-1
、Merlivat etal。 1976）および重水素（2.17×10-12 mol g-1
Ma-1
、Fürietal。 2017）、水の生産率を計算しました。結果は、両方の水に小さな影響を示しています
含有量と水素同位体：1 ppm未満の水が、GCRの核破砕によって生成された可能性があります。
水素同位体分別の範囲は1時間から26時間で、平均値は8時間です。これは分析範囲内です。
不確実性（14–46h、1σ）。
（iii）暖房イベント。 OCの親体では、短命の放射性核種の崩壊によって熱が発生する可能性があります。
つまり、微惑星に熱変成作用をもたらす26Alと60Fe（Huss etal。2006）（セクション4.2を参照してください。
熱変成作用に関する詳細な議論）、または局所的な高い衝撃後温度を引き起こす影響（シャープ
＆DeCarli 2006）。これらのシナリオの両方で、脱水を説明するために高温が広く呼び出されています
NAMの。水素は一般に同じ物理化学的条件下で重水素よりも拡散速度が速いため
条件では、D / H比の上昇は、NAMからの水の損失とともに現れると予想されます。さらに、
D / H比と脱水ミネラルの含水量の間の負の相関は、経験した後に予想されます
H損失をもたらす高温イベント。ただし、チェリャビンスクとベネニトラの間には特定の傾向は見られません。
D / H比と含水量（図4）。したがって、D / H比と含水量の変動は結果ではありません
熱変成作用または衝撃時の脱水の影響。
高温下でのNAMの脱水ではなく、NAMはからの水の一部を受け取った可能性があります。
平衡化されていないコンドライトの後者の成分はかなりの量を含む可能性があるため、間質性メソスターゼまたはマトリックス
水の量。タイプ3OC（Bishunpurおよび
サマーコナ）が報告されています（0.0008–1.51 wt。％、図5、Stephantetal。2017; Shimizu et al.2021）。 δDSMOW
この水の値は-166hから15000hの範囲です（Stephantetal。2017; Shimizu et al.2021）。その上、δDSMOW
タイプ3OC Semarkonaのマトリックス中のフィロケイ酸塩の値は広い範囲を持ち、上限は次のようになります。
最大約10000時間（図5、Piani et al.2015）。したがって、ケイ酸塩成分の再結晶とともに
メソスターゼとマトリックス、NAMと間質成分の両方での水の混合の程度の違いは
その結果、ベネニトラとチェリャビンスクのNAMで観察されたD / H比と含水量が変動しました。
それにもかかわらず、ベネニトラとチェリャビンスクのいくつかの鉱物粒子は、報告されているよりもはるかに低いD / H比を持っています
メソスターゼとマトリックス用のもの。この低D / H水は、明らかに保存されているD-poorソースを反映しています。
熱変成作用中に相平衡を経験しているにもかかわらず、NAM。太陽星雲だけだから
D-poorシグネチャ（δDSMOW≈-850h）を特徴とする既知の貯留層、星雲水素の一部は
原始水としてNAMに組み込まれています。したがって、この水を星雲源と定義します
水。コンドライトの母体の降着は、おそらく短いタイムスケールで発生しました。これには、次のようなプロセスが必要です。
星雲から供給された水をコンドライトNAMに効率的かつ迅速に組み込みます。から結晶化したコンドリュール
それらの前駆体はガス状星雲で溶けます。水素ガスが前駆体メルトに直接溶解する可能性があります
その後、コンドリュール結晶に存在します。ただし、NAMへの水素の溶解度は
前駆体にかかる圧力が溶ける。岩石学的実験は、高圧（> 20 kbar）が必要であることを示しています
NAMに200ppmを超える水が含まれている場合（Mierdel et al.2007）。したがって、低圧星雲環境では
（10-3 bar、Galy etal。2000）、水素は火成岩を介してコンドライトNAMに有意に導入することはできません
処理する。あるいは、水素の注入は、星雲から供給された水の取り込みに関与しています（Jin＆
ボーズ2021）。次に、測定されたNAMで観察されたD / H変動を、次の結果であると想定してモデル化しました。
次の方程式に基づいた、鉱物中の星雲由来のD-poor水とメソスターゼおよびマトリックス中のD-rich水の間の2成分混合：
δDMIX=δDPf+δDM（1− f）、（3）
隕石チェリャビンスクとベネニトラからの内太陽系微惑星の湿潤降着の新しい証拠
2021年11月27日に提出
チェリャビンスク（2013年秋）とベネニトラ（2018年秋）の2つの普通コンドライトの滝の輝石の水素同位体組成と水分含有量を調査し、3つの普通コンドライト南極の発見物であるGraves Nunataks GRA 06179、LarkmanNunatakと比較しました。 LAR 12241、およびDominion Range DOM10035。ブネニトラとチェリャビンスクの輝石鉱物は水和しており（ ～0.018-0.087 wt。％ H2O）、-からのD-poor同位体シグネチャ（ Dを示します。-444‰から-49‰）。それどころか、普通コンドライトの発見は、水分含有量の上昇による陸生汚染の証拠を示しています（〜％2δDSO W‰‰〜 0.039-0.174wt。％）と値（-199‰から-14‰）。ブネニトラとチェリャビンスクで測定された組成を変える可能性のあるいくつかの小さな親体プロセスを評価し、S型微惑星の水分損失は熱変成作用中に最小限であると推測しました。ブネニトラとチェリャビンスクの水素組成は、Dが少ない星状水素とDが豊富なメソスターゼからの水の混合成分を反映しています。ミネラル中の水の45-95％は、 D低いことを特徴としてい％‰‰％δDSOW 値は、星雲水素によって提供されました。名目上無水の鉱物で主に構成されるS型小惑星は、254〜518ppmの水を保持できます。降着DD中に名目上乾燥した太陽系内部の物体に星雲の水成分を加えることは、降着後期に地球型惑星への揮発性物質の供給の必要性が減少したことを示唆しています。
キーワード：コンドライト鉱物—水素同位体—水分含有量—内太陽系—ウェット降着
図1.普通コンドライトの後方散乱電子画像。 測定されたOCは、（a）ベネニトラ、（b）チェリャビンスク、
（c）LL4 GRA 06179、（d）LL5 LAR 12241、および（e）L6 DOM10035。黄色の点は、SIMS機器で分析されたスポットを示しています。
図2.チェリャビンスク（a-b）とベネニトラ（c-d）の代表的な後方散乱電子画像。 メジャーな
普通コンドライトのケイ酸塩鉱物は、かんらん石（Ol）と輝石（Py）です。 長石（Fds）は間質領域で発生します。
小さなクレーターは、NanoSIMS測定後に生成されました。
図3.陸生鉱物とガラスを使用した水分含有量と水素同位体組成のキャリブレーション
標準。 測定されたH / Oイオン比とバルク測定によって得られたH2O含有量がプロットされます。 トレンドライン
図に示されているのは、セッション1〜4（a〜d）で測定された輝石の含水量を推定するために使用されました。 基準
ALV-519（玄武岩質ガラス、1700±43 ppm H2O）、PMR-53（単斜輝石、268±8 ppm H2O）、KH03-27（斜方輝石、367±49ppm H2O）および116610-18（斜方輝石、119±11 ppm H2O）。 空白のモニター：サンカルロスかんらん石。
図4.普通コンドライト（OC）からの輝石の含水量（ppm）とδDSMOW値（h）が低下し、
見つける。 OC落下からの鉱物は、識別可能ではるかに低いδDSMOW値を持っています（ベネニトラで観察された-444hという低さ）
OCからのミネラルのそれよりも水分含有量が見つかります。 明確な脱水傾向は見られません。 エラーは1つの標準です
偏差。 SMOW：標準平均海水。
図5.測定された（a）δDSMOW値と（b）水分含有量の箱ひげ図。 四分位範囲
データセットの第1四分位数と第3四分位数の間の値をカバーすることは、ボックスで示されます。 上部と下部のウィスカーは
四分位範囲外のデータセット番号。 各ボックスの実線は、データセットの中央値を示しています。 四分位範囲
OC発見の鉱物の水分含有量とδDSMOW値の範囲は、OCフォールの鉱物のそれよりも高いです。 間質性
コンドライトの成分、例えばメソスタシスおよびマトリックスは、一般に、D / H比の水分含有量に大きな変動があります。 のデータ
インタースティシャルコンポーネントはPianietalからのものです。 （2015）; ステファント等。 （2017）; 清水ほか （2021年）。
4。議論
4.1。ブネニトラとチェリャビンスクの低いD / H比の原因
図4に示すように、OCで見つかった斜方輝石鉱物のδDSMOW値は、
多少の重複はありますが、OCは低下します。わかりやすくするために、箱ひげ図（図5）を作成しました。このプロットでは、鉱物が含まれています。
OCの結果では、OCの値と比較してδDSMOW値と含水量の両方の四分位範囲が高くなっています。
落ちる。以前の研究では、陸域の風化にさらされた南極の隕石が局地的な風化を引き起こす可能性があることが明らかになっています
主要元素（例：SiおよびMg、Velbel 2014）と微量元素（例：希土類元素、Crozaz）の両方の動員
etal。 2003）。さらに、火星隕石の落下ティシントで実施された地上暴露実験は、
陸域の風化は、かんらん石の水素同位体比と含水量に急速に影響を与える可能性があります（Stephant etal。
2018）。したがって、南極の氷に長期間さらされると、小さな石の元の水素の特徴が変化した可能性があります。
そして、コンドライト鉱物のδDSMOW値と水分含有量の上昇を引き起こしました。さらに、南極の薄さ
セクションでは少量のエポキシ樹脂を使用します。これが、OCフォールでの水分含有量の上昇と陸生のようなD / H比の原因である可能性があります（Mane et al.2016）。薄化中に導入された樹脂からの汚染信号
この研究で見つかったOCのセクションの準備は、SIMS測定中に完全に回避することはできません。したがって、
南極隕石の発見は、必ずしも水素（およびその他の揮発性）分析に最適なサンプルではありません。推論
小さな南極の石については、特にエポキシで準備された薄い部分は注意して作成する必要があります。
チェリャビンスクとベネニトラは、地球に落下した後すぐに収集され、よく保存されました。その上、
研磨および取り付け中のサンプルの注意深い取り扱い、およびエポキシを含まない厚い岩石セクションの分析
陸域の汚染を最小限に抑えるでしょう。いくつかの親体プロセスが元のプロセスを変更した可能性があります
鉱物中の水素の組成。これらのプロセスには、（i）電子照射（例：Laurent et al.2015）、
（ii）銀河宇宙線（GCR）の核破砕（例：Fürietal.2017）、（iii）加熱イベント（例：Huss et al.2006）。未満、
これらの各プロセスと、水素成分への影響について説明します。
（i）電子照射。電子照射は、サンプルの加熱と水素原子のイオン化を引き起こす可能性があります
固体の表面から、固体残留物の重水素濃縮と相まって水素損失をもたらします（Laurent
etal。 2015）。したがって、ケイ酸塩鉱物のD / H比は、前に原始太陽系星雲に自由に浮かんでいる可能性があります。
降着または母体の表面は、電子照射によって変更されます。 Roskosz et al。（2016）による以前の実験では、keVレジームの電子には大きなD濃縮（分別）を生成する能力があることが報告されています。
コンドライトに存在する不溶性有機物の類似体では、D / Hは最大600時間になる可能性があります。しかし、電子
ケイ酸塩鉱物への照射効果ははるかに小さいことが示されています（D / Hの分別は<200hです）。特に、
10 µmを超えるケイ酸塩鉱物の電子照射によって引き起こされる水素同位体の分別は
20時間未満であると想定されています（Roskosz et al.2016）。私たちの場合、OCで測定された斜方輝石はすべて
サイズは10µmです。さらに重要なのは、これらの測定された鉱物は、最初に結晶化したものの残骸である可能性が高いためです。
コンドリュールが大きいほど、元の大きなコンドリュールのD / Hの分別はさらに小さくなります。したがって、私たちは主張します
電子照射によって引き起こされる水素同位体組成のごくわずかな変更。（ii）銀河宇宙線による核破砕。電子照射とともに、高値によって引き起こされる核破砕反応
エネルギー銀河宇宙線（GCR）は、微惑星の段階で発生する可能性があります。核破砕反応が原因です
二次陽子の形成のためであり、一般に小惑星体の表面（約2〜3 m）に限定されます（Füri
etal。 2017）。このメカニズムで生成される二次粒子の量は、曝露年齢と相関しています
と生産率。報告されているOC隕石の曝露年代（10〜70 Ma、Marti＆Graf 1992）と
水素の生成率（4×10-10 mol g-1 Ma-1
、Merlivat etal。 1976）および重水素（2.17×10-12 mol g-1
Ma-1
、Fürietal。 2017）、水の生産率を計算しました。結果は、両方の水に小さな影響を示しています
含有量と水素同位体：1 ppm未満の水が、GCRの核破砕によって生成された可能性があります。
水素同位体分別の範囲は1時間から26時間で、平均値は8時間です。これは分析範囲内です。
不確実性（14–46h、1σ）。
（iii）暖房イベント。 OCの親体では、短命の放射性核種の崩壊によって熱が発生する可能性があります。
つまり、微惑星に熱変成作用をもたらす26Alと60Fe（Huss etal。2006）（セクション4.2を参照してください。
熱変成作用に関する詳細な議論）、または局所的な高い衝撃後温度を引き起こす影響（シャープ
＆DeCarli 2006）。これらのシナリオの両方で、脱水を説明するために高温が広く呼び出されています
NAMの。水素は一般に同じ物理化学的条件下で重水素よりも拡散速度が速いため
条件では、D / H比の上昇は、NAMからの水の損失とともに現れると予想されます。さらに、
D / H比と脱水ミネラルの含水量の間の負の相関は、経験した後に予想されます
H損失をもたらす高温イベント。ただし、チェリャビンスクとベネニトラの間には特定の傾向は見られません。
D / H比と含水量（図4）。したがって、D / H比と含水量の変動は結果ではありません
熱変成作用または衝撃時の脱水の影響。
高温下でのNAMの脱水ではなく、NAMはからの水の一部を受け取った可能性があります。
平衡化されていないコンドライトの後者の成分はかなりの量を含む可能性があるため、間質性メソスターゼまたはマトリックス
水の量。タイプ3OC（Bishunpurおよび
サマーコナ）が報告されています（0.0008–1.51 wt。％、図5、Stephantetal。2017; Shimizu et al.2021）。 δDSMOW
この水の値は-166hから15000hの範囲です（Stephantetal。2017; Shimizu et al.2021）。その上、δDSMOW
タイプ3OC Semarkonaのマトリックス中のフィロケイ酸塩の値は広い範囲を持ち、上限は次のようになります。
最大約10000時間（図5、Piani et al.2015）。したがって、ケイ酸塩成分の再結晶とともに
メソスターゼとマトリックス、NAMと間質成分の両方での水の混合の程度の違いは
その結果、ベネニトラとチェリャビンスクのNAMで観察されたD / H比と含水量が変動しました。
それにもかかわらず、ベネニトラとチェリャビンスクのいくつかの鉱物粒子は、報告されているよりもはるかに低いD / H比を持っています
メソスターゼとマトリックス用のもの。この低D / H水は、明らかに保存されているD-poorソースを反映しています。
熱変成作用中に相平衡を経験しているにもかかわらず、NAM。太陽星雲だけだから
D-poorシグネチャ（δDSMOW≈-850h）を特徴とする既知の貯留層、星雲水素の一部は
原始水としてNAMに組み込まれています。したがって、この水を星雲源と定義します
水。コンドライトの母体の降着は、おそらく短いタイムスケールで発生しました。これには、次のようなプロセスが必要です。
星雲から供給された水をコンドライトNAMに効率的かつ迅速に組み込みます。から結晶化したコンドリュール
それらの前駆体はガス状星雲で溶けます。水素ガスが前駆体メルトに直接溶解する可能性があります
その後、コンドリュール結晶に存在します。ただし、NAMへの水素の溶解度は
前駆体にかかる圧力が溶ける。岩石学的実験は、高圧（> 20 kbar）が必要であることを示しています
NAMに200ppmを超える水が含まれている場合（Mierdel et al.2007）。したがって、低圧星雲環境では
（10-3 bar、Galy etal。2000）、水素は火成岩を介してコンドライトNAMに有意に導入することはできません
処理する。あるいは、水素の注入は、星雲から供給された水の取り込みに関与しています（Jin＆
ボーズ2021）。次に、測定されたNAMで観察されたD / H変動を、次の結果であると想定してモデル化しました。
次の方程式に基づいた、鉱物中の星雲由来のD-poor水とメソスターゼおよびマトリックス中のD-rich水の間の2成分混合：
δDMIX=δDPf+δDM（1− f）、（3）
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