星雲ガス中で集積する火星の!
大気形成と熱進化北海道大学大学院 理学院
宇宙理学専攻 惑星宇宙グループ
齊藤 大晶, 倉本 圭
系外惑星大気WS!106 -07 Jan. 2014

地球型惑星形成のシナリオ
原始太陽系星雲ガス巨大天体衝突!
(複数回)

集積微惑星原始惑星!
(火星サイズ)!2

原始惑星の生き残り

なぜ火星は星雲ガス中で集積したと言えるか？
火星由来の隕石を用いて, Hf-W 年代測定を!
実施することにより, 火星の形成時期を推定

しかし…

火星マントルから直接採取して解析したわけではないので,形成時期には大きな不確定さがあった!3

なぜ火星は星雲ガス中で集積したと言えるか？
SNC隕石の Th/W 比
試料, 化学組成に違いがあっても, Th/W 比はほぼ一定

コンドライト隕石の Th/Hf 比
マントルはコンドライト隕石と同じ同位体値と仮定 (CHUR)

HfThTh( )M arsM antle = ()M arsM antle /()M arsM antleWWHf!4

なぜ火星は星雲ガス中で集積したと言えるか？

(Dauphas and Pourmand, 2011)

火星は 100万年オーダーで集積し,マントル・コアに分化した可能性
原始火星は星雲ガス中で集積した可能性!5

なぜ火星は原始惑星の生き残りか？
火星隕石の試料間で, W, Nd といった娘核種同位体比にバラつき形成初期にマントルが部分的に融解し, 不均一が生じた可能性(Dauphas and Pourmand, 2011)

マントル中の同位体比を均一化するような過程 !
(ジャイアント・インパクト) を経験していないことを示唆!6

なぜ火星は原始惑星の生き残りか？
マグマ形成前マグマ形成後
Nd

Nd

Sm

Nd

Sm

Nd

Nd

融解領域

Sm

Sm solSm liq()bef ore ＞ ()af ter
Nd
Nd

Nd

SmSm
Nd

Sm

Nd

Sm

Nd

CoreCoNd

SmSmSmNd
Nd

Nd

MantMantle

非融解領域

Sm solSm sol()bef ore ＜ ()af ter
Nd
Nd

融解した領域としなかった領域で !
娘核種 (Nd) の同位体比が異なる(= 不均一)
!7Nd

MantleCoCoreなぜ火星は原始惑星の生き残りか？
Nd

Sm

Nd

Sm

Nd

Nd

もし大規模な融解が起こるような!
イベントがあったら…

Nd

SmSmSm

マントル全体が融解することにより,!

Nd
Nd

Mant
Mantle

マントル全体を平均した Sm/Nd 比に!
バラつきはでないCoreCo

原始火星はジャイアント・インパクトを!
経験していない可能性が高い!8

原始惑星の熱史!9

星雲ガスの保温効果
原始太陽系星雲ガス
集積

微惑星

原始惑星

原始惑星の重力で捕獲した星雲ガスの保温効果により, !
惑星 (地球を想定) 表面が融解するか, 放射平衡層＋対流平衡層で構成される大気モデルを用いて調べた (Hayashi et al, 1979).
!10

林モデルで火星表面は融解するか(Hayashi et al., 1979)

林モデルでは, 火星サイズの原始惑星の地表面は融解することはない!11

林モデル全層対流圏の場合!12

静水圧平衡の式

dpGMsol ⇢=drr2pr
Msol⇢G: Pressure: Distance from the center of planet: Mass of ancient Mars
: Density of the atmosphere: Gravitational Coefficient13理想気体の状態方程式

kp=
⇢TµmH
k : Boltzmann Constantµ : Mean Molecular WeightmH : Units of hydrogen atom mass
T : Temperature14圧力-温度および温度-密度勾配p dT=T dp
T d⇢=⇢ dT: Adiabatic Exponent
15

111

全層対流圏温度構造・断熱減率で温度構造が決定できると仮定

GMsol µneb mH 1
T = Tneb +((n + 1)kr1rneb)

n : polytropic index
Tneb : Temperature at the Hill Sphere Tneb = 255[K]µneb : Mean Molecular Weight in Nebula Gas Region µneb = 2.34
rneb : Distance of Hill Sphere!16全層対流圏の場合, 融解するかMars Model

106

Melting Range

Distance [m]

105

104

Current Mars size
0.07 MMars

0.5 MMars

MMars

0.2 MMars
0.1 MMars

103

0.05 MMars

500

1000

1500

Temperature [K]

2000

2500

地表面温度が高めに出ると予想できる全層対流圏構造でも, !
星雲ガスのみで構成される大気の保温効果では溶けることはない!17

原始火星が脱ガス成分大気をもつ理由!18(阿部豊, 2006, 惑星フロンティアセミナー)

ハイブリッド・シナリオの提案
原始太陽系星雲ガス
脱ガス成分

集積

微惑星

原始惑星!
(火星サイズ)

原始大気の二元論

原始大気のハイブリッド論!19

目的
全層対流圏であるとした場合の!
原始火星大気の温度構造を調べる.

地表面温度が取りうる最大値を推定!20

予察的モデルの前提条件

大気

大気成分は理想気体

星雲ガス成分!
(H2,He)!
+星雲ガス成分と脱ガス成脱ガス成分!

分は互いに交らない(H2, H2O)

両大気層で温度・圧力は連続, 密度は不連続	

地表面(静水圧平衡成立)!21

惑星中心からの距離と大気温度の関係	

全層対流圏の場合(星雲ガス層)GMsol µneb mH 1
T = Tneb +((n + 1)kr1rneb)(脱ガス層)
GMsol µdeg mH 1
T = Tdeg +((n + 1)kr1rdeg)

n : polytropic index
Tneb : Temperature at the Hill Sphere Tneb = 255[K]µneb : Mean Molecular Weight in Nebula Gas Region µneb = 2.34
rneb : Distance of Hill Sphere
Tdeg : Temperature at the boundary between Nebula gas and Degassing Regionµdeg : Mean Molecular Weight in Degassing Region22gas and Degassing Region
rdeg : Altitude of boundary between Nebula脱ガス成分大気のモル分率
惑星形成期における, ガス・マグマ・溶融金属鉄間の H, C の	平衡分配を推定した数値モデル (Kuramoto and Matsui, 1996) を参考に, 脱ガス成分大気のモル分率を与える(Standard Model)(Abundant-Water Vapor Model)

原始火星の脱ガス層の!
大気成分のモル分率

水が多い場合の大気成分のモル分率

H2 O : H2 = 1 : 5

H2 O : H2 = 9 : 123

惑星中心からの距離と大気温度の関係
Standard Model H2 O : H2 = 1 : 5
106

rHrdeg =
100

105

10

Melting Range

Distance [m]Distance [m]106rdeg =

105

410rH
10
Melting Range

4Msol = MMars≤ 0.2 MMars10≤ 0.2 MMars

0.5 MMars

3500

1000

1500

2000

1025000.5 MMars
Msol = MMars

500

1000

1500

Temperature [K]Temperature [K]240.5 ME

320000.2 ME

2500

脱ガス成分大気質量と地表面温度の関係
22Standard Model

100.05 MMars

20101910181017
10Melting Range

160.5 MMars

Msol = MMars

Closing to pure	

Nebula Gas

Degassing Atmospheric Mass [kg]1021

Closing to pure	

Degassing Atmosphere

1010150.2 MMars
10140.1 MMars
1013
1012

0.07 MMars
0500

1000

Surface Temperature [K]251500

2000

惑星中心からの距離と大気温度の関係
Abundant-Water Vapor Model H2 O : H2 = 9 : 1106105104rHrdeg =100

Melting Range

Distance [m]Distance [m]106Msol = MMars

10rdeg =5rH10Msol = MMars
1040.5 MMars0.5 M

E0.5 MMars
0.2 MMars≤ 0.07 MMars
100.1 MMars

3105001000

1500

2000

Melting Range

2500≤ 0.07 MMars

3500

10000.1 MMars
1500

Temperature [K]Temperature [K]260.2 MMars

2000

0.2 ME2500

2210211020

Abundant-Water Model
0.2 MMars

0.05 MMars

0.5 MMars

0.1 MMars

1019

Msol = MMars

1018
1017

0.07 MMars

1016

Melting Range
101510141013

Closing to pure	

Degassing Atmosphere

10

Closing to pure	

Nebula Gas

Degassing Atmospheric Mass [kg]

脱ガス成分大気質量と地表面温度の関係

1000

2000

3000

4000

Surface Temperature [K]275000

6000

7000

今後の課題
揮発性成分 (脱ガス成分) がどの程度大気中存在したら,表面が融解するかを明らかしたい!

!28

今後の課題
揮発性成分 (脱ガス成分) がどの程度内部に!
分配されるかを明らかしたい
Valley Networks!
eroded by water flow

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