隕石衝突による高密度プラズマの生成:惑星大気進化への応用○	  黒澤耕介 1, 門野敏彦 2, 弘中陽一郎 3, 濱野景子 4, 桑原秀治 5, 重森啓介 3, 境家達弘 6, 佐野孝好 3, 大野宗祐 1
関根利守 7, 尾崎典雅 8, 橘省吾 9, 兒玉了祐 8, 松井孝典 1, 杉田精司 51
千葉工大 惑星探査研, 2 産業医大 医, 3 阪大 レーザー研, 4 東大 理, 5 東大 新領域, 6 阪大 理, 7 広島大 理
8
阪大 工, 9 北大 理
要旨
惑星形成最終期の>10 km/s の天体衝突で衝撃圧縮された岩石物質の熱力学状態は未解明であり、高速度天体衝突で発生する岩石蒸気質量や、放出される気相生成物の組成はよくわかっていなかった。我々は阪大レーザー研の激光
XII 号を用いて主要珪酸塩鉱物である橄欖石の衝撃圧縮実験を行い、1.2TPa までの温度-圧力-エントロピー曲面上のHugoniot 曲線を決定した。この結果を用いて惑星形成最終期に頻発した天体衝突による惑星大気吹き飛ばし量を評価した。その結果、地球の原始大気が全散逸する可能性が高いことがわかった。
はじめに発光強度と温度の関係を用いる輝度温度計測法を採用した。衝	  惑星形成最終期において地球サイズの岩石惑星の脱出速度は

撃波面の放射率は、速度干渉計で得た反射率データから算出し10 km/s を超え、主要構成要素である珪酸塩でさえ蒸発させるほた。

どのエネルギーを供給する[e.g., 1, 2]。そのような高速度衝突は地球史上の様々な大事件で重要な役割を果たしてきたと考えられ実験結果, M-ANEOS との比較ている[e.g., 3-6]。本研究ではその中でも天体衝突による大気剥ぎ	  図１に試料の構造及び計測の概略図、及び取得したデータの取り過程に注目する。現在の地球大気は初期に獲得した太陽組一例を示す。衝撃波伝播中の発光スペクトルの青色領域(420-500

成ガスを全て失っているが、地球サイズの天体から大気を効率nm)から衝撃圧縮温度を、干渉縞移動量から衝撃波伝播速度を計良く散逸させる過程は明らかになっていない。隕石重爆撃期に測した。得られた衝撃波速度を用いて既存の Hugoniot data[9]を基頻発した>10 km/s の天体衝突は、現在の地球大気の起源に重要なに衝撃圧縮圧力を算出した。この結果をもとに半解析的手法[10]役割を果たした可能性がある。

を用いて衝撃圧縮時のエントロピーを算出したところ、惑星科天体衝突が起こると地表で高温高圧の珪酸塩蒸気が発生する。

学分野の数値流体計算で頻繁に使用される M-ANEOS の予測値はその後の断熱解放によって、蒸気の内部エネルギーが膨張の運エントロピー上昇量を過小評価していることがわかった。この動エネルギーに変換され、 直上にある既存惑星大気を心太式に原因としては(1)M-ANEOS は２段式軽ガス銃で得られた圧縮率デ加速する。 一部の大気は惑星脱出速度を超える速度まで加速さータを外挿して構築されており、プラズマ化した Forsterite が軟れ、宇宙空間に散逸する。 この過程を "Impact erosion" と呼ぶ化する効果を取り入れていないこと、(2)衝撃融解・電離・解離[e.g., 5]。 惑星大気散逸量を定量的に評価するためには 衝突天体によるエントロピー増加量が考慮されていないことが挙げられが持つ運動エネルギーの何割が珪酸塩蒸気の膨張エネルギーにる。我々の VISAR の反射光計測、色温度と輝度の時間変化計測

変換されるか、 を知っている必要があるが、 宇宙速度衝突で生からも衝撃圧縮状態の Forsterite の反射率は 20 %を超え 金属化(=成される珪酸塩プラズマ内でのエネルギー分配過程はよくわか電離)を起こしていることは明らかである。第一原理計算からもっていなかった。特に衝撃圧縮によるエントロピー増加量が不電離に伴う電子配置の変化は Si−O の二体相関を弱くし、解離を明であるために、相図上での断熱解放経路が分からず、最終的引き起こすことが示唆されている[11, 12]。に気相に分配されるエネルギーがわからないことが本質的な問

Drive laser!
(351 nm, 600 µmφ, 2.5 ns)!

a

題であった。我々はこの問題に実験的に取り組んでいる。先ほど述べたような最終的な気相の膨張エネルギーを求めるという観点では、圧力-エントロピー(P-S)平面上での Hugoniot 曲線を得

Shock%frontCH ablator (20 µmt)
Al driver (40 µmt)
Forsterite (50 µmt)

Anti-reflection !
coatingSpectrometer!
(Shock temperature)!

るという課題に帰着する。

b

Shock incidence

VISAR!
(Shock velocity)

c

高強度レーザーによる衝撃圧縮実験
Shock breakout

大阪大学レーザーエネルギー学研究センターに設置された高強度レーザー「激光 XII 号 HIPER」を用いて Forsterite(Mg2SiO4)の衝撃圧縮実験を行った。基本的な実験手法は我々の先行研究と同様であるので、詳しくは参考文献を参照して頂きたい[7, 8]が、より高い衝撃温度を計測するために、従来の色温度計測でなく、600%µmNotch%ﬁlter%%absorpBon%band

Wavelength%(380–700%nm)
Time%(17%ns)

Space%(730%µm)
Time%(17%ns)

図１. (a)衝撃圧縮試料の概略図, (b), (c)計測データ。

議論 1 -大気剥ぎ取り問題への応用-できる。つまり 300 気圧の H2O 大気を持つ金星は大気剥ぎ取り

上記の実験結果から天体衝突で達成される極限状態でも適用可を免れた可能性が高い。それに対し、海洋形成を経た原始地球

能な P-S 平面上の Hugoniot 曲線が得られた。衝撃圧縮状態からのは、それまでに保持していた大気を失った可能性がある。この解放過程が断熱かつ熱力学平衡を保ちつづけると仮定をすると、違いは現在の地球・金星大気中の希ガス存在度[e.g., 17]の違いとレバールールを用いることで最終的に気相に分配されるエネル調和的である。

ギーを算出することができる。図 2 に衝突速度に対する橄欖石の蒸発率を示す。この比較から明らかなように従来用いられてきた状態方程式の予測値よりも 1.5-2 倍の質量の珪酸塩蒸気が発生することが明らかになった。

図 3. 確率論的重爆撃モデルの結果。惑星初期大気圧に対する惑
星大気全散逸確率を計算した。惑星大気のスケールハイトによって多少依存するものの、<１０気圧の初期大気圧の場合は大気が全散逸する可能性が高い。
図２. 衝突速度に対する橄欖石の蒸発率。一気圧まで断熱膨張した後の蒸発率を計算した。

参考文献[1] Ahrens & O’keefe, The Moon, 4, 214-249, 1972.	 
気相に分配されたエネルギーは最終的に蒸気雲の膨張運動エネ[2]Kurosawa

etal.,

Geophys.

Res.

Lett,ルギーになる。点源爆発するガス球の速度・密度動径分布に対

doi:10.1029/2010GL045330, 2010.

する解析解を用いると、ガス球が持つ運動量に変換できる。こ[3] Pahlevan & Stevenson, EPSL, 262, 238-249, 2007.のガス球と直上の惑星大気との運動量保存則を解くと、脱出速[4] Mukhin et al., Nature, 340, 46-49, 1989.

度を超えて宇宙空間に散逸する大気量を算出することができる[5] Melosh & Vickery, Nature, 338, 487-489, 1989.

[13]。

[6] Lisse et al., ApJ, 701, 2019-2032, 2009.

37,L23203,[7] Kurosawa et al., 17th SCCM, 2012.
議論 2 –隕石重爆撃期の大気進化	  新しい P-S Hugoniot 曲線をモンテカルロ法を用いた確率論的隕石重爆撃期モデルに組み込み、初期大気圧、スケールハイトをパラメータにして隕石重爆撃期の大気全圧の変遷を解いた。図 3に初期大気圧力に対する大気全散逸確率を示す。地球サイズの岩石惑星の初期大気全圧が<10 気圧程度であれば、隕石重爆撃期に供給される衝突エネルギーによって大気が全散逸する可能性[8] Kurosawa et al., JGR, 117, E04007, doi:10.1029/2011JE004031, 2012.
[9] Sekine et al., Joint AIRAPT-22 & HPCJ-50 , 2009.
[10] Sugita et al., 17th SCCM, 2012.
[11] Laudernet et al., PRB, 70, 165108, 2004.
[12] Knudson & Desjarlais, PRL, 103, 225501, 2009.
[13] Vickery & Melosh, GSA Special paper, 247, 289-300, 1990.

があることがわかった。結果は大気のスケールハイトにはあま[14] Newman et al., Icarus, 138, 224-240, 1999.

り依存しない(大気の組成や温度によらない)。以下では、この結[15] Svetsov, Solar System Res., 41, 28-41, 2007.

果を原始地球・金星に適用する。原始金星は集積最中に獲得し[16] Shuvalov, MAPS, 44, 1095-1105, (2009).

た大量の水蒸気をまとっており、初期圧力は~300 気圧に及ぶと[17] Ozima & Podosek, Noble Gas Geochemistry, 367 pp., Cambridge

予測されるが、原始地球では濃密な水蒸気大気は凝縮し、海洋University Press, New York, 1983.

を形成してしまうため、初期大気圧は 10 気圧を超えないと予想