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日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 2, 2010

《フロンティアセミナー・テキスト》

ハビタブルプラネットの起源と進化 第2回
阿部 豊

1

2008年11月27日受領，2010年5月3日受理．

（要旨）生物が生存可能な惑星(habitable planet)の環境の必要条件を液体の水が存在することと考えて，表面に液体の水が存在する地球型惑星「水惑星」の形成と進化を検討した．前回の第1回（第1〜3章）[1]では水惑星が維持される環境条件について論じた．これをふまえ，今回は，第4章では，惑星表面に水が供給される過程の理解を目指して，地球大気形成過程について論じる．大気形成過程は，太陽系の惑星形成，惑星の材
料物質，および惑星形成プロセスで必然的に起こる衝突過程と深くかかわっている．第5章では，個々の地球型惑星（地球・金星・火星）の環境発展史と照らして，これまで述べてきた生存可能条件を再考し，その問題点を議論する．

4. H2Oの供給：地球大気形成論

4.1

太陽系形成の概観

前章[1]までで，水惑星ができるための4つの条件の太陽系形成の概略は以下のように考えられている

うち，第三：H2Oが宇宙空間に逃げずに表面にとどま（図4.1）[2]．まず，星間分子雲の収縮によって太陽とること，第四：惑星表面のH2Oが液体の状態になるこ

それをとりまく原始太陽系円盤が形成される．この原と，について見てきた．以下では，第一：惑星がH2O

始太陽系円盤の中の塵は円盤の中心面
（赤道面）
に向か

を取り込むこと，第二：H2Oが惑星の内部に閉じ込めって沈殿し，塵の層を形成する．この塵の層はそれ自られずに表面にでてくること，について検討する．

身の重力によって分裂し，多数の微惑星が形成される．

これらの条件は，これまで見てきた第三と第四の条

微惑星の衝突合体によって惑星系が形成される．

件に比べて，一般性がある検討がより困難である．そ地球型惑星の形成をまとめてみよう（図4.2）[3]．まこで，地球大気・海洋の形成論を中心に解説することず微惑星の衝突合体で火星程度の大きさの原始惑星がにして，より一般性がある検討の試みは第7章で述べ約100万年以内に形成される．このとき原始太陽系内ることにする．

には太陽組成のガスが充満している．やがて，このガ

H2Oの惑星への取り込みは惑星形成と深く関係があ

スがなくなった時点で，原始惑星同士の衝突が起こり，るから，初めに太陽系形成論の概略について解説する． 約数千万年をかけて地球サイズの天体まで成長する．
次に太陽系形成論に基づいて，第一の条件：H2Oの取この段階で月もできる．

り込みについて検討する．次に第二の条件に関連して，
惑星形成過程での衝突現象や大気と固体惑星内部の間での揮発性物質の分配について検討する．

4.1.1

原始太陽系円盤

原始太陽系円盤の形成段階では，円盤の質量は太陽の質量の20 ～ 50% にも達していたと思われる．円盤が徐々に中心の原始星に向かって落下することで原始1. 東京大学大学院理学研究科
ayutaka@eps.s.u-tokyo.ac.jp

太陽は成長し，円盤の質量は減少する．太陽への円盤の落下を質量降着，落下していく円盤を降着円盤と呼ハビタブルプラネットの起源と進化 第2回／阿部113

ぶ．ある時点で原始星への質量降着は終わり，比較的小さな質量の円盤が太陽の周りに残る．この段階では中心の星も原始星からＴタウリ型星に進化している．
その後の惑星形成は質量降着が停止した円盤の中で進行したと考えられる．この段階での原始太陽系円盤の質量は太陽質量の1%程度と考えられている．降着円盤の中は乱流状態にあり，気体成分と固体成分（以
下では慣例によって塵と呼ぶ）が混合しているが，降着がとまると塵は円盤の中心面に向かって落下していく．1000年から10000年くらいの間にほとんどの塵は中心面に集まり，固体物質が多い層を形成する．この層を塵層と呼んでいる．塵層の形成過程で固体物質粒
子は衝突によって合体成長し，1〜20cm位の大きさにまで成長すると考えられている．塵層は徐々にその厚みが薄くなり，より密度が高くなっていく．この密度がある程度より高くなると，塵同士の重力によって，互いに引き合う結果，塵層は分裂し，固体物質の塊ができる．これを微惑星（planetesimal）と呼ぶ．地球
15軌道付近の微惑星は平均10 kg程度，大きさにして10km程度と考えられている．
微惑星は惑星形成の基本ブロックであって非常に重要だが，その実体はよくわかっていない．また，円盤中の乱流が収まるかどうかは明らかでなく，ここで述
べたような過程で微惑星が形成されたかを疑問とする考えもある．しかし，その場合でも，現存する小惑星
や彗星などの存在から，なんらかの過程で微惑星ができたと考えられている．
太陽から遠いところでは氷が塵の大部分を占めてい
図4.1：太陽系形成の標準的描像．

図 4.1

太陽系形成の標準的描像．

るので，氷の微惑星ができる．標準的な理論では原始太陽系の場合，氷の凝結は2.7AUより遠方で起こると考えられている．この氷の凝結が起こる領域の内側の境界をスノーライン（snow line）と呼ぶ．これよりも内側では微惑星は岩石質であり，外側では質量の70%程度まで氷でできていると考えられている．彗星の核は氷微惑星の生き残りかもしれない．

- 45 -

4.1.2

原始惑星の形成

微惑星の衝突合体を惑星の集積と呼ぶ．惑星集積過10

程は，10 個近くもある微惑星が太陽の周りを公転しながら互いの重力で影響しあって軌道を変え，衝突合体する過程である．微惑星の衝突過程は微惑星間の相
図4.2：地球型惑星形成の標準的描像．  

図 4.2

地球型惑星形成の標準的描像．

対速度が重要である．相対運動は微惑星間の重力相互114

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 2, 2010

作用で決まっており，推定することは容易ではないが，満していたと考えられる．これを太陽系円盤ガスとい相対速度が最も大きな微惑星からの脱出速度とは無関

うが，原始惑星は重力によって円盤ガスを引きつけて係な小さい値に保たれていれば，重力が大きい微惑星

大気をもつ．原始惑星が円盤ガスの中で地球質量のほど周囲の微惑星を集めやすくなり，大きな微惑星だ

10倍くらいにまで成長すると，重力で引きつけられた

けがどんどん成長していく．これを「暴走成長」という．

円盤ガス自身の重力が，さらに大量の円盤ガスを引き

これはウェザリルやスチュワートによって理論的に推つける．こうして周囲のガスは原始惑星めがけて流れ定され[4]，井田らによってN体シミュレーションでも込み，巨大なガスの塊を作る．木星や土星はこのよう確かめられた[5]．N体シミュレーションは多数の微惑にして形成されたと考えられる．一方，天王星，海王星の運動を正確に計算し，その衝突合体を計算機の中星も同様に巨大なガスの塊になることが予想されるが，でシミュレートするものである．

太陽から遠い程，原始惑星の形成には時間がかかるた

原始惑星は，その軌道を中心に，ある幅をもった帯め，その間に，円盤ガスがなんらかのメカニズムで失状の「勢力圏」を持っていて，勢力圏内の微惑星はい

われ，木星や土星のように，大量のガスを集めること

ずれ原始惑星の重力によって，勢力圏からはじきとばができなかったと考えられている．

されたり，原始惑星に衝突すると考えられる．はじき天体が惑星表面に落下するとき，天体が持っていたとばされた微惑星は隣接する原始惑星の勢力圏内で同位置エネルギーが熱エネルギーに変換される．これがじことを繰り返す．また，原始惑星同士は，強い重力

重力エネルギーの解放である．寡占成長しているとき相互作用による反発で，原始惑星の軌道間隔は広がる．

には，平均すれば現在の地球が受け取る太陽放射の10結果的に原始惑星は互いの勢力圏を接しながら，しか倍にも達する大量の重力エネルギーが微惑星の衝突にし勢力圏が重ならないように，勢力圏内の微惑星を集よって解放されている．この重力エネルギーの一部がめて成長することが期待される．これを小久保と井惑星を加熱し，岩石が融解することによって原始惑星

田は「寡占成長」と呼んだ[6]．地球型惑星の領域では，の表面は熔融した岩石でおおわれることになる．この寡占成長によって100万年ほどの時間内に火星サイズ

状態をマグマの海，マグマオーシャンという．マグマの原始惑星まで成長すると考えられている．

オーシャン形成のメカニズムは複数ある．一つは天体

原始惑星の勢力圏の幅は原始惑星の質量の3分の1乗

衝突時の衝撃波による惑星内部の加熱である．これにに比例し，太陽からの距離に比例する．原始惑星が成

ついては4.4節で述べることとする．もう一つは大気長するにしたがって勢力範囲も広くなり，したがっての保温効果である．

集められる物質の量も増えてくる．しかし，原始惑星

保温効果は2章で述べた温室効果と同様に大気が惑が大きくなっても，勢力範囲の中にある物質の質量は星放射に対して不透明であることによって生じるが，それに比例しては増えない．そのため，原始惑星が成熱源が中心星放射（太陽放射）に限らない点が異なる．

長するにつれて，勢力範囲にある微惑星の量は減り，温度上昇の仕組みは2章で述べた温室効果と同様に考

原始惑星の成長もやがて停止してしまう．この打ち止えてよい．エネルギー収支が成り立った状態では惑星めの質量は，もともとの原始太陽系円盤の中の物質分

放射は正味中心星放射とそのほかの熱源をあわせた加布に依存している．地球軌道付近ではこの打ち止めの

熱フラックスに等しくなる．ここでは大気下端，つま

質量はだいたい火星くらいの質量である．

り固体惑星表面で解放される重力エネルギーを熱源と木星型惑星の領域ではもう少し大きな質量まで成長して考えるので保温効果と呼んでいる．温室効果と保することができる．地球型惑星の領域では，太陽に近く，温効果の重要な違いは，温室効果は大気が中心星放射

温度が高いために水の氷が存在できない．一方，木星に対してある程度透明であることが温度上昇の条件で型惑星が存在する領域では，水が氷となっていたためあるが，保温効果ではそのような条件がないことであに，固体物質の存在量が多く，微惑星の総質量も大きる．すべての波長で不透明な大気は保温効果は持つがい．このことにより，木星型惑星の領域では大きな原

温室効果は持たない．

始惑星が形成される．
ところで原始太陽系には太陽と同じ組成のガスが充

微惑星集積の最中は微惑星集積で解放されるエネル
ギーフラックスの分だけ加熱が上乗せされている．そハビタブルプラネットの起源と進化 第2回／阿部

115のため地球軌道でも加熱フラックスが射出限界を超

よって地球型惑星領域での原始惑星は再び成長して，える．惑星表面に十分な量のH2Oがあれば暴走温室状

大型化する．

1

態 となり，暴走温室状態では地面が融解するほどの原始惑星同士の衝突をジャイアントインパクトとい高温になるはずである．4.3節で述べるように，火星

う．ジャイアントインパクトは，もともとは月の起源

サイズの原始惑星は暴走温室状態を発生させマグマオを説明するために提案された．月の起源に関しては，ーシャンを作り出すのに十分な量のH2O大気を持って（1）地球とは全く独立に形成された月が，地球の重力いると考えられる．

にとらわれて衛星となったという説
（他人説）
，
（2）地

マグマオーシャンの形成は，地球型惑星の初期進化

球が形成する軌道上で，地球と同時に形成されたといにおいて重要な影響を持つ．一つはコアとマントルの

う説
（兄弟説）
，
（3）地球から分裂してできたという説

分離である．原始惑星は最初は岩石と金属鉄の混合物（子供説），など古来からいろいろな考えがあった．しであったと考えられ，融解によって密度の大きい金属

かし，これらの説はどれも一長一短で，満足いくもの

鉄が中心に向かって落ちる．もう一つは原始大気の変ではなかった．ジャイアントインパクト説は，地球に質である．これについては4.5節で述べる．

火星サイズの天体が斜めに衝突し，破壊された物質が地球型惑星の領域で形成される火星サイズの原始惑

地球の周囲に飛び散り，それらの物質から月ができた

星は，大気を持ち，また内部ではコアとマントルの分というもので，比較的よく月の性質を説明する．しか離が進行している．原始惑星は火星サイズと小さいな

し，火星サイズの天体が特別な角度で地球に衝突する

がらも，一通りの惑星としての性質を備えた天体であという設定にやや恣意的な雰囲気があった．しかし原ったと思われる．火星はこのような原始惑星の生き残

始惑星同士の衝突合体は普遍的な現象であるとすれば，りかも知れない．

何度も繰り返される衝突の内の一回がたまたま月の形
成をもたらしたとしても確率的に許される．

4.1.3

ジャイアントインパクト

微惑星の集積が始まってから数百万年経過したとき，地球や金星はジャイアントインパクトを数回から十回経験して現在の大きさにまで成長した．地球では何

地球型惑星の領域では10 ～ 20個の火星サイズの原始度も繰り返される衝突のなかで最後のジャイアントイ

惑星ができ，集積は一段落している．木星型惑星の領

ンパクトの際にたまたま月が形成された，と考えるこ

域では大きく成長した原始惑星に円盤ガスが落下してとができる．ジャイアントインパクトは惑星に様々な巨大な木星型惑星が形成されつつある．

影響を残したはずであるが，これまでの研究の大部分

円盤ガスは，星間分子雲の収縮が始まって100万～は月の形成について検討したものがほとんどで，繰り1000万年くらいのタイムスケールで徐々に失われるこ返し起こった普遍的な現象としてのジャイアントインとが観測的にわかっている[例えば，7]．ガスを集めてパクトの影響はよくわかっていない．ジャイアントイ

成長しつつあった天王星や海王星は，ガスが失われる

ンパクトが原始大気に与える影響については4.4節でことによって，巨大なガス惑星になれなかったと考え述べる．

られている．
円盤ガスは地球型惑星の領域でも重要な役割を果た

4.1.4

後期隕石重爆撃（Late Heavy Bombardment）

していた．ガスがあることによって原始惑星の軌道は月では約40億年前に大量の天体衝突が起こったと考円軌道に保たれ，原始惑星同士の衝突は起こらなかっ

えられている．これはしばしば後期隕石重爆撃と呼ばた．しかし，このガスがなくなってきたことによってれる．この段階は，通常，惑星形成には含めないが，軌道が円軌道から乱れはじめる．ガスを集めて巨大化

この過程も小天体が惑星に衝突付加する過程であるこ

した木星型惑星の重力によっても軌道が乱される．こと，惑星環境に与える影響が大きいことから，ここでうして原始惑星同士の衝突が起るようになった．最近とりあげる．

の数値実験の結果では，数百万年から1千万年に一度後期隕石重爆撃が，惑星集積段階から続いている天くらいの頻度で原始惑星同士の衝突が起こり，それに体衝突の最後のなごりであるのか，あるいは，この時

1. 厳密には暴走保温状態と呼ぶべきかもしれないが慣例に従う．

期に何らかの理由で天体衝突頻度が高くなったのか，

116

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現時点では明らかではない．天体衝突頻度がこの時期見ていくといろいろな問題がある．隕石は組成・同位にだけ高くなったと考える根拠としては，例えば月の体比やその組織によっていくつかのグループに分類さ岩石の中にこれよりも古い年代を示す衝突由来のガラれる．このことは原始太陽系内に組成的・同位体的なスがあまり見られないことなどがあげられているが，不均一があったことを意味する．したがって隕石からより古い時代に作られたガラスがこの時代の衝突によの単純な類推では異なる隕石グループ間の組成のばらって破壊された可能性も考慮すれば，必ずしもこの時つきよりも細かく惑星の材料物質の組成は決められな代にその前の時代より衝突頻度が高かったという強いい．

根拠にはならないように思われる．

地球材料物質の組成を推定する一つの方法は，地球理論的な研究による地球型惑星領域の力学的なタイ

それ自体の平均組成から推定することである．ここでムスケールから考えると，5億年にもわたって惑星集

地球の平均組成は太陽系のH2Oが凝結しない内側領域

積の材料となった小天体の衝突が続くのは不自然であの固体物質の平均組成で，良い近似になることに注意ると考えられている．一方で，木星などの惑星が移動しよう．なぜなら，地球がこの領域に存在する物質のすることにともなって小惑星帯の中を共鳴が移動する

約半分の質量を占めているからである．ちなみに残りことが指摘されており，そのことによって小惑星帯かの約半分は金星が占めている．

らの天体落下の頻度が高くなった可能性がある．月な

地球の平均組成の推定法の一つは，マントル起源のどの古いクレーターのサイズ分布と小惑星のサイズ分

捕獲岩の組成からの推定である．しかし，入手された布が似ていることは，このような現象が起こったこと

捕獲岩が変質を受けている可能性もあるので，単純にを示唆しているのかもしれない．

マントル捕獲岩の組成を地球マントルの平均的組成と大規模な天体衝突の際には，海洋の蒸発が何回も起みなすわけにはいかない．代表的な推定の一つはヴこった可能性があると考えられている．これは，衝突

ェンケらのグループによるものである．彼らは，Fe/で発生した岩石蒸気が広い範囲を覆うことによって海（Mg+Fe）比が大きいこと（融解すると FeO は液相に洋全体を加熱する，あるいは衝突で発生した岩石蒸気入りやすいので，融解を経験するとこの比は小さくなが凝結して地球大気に再突入する際に大気を加熱するる傾向がある），希土類元素の相対存在度が隕石の値ことによる．しかし，衝突天体の規模がわからないのに近い（融解して分化すれば隕石の値からはずれるはで，このような衝突が実際に起こったかどうかはよくずである）こと，などのいくつかの条件を課して，最わからない．

も変質や融解による組成変化の影響を受けていない試

4.2

地球材料物質

地球全体の組成と，太陽系内の天体の組成を比較検討することによって，地球がいったいどのような材料料を選び出して，その分析値に基づいて始源的マントルの組成を推定し，これに地殻に濃集しているいくつかの元素について補正を加えてマントル＋地殻の平均組成を算出した[8]．

物質で作られたのかを議論することが可能である．
4.2.2
4.2.1

固体惑星材料物質

2成分モデル

地球は酸化還元状態が異なる複数の物質の混合によ

太陽と隕石は基本的に同じものからできている（図って形成されたと考えるのが自然である．現在の地

4.3）．最も大きな違いは隕石では，揮発性物質，つまり，球は中心に還元的な金属鉄のコアがあり表面には酸

H，C，N，O，希ガス，などが少ないことである．そ

化的な水の海があるが，化学平衡を考えると酸化的なれ故，太陽系の中の揮発性物質を除いた固体物質の組

水と還元的な金属鉄が材料物質中で共存していたと成としては，だいたい隕石のようなものを想定するこは考えにくい．もし，水を多く含む酸化的な（例えばとが許される．この場合，Fe，Mg，Si，Oで質量の炭素質隕石のような）物質だけで地球を作ろうとすれ90%，Ca，Al，Na，Niも入れると99%となる．

ば，酸化鉄を還元して金属鉄のコアを作らねばならな

地球型惑星の材料物質の組成推定は大局的には以上

い．逆に，金属鉄を含む物質には水が含まれていないで述べたようなものでよい．しかし，もう少し細かくと考えられるので，水は別のところから供給されねば

ハビタブルプラネットの起源と進化 第2回／阿部

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ならない．酸化還元状態の異なる複数の物質の混合と発性物質に富んだ炭素質隕石様または彗星様の物質がいう考えを最も単純化して，揮発性物質に富んだ酸化

集中的に集積したという考えがある．これをベニヤ板的な物質と，揮発性物質に乏しく還元的な物質，のの表面の薄い化粧板になぞらえて，レイトベニヤ（late

2種類の混合で説明しようというのが2成分モデル（2

veneer）と呼ぶ．

components model）である [例えば，8，9] ．

不均質集積モデルは，地球の初期に集積した物質は2成分モデルでは，A成分：Fe が金属鉄に還元され地球軌道付近にもともと存在した物質で，太陽に近くていて，親気性元素や非常に揮発性の高い元素を含まて高温のため揮発性物質に乏しくて還元的であったが，ないが，難揮発性元素は隕石中の比率と同じ比率で含集積末期には小惑星帯や木星軌道あたりの比較的低温まれる．B 成分：炭素質隕石のような物質で，揮発性環境下で形成された，揮発性物質に富む酸化的な物質

元素や親気性元素を含み，Fe は全て酸化鉄になってが集積してくるようになった，という考えとは整合的

2いる．の二つに分けて考える ．2成分モデルは単純だである．

が地球材料物質のモデルとして大変有用である．現在

現在の惑星形成論に従えば，火星ほどの大きさの原の地球の組成は，Aが85%，Bが15%程度とするとだ

始惑星になるまでは，おおむね原始惑星が形成されたいたい説明できるとされる．2成分モデルでは，A成軌道付近の固体物質を集めていると考えられる．原始分に「エンスタタイトコンドライト」，B成分に「炭素惑星同士のジャイアントインパクトを経て地球・金星質隕石」を割り当てて考えることもある．しかし，A,

サイズの天体に成長する段階では，程度の差こそあれ，B両成分がそれぞれ既知の隕石グループと対応してい異なる軌道で形成された原始惑星の衝突が起こると考ると考えるべきではない．炭素質隕石とエンスタタイ

えられる．惑星形成の初期段階では地球軌道付近の物

トコンドライトの混合では，観測されている地球物質

質を集め，惑星形成の最後の段階では地球軌道から離の同位体比が説明できない．「炭素質隕石と似た組成れた位置の物質を集める，と考えることができるかもの成分」「エンスタタイトコンドライトに似た組成のしれない．最終段階のジャイアントインパクトは原始成分」程度に考えるべきである．ところで，現在推定

惑星同士の衝突であるから，地球軌道付近で形成されされる地球の平均組成は，同位体比まで考えれば，隕石グループのどれとも一致しない．したがって，すでに知られている隕石の単純な混合では地球は作れないことに注意が必要である．
4.2.3

均質集積と不均質集積

地球に集積する微惑星の組成が時間的に変化した可能性もある．地球集積の間中，地球に集積した微惑星の組成が同じであると考えるモデルを均質集積（homogeneous accretion）モデル，初期と末期で集積した微惑星の組成が異なると考えるモデルを不均質集積（heterogeneous accretion）モデルと呼ぶ．
微惑星の平均組成が太陽からの距離に依存しているならば，地球集積の初期と末期では微惑星の組成が異なっていても不思議はない．現在，有力な不均質集積モデルは，初期には還元的で揮発性物質を欠くA成
分，集積末期には酸化的で揮発性物質を含むB成分が集積したというモデルである．特に，集積最末期に揮
2. ただしヴェンケら[8]とリングウッド[9]はAとBを逆に定義している．  

図4.3： 太陽と隕石の組成を比較した図．太陽の組成は，太陽光12球面で観測された組成で，水素原子（H）を10 個としたと
きのその他の元素の存在個数をあらわした．また隕石は，
6CIコンドライト（Orgueil）の組成で，珪素元素（Si）を10 個としたときその他の個数をあらわした．太陽と隕石の各元素間の存在度が同じならば，図中の破線の上に各元素がプロットされる．揮発性元素（H，O，C，N）以外が，
ほぼ破線上にプロットされているのがわかる．

118

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 2, 2010

た原始惑星に離れた軌道で形成された原始惑星が衝突

素や炭素やH2Oは地球表面にある量に比べてわずかなする，と見ることもできるし，逆に離れた軌道で形成量だけしか取り込めない．すなわち太陽組成のガスかされた原始惑星に地球軌道付近で形成された原始惑星

ら取り込めるH2Oや，窒素や炭素などの量は少ないのが衝突する，と見ることもできるだろう．微惑星の組である．

成が太陽からの距離に依存している場合，原始地球に

また，水素には質量数2の同位体である重水素（D）

集積してくる材料物質の組成は変化したはずで，そのがある．地球の重水素と普通の水素の比（D/H比）は意味で不均質集積と考えることができるだろうが，還1.558×10 [10]であるが，これに比べて太陽組成ガス

元的で難揮発性の物質から酸化的で揮発性物質を含むのD/H比は地球の約1/7[11]と重水素が少なすぎると物質に変化した，とは必ずしもいえないだろう．

いう問題もある．ただし，これは散逸による重水素濃4.3

H2Oの取込み-4

縮や固体地球との同位体交換でも説明出来るかもしれない[12]．

H2Oの取込みは揮発性物質一般の取り込みと関係し以上のように，地球にH2Oや，窒素や二酸化炭素なているが，地球の揮発性物質が何からいつ取り込まれどの気体をもたらした材料は，太陽系円盤ガスではな

たかは未だ解決されていない．現在までにいくつかのかったと考えられている．

可能性が指摘されている．
4.3.2
4.3.1

固体材料物質からの脱ガス

太陽系に充満していた原始太陽系円盤ガス

固体物質からの揮発性物質の抽出を脱ガスという．

原始惑星が形成される段階で原始太陽系円盤ガスが脱ガスによって作られる大気を「脱ガス大気」と呼ぶ

充満している場合，原始惑星は水素やヘリウムが主ことにしよう．
「捕獲大気」，「脱ガス大気」は，従来成分の太陽組成のガスを重力で捕獲する．以下ではそれぞれ「一次大気」，「二次大気」と呼ばれていたも太陽組成ガスの捕獲で作られる大気を「捕獲大気」とのである．一次，二次というと大気ができる順番のよ呼ぶことにしよう．大気を捕獲する条件は，大局的にうな気がするが，実際のところ，どちらが先とも言えは，惑星の重力エネルギーが気体分子の熱運動のエネないので，以下では一次，二次という言葉は避けたい

ルギーに勝ることである．したがって気体の温度が低と思う．

く，惑星が大きいほど，大気は捕獲しやすい．気体の地球大気は脱ガス大気である．しかしその揮発性物

分子量と温度から，大気を捕獲できる惑星の最小サイ質を含んでいた固体材料物質が何であったか確定はしズを概算すると，現在の月の大きさ程度になる．したていない．材料物質としては，（1）彗星，（2）小惑星がって月程度以上になると，太陽組成ガスを捕獲する

帯付近の固体物質，（3）地球軌道付近の微惑星，などことになる．捕獲する大気量は惑星質量が大きくなるが挙げられる．

と急激に増大する．

（1）の彗星起源説は欧米で支持者が多いが，現在でしかし，地球型惑星の場合，H2Oや，窒素や二酸化はあまり支持されていない．最近観測された3つの彗炭素などの気体は原始太陽系円盤ガスに起因しないと星のD/H比は3.16±0.34×10 程度で，彗星は地球の海考えられている．その理由は，太陽組成のガスは，地水のよりも約2倍ほど重水素が多い[13]．大気散逸時に，球型惑星の大気に比べてヘリウム，ネオン，アルゴン，

質量数が大きい重水素が濃縮することはあっても，普クリプトン，ゼノンといった希ガスを多く含んでいる通の水素が濃縮することは考えにくい．D/H比を下げためである（図4.4）．もし，現在の地球大気にある窒るには，D/H比が低い物質との混合くらいしか考えら

素や炭素（石灰岩の中に含まれている炭素も含める）
をれない．D/H比が低い物質としては，例えば太陽系円

すべて太陽組成ガスの捕獲で取り込むと，同時に大量盤ガスが考えられる．しかし既に述べたように太陽系の希ガスも取り込まれてしまい，希ガスだけを減らさ

円盤ガスから取り込みが可能な水素の量は希ガス量のないと地球大気にならない．しかし，希ガスだけを減制約から限られていて，これとの混合で説明することらすような都合がよい過程は見あたらない．逆に地球は無理である．他にD/H比が小さい材料物質の候補は大気に現存する希ガスの量に合わせようとすると，窒あまりない．

-4ハビタブルプラネットの起源と進化 第2回／阿部

119（2）の小惑星帯付近の固体物質は，地球の揮発性物

彗星や水に富んだ小天体の衝突で取り込みが可能であ質の供給源としてもっとも有望視されてきたものであるという理由．第三に，惑星形成の末期に起こったとる．隕石は小惑星のかけらと考えられており，小惑星

考えられるジャイアントインパクトによって地球は完と隕石の反射スペクトルの比較から小惑星の組成が推

全に揮発性物質を失うだろうという理由である．しか定されている．それによると小惑星帯の中心部の小惑

し，微惑星形成段階で円盤の中心面付近は低温であっ星の組成は炭素質隕石に近いと考えられている．隕石た可能性がある．彗星が水の供給源として不適当であ中で最も豊富な揮発性物質はH2Oである．水の供給源

ろうということは既に述べた．ジャイアントインパクという視点から見てみると，隕石中の水素は酸素と結トが大気に与える影響については次の節でやや詳しく

合して含水鉱物として含まれている．希ガスの含有量述べるが，少なくともすべての大気が失われるとは考も軽い希ガスに乏しいことから，地球大気の材料としえられない．

て大きな矛盾はない．

したがって，水や揮発性物質が惑星形成の最終段階

2成分モデルに従うと地球材料の15％位は炭素質隕でだけ地球にもたらされたと考えるのはあまり根拠が石様の物質になる．しかし，炭素質隕石の酸素同位体ないと言わざるを得ない．一方で，後述するように，

比は地球のそれとは大きく異なっており，炭素質隕石

水以外の揮発性物質，特に炭素や窒素の存在量は，金そのものが地球の材料物質に多く含まれていたとは考属鉄との反応を経験したと考えた方が説明が容易であえられない．しかし，炭素質隕石のCIと呼ばれるグる．地球形成の最終段階で揮発性物質がもたらされた

ループは，元素組成が太陽系の固体物質の中では最もとすると，金属鉄と反応する時期がない．どちらかと太陽の組成に近く，固体惑星材料物質の一つの典型というと地球の集積段階のかなり早いうちから揮発性物考えられるから，揮発性物質を含む固体材料物質の組質は既に供給されていたと考える方が都合が良いよう

成推定には使えるだろう．CIは質量比で6%もの水をに思われる．

含むから，H2Oの供給源がこれだけだと仮定しても地球全体で平均して1%くらいのH2Oを含んでいたこと
になる．

4.4

衝突現象

この節では，衝突現象についてやや詳しく検討しよ（3）の地球軌道付近の微惑星については，古典的なう．前節で述べたように地球型惑星では揮発性物質の原始太陽系円盤モデルを考えると，地球軌道付近は太大部分は固体材料物質に含まれてもたらされたと考え

陽光による直接加熱のために氷が凝結する温度よりもられる．固体物質に含まれていた揮発性物質が絞り出

かなり高く，地球軌道付近の固体物質は基本的には乾される過程を脱ガスという．脱ガスが起こらないと惑燥していたと考えられてきた．しかし，詳しくは7章

星表面に揮発性物質が現れない．この脱ガスのメカニで検討するが，微惑星が形成される段階では地球型惑

ズムを考える上で重要なのは衝突現象である．微惑星星領域でも氷が凝結するほど低温であった可能性があが揮発性成分を含んでいる場合，脱ガスは惑星形成にる．

ともなってほとんど必然的に起こることを示そう．すでに述べたように，惑星形成過程は衝突の繰り返しで4.3.3

揮発性物質供給の時期

いつ地球に水が持ち込まれたかもはっきりしない．

あるから，それ自体が重要であることも付け加えておく．

地球がほぼ現在の質量に達した後，わずかな量の揮発性物質が供給された，という考えが従来から，特に欧

4.4.1

衝突の物理

米では，支持される傾向にあった．その理由はいくつ

まず衝突現象の物理をまとめておこう[14]．天体衝

かある．第一に，地球軌道付近は温度が高く，微惑星

突現象を定性的に理解するために，半無限物体に，無は高温のために揮発性物質は含まないくらい乾いてい限に広いが厚さは有限の平板が衝突する場合を考えたという理論的推定．第二に，地球の海洋に含まれる

る．平板と半無限物体が接触した地点で衝撃波が発生

H2O量は地球質量に比べてわずかな割合に過ぎないかし，その衝撃波は半無限物体と平板の中を進行していら，惑星がほぼできあがってしまってからでも少量のく．この二つの衝撃波にはさまれた部分（衝撃波後面）120

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 2, 2010

では，物質が圧縮され高密度になっている．この圧縮では熱が移動する時間は無いから，これは断熱圧縮である．しかし，このとき衝撃波の前面と後面では圧力が異なるので，圧縮は非平衡で起こることになる．このため圧縮過程でエントロピーは増大する．この過程
では運動エネルギーの一部が内部エネルギーに変換され，高温高圧状態が発生する．
平板内を進行する衝撃波が平板の後端に達するまで，平板の後端は衝突前の速度で運動し続ける．言い換えれば平板の後端は，平板の前端が衝突したことを「知らない」のである．衝撃波が平板の後端に達すると，平板の後端は圧力が低く，自由端であるから，そこで反射波が発生する．これは物質を膨張させ，圧力を下げる波であって，希薄波と呼ばれる．希薄波も断熱的ではあるが，圧力の不連続はともなわないので，可逆断熱的であり，エントロピーは変化しない．希薄波の通過にともなって，再び内部エネルギーが運動エネル
ギーに変換され，平板内部の物質が逆向きに運動を始める．このとき引っ張りの力が働く．加わる力の大きさは衝突速度などに依存するが，高速の衝突では平板は破壊されて飛び散ることが多い．高温高圧状態は平板の前面で発生した衝撃波が平板の後面に達し，そこ

図4.4： 太陽・隕石・地球の揮発性物質．太陽組成ガス，炭素質

隕石，地球大気に含まれる揮発性物質の量を珪素の量に
図 4.4 太陽・隕石・地球の揮発性物質．太陽組成ガス，炭素質隕石，地球大気で反射希薄波となって，衝突した平板の前面まで戻る

対する比で示した．太陽組成ガスに比べて，隕石や地球
大気は揮発性元素が少ない．太陽組成に比べて，地球大
べて，隕石や地球大気は揮発性元素が少ない．太陽組成に比べて，地球大気中
気中の窒素や炭素は約4桁少ないのに対して，希ガスは6
原始惑星に比較的小さな天体が衝突する場合，原始桁から10桁も少ない．
の窒素や炭素は約
4 桁少ないのに対して，希ガスは 6 桁から 10 桁も少ない．

までの時間くらい継続する．

に含まれる揮発性物質の量を珪素の量に対する比で示した．太陽組成ガスに比

惑星表面にクレーターが形成される．クレーター形成の過程も，平板の衝突の場合からの類推で，ある程度

逆断熱圧縮の結果，エントロピーが増大し，可逆断熱理解できる．クレーター形成は三つの段階に分けられ膨張で衝突前と同じ圧力まで戻っても衝突前よりも内るとされる．初めは衝突地点で原始惑星と衝突天体が部エネルギーが高い状態（高温の状態）になる．つまり，圧縮される段階である．この段階で衝突天体の運動エ

正味で運動エネルギーが内部エネルギーに変換され，ネルギーが内部エネルギーに変換され，高温高圧状態加熱されたことになる．加熱された物質は可逆断熱膨が発生する．この段階を圧縮段階と呼ぶ．次に衝撃波張の段階で破壊され放出される．

- 48 -にともなう運動と希薄波にともなう運動が合わさって，
原始惑星表面の物質を掘削する流れとなる．この段階

4.4.2

微惑星の衝突を掘削段階と呼ぶ．掘削段階を経て原始惑星表面には惑星形成段階での衝突について考えてみよう．まず穴ができるが，これはトランジェントクレーターと呼はじめに衝突速度を調べよう．衝突速度の一つの目安

ばれ，直径に対して相対的に深さが深いクレーターでは原始惑星の脱出速度である．もう一つの目安は原始ある．クレーター形成の最後の段階は変形段階と呼ば惑星の公転速度である．今，仮に原始惑星と微惑星のれ，クレーターの形状がより安定な形状へ変化してい2体問題を考えてみる．このとき微惑星が原始惑星か

く段階である．

ら非常に離れた位置で速度を持っていなかったとしよ

結局，衝突では不可逆断熱圧縮によって高温高圧状

う．この微惑星が原始惑星に衝突するとき，微惑星が態が発生した後，可逆断熱膨張することになる．不可

原始惑星に比べて非常に小さいならば，エネルギー保ハビタブルプラネットの起源と進化 第2回／阿部存則から，衝突速度は原始惑星の脱出速度となる．し121ることになる．地球上でも，小さなクレーターでは衝たがって，微惑星の衝突速度の下限は脱出速度になる． 突によって融解した物質はクレーター内に残っていな
現在の惑星形成論に従うと，原始惑星の形成段階では

いが，100 km程度の大きなクレーターになるとクレ

微惑星の軌道は円に近く，軌道傾斜や離心率は小さい

ーター内に融解物質が見られるようになる．理論的なと考えられている．この場合，原始惑星から離れたと推定によると，衝突天体の大きさが100 kmくらいよ

ころでの微惑星の原始惑星に対する相対速度は小さく， り大きくなると，衝突天体の大きさに匹敵する融解領したがって原始惑星と微惑星の衝突速度はおおむね原域が残ると考えられる．このような融解領域をマグマ

始惑星の脱出速度で近似できる．原始惑星の密度があポンドと呼んでいる．火星サイズ以上まで成長した原

まり変わらないとするならば，脱出速度はおおむね原

始惑星では，衝突によってマグマポンドが形成された始惑星の半径に比例する．それ故，原始惑星が月程と考えられる．マグマポンドの中では，金属鉄とシリ度の大きさのときの衝突速度は秒速 2 kmから 3 km，ケイトの分離が起こり，コア形成が開始すると考えら

火星程度の大きさのときは秒速 4 kmから5 km，地球れる．

程度の大きさまでくると秒速10 km程度，となる．一方，

衝突蒸発は秒速10km程度以上で起こる．よって地惑星形成がほとんど終ったとき，惑星に衝突する小天

球サイズまで成長した原始惑星では，衝突の際に蒸発体は大きな離心率を持っており，この場合には衝突速が起こると考えられる．衝突蒸発は実験的にはもちろ

度の目安は惑星の公転速度に近づいてくる．

ん，理論的にも検討が難しく，惑星形成過程の衝突蒸衝突にともなって惑星を構成する物質が加熱される

発がどのような影響をもたらしたのか，あまりよくわと，脱ガス，融解，蒸発など様々な現象が起こる[例えば， かっていない．3.1節で述べた衝突によるはぎとりは，
15]．これらの現象を惑星の形成段階と対応させてみ衝突で発生した岩石蒸気が脱出速度を超える速度で膨ていこう．低速（～ 8 km/s）の衝突でも，現在の地球張するときに起こると考えられている．理論的にはこのコアとマントルの境界の圧力（～ 150 GPa）に相当すのような速度で岩石蒸気が膨張するには脱出速度の2る以上の高圧が発生する．秒速2 ～ 3 kmくらいの速倍程度以上の衝突速度が必要であると考えられている．

度で衝突が起こると，含水鉱物が分解し，脱ガスする

惑星形成の最中には，このような高速衝突は起こりにことが実験で知られている．衝突にともなう脱ガスをくいと考えられるから，惑星形成途中では衝突による

衝突脱ガスという．したがって月程度より大きい原

はぎとりを考える必要はあまりないであろう．衝突に

始惑星では衝突脱ガスが起こると考えられる．3.1節

よるはぎとりが重要になるのは惑星形成後である．一で述べたように，月より大きくなると短期間であれば方で，蒸発が起これば，衝突天体の中に含まれていた

脱ガス大気をまとうことができる．月はおよそ火星の揮発性物質は当然脱ガスすると考えられるから，衝突

1/10位の質量だから，H2Oを含んでいる微惑星が集積

蒸発は地球程度の大きさの惑星からの脱ガスを保証しして，火星くらいの原始惑星ができる場合には，材料ていることに注意すべきである．

物質の9割くらいは衝突脱ガスを経験することになる．
秒速4 ～ 5 kmの衝突で融解が起こる．よって火星

4.4.3

ジャイアントインパクト程度以上の原始惑星では形成にともなって衝突融解が原始惑星同士が衝突するジャイアントインパクトは期待される．融解するのは，おおよそ衝突地点付近の極めて複雑な過程であって詳細な検討は難しい．ジャ衝突天体の大きさ程度の領域である．一方で，クレー

イアントインパクトでは圧縮，掘削，変形は惑星のいターの形成にともなって，衝突地点付近の物質は掘削

ろいろな場所で同時進行し，クレーター形成の場合のされ，放出される．小さい天体が衝突した場合，融解

ような3つの段階に分けて考えることは難しい．それが起こる領域よりも，掘削される領域の方が大きい．

でも，個々の部分部分で考えれば，不可逆断熱圧縮に

このため融解した物質はすべて掘削放出されて失われ続いて可逆断熱膨張が起こることに違いはない．

る．しかし，掘削される領域は必ずしも衝突天体の大水星はジャイアントインパクトによってマントルのきさに比例して大きくならない．このため，大きな天大部分が吹き飛ばされた結果，金属鉄に異常に富んだ体が衝突したときには，衝突地点に融解した物質が残可能性が指摘されている[16]．しかし繰り返し起こっ122

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 2, 2010

た普遍的な現象として地球や金星に及ぼした影響はよくわかっていない．
ジャイアントインパクトの際に原始惑星がどのような状態になるのか，正確にはよくわかっていない．しかしながら既存の数値計算結果[例えば，17]によれば，
ほぼ中心部まで融解するほどの高温が実現されると考えられている．地球に火星サイズの天体が脱出速度で衝突したときに解放される重力エネルギーは，地球全体を6000〜7000 Kまで加熱することができる．惑星
中心部まで融解し，深いマグマオーシャンが形成されるはずである．これはコアとマントルの分離を保証す
る．中心部まで融解した惑星が冷却するのにどれほどの時間がかかるか正確にはよくわからないが，少なく
とも中心部は数千年程度の比較的短時間で冷却するこ

図 4.5とが予想される．それは，中心部が融解している状況

トで示した．地球については海水の H2O と地殻の炭酸塩岩に固定されている CO2

では，岩石の融点勾配と断熱温度勾配の関係から，表面付近は完全溶融状態にあり，粘性率が低く，対流に

図4.5： 太陽系の大気を持つ主な惑星と衛星について大気組成
太陽系の大気を持つ主な惑星と衛星について大気組成をモルパーセン
をモルパーセントで示した．地球については海水のH2Oと地殻の炭酸塩岩に固定されているCO2を考慮した場合を考慮した場合（*）についても示した．なお測定誤差のためにすべての成分の（*）についても示した．なお測定誤差のためにすべての成量の和が 100%にならない場合がある．
分の量の和が100%にならない場合がある．

よる熱輸送の効率が極めて良いと考えられるからであ衝突を繰り返して地球サイズの天体ができた場合，おる．しかし，高温のマントルはその後数千万年から1

おざっぱにいって原始惑星1つがもともと持っていた億年程度は維持される．表面付近が部分溶融状態にな

大気の3倍程度の大気（原始惑星が持っていた大気全部ると粘性率は著しく上がり，熱輸送の効率が低下するをあわせたものの約3割）
が残ると考えられる．

ために，冷却は急激に遅くなることが予測される．そ面白いことにこの散逸の状況は原始惑星の地表面状

れでも部分溶融状態にある限り，マグマが地表に噴出

態に強く依存することが分かってきた[20]．地面に海- 49 -

することによる冷却は起こるであろう．このことにとがある場合には，衝撃波の通過にともなって水が蒸発もなう冷却の速さがどの程度であるかは単純には予測すること，および大気と地面の間の力学的境界条件ができないが，ジャイアントインパクトから数億年程度変わることによって，大気自体は海がない場合よりも経過した段階では，マントル内部はまだ高温であった

多く散逸する．海自体の散逸はあまり起こらないこと可能性が高い．

から，この場合には水が相対的に濃縮することになる．

ここではジャイアントインパクトのときの大気散逸

地球は地球型惑星の間では相対的に水が多いように見についてやや詳しく述べよう．ジャイアントインパク

えるが（図4.5），これはこのような濃縮の結果である

トにともなう，衝撃波による散逸と加熱による散逸とかもしれない．また，もし金星軌道より内側の原始惑

に分けて考えよう．衝撃波は衝突の直後に惑星内部を星に液体の水，つまり海がなかったとするならば，金伝播し，特に衝突地点の反対側では地面から大気を突

星大気と地球大気の初期組成の違いを生む可能性があき上げるような力を加える．このような衝撃波によるる．いずれにせよ，ここで注意すべきことは，少なく押し上げによって大気が力学的にはじき飛ばされる可とも液体の水はジャイアントインパクトにともなう衝能性が指摘されている[18]．

撃波では容易には失われないことである．

しかし，この運動による大気の散逸は地面が脱出速

ジャイアントインパクトではすでに述べたように極度を超える速度で運動しない限り大気がすべて失われめて高温にまで加熱される．3.1節で検討したようにることはない[19]．このため衝突地点付近では大気が水素は4000 K程度まで加熱されれば流体力学的に散すべて失われたと考える場合でも，惑星全体で失われ逸し得る．しかしこの温度ではマントル構成物質自体るのはもともと持っていた大気の3分の1程度と推定さが蒸発しており，さらに温度が高くなればなるほど蒸れる．地球質量の10分の1の原始惑星が，このような発したマントル物質の量は増えて，大気の平均分子量

ハビタブルプラネットの起源と進化 第2回／阿部

123が大きくなる．このため高温になるほど大気は失われ系に火花を放電させてアミノ酸が合成されることが確にくいという現象が起こる．4000 K程度のところがかめられた．この実験では大気組成として太陽組成の最も散逸しやすい温度と考えられるが，この場合でも

捕獲大気を想定してガス組成を決めている．しかし，現在の海の水素量を散逸させるだけで1000万年もか

その数年前に地球大気が捕獲大気起源ではないこと

かる[21]．エネルギー収支から考えて1000万年もの間，がブラウン[24]やジュース [25]によって示されていた．

大気が高温を保つとは考えられない．結局，巨大衝突

そこで脱ガス大気で想定される二酸化炭素・窒素を多を経験してもかなりの大気は残ることになる．

く含む系で同様の実験が行われたが，アミノ酸はほと

4.5

原始大気組成3

原始地球大気 ですら，その量・組成ともに十分なんど生成されなかった．このことは生命の材料となった有機物が宇宙空間から運び込まれたと考える一つの理由になっている．

推定が行われているわけではない．4.3節で述べたよ

しかし，脱ガスして生じる気体が必ずしも酸化的な

うに，2成分モデルに従うと地球材料の15％程度は炭ものであるとは言い切れない．これは炭素質隕石は金素質隕石様の物質になり，H2Oの供給源がこれだけ

属鉄こそ含まないものの，化学的に非平衡であるため，だと仮定しても平均して1%くらいのH2Oを含んでい金属鉄がないからといって酸化的であるとはいえない

たことになる．H2Oが質量比で1%含まれている場合，からである．炭素質隕石はその名の通り最大で5 wt％

原始地球に運び込まれるH2Oは地球の海洋質量の約40の有機炭素を含んでおり，これらをすべて二酸化炭素

倍，炭素は地球の地殻に炭酸塩岩（石灰岩）として含まにするだけの酸素は含まれていない．そのため，炭素れている量の約150倍（二酸化炭素に換算して7000気質隕石から脱ガスした気体も二酸化炭素に必ずしもな圧），窒素は大気中の量の110倍に達する．ジャイアンらない．実際に化学平衡計算を行ってみると，平衡状

トインパクトで失われる分を考えても地球表層に現在態で炭素質隕石からの脱ガス気体はH2，COや，かな

ある量より一桁以上多い．

りの量のメタンを含む還元的なガスになるはずである
ことがわかる
（図4.6）
[26]．

4.5.1

 ガス大気の組成と有機物の生成：還元的環
脱境と酸化的環境

地球大気が脱ガス大気であることはすでに述べた．

また，コア形成中，形成直後のマントルは金属鉄との反応で現在よりも還元的であった可能性がある．金属鉄との反応については次の節で述べる．

従来，脱ガス大気は二酸化炭素や水蒸気を多く含み，水素，一酸化炭素，メタンといった還元的気体をほと

4.5.2

揮発性物質の交換

んど含まない酸化的なものであったと考えられてきた．

惑星形成過程で形成された大気の組成は固体惑星物

その理由は，一つには，現在の地球マントルが金属鉄質との相互作用で影響を受ける．相互作用の機構は，を含まないことによる．もう一つの理由は揮発性物質

一つはマグマオーシャンへの溶けこみであり，もうの供給源の重要な候補である炭素質隕石が酸化的な物

一つは惑星材料物質の中に含まれていたはずの金属鉄質であると考えられてきたことにある．炭素質隕石も（現在は惑星中心のコアになっている）との反応である．

金属鉄を含まず，すべての鉄が酸化物として存在して金属鉄との反応は気体の種類も変える．

いる．金属鉄なしで酸化鉄のみと共存する気体は水素，

H2Oは融けた岩石に溶けこみやすく，大部分がマグ

一酸化炭素，メタンといった還元的気体をほとんど含

マオーシャンに溶けこんでいる．一方，炭素はH2Oほまない．実際に，マントルから脱ガスする気体は酸化どマグマオーシャンに溶けないが，金属鉄によく溶け的である．

る性質を持っており，マグマオーシャンを通して，供ところで，一般に生命材料物質となる有機物は還元給された炭素の99%が金属鉄に溶けて，最終的にはコ的な環境で多く生成しやすい．有名なユーリーとミラ

アへ運ばれると予想される．窒素は，マグマオーシャーの実験[22，23]ではCH4，NH3，H2ガスとH2Oを含むンにあまり溶けない性質を持っている．

3. ここでは，地球形成の過程で獲得され，集積中および集積終了直後の地球が持つ大気のことを原始地球大気と定義する．

原始大気は，金属鉄（現在は惑星中心のコアになっている）と反応して，還元された可能性がある．岩石124

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 2, 2010

や金属鉄との化学反応で生じる気体成分を概算しよう．
高温の状態を考え，気体成分と岩石成分との間で化学平衡が成り立っている場合を考える．気体成分の元素
として，H，C，Oを考えると，以下の化学反応式で，主な気体分子の組成比が決まると考えてよい．
H2O←→

H2 +（1/2）O2

CO2

←→

CO +（1/2）O2

CO + 2H2←→

CH4 +（1/2）O2

ここで，酸素分圧（O2）は，岩石の鉱物間の相平衡から決まると考えることができる．その場合，もし，岩石に金属鉄が含まれているならば，iron（Fe）-wüstite（FeO）間の相平衡で決まる酸素分圧（IW），または，iron（Fe）-quartz（SiO2）-fayalite（Fe2SiO4）間 の 相 平 衡

図4.6： 隕石の化学平衡時の気体組成．隕石の組成として，6wt%

で決まる酸素分圧（IQF）程度になることが期待できる．
図4.6 隕石の化学平衡時の気体組成．隕石の組成として，6wt%のHのH2Oを含む炭素質コンドライト隕石を考えている．図2Oを含む炭素
も し， 地 表 面 に 金 属 鉄 が 存 在 し な け れ ば，wüstite質 コ ン ド ラ イは1barの場合の結果である．図はHashimoto
ト 隕 石 を 考 え て い る ． 図 は 1bar の 場 合 のet結al.
果(2007)である．図は[26]から．

（FeO）-magnetite（Fe3O4）間の相平衡で決まる酸素分Hashimoto et al. (2007)[26]から．
圧（WM），または，fayalite（Fe2SiO4）-magnetite（Fe3O4）あったと考えてもよいかもしれない．このような大気，-quartz（SiO2）間の相平衡で決まる酸素分圧（FMQ）

であったことを示す直接的もしくは観測的な証拠はま

ま た は，magnetite（Fe3O4）-hematite（Fe2O3）間 の 相だ見いだされていないが，原始大気は現在の大気とは平衡で決まる酸素分圧（MH）程度であると考えられる． 組成も量も大きく異なっていた可能性があることに注
このような酸素分圧をバッファーする鉱物間の化学反応式を書き下すと次のようになる．
IW（金属鉄あり）:   Fe +（1/2）O2 ←→ FeO

意したい．

4.6

地球海洋形成のシナリオ

地球にH2Oがいつ何によって供給されたかはよくわ

IQF（金属鉄あり）:  2Fe + SiO2 + O2 ←→ Fe2SiO4からない．そのような不確定性を念頭に置いて，一つWM（金属鉄なし）:3FeO +（1/2）O2 ←→ Fe3O4の可能なシナリオを考えよう（図4.8）．

FMQ（金属鉄なし）:3Fe2SiO4 + O2 ←→ 2Fe3O4 + 3SiO2

1. 原始惑星形成過程：太陽組成＋微惑星脱ガス成分のMH（金属鉄なし）:2Fe3O4 +（1/2）O2 ←→ 3Fe2O3- 50 -

混合大気の形成
微惑星に揮発性物質が含まれているならば，脱ガス

そこで，おのおのの酸素分圧に対して，各気体の組は月程度以上まで原始惑星が成長した段階ではじまり，成比を計算したものが，図4.7である．金属鉄が存在

脱ガス大気が形成される．一方，この段階では，地球している場合，金属鉄がH2Oから酸素を奪って酸化鉄

周囲には原始太陽系円盤ガスが充満していたと考えらになり，H2Oは水素に還元されるという反応が高温れる．およそ月以上の原始惑星は太陽組成ガスも重力で起き，水素と水蒸気の比が1:1以上に保たれる．まで捕獲するから，脱ガス成分と太陽組成ガスが混合した，一酸化炭素と二酸化炭素の比も5:1程度に保たれる．

た大気になる．

結局，原始大気は金属鉄と反応する結果，水素や一酸

2. 原始大気と惑星内部の揮発性物質交換化炭素を多く含む組成になる．

H2Oは融けた岩石に溶けこみやすく，大部分がマグ

このように考えると，原始惑星大気は脱ガスで生じマオーシャンに溶けこんでいる．炭素や窒素は金属鉄るにせよ，酸化的な二酸化炭素・水蒸気大気ではなく，に溶けてコアに運ばれる．原始大気は金属鉄と反応す

むしろ水素と一酸化炭素あるいはメタンを含む大気でる結果，水素や一酸化炭素を多く含む組成になる．大ハビタブルプラネットの起源と進化 第2回／阿部125

図4.7： 高温の原始大気の組成．酸素分圧が，岩石の鉱物間の相平衡でコントロールされている場合についての(a)H2/H2O比，(b)CO/CO2比，(c)CH4/CO2比を温度の関数として示した．図中のIQF，IWなどは，本文を参照のこと．総じて，金属鉄が存在する場合(IW,IQF)は，還元的な気体組成が平衡状態にあり，金属鉄が存在しない場合(WM, FMQ, MH)は，酸化的な気体組成が平衡状態に
ある．

図4.7

高温の原始大気の組成．酸素分圧が，岩石の鉱物間の相平衡でコントロールされている場合についての(a)H
気散逸は原始太陽系円盤ガスに原始惑星が覆われてい在より高く，同様な激しい熱水循環が起こることが期
2/H2O比，(b)CO/CO
2 比，(c)CH4/CO2 比を温度る段階では考えにくい．
待できる．むしろ薄い地殻の冷却はこの熱水循環によの関数として示した．図中のIQF，IWなどは，本文を参照のこと．総じて，金属3. 原始海洋形成って駆動されたはずである．

鉄が存在する場合(IW,IQF)は，還元的な気体組成が平衡状態にあり，金属鉄が
原始惑星が火星程度のサイズに達したところで寡占
4. 巨大衝突：原始大気の変質
成長は終わると考えられている．寡占成長が終わった
原始太陽系円盤ガスは失われ，原始惑星同士の巨大存在しない場合(WM,
FMQ, MH)は，酸化的な気体組成が平衡状態にある．
段階で，微惑星集積で解放されるエネルギーフラック

衝突（ジャイアントインパクト）の段階に入る．海洋をスは著しく小さくなる．原始惑星表層に流れ込むエネ

持つ原始惑星ではジャイアントインパクトによってルギーフラックスが小さくなり，それと釣り合う惑星
2

H2O以外の揮発性物質は失われ，H2Oが相対的に濃縮放射が約300 W/m 以下になると原始大気中のH2Oはされる．一方，太陽に近く海洋が形成されない原始惑

液体の水となりうる．原始地球に入射する太陽放射の星では原始大気の大部分が残り，海洋を持つ地球付近

2

値は大気の反射率から推定して200 W/m 程度以下での原始惑星とは異なる大気組成になる可能性がある．

あると考えられており，地球内部からのエネルギーフ

5. レイトベニア成分の付加

2

ラックスが100 W/m 程度以下になると海洋が形成さ

惑星集積がほとんど終わり，ほぼ現在の大きさになれる．原始地球で海洋が存在しないという状況を考えった原始地球に小天体が衝突する．このときの衝突速ることは困難である．

度は脱出速度よりもはるかに大きく，衝突天体の蒸発2

このときの惑星内部からの熱流量は100 W/m 程度
2で，現在の地球での平均の熱流量100 mW/m 程度と2が起こって，揮発性物質を供給するが，この物質は集積過程とは異なって，金属鉄（コア物質）との反応はし比べて非常に大きい．100 W/m もの熱流量を維持すないと考えられる．この段階では，ある程度，衝突にるには惑星内部はほとんど溶融状態になくてはならな

よるはぎとりが起こる可能性があるが，3.1節で述べい．言い換えれば，海洋の形成は惑星内部がまだほとたように，地球サイズの天体では，あまり重要ではな

んど溶融している状態で起こり，原始海洋の下には非いだろう．

常に薄い地殻をはさんで溶融状態のマントルがあるこ

6. 大気散逸：水素の散逸とを意味する．

原始惑星大気は水素と一酸化炭素あるいはメタンを

現在の地球の中央海嶺では熱いマントル物質が海洋含む大気であった可能性がある．水素，一酸化炭素，

下で湧き上がってくるために，活発な熱水循環が起こ

メタンを含む還元的大気から二酸化炭素主体の酸化的っている．初期の惑星においてはマントルの温度は現大気への変化には，大気に酸化的物質（例えば酸素）を126

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 2, 2010

気に与えられる単位時間あたりのエネルギー供給率で，その上限が決まっている．
二酸化炭素は，海水中に溶けているカルシウムやマ
グネシウムなどのイオンと反応して炭酸塩（石灰岩）となり，大気から取り去られる．結局，H2Oが液体となって海洋になると，二番目に多かった二酸化炭素は炭酸塩として固定され，窒素を主体とする大気が出現す
る．
7. 連続脱ガス成分の付加
火山活動にともなって，惑星内部に取り込まれていた揮発性物質の脱ガスが起こる．同時にプレートテク
トニクスなどにともなって，惑星表面の揮発性物質と内部の揮発性物質の交換が起こり，大気・海洋の組成はゆっくりと変化する．また，生物の光合成活動で放出された酸素が加わる．

5. 地球・金星・火星
図4.8

図4.8： 地球形成時のH2Oの振る舞い．時間は上から下へ進む．
ここまで水惑星が形成・維持される条件について検
横軸は地球の層構造を表している（左が中心部，右が外地球形成時のH2Oの振る舞い．時間は上から下へ進む．横軸は地球の層構討してきた．この章では太陽系の惑星，特に地球，金側）．太陽系内に充満している原始太陽系円盤ガスからの水素の捕獲，微惑星からのH2Oの脱ガスが起こる．原造を表している（左が中心部，右が外側）．太陽系内に充満している原始太陽星，火星の進化と現状について，これまで述べてきた
始惑星表面が融解するようになると，マグマオーシャン
系円盤ガスからの水素の捕獲，微惑星からのH
Oの脱ガスが起こる．原始惑星表
2
条件と照らし合わせて考えてみることにする．実際のや，やがてコアとなる金属鉄と反応して，水素とHOの2比が決まる．またマグマオーシャンや金属鉄への溶解で面が融解するようになると，マグマオーシャンや，やがてコアとなる金属鉄と惑星に適用してみると，これまで述べてきた水惑星の
原始大気中のH2O量は変化する．原始惑星が火星サイズ
Oの比が決まる．またマグマオーシャンや金属鉄への溶解で反応して，水素とHくらいになると集積速度が遅くなり，解放されていた重2形成維持条件にはいろいろな問題があることが分かっ
力エネルギーフラックスが減る．このため地球軌道付近
原始大気中のH2O量は変化する．原始惑星が火星サイズくらいになると集積速度てくる．
では原始大気は冷却して海ができる．マグマオーシャン

が遅くなり，解放されていた重力エネルギーフラックスが減る．このため地球が固まるときにマントルからの脱ガスも起こる．ジャイ5.1 地球：全球凍結の謎
アントインパクトの際に大気が持ち込まれ，かつ，一部軌道付近では原始大気は冷却して海ができる．マグマオーシャンが固まるときが失われる．地球が現在のサイズに達した後も，大気かにマントルからの脱ガスも起こる．ジャイアントインパクトの際に大気が持ちら徐々に水素が失われる一方で，水分を含む小天体の衝
地球ではプレートテクトニクスの活動の程度に依存
突がH2Oを増加させる．図は，シリーズ現代の天文学1か
込まれ，かつ，一部が失われる．地球が現在のサイズに達した後も，大気からして，温暖期と寒冷期が繰り返したと考えられている．
ら[27]．

徐々に水素が失われる一方で，水分を含む小天体の衝突がH2Oを増加させる．図
最近では地球が全球的に凍結した時期があったのではは，シリーズ現代の天文学1から[27]．
加えるか，大気から還元的物質（例えば水素）を除かね

ないか，と考えられてきている[28]．全球凍結の証拠ばならない．コア形成の際に金属鉄と共存した原始マは徐々に増えているように思われるが，相変わらず反

ントルはこの時期まだ大気より酸化的ではないし，宇対する人もいる．全球凍結を示唆する証拠としては，

宙から供給される物質も既に見たように酸化的ではな- 52 い．結局，この変化は，最も軽い還元的物質である水

まず低緯度の氷床の証拠があげられる．古地磁気の俯素の散逸に依存している．水素が宇宙空間に散逸すれる．また大きな氷床があったことは，海底の漂流岩屑

角が小さいことから低緯度の堆積物であることがわかば，一酸化炭素やメタンは水あるいは水蒸気と反応し， （ice rafted debris），つまり氷の流れによって運ばれ二酸化炭素に変わっていく．同時に水あるいは水蒸気てきたと考えられる岩石片の存在から示唆される．

は分解されて水素となる．そして，その水素は宇宙空

またその時期の直後に環境が非常に高温になったこ間に失われていく．この変化の速さは水素が散逸するとを示唆する，熱帯の堆積物が見られる．さらには大速さで決まる．水素が散逸するには惑星の重力を振り量の炭酸塩堆積物も見られる．理論的には全球凍結か切るエネルギーが必要なので，散逸の速さは，上層大ら脱出するためには，大気中に大量の温室効果ガス，

ハビタブルプラネットの起源と進化 第2回／阿部127

図5.1：火星表層で観測されている様々な流水地形（NASA提供）．

例えば二酸化炭素が蓄積することが必要であり（2.3節
炭素の脱ガスが著しく小さくなるのであれば，凍結す
図 5.1 火星表層で観測されている様々な流水地形（NASA提供）．
参照），脱出した直後にアルベドが下がることによっるような温度にまで下がることは考えられる．しかし，て高温状態になることが期待される．したがって，こ

この場合，温室効果が弱まって気温が下がると，炭酸

れらの熱帯の堆積物や炭酸塩堆積物は全球凍結中に大塩生成の速度も著しく小さくなるので，凍結するとこ

気中に大量の二酸化炭素が蓄積したことと調和的であろまで気温が低下するのはなかなか難しい．また，全る．

球凍結状態に入った場合には，地球内部からの脱ガス

地球が全球凍結したとすると，二つの問題がある．

によって大気中のCO2量が著しくふえるまで（全球凍一つ目の問題は全球凍結したとしても地球で生命が絶結状態から脱出するには，非常に高い二酸化炭素濃度

滅しなかったことである．このことは全球凍結が生存が必要である），
凍結状態が維持されなければならない．

可能条件（Habitable Condition）を制約するものではな

テクトニックな変化の時間スケールは 1000 万年程度い，ということを意味するのだろうか．これは生存可であるから，凍結状態もその程度続かなければならな

能条件をどのような意味でとらえるか，ということにい．一方で，全球凍結から脱出する際には急激な温暖も依存している．おそらく，ある程度以上大きな生物化が起きている，つまり炭素循環フィードバックがま

にとって，全球凍結は致命的な状況であるだろう．地ともに働いている．そこで生ずる疑問は，なぜ凍結す

球で地質学的な全球凍結の証拠が見いだされるのは，る際には炭素循環フィードバックが働かなかったのか，

大きな多細胞生物の出現以前である．あるいは凍結状ということである．未だ理解されていない不安定要因

態の期間の長さが問題であるのかもしれない．

があるのだろうか．

二つ目の問題は，なぜ全球凍結したのか，というこ

あるいは，フィードバックが働いていたにも関わらとである．3.3節で述べた炭素循環のフィードバック

ず凍結した，という可能性もある．そのような可能性が有効に機能しているならば，容易なことでは凍結しとして，凍結以前にはメタンが温室効果の主役としてない．これはテクトニックな変化が1000万年程度の時気温を維持していたが，何らかの理由で急激に酸化さ

間スケールで起こるのに対して，炭素循環のフィーれて失われた結果，温室効果気体が激減し，凍結状態- 53 に陥った，という可能性が指摘されている[29]．この
ドバックは10〜100万年程度の時間スケールで起こり，
充分炭素循環がテクトニックな変化に追い付けた，と場合，メタン大気の酸化はどれくらい惑星大気進化に考えられるからである．確かに地球内部からの二酸化おける一般性があるのだろうか．ここで問題となるの

128

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 2, 2010はメタンの起源である．メタンは生命起源であろうか．

3. 温暖な時期があったとして，ずっと温暖であった

メタン合成菌の出現は必然的なものであろうか．あるのか，あるいは時々間欠的に温暖であったのか

いは，4章で問題にしたように，惑星大気にはもとも

4. 温暖な状態を作るために必要な温室効果気体はどとメタンが含まれていたのであろうか．
ところで，最後の全球凍結の直後に単細胞生物からこに失われたのか
5. 水はどこに失われたのか

多細胞生物への劇的な進化が起こったとされている．
環境変動（メタンの酸化など）が生物の進化によるもの

5.2.2

過去の火星は温暖湿潤であったのかなのか，それとも生物の進化が環境変動によるものな

１番の問題から考えよう．液体の水が流れたようにのかは明らかではなく，いわば，生物の進化と環境変見えるにもかかわらず，過去の火星も現在同様にずっ動は「鶏と卵」問題になっている．

と寒冷であったという主張もある．例えば，地球の南話を元に戻すと，地球史における全球凍結の問題は，極のドライバレー（dry valley）のような環境[例えば，生存可能条件の一つの限界として全球凍結を考えて良30]であったと考えるのである．確かに，氷点直下でいのか，という問題と，二酸化炭素循環による環境のあれば水は流れることができる．

安定化が実際どの程度有効なのか，という問題を提起していることになる．

5.2

火星：水惑星の崩壊

5.2.1

火星気候進化の問題

このような過去も寒冷であった，という考えは，過去の火星を温暖に保つことが難しい，という理論的考察に基づいている．キャスティング[31]が指摘したように，過去の火星大気では二酸化炭素は凝結し，充分な温室効果を持てなかった可能性がある（5.2.3節参照）．

現在の火星は低温であると同時に低圧である．火星

しかし，もう少し詳しく考えてみると，過去の火星での気圧 6 hPa（50%ほど季節変化する）は H2O の三重

氷点直下の温度を維持することは，火星を氷点より高点圧力ぎりぎりで，大部分の地域で水は安定に存在でい温度に維持するよりもむしろ難しい．というのは，きない．太陽から遠く，太陽放射は地球の0.43倍である． 地表温度が著しく低い場合には，湿った地面は必然的
太陽放射が小さいため，温室効果が強くないと H2Oに全体が雪氷に覆われ，アルベドが上昇して一気に気は凍結するから，火星で水が表面に存在できる環境を温が下がるからである．2.3節でみたように，全球凍作り出すのは容易ではない．単純な理論では，3.2節結状態で，氷点直下の温度を維持するために必要な温でみたように，太陽放射が時間とともに増加するので，

室効果の大きさは，凍結しない状態を維持するために火星は，生存不可能な（unhabitable）状態から生存可

必要な温室効果の大きさよりもずっと大きいのである．

能な（habitable）状態へという変化が起こってよいよ

流水関係の地形の中には１回だけの大規模な流れでうに見える．

形成されたと考えられるものもあるが，何回も流水がしかし，火星表面に見られる河川状の地形（図5.1）

あってはじめて形成されると考えられるものもある．

はかつて液体の水が流れたことを示唆するし，一時的

後者の地形の場合には，繰り返し水が流れること，すに北半球に海洋があったと考える研究者も少なくない．

なわち水循環が存在することが必要となる．ところが様々な証拠は，あまり長期間ではなかったにせよ，む

全球凍結状態では実質的に水循環は停止している．雪

しろ過去の火星に液体の水が存在したにもかかわらず，

氷のアルベド効果によって地表温度は著しく低下し現在は失われているように見える．言い換えれば，生（平均200K程度以下），飽和水蒸気圧が下がり，大気存可能な惑星（habitable planet）から生存不可能な惑が保持できる水の量が少なく，大気運動がおこっても星（unhabitable planet）への変化が起こったように見

水平方向の水輸送がほとんど起こらなくなるのが原因える．したがって，火星気候進化における主要な問題である．それでも太陽に照らされた地点で蒸発し，そは以下のようなものであろう：の場で凝結するという，鉛直方向の水循環だけは起こ

1. そもそも，かつて温暖であったのかっていて，これが雪氷を更新して高いアルベドを維持

2. どのようなメカニズムが働いて温暖な状態を作れしている [32]．この場合，南極の例は必ずしも適当でたのかはない．というのは，地球は全体が氷点直下であるわハビタブルプラネットの起源と進化 第2回／阿部

129

けではなく，大部分は温暖であるからである．それゆいう主張もある[34]．一般に，雲は惑星からの赤外放え，地球では活発な水循環が維持されているし，非常射を遮って温度上昇に寄与する可能性もあるが，逆にに大きな温室効果が必要なわけでもない．そう考える

太陽放射を遮って温度低下に寄与する可能性もある．

と，理論的には，過去の火星を現在のような寒冷環境

どちらに効くかは雲粒の性質や雲の厚さに依存して変で，かつ水が流れるような寒冷湿潤環境に維持するよ

わる．さらに，雲自身が放射場と相互作用することにりも，温暖環境に維持する方が，より容易であると考よってその性質を変える．したがって，雲の効果の評えられる．寒冷湿潤な環境を考える場合，地形的証拠

価は極めて難しい．現在までのところ，1次元の放射の説明と同時に，より強い温室効果も説明しなければ対流平衡モデルと雲粒の成長をカップルさせた研究のならない．

結果[35]を見ると，雲の温室効果が効いて温度が高くところで，いわゆる「流水地形」が水によるものでなる可能性がありそうに思われる．しかし，我々がよはなく，液体の二酸化炭素によるものである，というく見知っている地球上の雲に関しても，その正確な評主張もある[33]．確かに「流水地形」の一部が水以外価をすることは大変難しく，よく正体がわからない二の液体で作られた可能性はあるかもしれない．しかし，酸化炭素の雲の評価はさらに困難である．3次元的なそれが全てか，が問題である．この場合，火星の表面

大気運動まで充分に考慮した研究が待たれるところでと地質を探査したマーズ・エクスプロレーション・ロ

ある．

ーバー（Mars Exploration Rovers）が見出したような，

二酸化炭素以外の温室効果気体を考えることも可能

堆積物の形状や組成的証拠まで，二酸化炭素液体で説である．この場合，特にメタンが注目されている[31]．

明できるか，という点を検討しなければなるまい．

温室効果気体としてのメタンの問題点は，メタンが光

現時点までに得られている証拠を見る限り，一時的化学反応によって容易に分解され，長時間持続できなにせよ，液体の水が流れられる程度の温暖湿潤環境がいと考えられることである．この問題に関して一つの実現していたと考える方が自然であろう．

提案は，大気上層におけるメタン自身が紫外線を吸収することによって，大気下層のメタンの分解が妨げら

5.2.3

温暖化の機構れる（Self shielding）というものである[36]．ガリモフ

温暖環境が実現していたとすれば，そのメカニズム[37]は初期にメタンに富んだ大気があったと考え，メは何であろうか．現在の火星大気圧は水の三重点圧力

タンと二酸化炭素の間の同位体交換や天体衝突にともぎりぎりであって，液体の水を作るには圧力が低すぎ

なう大気のはぎとり（3.1.2.3節参照）
によるメタンの散る．大気中に大量の水蒸気があればそれだけでも圧力

逸，水中での二酸化炭素の炭酸塩への固定，炭酸塩かは稼げるが，水だけの大気では十分な蒸気圧を稼げる

らの脱ガス，というような過程を考えることによって，温室効果が得られないので，結局他の温室効果ガスが現在の火星大気の同位体組成がよく説明できる，としないとダメである．温度を上げるためだけでなく，圧ている．

力を上げるためにも温室効果ガスが必要であり，温暖また，4章で議論したような還元的な原始大気が残湿潤状態の火星の大気圧は今より高かったはずである．

存していた，という可能性も検討する価値があるだろ

1980年代までは，数気圧の二酸化炭素大気があればう．たとえば，水素に富むような大気が存在すれば，充分な温室効果が起こり，過去の暗い太陽のもとでもそれだけでも温暖になる可能性がある．

温暖環境が実現するとされていた．しかし，1990年代

このように，まだ温暖化機構は充分に理解されてはに入って，大気中での二酸化炭素凝結が起こることにいないが，二酸化炭素凝結が起こった場合でも，二酸よって，温室効果が頭打ちになるという問題が指摘さ化炭素の雲やそれ以外の温室効果気体の存在によって，れた[31]．二酸化炭素の凝結にともなって対流圏上部

温暖環境は実現できる可能性がある．一つ，あえて注の温度勾配が小さくなり，その結果，地表温度の上昇意をしておくならば，現在とは組成や量が異なる大気が抑えられるのである．これは凝結によって生じた二が必要だ，ということである．

酸化炭素の雲の効果は考えていない．雲の温室効果を考えることによって，地表温度は充分に高くなる，と

130

5.2.4

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 2, 2010

温暖湿潤環境の継続時間と規模しになるような状況を考えている．一方でカーとヘ

温暖湿潤環境はどれくらい長時間続いたのであろう

ッ ド [39]はHesperian（約35億 年 前 か ら 約20億 年 前 のか．一つの問題は，温暖湿潤環境が何億年も続いたと時代）には 2.3×10 km 程度しか水がなく，全球平均して，衝突クレーターが密集している高地の古い地形で深さ156m程度と推定している．この二つは一見は残るのか，ということである．地球では1億年前の矛盾するかにみえるが，後者[39]はHesperianには大クレーターはすでに風化によって原形をとどめなくな

量の水がなかったといっているだけであって，前者っている．また，かんらん石がそれほど風化されてい[38]のようなNoachianの海については何もいっていなないことも，温暖湿潤環境が長く続いたことに否定的

い．Noachianの活発な水循環はむしろこの時代の地である．一方で，地形的には，少なくともクレーター形の特徴が消されていること整合的で，逆にいえばが密集した高地の地形ができた後に水が流れている必Hesperianには水循環が活発であってはおかしい．

7

3

要があることが示唆される．それゆえ，温暖環境は何億年間にもわたって持続したのではなく，間欠的なものであった，と考えられる．間欠的な温暖化は昔ほど多いが，最近でも稀に起きているようだ．
このような間欠的な温暖化機構はよくわからないが，

5.2.5

温室効果ガスの行方

過去に温暖湿潤な環境が火星であったとして，その環境がなんらかの温室効果気体によるものであったとしたら，大気圧は現在のものよりも高かったはずであ可能性としては，火山活動にともなうガス放出，天体る．
では，そのような大気はどこへ行ってしまったのか．

衝突にともなうガス放出，自転軸傾斜の変動，などが大気の行き先は，大気上端から宇宙空間へ散逸するか，考えられるだろう．ガス放出は直ちに温室効果ガスの大気下端から地殻に固定されるか，どちらかしかない．

供給につながるから，温暖化機構として分かり易い．

大気の散逸過程として，一つの可能性は非熱的散逸

自転軸傾斜の影響はそれほど明解ではないが，概してである．しかし，現在までのところ，このメカニズム

自転軸傾斜が大きいほど，特に高緯度で日射が大きくによる本当の散逸量はよくわからない．また，磁場のなり，極冠の蒸発などを介して温暖化する可能性があ

消滅が高エネルギーの粒子が直接大気に衝突するようる．いずれの過程に関しても，詳細な検討が必要であになるという意味で重要とされるが，その時期がいつる．間欠的温暖化が起こるには大気組成や大気量の変であったかよくわからない．もう一つの散逸過程とし化が繰り返し起こる必要がある．

て衝突によるはぎとりが提案されているが，衝突天体

ところで温暖化機構に関してはいろいろと検討がな

による気体成分の持ち込み効果まで考えると，これされているが，あまり注目されないもう一つの問題がで今の大気圧まで減らすことは難しいだろう．ただある．それは，温暖でないときはどうなるか，というし，この過程は大気の入れ替わりには寄与したであろことである．もし，温暖湿潤でないときに，寒冷湿潤

う [40]．惑星形成過程で作られた原始大気があったとな環境，すなわち，水は存在するが，氷点以下の温度

するならば，原始大気がいつまで存在したかは，水素になる，という状況が発生したならば，全球凍結状態

大気散逸の問題に帰着する．いずれの散逸過程を考えに陥ると考えられる．寒冷湿潤な惑星では雪玉惑星状

る場合でも，散逸時期まで含めた定量的な散逸の見積

態の出現は不可避的である．仮に地面を覆う雪をすべ

もりはまだ不十分である．

て取り除いたとしても，湿った地面に太陽光が吸収さ二酸化炭素もメタンも炭素気体であり，存在量かられて水蒸気が蒸発し，大気の温度が低いために直ちに言っても温室効果ガスが炭素気体であった可能性は高凝結して雪として地面を覆う．このため地面が湿ってい．炭素気体の最も容易な地殻への固定形態は炭酸塩

いる限り，地面が雪・霜で覆われてしまうことは避けである．しかし，炭酸塩が現在の火星地表に見いださられないのである．すでに述べたように，この状態かれない，ということが一つの問題である．ところで，らの脱出にはより強い温暖化機構が必要になる．

現在の火星大気圧は水の三重点気圧に近い．このこと

温暖湿潤環境があったとして，どの程度の水が関は，単なる偶然か，それとも水が存在できなくなるま与したのであろうか．クリフォードとパーカー [38]で，炭素気体からなる大気が炭酸塩として固定された，はNoachian（約35億年以前）の時代に火星全体が水浸ということを示唆するのか，よくわかっていない．

ハビタブルプラネットの起源と進化 第2回／阿部

131

地殻と大気の間での揮発性物質の交換に関して，地いたのか，あるいは温室効果気体は炭素気体ではなか殻構造の進化という視点からも検討する必要がある．

ったのか．いずれにせよ，この問題は火星大気の進化

火星の北半球は南半球に比べて高度が低く，地殻の厚に重要な制約を与えると考えられるが，現時点ではまさが薄いと考えられる．このような地殻の厚さの不均だよくわからない．

一が保持されるには地殻は冷えていなければならない．
このことは現在見られる残留地磁気が，地殻のやや深

5.2.6

水の行方

い位置にある，ということと整合的である．逆に初期

カーとヘッド [39]はHesperianに全球平均で156m程

火星でプレートテクトニクスが起こっていた，という度の水があったとしているが，現在はそのうち20〜

考えとは整合しない．このような比較的速い地殻の冷30mは極冠，50mは散逸し，80mは不明であるとして却を実現するために，熱水循環による冷却が提案されいる．水の行方と温室効果ガスの行方は必ずしも同じている[41]．もし，このようなことがあったなら，当然，ではない．たとえば，温暖湿潤環境で表面に液体の水

大気組成の進化にも大きな影響があったはずである．

が存在する状況で，温室効果ガスが散逸あるいは固定

いずれにせよ，今後行われるであろう温室効果気体されたとしよう．このとき，温室効果減少による寒冷を含む火星原始大気組成の検討では，整合的な大気組化によって，表面の水が凍結し，全球凍結状態に落ち成モデルが必要である．これはまだ充分に検討されて込む可能性がある．つまり，水と大気が表面から消えいるとはいえないが，大気形成過程から考える必要がるタイミングが問題である．水が先に失われないと全あるだろう．また，そのような大気が変質していく過球凍結状態に陥る可能性が高い．その意味で水の行方程，特に大気散逸について検討する必要がある．

は大きな問題である．現在の火星大気の高いD/H比は

また，大気の変質過程を考える上で，火星が小さい

ある程度の散逸を示唆するように見える．

ということに注意することも必要である．惑星が小さ
いと，第一に，重力が弱いから，低い熱圏温度で大気5.2.7

火星からの課題が散逸し，大気が失われやすい．第二に，惑星内部が1．惑星サイズの重要性

すぐに冷えるので磁場が維持できない．磁場が消えた

火星にかつて存在した液体の水が現在まで維持できことによって高エネルギー粒子が直接大気に降りそそなかった原因は太陽から遠いためではなく，質量が小ぎ，気体分子を加速するため，大気は失われやすくなさいことにともなって大気が失われたことが重要なのる．第三に，惑星内部がすぐに冷えるので，活発なマではないか，と考えられる．サイズ効果が重要だ，とントルの活動が維持できず，二酸化炭素などの温室効するならば，いったいどのサイズから重要となってく

果ガスの供給が続かない．また大気が失われたり，化るのかを良く決めなければならない．質量が小さいこ

学反応で地殻に固定されても，それを脱ガスによってとは様々な影響を持つと考えられる．重力が弱いため補充することができない．

に大気が失われやすい．磁場が維持できないために大現在の火星大気における窒素の存在量は一つの謎で気が失われやすい．マントルの活動が維持できないたある．火星を温暖湿潤環境にした温室効果気体が炭素めに温室効果ガスの補充ができない．これらのうち本気体だったとすると，温室効果気体が失われて寒冷化

当に重要な効果が何であるか．それがわからないと液するときには，火星大気から炭素が取り除かれたこと

体の水を維持できる惑星サイズの限界についてもよくになる．もし炭素だけが除かれるのであれば，大気中わからないことになるだろう．

に相対的に窒素が濃縮するはずである．しかし，現在2．生存可能領域（Habitable Zone）の外側限界の火星大気では窒素が濃縮した徴候は特に見られない

2.4節では二酸化炭素気体が凝結する条件が生存可（例えば図4.5から現在の火星大気の窒素と二酸化炭素

能領域の外側限界を決めていると考えた．しかし，過の比は現在の金星大気のそれとあまり変わらないこと

去の火星環境は，二酸化炭素の雲や，それ以外の温室がわかる）．炭素を除去した同じプロセスが窒素も除効果ガスの存在によって，二酸化炭素気体が凝結する

去したのか，あるいは最初から窒素が少なく，たまた

条件下でも液体の水が存在できることを示唆する．で

ま窒素と炭素の比が隕石や金星大気における値に近づは，生存可能領域の本当の外側限界を決めるのは何で132

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 2, 2010

あろうか．

5.3

問題を再検討してみよう．水が水素と酸素に分解し，水素が散逸する場合，充分散逸フラックスが大きけれ

金星

ば，一部の酸素を引きずって水素が散逸することは考

現在の金星表面は92気圧の大気で覆われており，大えられる．しかし，水の分解で生成した酸素がすべて気の96.5%を二酸化炭素，3.5%を窒素が占める．強い

水素に引きずられて散逸する条件は非常に限られてい温室効果によって，地表温度は470℃にも達する．こるようだ[43]．もともと水素が多い状況（つまり水の分の温度では液体の水は存在できないが，そもそも，大解で生成する水素以外の水素がもともとある状況）で気中の水蒸気量が少ない（150ppm以下）．水が少ない

あれば違うが，多くの場合は酸素が取り残されて，徐々ことが現在の金星が水惑星ではないことの直接的原因に濃縮していくと考えられる．酸素の濃度が高くなるである．

とますます酸素は逃げにくくなるので，酸素は大気中

金星大気における主要な問題は以下のようなものであろう：にたまってしまうと考えられる．もし，現在の地球の海と同じ量の水が金星に存在し，その分解で生じた酸

1. なぜ水がないのか．

素がすべて残った場合，酸素大気の圧力は300気圧程

2. 大量の二酸化炭素がいつからあり，いつから金星度にも達する．

表面は高温であるのか．
36

酸素が大気中に高濃度で残ってしまうと，酸素と水

3. 大気中になぜ大量の Arが存在するか．

素の再結合が散逸より速く起こって水蒸気に戻ってし4. なぜ金星大気は地面よりも著しく速く回転してまい，結局水素が散逸できない可能性がある．どの程いるのか（4日循環スーパーローテーションの問度，酸素の濃度が高くなると逆反応が起こるのかは分題）．

からない．もし，逆反応が全く起こらなければ，水のこのうち最初の二つが特に生存可能条件に関わって分解で生成された水素はすべて失われ，酸素大気が残いるので，以下では，この二つについて詳しく考察しることになる．この場合には，残った酸素は原子量がていく．

大きいので，熱的散逸では散逸しにくい。非熱的散逸で長期間かけて失う，といった方法で処理できる可能

5.3.1

水がないことなぜ金星には水がないのか．金星では太陽放射が性があるが，300barの酸素大気をすべて処理できるかどうかは明らかではない[例えば，44]．

地球での1.91倍と大きく，容易に暴走温室状態に陥る．

もし，逆反応で水素の散逸が制限される場合には，もし，大量のH2Oが金星表面にあったとすると，金星

水素の散逸と同時に酸素の処理が必要である．地表のができた直後の，現在よりも太陽放射が小さい状況で岩石を酸化する，大気中に存在する還元的な気体を酸は海が形成された可能性があるが，太陽放射が増大し化する，などの可能性がある．地表の岩石を酸化するてくると暴走温室状態に入る（2.5節参照）．暴走温室

場合，水蒸気の解離が地面から離れた大気上層で起こ効果が発生する少し前から，蒸発したH2Oは上空にあるため，地面の酸化が進むには大気全体で酸素濃度ががって，大気上層の水蒸気が多くなる．そこで紫外線上がる必要があり，酸素と水素の再結合が先になる可を受けて分解され，宇宙空間に失われたと考えられる

能性がある．また，地球海洋程度の質量の水蒸気の解（3.1節参照）．現在より10倍程度大きい極端紫外線が離で生じる酸素を地面に固定するには，分厚い酸化物あれば10億年で地球の海質量程度の水を失えるとされ層（～ 3km以上）を作る必要があり，何らかの形の地ている．金星大気中のD/H比が地球よりも100倍と高面の更新も必要である．大気を酸化する場合，水素以

い[42]ことは，H2Oが失われたことを示唆する．

外の還元的気体が水蒸気に匹敵する量必要である．元

このように，金星形成のあとで水が失われた，とい素存在度から見て，可能性があるのは還元的な炭素気う説明がしばしばなされている．しかし，確かに3.1体である，CH4やCOであろう．このように，もとも節で挙げた水の散逸を制限する要因のうち，エネルギと大量のH2Oが存在したとして，現在の金星大気にな

もともと大気の組成が違っていた（水素が多い，ーの問題と，上層大気の水蒸気量の問題はあまりない． るには，
しかし，酸素の処理の問題は残っている．ここでそのあるいは還元的な気体が大量に存在した）ということ

ハビタブルプラネットの起源と進化 第2回／阿部が要請される．

133のことは，金星が地球とは違う材料からできた可能また，金星で暴走温室効果が発生する以前に大量の性，少なくとも揮発性物質の供給源が地球とは違うこ

H2Oが表面に存在したとすると，海ができていたはずとを示唆する．地球と揮発性物質の供給源が違うならである．この場合，二酸化炭素は炭酸塩に固定された

ば，地球からの類推にもとづいて，地球と同様の量のはずである．テクトニックな活動で再び脱ガスする可H2Oを含んでいたと信じるべき理由は無い．

能性は確かにある．しかし，その場合には脱ガスと同40

太陽に近かったために，材料物質の温度が高く，乾40燥していた可能性もあるかもしれない．7章で詳しく

ガスするはずである．しかし，金星大気では Arは少40

述べる低温の原始太陽系円盤のモデルでも，金星軌道ないことが知られている．この問題をどのように解決

より内側では氷の凝縮は起こらない．しかし，最近のするかはあまりよく検討されていない．

惑星形成論に従えば，ジャイアントインパクトの段階

時に，金星内部で Kの崩壊によって生じた Arも脱金星では，そもそも水が少なかった，という可能性

では原始惑星の軌道がかなり動くと考えられているかも考えてみる価値があるだろう．金星大気に現在よりら，原始太陽系円盤の段階での，あるいは微惑星の段も大量のH2Oが存在したであろうことは，D/H比から階での組成分布の不均一がどれくらい残るか，詳細な推測されている．現在の金星大気のD/H比は，地球よ検討が必要であろう．

りも約100倍大きいことがわかっているので[42]，もと

いずれにせよ，金星で水が少ない原因としては，ももと地球と同じD/H比を持っていたとするならば，少ともとあった大量の水が散逸したと考える場合にしてなくとも現在の金星大気中にある水蒸気の100倍は昔も，あるいはもともと水が少なかったと考えるにしての金星にあったということになる（ただし，選択的にも，材料組成の違いを考慮に入れる必要がありそうでHを散逸させる必要がある）．しかし，このことは地ある．この違いを生んだ原因は，4章で触れた，ジャ球並みに水が存在したということを意味しない．なイアントインパクトの際に表面に海がなかったためにぜならば，現在の金星大気中の水蒸気量の100倍では，原始大気が残った，というような可能性もある．

とても地球海洋の量にはならないからである．
散逸によりD/H 比が上昇し，どれくらいの値になるかは，水素の散逸の速さに依存する．散逸フラック

5.3.2

二酸化炭素量現在の金星が高温である理由は，厚い二酸化炭素大

スが非常に大きければ D/H 比はほとんど変わらない． 気が存在するためである．金星はアルベドが高いから激しい流体力学的散逸はこの状況であろう．しかし，正味太陽放射は地球よりも小さい．それにもかかわら散逸フラックスが非常に大きい状況から，いきなり散ず著しく高温になっていることは，強力な温室効果の逸が止まる，ということは考えられない．散逸フラッ

発生が金星を生存可能ではなくしている大きな要因でクスは徐々に小さくなって止まるはずである．このとあることを示している．金星表面の温度が高いことは

きに D/H 比は上昇していく．D/H 比の上昇は，ど金星内部のマントル対流やテクトニクスに影響し，マのように散逸フラックスが小さくなっていくか，とい

ントルの冷却を介してコア対流や磁場にも影響する重うことに強く依存することが期待されるから，現在の要な問題である．厚い二酸化炭素大気はいつ，いかにD/H比からもともとの H2O の量を推定することは極して生成されたのであろうか．

めて難しい．しかし，地球海洋並の量の H2O が失わ

二酸化炭素量が地面に存在する炭酸塩との化学平衡

れた場合には，もっと高い D/H 比になるという推定で決まっているという考えがある．これは，金星大気がある[45]．どちらかといえばもともとH2Oが少なかの温度圧力は炭酸塩岩石と化学平衡の値に近いというった方が現在の金星大気のD/H比は説明しやすいよことから提唱されている．これをカーボネイト・バッ

うだ．

ファー仮説[例えば，46]という．この考えに従えば金
36

一方で，金星大気には Arの量が非常に多いことが知られている．この量は炭素質隕石のように，知られ36星の大気量は平衡状態で維持されていることになる．
しかし，この考えには問題がある．まず第一に金星ている隕石の中でも最も多く Arを含んでいる材料物の表面に炭酸塩があることは観測的には確認されてい質で金星全体を作らないと説明できない量である．こない．また，ここで考えている化学反応は固体と固体

134

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 2, 2010

が反応して，気体と固体が生じるという反応であって，元的な一酸化炭素かメタンになるはずである．大量の本当に固体と固体が速やかに反応して平衡になること

還元的炭素気体があれば，H2Oの分解で生じた酸素のができるか疑問がある．さらに，この反応で速やかに反応相手になりうることはすでに述べた．還元的炭素平衡が実現したとしても，温室効果との兼ね合いで，気体の存在自体がH2Oの分解に寄与する．炭素気体の気候が不安定になるということが理論的に示されてい存在形態と量は水の問題を考えるうえでも重要である．

る（Topographic Greenhouse Instability）[47]．
厚い二酸化炭素大気を持つに至った理由は，水がな
いために二酸化炭素が炭酸塩に固定されなかったと考

5.3.3

金星からの課題

1. 生存可能領域（Habitable Zone）の内側境界

えたほうが良いのではないか．水が無くても炭酸塩は金星でH2Oが少ない理由が，正味太陽放射が大きい生じ得るが，固体と固体の反応を含むので，効率が悪ことによって上層大気の水蒸気量が増え，散逸してしくなりそうである．このように考えると，現在の二酸まったことによるのか，あるいは太陽に近いことによ

化炭素の量は最初からあった量ではないかと思われる． って何らかの理由で，そもそもH2Oの供給が少なかっ金星大気の二酸化炭素量は，今の地球で石灰岩に固たためか．もし，後者の方が重要だとするならば，生定されている二酸化炭素量と似たような量である．隕

存可能領域の内側境界は3章で議論したような気候学

36

石のような物質から炭素が供給されたとすると， Ar

的・大気物理学的な要因で決まるのではなく，揮発性との比較から想定される炭素量は現在よりも2桁以上物質の供給で決まる可能性がある．ただし，揮発性物

大きい（図5.2）．惑星形成後の炭素循環で減らすこと

質の供給が形成段階の惑星の気候，例えば海が作られも考えられなくはないが，数キロバールに及ぶ大気をるか作られないか，によって影響を受けた可能性もあ減らすことは，ちょっと難しいかもしれない．というる．

のは，そのような厚い大気によって惑星表面の状態が2. 揮発性物質の組成著しく違ったものになる可能性があるからである．金水以外の揮発性物質，特に炭素を含む気体，の供給

属鉄と反応すれば容易に炭素は減らすことができるが， 量が惑星表面の水の存在の安定性に影響を及ぼした可この場合には惑星形成最中に減らすことになるだろう． 能性がある．水が供給される，というだけではなく，4章で述べたように，この場合には大気中の炭素は還惑星に供給される揮発性物質の組成がどのように決まるのか，ということに注意を払う必要がある．

5.4

まとめ

この章では，地球，火星，金星を具体的に調べることで，生存可能条件について再検討してみた．そこで明らかになった課題は，2章や3章で問題にした惑星表面環境あるいは気候条件の検討だけでは，生存可能条
件の検討は不十分らしいということである．現段階では，地球，火星，金星の問題が解決していないことか
らもわかるように，完全な検討をすることはできない
が，続く2つの章では，もう少し原理的な側面から生存可能条件の検討を進めてみよう．

参考文献
図5.2： 隕石
（A, B, C, E, H）と金星（♀）の炭素とアルゴンの含有[1] 阿部豊, 2009, 遊星人 18, 194.
36
（ Ar）をすべて，このよう
図 5.2 率．金星の質量36のアルゴン隕石（A, B, C, E, H）と金星（♀）の炭素とアルゴンの含有率．金星
な隕石によって供給したと考えると，現在の金星大気中[2] Hayashi, C. et al., 1985, in Protostars and Planets II,
36の質量 36 のアルゴン( Ar)をすべて，このような隕石によって供給したと考えの炭素よりも2桁以上多くの炭素が供給されてしまうこ
ると，現在の金星大気中の炭素よりも 2 桁以上多くの炭素が供給されてしまう 1100.
とがわかる．  
ことがわかる．

ハビタブルプラネットの起源と進化 第2回／阿部[3] Kokubo, E. and Ida, S., 2002, Astrophys. J. 581, 666.

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