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日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 2, 2021

2020年度最優秀発表賞受賞論文

還元型原始地球⼤気の流体⼒学的散逸
吉⽥ ⾠哉1,2，倉本 圭1
2021年3月15日受領，査読を経て2021年4月2日受理（要旨）近年の宇宙化学的研究により，地球マントル物質の同位体組成は始原的隕⽯の中で最も還元的なエンスタタイトコンドライトに酷似していることが⽰されている．このことは形成期の地球に，⾦属鉄の還元作⽤によって H2 やCH4 に富む還元型原始⼤気が形成されたことを強く⽰唆する．これまで富⽔素原
始⼤気は流体⼒学的散逸によって速やかに失われたとみられてきたが，これは放射活性分⼦種による放射冷却過程やX U V 吸収に付随する光化学過程を著しく簡略化したモデル計算に基づいており，⽔素残留期間については不確定性が⼤きい．そこで本 研究では，これらの過程を陽に組み込んだ流体⼒学的散逸モデルを原始地球⼤気に適⽤することで，⼤気組成に依存した⼤気散逸率を求め，その結果を適⽤
CH 4 や⾚
して，現表層揮発 性元素の貯蔵量や同位体組成と整合的な原始⼤気の進化経路を推定した．
+

外活性光化学⽣成物( H3 ，CH，CH3 等 )の混合⽐が⼩さい場合でもそれらの放射冷却の影響は著しく，
CH4はほとんど散逸せず H2のみが散逸する．散逸が抑制された結果，集積期に獲C H 4 / H 2 > 0. 01 の場合，得した H2 の残留期間は>4 億年にも達しうる．これは，地球上に⽣命が誕⽣したと推定される時期に重なり，初期地球において還元的⼤気種の温室効果によって温暖環境が保たれ，当時の⼤気が⽣命につながる有機物の⽣成場として重要な役割を果たした可能性があることを⽰唆する.

1. はじめにことが予想される[ 3, 4]．
還元型⼤気は⽣命誕⽣において重要な役割を果

集積期の地球は原始太陽系星雲ガスの重⼒的捕H2 や CH4 に富んだ還元的環境たした可能性がある．

獲や微惑星の衝突脱ガスにより⼤気を獲得したと考では⾼分 ⼦有機 化合物が 効率的に⽣成されることH2を主体とする星雲ガス成分は原始えられる．従来，が知られている[ 5]．実際に，タイタン⼤気では炭化

地球から急速に散逸し，現在の⼤気は H2O-CO2を主

⽔素，ニトリル，ヘイズ等の多様な有機物が光化学体とする衝突脱ガス成分に由来すると想定されてき的に⽣成されている[6]．初期地球で還元型⼤気がた[ 1]．しかし，地球物質と各種隕⽯の多種の元素に維持された場合，⼤気が⽣命誕⽣に繋がる主要な有

またがる同位体組成の⽐較から，地球材料物質の⼤機物⽣成場として有効に機能したと考えられる．ま部分は還元的なエンスタタイトコンドライト様物質でた，H2 や CH4 のような還元的⼤気種が，当時の暗いあることが近年になって⽰されてきた[2]．この場合，

太陽の下にある初期地球表層において，液体の⽔を

衝突脱ガス成分は⾦属鉄との化学反応によって還元安定化させる温室効果気体として，重要な役割を果され，H2 や CH4 主体の還元型原始⼤気が形成された

たした可能性がある[ 7]．

1.北海道⼤学
2.東北⼤学

渇が⽰すように，還元型原始⼤気は地球史の初期の⼀⽅，現在の地球⼤気における星雲ガス成分の枯段階で奪われたはずである．特に H 2 に富む⼤気は，

還元型原始地球⼤気の流体⼒学的散逸／吉⽥，倉本53

流体 ⼒学的散 逸によってその⼤部分 が流出した可逸モデルを原始地球⼤気に適⽤し，⼤気組成の関数能性がある．流体⼒学的散逸とは，熱された上層⼤として散逸率を求めた．また，得られた結果を適⽤気が膨張し惑星重⼒を振り切って宇宙空間に流出す

し，地球表層揮発 性物質の現在の貯蔵量や同位体る現象で，地球においては初期太陽の強⼒なX 線お組成と整合的な⼤気進化経路と還元的環境の持続

よび 極端 紫外 線 (以下 X U V ) 放 射 [8]を加熱源に駆期間の推定を⾏った．

動されていたと予想されている．
これまで星雲⼤気を想定した純 粋な⽔素⼤気における流体⼒学的散 逸による散 逸率の推定が⾏わ

2. 流体⼒学的散逸モデルれてきた[ 9, 10]．近年の研究 [ 10]はG 型星の観測か数 値モデルは⽕ 星 向けに構 築したモデル [ 11]をら推定されるX U Vフラックスの進化曲線を⽤いてベースに，原始地球⼤気に合わせて光化学過程と放星雲⼤気の散 逸率の推定を⾏い，⼀海洋質量中に射過程を変更・拡張したものとなっている．以下に，含まれる⽔素が 数百万年から数千万年以内に散 逸モデルの概要と原始地球 ⼤気計 算のために施したすると主張している．

変更点について述べる．多成分 球 対 称⼀次元系を

H2-CH4主体の還元型原始地球⼤気を想定
⼀⽅で，仮定し，下部 境 界 組 成はガス-マグマ- 溶 融 ⾦ 属鉄

したモデリング研究はこれまで⾏われていない．こ間の化学平 衡計 算結果を参照し H 2 とCH 4 のみからのような還 元 型 原始 ⼤ 気は星雲⼤ 気と異なり⾚外CH 4 の混合⽐はパラメータとする．化学なるとする．

活性分⼦を豊富に含み，それらの放射冷却が流体⼒過程として，H 2・CH 4 とそれらの光化学⽣成物( H , C ,学的散逸に⼤きな影響を与える可能性がある．⽕星CH , CH2, CH3, H , H2 , H3 , C , CH , CH2 , CH3 ,CH4，C O
H2，を対象とした我々の先⾏研究 [ 11]では，

CH4 , CH5 )の計16成分における97反応を考慮する．

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+

+

+

+

+

+

+

+

とそれらの光化学 ⽣成物からなる原始⽕ 星⼤気に各成分の質量保存則に化学反応による⽣成消滅を

対して，放射過程と光化学過程を考慮した流体⼒学

組み込み，また運動⽅程式には成分間の運動量交的散 逸モデルを構築し，CH4 や C O の放 射冷却が⼤換を考慮する．また，エネルギー保存則には波⻑に気散逸を著しく抑制することを⽰した．⽕星よりも重依存したX U Vならびに⾚外放射の放射伝達を考慮+
3

⼒が⼤きい地球では光分 解が 効率的に進み，H やする．X U Vスペクトルと強度にはG 型主系列星の観

CHのような光化学⽣成物の放射冷却が効く可能性

測から推定された44. 6 億年前の太陽スペクトル [ 14]がある．放 射冷却により⼤気散 逸が 抑制されれば，を与える．波⻑積分した X U V強度は，現在の静穏

当然，⽔素残留期間は星雲⼤気に対する推定よりも期の太陽の値の約100 倍である．分⼦と原⼦による⻑期化することになる．

X U V 吸収を考慮し，平⾏光線の放射伝達を解き球

流体⼒学的散逸が激しく起こる場合，強い上昇流

殻平均することで，各成分の光分解率と併せて放射に⽔素以外の⼤気成分も取り込まれて散逸し，質量CH 4，CH，CH3，H3 に加熱率を推定する[ 15]．また，分別効果によってそれらの同位体組成が変化するは

よる⾚外輝線放射を考慮し，熱運動と流出運動に伴ずである[ 12]．他⽅，現地球表層の炭素と窒素の同うドップラー偏移を考慮した⾚外放射伝達を解くこ+

位体組成は，地球に揮発性物質をもたらした材料物とで放射冷却率を推定する．下部境界の H2 数密度と質の⽣き残りと考えられる始原的隕⽯の同位体組成

温度は，それぞれ均質圏界⾯の典型値1019 m - 3，当時とほぼ 等しい [ 13]．このことは地球表 層の炭素と窒の太陽光度下での⼤気表⽪温度200Kを与えた．

素が流体⼒学的散 逸の影 響をほとんど受けていないことを⽰唆している．放 射冷却によって炭素種や窒素種の流体⼒学的散 逸が抑制されれば，地球と始原的隕⽯の同位体組成の類似性について説明することが可能になる．

3. 計算結果
3.1

⼤気構造とエネルギー収⽀

そこで，本研究では放射過程と光化学過程を陽に定常状態における速度，温度，数密度，加熱率・組み込んだ多成分系における⼀次元流体⼒学的散冷却率の分布の典型例を図1に⽰す．それぞれの解54

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 2, 2021

において⼤気は動径距離の増加につれて，ほぼ速度( 図1(e) , 図3)．⾼度が増し温 度が上昇するにつれてなしから超⾳速に加速されている( 図1(a))．⼤気のCHの放射冷却も効くようになり(図1(e) , 図3)，CH 4 /エネルギー収⽀において重要な CH 4 とその光化学⽣

H 2 = 0. 007の 時点 で 加 熱 効 率 は〜5%となる( 図2)．

成物の分布に着⽬すると，CH4は下部境界の直上で急これは僅かな放 射冷却源が流出⼤気中に含まれた

速に分解され，それに伴いCHや CH3が⽣成されていだけで⼤気散逸が著しく抑制されることを⽰している(図1(c))．この傾向は下部境界におけるCH4/H2⽐がる．なお，輝線データの不⾜により今回考慮していな

CH4の分解図に⽰した例と異なる場合も同様である．

いCH 2 等の放射冷却を加味すると，加熱効率はさらに寄与する主要な反応は以下の通りである(図1(f ))．

に低下する可能性がある．

CH4 + hν → CH2 + H2

( 1)

CH4 + hν → CH2 + H + H

3. 2

( 2)

⼤気散逸率

+

+

(3)

図 4は全球からの百万年あたりの散 逸質量フラッ

+

+
3

(4)

クスを表している．ここで，H 2とCH 4 の散逸分⼦数フ

CH4は光分解のみでなくイオンとの化学反応によってラックスF i と散 逸質量フラックスF m , i (i = H 2 , CH 4 )も分 解されている．これらの反応による CH4 の分 解は以下のように与えられる．

CH4 + H → CH4 + H
CH4 + H → CH + H2

は⽊星や⼟星の電離圏でも起きることが知られている[ 16]．⽕星と⽐べて地球では重⼒が⼤きいために鉛直移流が鈍化し，下層で CH4の分解が進んでいる．
++

ここで，m i，n i，v i はそれぞれ大気成分iの分⼦質量，CH4 を分解する主要なイオンはH で，H 数密度増加

数密度，速度を表す．下部境界におけるCH 4 / H 2 ⽐

H+ はに伴い CH4 数 密度は低下している( 図1(c) (d))．

が上昇するほど，放射冷却の影響により散逸質量フ

主に H2 の光分解によって⽣成される．

ラックスは減少している．図 4の破 線はCH 4 が H 2 と+H2 + hν → H + H + e( 5)

共に散逸するためのH 2 の散逸フラックスの下限値で⼀⽅ で， ⾼度 が 増し 温 度 が 増 加 するにつれて( 図ある臨界フラックスを表す．⼤気成分 iに対する臨界1( b))，以下の CH4 の⽣成反応も効き CH4 の分解が抑フラックスFcrit,i はクロスオーバー質量 m c , i (主要⼤気

制されている．

成分によって引き摺れることで散逸可能な副成分の分H2 + CH3 → CH4 + H( 6)

⼦質量の上限値)を⽤いて以下のように導かれる[12]．

図2は亜⾳速領域におけるエネルギー収⽀を表している．ここで，図中の加熱効率は以下のように定義される．
ここで， はボルツマン定数，Tは温度，
⼤気成分 i 間の衝突係数，g は重⼒加速度，の混合⽐を表す．
ここで，r 0 ，r s はそれぞれ下部境界，遷⾳速点の動径はH 2 とはH 2の値は[ 11]の式 ( 5)から求めている．ここで，m c , i = m i としについて解くと，

距離，q ab s ，q c h ，q r ad はそれぞれ放射吸収率，化学反応によるエネルギー消費率，放射冷却率を表す．加熱効率は吸収された X U Vエネルギーに対する⼤気の熱エネルギーに分配されたエネルギーの割合を表

図 4に お いてCH 4 / H 2 = 0. 005, 0. 007のときの 値 を

CH 4/H 2 ⽐に依らず，化学反応によるエネルギー消す．

⽤いて外挿すると，H 2 フラックスはCH 4 / H 2 = 0. 012+

費と H3 の放射冷却に，X U V 吸収エネルギーの〜75のときに 臨 界フラックス に 達 する．こ れ は CH 4 /CH 4 の光分解によっ%が⾷われている(図2)．さらに，

H 2 > 0. 012のときにはCH 4 を残しH 2 のみが散 逸するて⽣じた CHと CH3 の放 射冷却も⼤気のエネルギー

ようになることを意味している．

収⽀に⼤きな影響を与える．下部境界近傍では低温でも放 射 活 性な CH3 による放 射冷却が 効いている

還元型原始地球⼤気の流体⼒学的散逸／吉⽥，倉本

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（a）

（b）

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図1： ⼤気プロファイル．(a) 平均速度．丸点は遷⾳速点を表し，三⾓点は外圏底を表す．(b) 温度．(c) 中性成分の数密度．(d) イオンの数
密度．(e) 放射加熱率，放射冷却率，化学反応によるエネルギー消費率．(f ) CH 4を分解する反応の反応率．(c) – (f )は下部境界CH 4/
H 2=0.001の場合．

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 2, 2021



[J/s]

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図2：亜⾳速領域におけるエネルギー収⽀．
「 運動エネルギー」
は運動エネルギーフラックスの正味発散，「エンタルピー」
はエンタルピーフラック
スの正味発散，「 重⼒ポテンシャルエネルギー」は下部境界と遷⾳速点の重⼒ポテンシャルエネルギー差，「 放射加熱」はXUV吸収による加熱率，「 化学反応エネルギー消費」
は化学反応による正味のエネルギー消費率，「 CH 4 放射冷却」「，CH 放射冷却」「，CH 3 放射冷却」，「H 3+ 放射冷却」
はそれぞれCH 4，CH，CH 3，H 3+による放射冷却率を表す．下部パネルにおける⿊線は加熱効率を表す．

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図3：1分⼦あたりの放射冷却率の温度依存性．

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図4：H 2とCH 4 の全球からの1 Myrあたりの⼤気散逸率．右縦軸は現地球⼤気質量で規格化した値を表す．ここで，1 bar = 5.3 × 1018 kgである．⻘線と⾚線はそれぞれH 2 の散逸率，CH 4 の散逸率を表す．破線はCH 4 がH 2と共に散逸可能な場合のH 2 の散逸率の下限値(臨界フラックス)を表す．

還元型原始地球⼤気の流体⼒学的散逸／吉⽥，倉本

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図5：(a) XUVフラックスを変化させた場合の⼤気散逸率．(b) XUVフラックスを変化させた場合の加熱効率．標準設定の場合の値で規格化
している．

3.3

⼤気散逸率のXUV 強度依存性

原始海洋が存在すると仮定する．さらに，CH 4 の散
逸 終了時点で 現地 球 表 層炭 素 量 (C O 2 70ba r相当

初期太陽のX U Vフラックスには⼤きな不 確定性[ 18] )と同等の CH 4 が 残留すると仮定する．X U V強がある[ 17]．ここでは⼤気散 逸率のX U V強度依存度は現在の強度の約100 倍とし，CH 4 / H 2 = 0. 012に性を調べるため，X U Vフラックスが 標準設 定の場

達し，H 2 フラックスが臨界フラックスまで低下した後合の2倍と3 倍 の場 合の計 算 結果を⽰ す．図 5は標は，CH 4 の散逸を⽌める．CH 4 / H 2 > 0. 012における準設定の場合の値で規格化した X U VフラックスがH 2 フラックスは，各濃度での臨界フラックスで近似

2倍 の場 合と3 倍 の場 合 の⼤ 気散 逸 率と加 熱 効 率

する．簡略 化のため流体 ⼒学的散 逸中の⼤気供給を表す．同じ⼤気組成において，⼤気散逸率は単純過程や他の⼤気散 逸過程，CH 4 からC O 2 への酸化にX U Vフラックスに⽐例して増 加 するわけではな

過程を無視する．

く，X U VフラックスとCH 4 / H 2 ⽐が⼤きくなるほど，

H 2とCH 4 の量の時間変化は3章で⽰したそれぞれX U Vフラックス増加に伴う⼤気散 逸率の増加の度の⼤気散逸率から推定することができる．⼤気量の合いは⼩さくなっている．これは X U Vフラックスが時間変化の推定⽅法の詳細は先⾏研究 [ 11]に記述

⼤きいほど冷却源であるH 3 ，CH，CH 3 の⽣成率がされている．質量分別の計算には，炭素種のみでな増加し，さらに⼤気温度が上昇することで．放射冷

く窒素種も同時に考慮する．原始⼤気中で窒素がど却率が上昇するためである．

のような形で存在していたかは不明であるため，ここ4. 原始地球⼤気の進化
4.1

原始⼤気の量と組成の変化

放 射冷却によって加熱効率と⼤気散 逸率が減 少することから，初期地球において⽔素残留期間が従では N 2 の場合とN H 3 の場合の2通りを考える．さらに散 逸終了時点で現在の地球⼤気窒素量 ( 0. 8ba r)と同等のNが⼤気に残されると仮定する．窒素成分
やH D，13 CH 4 等の微量⼤気成分の量の時間変化については，それらは主要成分の運動に影響を与えないと仮定し，H 2 の散逸率から導かれる以下の散逸率[ 12]を仮定する．

来の推定よりも⻑期化することが予想される．ここでは現地球表層揮発 性物質の貯蔵量や同位体組成と整 合的な原始 ⼤気進化 経 路を推定する．下層⼤気において炭素種はCH 4 として存在し，地表⾯には

ここで，X i は⼤気成分 iの混合⽐である．

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日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 2, 2021

D/ H ⽐の変化を推定するため，⼤気と海洋間で料 物質の⼤部分 がエンスタタイト様物質だった可能

同位体交換反応が起き，平衡状態にあると仮定する性がある．この場合，⾦属鉄によるH 2 Oの還元によ[ 19]．海洋量は現在の量で⼀定と仮定し，平衡係数

り衝突脱ガス⼤気のH 2 / H 2 O⽐は〜10となる可能性を求める際に必要な地表⾯温度は⽔素主体⼤気にがある[ 3]．このH 2 / H 2 O⽐と現 在の海洋量 (〜300

おける地表⾯温度の推定 [20]を参照する．

ba r相当)を考慮すると，集積期には100ba rオーダー

始原的隕⽯を地球に揮発 性物質をもたらした材のH 2 を獲得したことが予想される．

料物質の⽣き残りとみなし，炭素と窒素の初期同位

海洋D/ H ⽐は同位体交換反応により⼤気 D/ H ⽐

体組成は始原的隕⽯の値の範囲に収まるという条件

よりも上昇する(図 6, 8)．地球への⽔の主要な供給源を課す．現地球表層と始原的隕⽯の炭素・窒素同位が炭素質コンドライト様物質の場合，全体の系にお体⽐は⾮常に近い．地球マントルの平均的13 C/ 12 C⽐

ける初期D/ H ⽐は炭素質コンドライトと現地球海洋

1312に対する始原的隕⽯の C/ C ⽐は0. 98から1. 01での値に近くなり，海洋D/ H ⽐の上昇は現地球海洋の[21-23]，地球⼤気の15 N/ 14 N⽐に対する始原的隕⽯

D/ H ⽐と⼀⾒⾮整合的に思われる[20]．しかし，今

15

14の N/ N⽐は0. 95から1. 5である[22, 24, 25]．現地

回の推定はいくつかの仮定に依存していることに注

球海洋D/ H ⽐は炭素質コンドライトの値に近い．⼀意が必要である．ここでは海洋質量は現在の値で⼀⽅で，初期D/ H ⽐は星雲ガス等の影 響を受けるた

定としていたが，実際には過去の海洋質量は現在よめ不確定性が⼤きい[26]．ここではD/ H ⽐についてりも⼤きかった可能性や，地球内部と表層間で⽔循は⼤気散 逸による初期値からの濃集度合いを推定環が起きていた可能性がある．この場合，海洋D/ H

する．

⽐はここでの推定よりも元の供給源の値に向かって

図 6は現地球表層の炭素と窒素の貯蔵量と同位体均されることになる．また，海洋への重 ⽔素の濃集

組成と整合的な⼤気進化経路で，初期⼤気量が最度合いは地表⾯温度に⼤きく依存していることにも⼤の場合である．この場合よりも初期H 2 量が⼤きい

注意が必要である．ここでは H 2 - H 2 O ⼤気モデルの場合には炭素と窒素の同位体分別が進み過ぎ，初期結果を参照し地表⾯温度を与えたが，CH 4 やN H 3 等

同位体組成の制約条件を満たさなくなる．各⼤気成の他の温 室効果気体の影 響を考慮すると地表⾯温分の⼤気質量は，以下の換算気圧を⽤いて表すこと

度がさらに上昇する可能性がある．この場合も海洋にする．

への重 ⽔素の濃集度合いは⼩さくなる．さらに，初期D/ H ⽐が炭素質コンドライトの値と近いとする想定も再 検 討 する必 要がある．もし原始 惑 星が星雲
ガス成分と脱ガス成分 の双⽅からなる原始 ⼤ 気を

ここで，P i とM i はそれぞれ⼤気成分 iの換算気圧と獲得した場合，初期D/ H ⽐は星雲ガス成分のD/ H

⼤気質量を表し，gとR p は地表⾯における重⼒加速⽐を反映し炭素質コンドライトの値よりも⼩さくなる

度と地球半 径を表す．初期 CH 4 / H 2 ⽐が⼤きいほど[26]．

初期⼤気量は⼩さい(図7)．また，CH 4 / H 2 ⽐が⼤き

図9は初期CH 4 / H 2 ⽐と初期H 2 量に対する⽔素散いほど炭素と窒素の同位体分別の度合いは⼩さくな

逸タイムスケールを表す．⽔素散逸タイムスケールはる( 図 8)．炭素と窒素の初期同位体組成の制約条件

およそ4億年に達する(図6, 9)．H 2 - CH 4 ⼤気からの⽔により(図 6, 8)，CH 4 と窒素成分はH 2 と⽐べてほとん

素散逸タイムスケールは純粋なH 2 ⼤気と⽐べて⼀桁

ど散逸しない(図6,7)．この結果は放射冷却による散ほど⻑期化する(図 9)．さらに，ここではCH 4 散逸終

逸の抑制に起因する．⼀⽅で，制約条件を満たすH 2

了後のH 2 フラックスは臨 界フラックスと仮定していの最⼤量は〜400ba rで，⼤質量の⽔素に富んだ原

たが，これは上限値であり，また⼀部の分⼦種によ始⼤気が形成された可能性があることを⽰している

る放射冷却を考慮できていないことから，実際には(図 6,7)．
⼤質量の富⽔素⼤気の形成は地球材料物質の化学からも⽰唆される．第1章で述べたように，地球材

H 2 - CH 4 ⼤ 気からの⽔素 散 逸タイムスケールはさらに⻑期化する可能性がある．

還元型原始地球⼤気の流体⼒学的散逸／吉⽥，倉本

59

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図6：現地球表層揮発性元素の貯蔵量と同位体組成と整合的な⼤気進化経路のうち，初期⼤気量が最⼤の場合の⼤気量，同位体組成，地
表⾯温度の時間変化．緑線と橙線はそれぞれ⼤気中の窒素の形態としてN 2，NH 3を仮定した場合を表す．

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図7：初期CH 4/H 2 ⽐に対する初期⼤気量．網掛け領域は初期同位体組成の制約条件を満たす領域を表す．

60

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 2, 2021

（a）

（b）

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図8：(a)現地球表層の平均的13C/12C⽐に対する初期の13C/12C⽐．(b)現地球⼤気の15N/14N⽐に対する初期の15N/14N⽐．(c) 初期D/H⽐に対する散逸終了時のD/H⽐．(a)と(b)の網掛け領域は始原的隕⽯の値の範囲を表す．

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図9： 初期CH 4/H 2 ⽐と初期H 2 量に対するH 2 散逸タイムスケー
ル．実線が⼤気進化経路推定から得られた値で，破線が初期H 2 量を純粋なH 2 ⼤気における散逸率で割ることで得ら
れた値．

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図10：XUVフラックスが標準設定の2倍の場合のH 2 散逸タイム
スケール.

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還元型原始地球⼤気の流体⼒学的散逸／吉⽥，倉本

4. 2

仮定の不確定性が⼤気進化推定に
与える影響

61

能性がある[28]．
（3）揮発性物質の供給過程と他の損失過程（1）XU Vフラックス
後期集積は揮発 性物質の供給において重要な役
3. 3 節で述べたように，初期太陽のX U Vフラック

割を果 たした可能 性 がある．⽉形 成を伴う巨⼤ 衝

スには⼤きな不確定性がある．⼤気散逸率は X U V

突イベント後，地球には現在の質量の約 0. 5% の物

フラックスに依存するため，ここでは標準設定とは異質が集積し続けたと考えられている[29]．後期集積なるX U Vフラックスの場合の⼤気進化経路を推定

物質の組成は未だ不明である．地球マントル物質とする．基本的にはX U Vフラックスが増加するほど⼤隕⽯のRuの同位体組成分析によると， 後期集積物

気散逸率も増加する．従って，X U Vフラックスが増

質もエンスタタイト様 物質だったことが⽰ 唆される

加するほど，炭素成分と窒素成分の同位体分別が進[ 30]．⼀⽅で，同様の分析を太古代の超苦鉄質岩にみやすくなるため，その分初期H 2 量の範囲は制限さ拡張し後期集積物質組成を推定すると，後期集積れる．図10はX U Vフラックスが標準設定の2倍の場

物質は炭素質コンドライト様 物質だったことが⽰唆

合のH 2 の散 逸タイムスケールを⽰している．初期同されている[ 31]．

位体組成の制約条件を満たす初期 H 2 量は X U Vフ

集積物質の多くが炭素質コンドライト様物質の場

ラックスが⼤きいほど⼩さくなる．その結果，H 2 散逸合，炭素質コンドライトの揮発 性物質含有量を参考

タイムスケールの上限値は〜250My rとなり，標準設に10w t %のH 2 O，C/ H=1/ 5，N/C=1/ 30を満たす定の場合の約 0.7倍となっている．

CとNを含むと仮定すると[ 13]，集積するH，C，Nの量はそれぞれ 〜 3 × 10 20 kg (〜2海洋質量)，〜 4（2）地球質量に達する以前の⼤気散逸× 10 20 kg(現表層炭素量とほぼ等価 )，〜 1 × 1019
kg( 現⼤気中窒素量の〜2 倍 )となる．集積物質がエ

ここまでは地球質量に達してから⼤気散逸が始まンスタタイトコンドライト様物質の場合でも，CとNにると暗に仮定していた．しかし，実際には原始惑星

ついては炭 素質コンドライト様 物質の場 合 の〜0.1段階で星雲ガスが晴れ，地球の元となった原始惑星倍の量が集積したと予想される[ 32]．

は⼤気散 逸の影 響を受けていたと予想される[27]．

後期集 積に伴う揮発 性物質の供給 が 起きると同

我々の⽕星を対象にした先⾏研究 [ 11]は⽕星サイズ

位体分別が 均されることで初期同位体組成の制約の惑星における原始⼤気でもHとCの同位体分別が条件を満たしやすくなり，初期⼤気量やH 2 散逸タイ起こり得ること，分別度合いは初期⼤気の量と組成

ムスケールの上限値が上昇する可能性がある．例とに⼤きく依存することを⽰している．加えて⼤気散逸して，10ba rのC O 2 と等価なCが散逸終了後に集積の持続期間も重要なパラメータと思われる．原始惑

した場合，13 C/ 12 C⽐が〜0. 997倍となり，初期⼤気

星上の⼤気の散 逸期間が短かった場合には同位体

量とH 2 散逸タイムスケールの上限値が〜1. 05 倍にな

分別はほとんど進まないことになる．現在の地球とる．

始原的隕⽯の炭素と窒素の同位体組成がほぼ 等し同位体分別の緩和と同時に，後期集積時にH 2 がいことは，地球の元となった原始惑星は同位体分別⽣成されることでもH 2 残留期間が⻑期化する可能を伴う⼤気散逸の影響をほとんど受けなかったこと性がある．特に，エンスタタイト様物質が集積し地球を⽰唆している．

上のH 2 Oが還元される場合には⼤量のH 2 が⽣成さ

⼀⽅で，原始惑星の巨⼤衝突時に同位体分別を起れる．集積物質中に30w t % の⾦属鉄が含まれていこすことなく⼤質量の原始⼤気が失われた可能性もて全て H 2 Oと反応しH 2 が⽣成されると仮定すると，ある．この場合，原始惑星が星雲ガス成分を含んだ〜 3 × 10 20 kg (〜60 ba r)のH 2 が形成され，H 2 残原始⼤気を獲得したとしても，現在の地球⼤気が星留期間が 少なくとも〜75My r ⻑ 期 化 することにな

雲ガスと⽐べて希ガスに乏しいことを説明できる可

る．

62

日本惑星科学会誌Vol. 30, No. 2, 2021

⼀⽅で，天体衝突時に衝突侵⾷によって⼤気が散逸する可能性がある[ 33]．衝突侵⾷による総⼤気散

4.3

初期地球における還元的環境の⻑期持続の影響

逸量を正確に⾒積もることは困難である．しかし，地球質量程度の惑星では衝突侵⾷効率は⼩さく，さら本 研究から⽔素に富んだ還元的環境が初期地球に本研究で想定しているような⼤質量の原始⼤気でにおいて⻑期持続した可能性があることが明らかには効率はさらに下がるため[ 33]， 原始地球におけるなった．H 2 や CH 4 は初期地 球の温暖 化に寄 与した

衝突侵⾷の影響は限定的と考えられる．

可能性がある[8]．初期の太陽の光度は現在よりも〜

地球内部と表層間の揮発 性物質の循環も表層揮

30 %ほど⼩さかったにも関わらず [ 38]，初期の地質

発 性物質量と組成に影響を与える可能性がある．地

記録は初期地球においても海洋が存在していたこと

球マントル中のH 2 O，C，Nの量はそれぞれ海洋質量を⽰唆している[ 39]．還元的環境が⻑期間持続するの1–10倍 [34]，表層炭素量の数倍から数⼗倍 [35]，ことにより，初期地球の温暖環境や海洋の存在を説

⼤気中の窒素量の数倍 [ 36]と推定されている．揮発明できる可能性がある．

性物質の循環が効率的に起きていた場合，表層と⼤⽔素に富んだ還元的環境は〜40 億年前の⽣命誕

気中の揮発性物質の同位体分別は均されるため，後

⽣時期 [40]まで持続する可能性があることから，⼤期集積と同様に初期⼤気量とH 2 残留期間の推定値

気が⽣命誕 ⽣に繋がる有機 物⽣成においても重要を増加させる⽅向に働く．
H 2 - CH 4 ⼤気は光化学反応によって刻々と変化すな役割を果たした可能性がある．⼤気中でH 2 /C>1の場合，アミノ酸や糖類の前駆物質であるシアン化

る可能性がある．衝突脱ガス由来のH 2 - CH 4 ⼤気の⽔素やアルデヒドが 効 率 的に⽣ 成される[6]．さら

光化学的進化を推定した最近の研究 [4]は，35 ba rにタイタン⼤気のようにCH 4 の光分 解に伴い多様なのH 2 と14 ba rの CH 4 からなる⼤気ではCH 4 の光分

⾼分⼦有機化合物が⽣成されていたことも予想され解が効率的に起き，数千万年以内で C O，C O 2 ，有機る．このように⼤気中で効率的に有機物が⽣成され物に変化することを⽰している．⼤気進化経路推定

た場合には，有機物が⾼濃度に溶け込んだ海洋が時に⼤気は常にH 2 とCH 4 のみから成り，さらに地表形成され，そこでの化学進化が⽣命誕⽣に繋がった⾯付近と均質圏界⾯付近におけるCH 4 / H 2 ⽐は等し可能性がある．

いと仮定していたが，均質圏界⾯より下層でもCH 4の光分 解が 効率的に起きる場合には，⼤気散 逸領
域におけるCH 4 混 合⽐の減 少により放 射冷却の影

5. まとめ響が弱まり，H 2 残留期間の推定値が短くなる可能性

本 研究では放 射過程と光化学過程を陽に組み込がある．また，⽣成されたC O 2 や有機物の地表⾯へんだ流体⼒学的散逸モデルをH 2 - CH 4 から成る原始の堆積を考慮した場合も，CやNの同位体組成およ地球⼤気に適⽤した．CH 4 は光分 解とイオンとの化

び⼤気進化推定に影響を与える可能性がある．

学反応により急速に分 解される．CH 4 混合⽐増加に+⼀⽅で，上記の研究では無視されていた過程を考伴い，光化学的に⽣成されたH 3 ，CH，CH 3 の放射慮することで富⽔素 ⼤ 気におけるCH 4 やN H 3 の 寿

冷却によるエネルギー損失によって⼤気散逸率は減命が⻑期化する可能性もある．まず，主要な酸化剤

少し，下部 境界の CH 4 混合⽐が 1 % 以上の場合はであるOHの存在度は富⽔素⼤気では⼩さくなる可CH 4 の散 逸が⽌まる．現地球表 層揮発 性元 素の貯能性があり，それによりCH 4 やN H 3 の寿命が⻑期化

蔵量と同位体組成と整 合的な原始⼤気進化経路をする可能性がある[ 37]．また，巨⼤惑星⼤気のよう推定したところ，集 積期に獲 得した H 2 の残留期間にCH 4 やN H 3 の再⽣成反応が 効率的に起きる可能は〜4 億年にも達することが明らかになった．この結性もある[ 16]．初期⼤気におけるCH 4 の光化学的安果は初期地球において還元的⼤気種の温 室効果に定性のさらなる検討は今後の課題である．

よって温暖環境が保たれていたこと，当時の⼤気が有機物⽣成場として重要な役割を果たした可能性があることを⽰唆する．

還元型原始地球⼤気の流体⼒学的散逸／吉⽥，倉本

63

謝辞[21] Des Marais, D. J., 2001, Rev. Mineral. Geo-

本 研究の遂 ⾏にあたり，指 導していただいた 倉 本[22] Kerridge, J. F., 1985, Geochim. Cosmochim.

圭教授には⼼より感謝申し上げます．査読者からは有益なコメントを頂き，本 稿が ⼤きく改善されまし
た．本 研究は⽇本学 術振興会の特別研究員奨励費( 19J11459) の助成を受けて⾏いました．

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