惑星の大気の流出と進化を探る
東北大学大学院理学研究科
寺田直樹
2017年10月20日 京都大学宇宙学セミナー
1Outline• 地球型惑星の大気の流出と進化– 太陽放射・太陽風とその変動・進化– 惑星大気の供給と消失– 太陽からの距離、惑星サイズ（質量）依存– 磁場は大気を守る？ - 恐らくNo– 高エネルギー粒子による温室効果ガス・有機分
子生成• 火星、金星、タイタン（初期地球のプロキシ）、
初期地球、系外へ
2太陽放射と太陽風の影響により、惑星大気が大量に宇宙空間に流出

水星：
大気喪失
（10-12）

金星：
水喪失
（100）

地球：
水・大気保持惑星（1）
火星： 温室効果ガス喪失が進行中
表面大気圧（10-2）• 大気進化の理解は、惑星環境の進化と多様性の理解に不可欠3

太古の火星における表層水の証拠
温室効果ガス（CO2等）と水はどこに行った？
多数の流水地形と水和鉱物の証拠

揮発性物質は宇宙もしくは地殻へ

Mars Express (ESA)による宇宙へ流出するイオンの観測
4
火星隕石における炭酸塩鉱物

太古の火星：30-40億年前
温暖湿潤？

5

太古の火星：30-40億年前
温暖湿潤？

火星古気候モデルからの想像図 [Wordsworth et al.,2015など]寒冷乾燥？
（隕石衝突や火山噴火などによって氷が時々融解？）
6model output and psat (the saturation
vapor pressure) was derived from theClausius-Clayperon relation. The dragcoeﬃcient CD is defined (in neutrally()2stable conditions) as CD = ln[z∕z ] ,太古の火星：30-40億年前

where  = 0.4 is the von Kármán
constant, z0 is the roughness height,
and z is the height of the first atmospheric layer. CD [Wordsworth
was set to a con- et al.,stant 2.75 × 10−3 based on compari2015など]
son with the GCM value, which itself
was calculated using a fixed roughness length of 10−2 m. Finally, we
integrate pot over one Martian year
to give the theoretical maximum
quantity of surface snow/ice that canbe sublimated as a function of longitude and latitude. Our approach to
calculating pot is accurate as longas the atmospheric thermodynamics is not strongly aﬀected by thepresence of H2 O. This is the case fora cold early Mars, which has a surface moist convection number  ofmuch less than unity [Wordsworth and
Pierrehumbert,
2013b].
（隕石衝突や火山噴火など
0

温暖湿潤？
Figure 3. Plot of annual mean surface temperatures in (a) the standard
cold scenario and (b) the standard warm, wet scenario. Obliquity is 41.8∘ inboth cases. Global mean surface temperature is 225.5 K for Figure 3a and282.9 K for Figure 3b.

火星古気候モデルからの
想像図

寒冷乾燥？

流水地形の分布 [Hynek et al., 2010]

によって氷が時々融解？）
To produce
estimates of transient
7
melting in the cold, icy scenario, we
performed simulations where we
started from the baseline cold cli-

太古の火星：30-40億年前
温暖湿潤？

火星古気候モデルからの想像図 [Wordsworth et al.,2015など]寒冷乾燥？
（隕石衝突や火山噴火などによって氷が時々融解？）
8

水和鉱物の分布 [Ehlmann and Edwards, 2014]

ric pressures. The blackumber density profile ofid), and atomic oxygenand could have reachedorresponding timescales
Mars (3.7 " 1043 carbon
vely. Hence, these dense
maintained during theCO2 was balanced by

reduced the total CO2 inventory. This only strengthens ourconclusion that Mars could not have sustained a dense CO2
atmosphere for time scale of #10 Myrs, and thus was
initially cold. (With few greenhouse gases present, the

太古の火星：40億年前以前
脱ガス
による
供給率

宇宙空間への流出率

g rates on Mars duringng manner: At present,
100 bar of CO2 at theirmosphere; on Earth, it isof CO2 on the Earth isabout 1/10th of Earth’s
ea, and 40% of Earth’s
from the same material
ld have been as much as
火星大気の熱的流出過程による
his is consistent with the Figure 4. Comparison between atmosphericescape and
流出率の見積り[Carr, 1986]. Consider- outgassing on early Mars. The dashed curve represents the[Tian et al., 2009]
the Sun than• the宇宙空間への大気の激しい流出
Earth thermal escape flux of atomic carbon from a CO2with volatile content 2" dominated atmosphere. The triangles represent the thermal
mole- escape fluxes of carbon from an atmosphere with an H2-bar (1.5 " •1045火星は初期の数億年間は大気を保持できず、その後に
9
le. If most of Mars’
CO2 mixing ratio of (3 – 5) " 10!4 and with associated H escape
大気を形成？
at 4.5 Ga, immediately fluxes of the order of 1010 cm!2 s!1. The two solid lines
e entire inventory could太陽-惑星システムにおける大気進化
太陽放射
太陽風

流出
ダスト等
の供給

大気
表層・極冠・海洋

内部

交換

脱ガス
捕獲
大気進化の理解には、太陽-惑星システムの総合的な理解が不可欠- 太陽放射・太陽風とその変動・進化- 惑星超高層（大気の流出）- 惑星気象 （大気の輸送・表層等との交換）- 惑星固体 （大気の供給）

10太陽：静的から動的描像へ
X線

紫外 可視 赤外• 太陽は長年、静的な天体と考えられてきた。
• 実際に、太陽から放射されるエネルギーの大部分は変化しない（可視光及び長波長域の放射）。
• しかし短波長域の放射はフレア等で激しく変動。

約98%のエネルギーが可視光と長波長域（近赤外）で放射
11太陽放射と地球の超高層大気

12過去の太陽観測• 19世紀までは、可視光による観測が唯一の情報源。
• 太古には、太陽は信仰と暦とのために観測。
Chromosphereand corona• 黒点数観測（ガリレオ、1610
太陽黒点のスケッチ
年頃から）• 日食時に変動するコロナ、プ
ロミネンスを観測。

日食時の太陽コロナの観測

Picture taken at13太陽の多波長観測

Coronal mass ejection• 20世紀に入り、X線・紫外・電波を用いた太陽観測が可能に。
• 人工衛星による宇宙空
間からの観測の開始。
• 太陽-惑星システムの動的な性質が明らかになり
つつある。

14

太陽風の動的変動の観測
地球

太陽人工衛星による観測 ©STEREO, NASA
コロナ質量放出（CME）
15

太陽風の動的変動の数値計算

白線は磁力線を表す

16

Magnetic field near the Sun spot

昔の太陽

浮力
（現太陽に
よる説明）
(Left) Magnetogram observation(Right) Recent observation of Sun spot region showing magnetic
structure in the vicinity of Sunspot region, obtained by using X rays.

10• 可視光は弱かった• 昔の太陽総輻射量〜0.7-0.8倍• Faint young Sun問題• X線、太陽風はかなり強かった• 自転速い⇒内部の差動回転大⇒磁場生成大⇒表面活動大⇒激しいコロナ、フレア、太陽風

様々な年代の主系列星におけるX線〜紫外放射 [Ribas et al., 2005]• 異なる年齢の主系列星の観測⇒ 昔の太陽X線放射〜1000倍
昔の太陽EUV放射〜100倍
昔の太陽風〜100倍で頭打ち 17

昔の太陽は約10倍速く回転していた。
激しい紫外放射、激しい太陽風EK Dra（1億年）

p1 Uma（3億年）

k1 Cet
（6.5億年）

Sun18（45.6億年）

初期7億年間の太陽風？
初期は不確定性が大きい。FYS問題も含めて、現理解は疑わしい。

？
• HSTによるLyα観測。
• 初期7億年間は太陽風が抑制されていた？ [Wood+, 2005]• Zeeman-Doppler surface
magnetogramsによる観測。
• 初期は磁場が巻き付いていた？ [Petit+, 2008; Jardine+, 2013]

太陽系の形成20

惑星への揮発性物質（特に水）の供給• 水の起源物質– 参考：現在の地球海洋質量/地球質量 〜0.023 wt%
1.円盤ガス捕獲• 基本的にはH2大気 （H2O含有量は1~2 wt%）
• H2はさらに固体惑星（マントル中）の酸化物との反応で
H2Oを生成H2 + FeO → H2O + Fe

2.微惑星の衝突脱ガス• 原始惑星が月程度以上のサイズになると脱ガス開始• ジャイアントインパクトで失われる大気は1/3程度

21惑星への揮発性物質（特に水）の供給
3. 固体地球材料物質からの脱ガス（マグマオーシャン後、いわゆる late veneer）• CI炭素質隕石（地球材料の約15%?） 〜6 wt%の水を含む• 彗星 ~80 wt%の水を含む• 何れにせよ、水だらけの惑星が出来上がってしまう• 最近は初期還元大気説が有力
22

スノーライン（1~2.7AU; 位置は議論あり）

微惑星⇒惑星形成の数値シミュレーション [Raymond et al., 2006]
初期条件： 2AU以内で2~2.5AUで
2.5AU以遠で水を含まない材料物質
0.1 wt%の水を含む材料物質
5 wt%の水を含む材料物質23• 惑星に供給される水の量 [Raymond et al., 2006, 2007]– 数〜数10 TO (Terrestrial Ocean)– 金星は地球の~1/3程度（確率論的な計算の平均を取ると）地球より多いこともある（確率論的な計算の約10%で）24

地殻・マントルへの捕獲• 供給された「数〜数10 TOの水」のうち、どの程度が地
殻・マントルに捕獲されたのか？
– 初期約1億年間• マグマオーシャン形成中は、マントルに36 TO以下が溶け込み可能（溶融岩石中に水や酸素が溶け込む） [Gillmann et al., 2009]• しかし、水蒸気（強力な温室効果ガス）が少なくなると、大気の保温効
果が失われるのでマグマオーシャンは固化する⇒ 大まかに言って、〜数 TOの水蒸気が残ってしまう [e.g., Hamano etal., 2013]– 初期約１億年以降• 地殻に取り込めるのは 0.1 TO以下
FeO → Fe2O3• （Late veneerの供給の寄与も大きいかもしれない（0.1~100 TO）。月のク
レータ頻度やマントル中の元素存在度から推測 [Ikoma and Genda, 2007]）25

残された水の行方は？
• 地球は、~1 TOの海洋を保持• 金星には、水はほとんど残っていない– 宇宙空間に失われた？
– それとも地殻に？

• 火星では、水は大部分が氷として地下に– 温室効果ガスはどこに失われた？

26

地球型惑星の大気進化の標準的なシナリオ
水星

大気喪失

金星

地球

火星

暴走温室？
diffusion-limited escape（energy-limited escape)

温室効果ガスの消失？
小さいので早く火成活動
も弱まる

水素流出
酸素はどこに？

水は大部分が氷として
地下に

海洋保持

27

大気組成と保有量の比較• 火星は特に大気の保有量が少ない• N2, CO2の各惑星質量に対する重量比（左図）は宇宙空間への流出を示唆

金星 地球 火星の組成重量比• 数気圧のCO2の消失– MEX / OMEGAの観測では、表層に大量の炭酸塩は見つからず– MRO / CRISMやSpiritは、Nili
Fossae(< 0.012気圧相当)等で一部発見→ 地下に埋蔵？
→ 宇宙空間に流出？

[Chassefiere et al., 2006]28

太古の火星における表層水の証拠
温室効果ガス（CO2等）と水はどこに行った？
多数の流水地形と水和鉱物の証拠

揮発性物質は宇宙もしくは地殻へ

Mars Express (ESA)による宇宙へ流出するイオンの観測
29
火星隕石における炭酸塩鉱物

太陽の影響による惑星大気の流出光（紫外放射）粒子（太陽風）••惑星重力圏から脱出するエネルギーを大気に付与軽い元素（H, He, O, C, N等）が流出しやすい過程、
重い元素（Ar, CO2等）が流出しやすい過程など様々

惑星の質量は特に重要なパラメータ•••

光化学過程による剰余エネルギーは数eV程度
惑星からの脱出エネルギーは、
酸素原子＠火星~2 eV、 ＠金星・地球~10eV
火星ではより流出しやすい30

太陽風による大気流出（火星）
高高度に分布する元素（H, He,
hot O, C, N等）が電離して流出• イオンピックアップ• スパッタリング
Fsp∝feuv7 ?

• 電離圏イオン流出（粘性相互作用、プラズマ波動加熱など）
Fci=1~10Fip ?

低高度に分布する元素（Ar, CO2等）が中性大気のまま、もしくは電
離して流出しうる31

火星大気流出の歴史

3.0[Chassefiere et al., 2007]• 初期約10億年間の速い流出（CO2, N2）• 後期約35億年間の緩やかな流出（40Ar）

32

火星からの酸素イオンの流出量のシミュ
レーションによる見積り: 0~45億年前

MHD simulation:
4.5 GaHybrid simulation:
present-day, 2.0, and 3.5 Ga

Mars has lost up to a few barsof oxygen during 4.5 Gyrs

33

[Terada et al., 2009]

NASA’s MAVEN mission

34NASA’s MAVEN mission

40億年前

現在

• 過去40億年間で、火星大気中のアルゴンの65%が35
宇宙空間に流出

炭素同位体比に基づく
後期40億年間の大気進化シナリオ
ARTICLEURE COMMUNICATIONS | DOI: 10.1038/ncomms10003

Atm. !13C

Noachian Hesperian
60
40
20
0
–20
–40
1

Escape rate(bar Gyr–1)

Amazonian

10
100
10–1
10–2
10–3
10–4
10–5

ARTICLE

Sputtering escape rate (total loss = 232 mbar)

スパッタリング：
f=0.96-0.98, < 0.3気圧のCO2が流出可能
光解離：
13Cにインパクト大
f=0.6, 流出量は少ないが、δ
NATURE COMMUNICATIONS | DOI:
10.1038/ncomms10003

T図５

he evolution of the atmosphere of Mars is one of the mostMagmatic (SNCs)
intriguing problems in the exploration of the solar system.
Presently
Mars
has
a
very
thin
6-mbaratmospherein
Mantle (derived)101
0.11 bar0.29 barequilibrium
withdeposition
polar caps
and regolith.
Carbonatein open-water
systemsYet, both morphological
100
Carbonate (SNCs)
andmineralogicalsuggeststhat the climate of Mars
10–1
Carbonatedeposition in evidence
shallow subsurface
aquifers
Carbonate (ALH 84001)
more than 3 billion years ago was warmer and wetter than the
10–2
10–3
present1. The atmospheric conditions conducive to thisAtmosphere measurements:
10–4
0.08 bar0.04 barenvironment are still uncertain. A denser CO2 atmosphere may
10–5
Trapped gas (EETA 79001)
have facilitated early warm and wet surface conditions, at least100
2.
locallyandtransientlyathighorbitalobliquities
VikingEquivalent pressure of free carbon including the atmosphere,
The pressuretheearlyandMartianhas not yet been
the absorbed
carbon inofthe
regoliththe polaratmosphere
caps
MSL
Initial pressure = constrained
0.32 – 0.50 bar by models of atmospheric evolution, due touncertainties
inbar
the planet’s early outgassing history, atmosphericInitial pressure= 0.25 – 0.29
10–1
−80
−60
−40
−20
0
20
40
60
80
escape and carbonate precipitation3,4. To transition from a
13
δ C
3.8
3.5
3
2.5thicker 2early atmosphere1.5
1to the thin
0.5 current
0 atmosphere, carbon
5,6 or depositionneeds
to bepresent
removed
13
Time before(Ga) by either escape to space
Figure 1 | Summary of d C measurements of Mars. The d13C value of thenear the surface as carbonates7. Recent
models of the upper magmatic component of SNC meteorites are used to derive the d13C value
13
e 5 | Standard scenarios of carbon evolution on Mars since the LHB at 3.8 Ga that arrive at present-day d C values. (a) The evolution of theatmosphere of Mars suggest that o300 mbar of CO2 has escaped of the Martian mantle31. The carbonates in SNC meteorites have highly
spheric (Atm.) d13C value, in comparison with the MSL measurement shown by the error bar. (b,c) The evolution of the escape8,9rate and the carbonate
to space since the late heavy bombardment (LHB) , and current variable d13C values and the carbonates in ALH 84001 (formed B3.9 Ga
ation rate, respectively. All scenarios have the same escape rate, corresponding to a power-law index of 2 for the photochemical escape rate. The solid
Mars exploration
has only found local evidence of carbonate
are the scenarios where carbonate deposition persisted through the Hesperian
Era and the broken lines are the scenarios where carbonate depositionbefore the present) are generally enriched in 13C than the Martian mantle11.
deposits10. Neither mechanism, alone or coupled, fully accounts
occurred during the Noachian Era. The blue lines are the scenarios where carbonate deposition occurred in shallow subsurface aquifers and the redThe rest of the measurements are for modern Mars’ atmosphere14,51,52.
if a multi-bar
early
atmosphereassumed.
for thesystems.
‘missing’
are the scenarios where carbonate deposition occurred in open-water
For CO
each2,scenario,
the amountof early
carbonateisformation(CF) is13
Here
we
combinetherecentMars
ScienceLaboratory(MSL)
mined by the d C value. (d) The evolution of the surface (Surf.) pressure. The definition of the age boundaries is taken from a recent crater-density
53. The escape rate in the second panel can be converted to atom
isotopic
measurements
atmosphere,
and orbital remote
per s by
1 bar Gyr ! 1 ¼ 1.7of# Mars’1027 atom
per s.
sensing and in situ measurements of Mars’ surface composition to Carbonates formed in the Noachian and Hesperian era.
2
place hard constraints on Mars’ atmospheric evolution. The Carbonate-bearing rocks have been discovered in various
isotopic signature 13
of carbon offers a unique tracer for the Noachian terrains by orbital remote sensing10 and in one rockmajor formation at Gusev Crater in situ21. The largest contiguous36
atmosphericof Mars
because
CO2 is thele 1 | Jacobian values for how the amount of sputtering
escape (MSPevolution), photochemical
escape(MPH), carbonate
deposition
13
constituentofMars’
atmosphere,
andbecausecarbonis
not exposure of carbonate-bearing rocks in Nili Fossae coversCD) and volcanic outgassing (MVO) would affect the present d C.
13
incorporated into surface minerals except for carbonates. Our 15,000 km2, is a few tens of metres thick, and may host up to
13C/qln(M ) 12 mbar of CO2 (refs 22,23). Deep crustal carbonate rocks may
study qdis13C/qln(Mdriven SPby
following
three
recentCDandy carb. (bar)Late carb. (bar) Transition time (Ga) Index) the
qd13C/qln(Mqd13C/qln(M) qdimportantPH)VOalso exist, exposed in several impact craters24. However,constraints from in situ and remote sensing observations.
bonate deposition in open-water systems
CF rate(bar Gyr–1)

Photochemical escape rate (total loss = 8.2 mbar)

Surf.
pressure (bar)図１• 炭素reservoir進化モデル [Hu et al., 2014]– 光解離による同位体分別 f=0.6 を考慮– 炭酸塩形成で地殻に < 1.4気圧のCO (参考：Nili Fossaeの炭酸塩 < 0.012気圧)• 開放水系では δ C~10‰ 増• 浅地下帯水層では最大で δ C~60‰ 増 (ALH84001を想定)

今後の焦点@火星大気進化• 低エネルギー粒子流出、同位体比の観測・実証– 同位体比観測： MMX、ExoMars/TGO、地上観測など• 初期10億年間– Impact erosion/deliveryの効果– ハイドロダイナミック流出モデルの見直し– 両極性電場流出 [Collinson+, 2016]– 初期磁場の効果（後述）。火星では40-41億年前にダイナモ停止？ [Lillis+, 2008, 2013]– 温室効果ガス（高エネルギー粒子による生成 [Airapetian+,
2016] など。後述）
37

太陽からの距離の効果• 地球を太陽にゆっくりと近づけるとどうなるか？
海洋が蒸発、
暴走温室状態に• 実線：惑星表面温度• 破線：成層圏でのH2O
混合比• 雲のアルベドが問題

現在の
地球

初期の
金星

現在の
金星
[Kasting, 1988]

38

金星の暴走温室状態について• 金星気候モデルによる計算 [Way+, 2016]– 地球の気候モデル（ROCKE-3D）を適用して3次元計算– 29億年前： 平均気温11度– 7億年前： 平均気温15度
Confidential manuscript submitted to Geophysical Research Letters– 昼側に雲が分布。金星で長期に渡って海洋が存在した可能性
Figure 3. Left panels are equal area histograms of ocean surface temperatures for
Earth [Schmidt et al., 2014] and (c) Sim A. Right panels contain land temperatu– 自転速度を上げると気温上昇（系外惑星など）
modern Earth and (d) Sim A.

モデル計算による29億年前の気温分布と雲量分布

39

0

4

<

0

4.
4

1

-

固有磁場の影響
.

4

3

-

2

• 固有磁場によるシール
ド• 固有磁場による相互3
作用断面積の拡大
3

<-

3

4
<

4

4

4
6

-

7
• どちらがより効果的？

57
-

4
.

3

2

3
)

3
<-

)

3
<

4

4

57

(4

4
6

(

5

)

)

)

4

3

)

-

202
金星探査計画提案書より

-

)

4

4
.

(

-

7-

-

(

40

power delivered during solar wind-driven geomagnetic storms.
Table II summarizes the average power estimates and standard deviations over
all of the solar cycles and over solar minimum and solar maximum years. Duringsolar minimum years Joule power contributes 16% of the power input and much of
the variability in total power. During solar maximum years Joule power contributes
16% of the power input and an even larger fraction of the variability. The bottom
two rows of Table II present the statistics for the top 5% and the top 1% of the power
input events. In the top 1% of days the solar power was 50% above average and theparticle power was roughly 200% above average. The Joule power increased by afactor of six.
Figure 5 shows the temporal variation of the total power. The average total power
input is 595 ± 190 GW. The minimum value of 525 GW occurred in 1977, and the

固有磁場の影響

TABLE II
Summary of average power and variability
Power category

Particle (GW) Joule (GW)

Solar min: 75–77, Average S.D. 38 (8%) 21
83–87, 93–98
Solar cycles 21–23 Average S.D. 36 (6%) 24
Solar max: 78–82, Average S.D. 35 (5%) 23
88–92, 99–03
Top 5% of power Average S.D. 73 (7%) 36
eventsTop 1% of power Average S.D. 104 (7%) 44
eventsSolar (GW)

Total (GW)

359 (76%) 46

474 (101)

95 (16%) 93 464 (78%) 135
112 (16%) 111 562 (79%) 116

596 (190)
710 (182)

77 (16%) 63

331 (30%) 226 687 (63%) 116 1090 (226)638 (45%) 306 691 (48%) 113 1433 (313)[Knipp+, 2004]• 固有磁場による極域へのエネルギー流入• 地球極域へのエネルギー流入は、火星降込粒子のエネル
ギーより約3桁大きい（エネルギーを与える高度域は異なるが）41

初期火星の磁場• クレータ磁場より、火星のダイナモは40-41億年前に停止 [Lillis et al., 2013]• 表面磁場強度は~5000nT?? [Weiss et al.,2008]

• 磁気圏は大気を守ったのか？
• それとも大気の流出を促したのか？

[Lillis et al., 2013]42地球磁場の反転• 反転の周期は、数万-数十万年• 現在の双極子磁場強度
は、100年につき 5.5%の割合で減少中• 1000-2000年で双極子
磁場はゼロに？
地磁気反転の記録
43

タイタン（初期地球のプロキシ?）• 太陽系で唯一厚い大気を持つ衛星• 大気中で高分子有機物を合成– 有機物の高分子化は超高層大気中で開始– 太陽紫外線、土星磁気圏の影響• 初期地球大気のプロキシ？
– 初期の地球・金星・火星大気は、還元的であった可能性が高い。火星など
では風化等のため約40億年前までしか辿れないが、それ以前の還元的大気におけるメタン循環の変動、高分子有機物合成、温室効果等を探る

106

日本惑星科学会誌 Vol.17.No.2,2008

大気圧 (Pa)
10-3
太陽

高度 (km)
宇宙へ
短波長
紫外線

土星

H

10-2

700

長波長紫外線

600

10-1

荷電粒子
（中間圏）

1
101
102
103
104
105

分子と衝突 ?

H

800

H

初期数億年ののかは，長らく未解決の問題であった．
還元的大気?
本稿では，このタイタン中層大気におけるH原子の除去プロセスとして，我々が近年行ってきた，有機物⇒ タイタン探査
ようなプロセスがH原子の効率的な除去を行っている

エアロゾルの表面不均一反応（詳細は2節）に注目した

400

は，不均一反応によるH原子除去プロセスの定量的な

300
エアロゾル層200（成層圏）的に与えてきたが，現実のタイタン中層大気で，どの

500

化学反応
エアロゾル
と反応 ?

やエアロゾルの表面不均一反応[7, 8]）の反応率を仮定

現在〜約40億年前の酸化的大気⇒ 火星探査一連の研究を紹介する[9，10]．この研究において，
我々
反応速度を室内実験により求め[9]（3節），この反応が，タイタン中層大気における主要なH原子の除去プロセ
スである可能性が高いことを示した[10]
（4節）
．さらに，
本稿ではこれらの結果に加え，タイタン表層環境進化

100
（対流圏）
地表

メタン循環

に対し，エアロゾル不均一反応が果たした役割や今後の課題についても議論したい．

図1： タイタン大気構造と大気中の化学反応の概念図．
タイタン
タイタンでは、太陽紫外線や高エネルギー粒子が大気では，紫外線や荷電粒子によって活発な化学反応が起
2. 有機物エアロゾルの不均一反応
高分子有機物合成の鍵となる[Sekineet al., 2008]
きており，
その結果，
生成される水素原子（H）の行方が大気組成やエアロゾル生成率に大きく影響する．

固体有機物と気相中のH原子との不均一反応は，こ

44

H

初期地球
• 初期の激しい太陽活動• 高エネルギー粒子による温室効果ガス（N2O）・有機news & views
分子（HCN）の生成？ [Airapetian+, 2016]mosphere’s–solar
Faint shock
Young Sun問題

ms on the young Sun would have ejected energetic particles and compressed Earth’s magnetosphere.
uggest that the particles penetrated the atmosphere and initiated reactions that warmed the planet
life.

NATURE GEOSCIENCE DOI: 10.1038/NGEO2719
a

60

N(2D)

N(4S)

H2CN

Altitude (km)hν , e−, phν , e−, p

OH

CH3

CO2

OH

CH4
H2O
H2
O(3P)

NO

3CH
2

CH

CH

NH

40
30

10
NH

Figure 1 | Artist’sof powerful and frequent solar storms that are predicted
NO to haveS)
N(4impression
bombarded early Earth billions of years ago. Airapetian et al.2 propose CH
that such solar storms initiatedCH
CH3reactions that may have3 helped2D) and foster conditions
atmospheric chemical
CH to keep the planetN(warm
2

50

20

CH3
H

80
70

N2

0
10−6 10−5 10−4 10−3 10−2 10−1

100

101

N2O
HCN
N(2D)

HNO
H

102

104

103

NH
NO
105

106

Concentration (ppb)

b

80
70
60

)

s a special planet, one in
air contains the exact mix
als needed for life andare just right for liquidon the surface. Similarly
ns on Earth may haveack as about 4 billion years
ur Sun was only 70% as
ay. This so-called faintox, a problem initiallygan and George Mullen1, is
se it is unclear why Earthntly glaciated under the less
Writing in Nature Geoscience,suggest that, if the young
y as other Sun-like young
y solar weather and its
the early atmosphere could
habitable early Earth.
d solutions to the faintem invoke concentrations
ses exceeding those insphere. Carbon dioxide
the most obvious
veral indicators, including
t soils, suggest that CO2
ould not have been

• CO2, NH3, CH4, H2, …
LETTERSTULSI VORALIA

mirez– 温室効果ガスは、候補が出ては否定の繰り返し

45

太陽系内から太陽系外への発展
火星・金星・地球大気流出（大気進化）過程の解明
イオンピックアップ 電離圏イオン流出
スパッタリング 太陽風ボンバーメント
光化学反応 ジーンズ流出
両極性電場流出

火星：〜40億年の表層環境
進化の歴史が残る惑星
太陽系惑星
太陽系外惑星大気を保有する条件は？
生命惑星の成立条件は？

弱い風化作用地形

鉱物

クレータ年代学 火星隕石
46

連続的生存可能領域（CHZ）
内側限界：
宇宙空間への水素の熱的流出

外側限界：
CO2の凝結で温室効果が維持不可

CHZの古典的定義：
地球類似の惑星が、表面に液体の水を保持できる領域。
現在の太陽系では0.95-1.37 AU（46億年前は1.15 AUまで）47

M型星における連続的生存可能領域（CHZ）×M型星周りでは、非熱的流出により~0.1 AU以内では惑星の大気は安定に存在できない 48

系外惑星観測

強い大気流出の影響？

49