氷衛星の化学情報を読み解く

エンセラダス・プリュームのシリカと熱⽔反応の⽰唆

関根 康⼈
東京⼤学 新領域
東京⼤学・新領域
2013年
2013
年8⽉8⽇・衛星系研究会

氷衛星の姿ボイジャー探査の知⾒：地質活動、表層環境、内部構造、化学組成に⼤きな多様性
Callisto, Mimas,
IapetusEuropa, Ganymede,
Enceladus,l d Titani

Low geological activity

Extensive & prolonged
ldactivity, interior oceanCassini mission to the Saturnian system(2004––2017)(2004

・ホイヘンスプローブ → タイタン⼤気化学組成
・⾼空間解像観測 → 地質と表層物質を合わせて理解・エンセラダス・プリュームその場分析
・エンセラダス・プリュ
ムその場分析 → 内部海物質

なぜ化学情報が⼤事か？
現在の組成 =初期組成 (氷微惑星) + 化学進化

• Protoplanetary disk• Giant planet formation• Geochemical processes• Habitability

Callisto:lli“f“fossils”
il ”

EEuropa,
Enceladus
E l dSatellites that are not active

Active satellites

起源・進化を探るトレーサーになる太陽系形成シナリオ
Protosunsnowline
Rocky planetesimals
Protoplanets

Rocky planets

Protoplanetary diskIcy planetesimals

Proto‐Jupiter Proto‐Saturnasteroids

ガス惑星形成モデル（コア集積）1. 原始惑星の形成
2. ガス集積 & 周惑星系円盤形成
3 衛星形成3.
初期組成 ⇔ 円盤の物理・化学状態を反映

原始太陽系円盤と氷微惑星• 分⼦雲の材料物質+>10AUイオン反応 ⇔ 彗星観測

(CO2, CO,CO CH4, NH3) (Gibbs(Gibb et al.,l 2000;2000 Aikawaiket al.,l 1999;
999 Bockelee‐Morvan
k let al.,l 2004)
200 )•• 固体氷成分に凝縮体 成
凝縮 ((Multiplep snowlines)) ((e.g.,g , Hersant et al.,,2004; Alibert & Mousis, 2007)

Multiple snowlines
H2O (160 K)
Protosun

CH4, Xe (50 K)
P t l t disk
Protoplanetary
di kCO2, NH3 (80 K)

N2, CO, Ar (30 K)

原始太陽系円盤と氷微惑星• 分⼦雲の材料物質+>10AUイオン反応 ⇔ 彗星観測

(CO2, CO,CO CH4, NH3) (Gibbs(Gibb et al.,l 2000;2000 Aikawaiket al.,l 1999;999 Bockelee‐Morvan
k let al.,l 2004)
200 )•• 固体氷成分に凝縮体 成凝縮 ((Multiplep snowlines)) ((e.g.,g , Hersant et al.,,2004; Alibert & Mousis, 2007)

原始太陽系円盤内のガスの凝縮 (Alibert & Mousis,2007)

周惑星系円盤：２つのモデル
厚い円盤（⾼温⾼圧）
e.g., 最⼩質量モデル (Lunine &Stevenson, 1982; Mosqueira & Estrada, 2003)

室内実験によるCO,CO2のCH4への変換率(550(K)：Fe触媒)
CO + 3H2 → CH4 +H2O
CO2 + 4H2 → CH4 +2H2O

円盤内 化学反応活発
円盤内の化学反応活発(Prinn & Fegley, 1991; Sekine et al., 2005)

熱⼒学平衡組成へ(?)((CO+CO2+H2 → CH4+H2O))(N2+H2 → NH3)

(Sekine et al., 2005)

H2O,O CH4, NH3‐rich組成
rich組成10-2 bar @ ~500 K であれば⼗分

周惑星系円盤：２つのモデル
厚い円盤（⾼温⾼圧）
e.g., 最⼩質量モデル (Lunine &Stevenson, 1982; Mosqueira & Estrada, 2003)

円盤内 化学反応活発
円盤内の化学反応活発(Prinn & Fegley, 1991; Sekine et al., 2005)

熱⼒学平衡組成へ(?)((CO+CO2+H2 → CH4+H2O))(N2+H2 → NH3)

H2O,
O CH4, NH3‐rich組成
rich組成薄い円盤（低温低圧）

e.g., gas-starvedd モデル(Canup & Ward, 2006; Alibert & Mousis, 2007)

化学 応
化学反応は不活発
活発(Mousis e al., 2005; Alibert & Mousis, 2007)

原始太陽系円盤組成を保持
ただし氷微惑星が円盤に突⼊する際のショック加熱はうける？

彗星( α)組成彗星(-α)組成

エンセラダス・プリュームの気体組成
プリューム組成 ⇔ 彗星
彗星((-α)α)組成組成 (Waite et al., 2005)
2005)

⼟星衛星は彗星組成に近い材料物質→ 厚い周惑星円盤（活発反応）とは不⼀致
厚い周惑星円盤（活発反応）とは不 致
他の衛星表⾯にも普遍的に CO2+NH3? (Cruikshank etal., 2005)

円盤温度＠⼟星領域

エンセラダス：プリューム組成(Waite et al., 2005)
タイタン：ホイヘンス着陸機
タイタン：ホイヘンス着陸機 (Niemann et al.,al 2005)

衛星材料には Ar(CO, N2) が枯渇⇒ ⼟星形成領域の円盤温度 <30–50K
H2O (160 K)
Protosun

CH4, Xe (50 K)
Protoplanetary disk
CO2, NH3 (80 K)

N2, CO, Ar (30 K)

もう１つのトレーサー：同位体組成• D/H in H2O, H2：太陽系で⼀様でない
同 D/HのH/• エンセラダスは彗星と同じ2O⇒ 周⼟星系円盤でH2Oはつくられなかった彗星

D/H raatio(Hartogh et al.,al 2011)

炭素質隕⽯
地球のH2O
地球

化学組成・同位体は周⼟星円盤が化学組成・同位体は周⼟星円盤がGiant(planets
薄い周惑星円盤
T=30=30––50 K) であった
Solar H2
ことを⽰唆

⽊星はどうか: JUICE mission
詳しくは笠井さんのトークに期待• エウロパ、ガニメデの氷の厚さ• 氷地殻の化学組成のマッピング• ⾼度マッピング• ガニメデの磁気圏
2022年打ち上げ、2030 2034年まで2022年打ち上げ、2030-2034年まで

JUICE mission: diffuse
H2O atmospheres onGanymede & Callisto

太陽系のキャラクタリゼーション• 円盤理論モデル

雪線はどこにあったのか？
地球軌道の温度や材料は？

(Drouart et al., 2000)• ⾼解像度円盤観測((ALMA,, TMT))

⾼解像度 温度・密度構造

原始惑星系円盤の⾼解像度観測( ) ALMA(c)

多様な惑星系における太陽系の位置づけ

なぜ化学情報が⼤事か？
現在の組成 =初期組成 (氷微惑星) + 化学進化（内部表層進化）• Protoplanetary disk
• Giant planet formation• Geochemical processes• Habitability

Callisto:lli“f“fossils”
il ”

EEuropa,
Enceladus
E l dSatellites that are not active

Active satellites

物理状態を探るトレーサーになる⼟星の衛星：エンセラダス
・基本情報：プリューム
ガス成分と固体微粒⼦ (200 kg/s)（ガス/固体 > 10）
噴出速度 ガス: 300–500 m/s
固体: 50-300 m/s
噴出孔は tiger stripe 上の数⼗地点

表⾯表⾯shear
heating vs 内部海Tiger stripe 上に集中する熱 (3–7 GW)

エンセラダス・プリュームの気体組成

ガス組成 (Cassini(Ci i INMS)

H2O (> 90%) + CO2 (1(1‐‐5%)5%),, CH4 (1%), 炭化⽔素 (≦0.1%)+ NH3 (1%),(1%) HCN (<( 1%) (Waite et al. 2009)エンセラダス・プリュームの気体組成

ガス組成 (Cassini(Ci i INMS)

H2O (> 90%) + CO2 (1(1‐‐5%)5%),, CH4 (1%), 炭化⽔素 (≦0.1%)+ NH3 (1%),(1%) HCN (<( 1%) (Waite et al. 2009)エンセラダス・プリュームの固体組成

固体微粒⼦ (Cassini(Ci i CDA) (Postberg et al., 2009; 2011)
・Type I：ほぼ純粋な氷（粒経⼩: 10-100 nm）
・Type II：有機物やケイ酸塩を含む氷・TypeType III：塩化物、炭酸塩に富む氷 (Na,(Na K: 00.55-2%)
2%)Type Iが多い(E-ringの供給）Type IIIが多いエンセラダス・プリュームの固体組成

固体微粒⼦ (Cassini(Ci i CDA) (Postberg et al., 2009; 2011)
・Type I：ほぼ純粋な氷（粒経⼩: 10-100 nm）
・Type II：有機物やケイ酸塩を含む氷・TypeType III：塩化物、炭酸塩に富む氷 (Na,(Na K: 00.55-2%)
2%)

岩⽯と触れ合う液体の存在を強く⽰唆
NaCl ~200 mM
NaHCO3 ~100 mM
pH ~ 8-10p

エンセラダス: 低温 or ⾼温?

• 内部が ⾼温 ならば NH3 から N2 が⽣成される:

2NH3 ⇒ N2 + 3H2 ((Matson et al. 2007; Glein et al., 2008).
Cold interior(< ~0℃)

WWarmiinteriort i

The lack of N2

The presence of N2(～1% relative to H2O)

Low temp. < 100℃

High temperature

カッシ
カッシーニUVIS観測
観測→ N2 < 0.5%

ナノシリカ粒⼦が存在(Hansen et al., 2011)(Hsu et al., in prep.)ナノシリカとは？
• Siに富む鉱物と熱⽔の反応（温泉、熱⽔脈）

3MgSiO3 + 2H2O → Mg3Si2O5(OH)4 + SiO2,aq2• SiO2は⾼温ほど多く溶存、低温になると析出
SiO2,aq → SiO2 (e.g., Iler, 1978)

温度の低下⇒
温度の低下⇒ シリカ凝縮“⽩池地獄温泉”別府Spirit が発⾒した
⽕星のシリカ熱⽔脈(Squyres et al., 2008)

E-ringにナノシリカ？

• カッシーニが⼟星系周回中にダスト検出器がカ シが⼟星系周回中にダ ト検出器がE-ringにほとんどピュアなシリカを検出(H2Oに対する濃度 ~1 mmol/kg) (Hsu et al., in prep)
装置由来
H

5-10 nmサイズの粒⼦
サイズ 粒⼦⽔氷のスペクトル

シリカのスペクトル
Mg, Fe, Ca がない

⽬的• エンセラダス内部海でのシリカの析出を条件に、内部の温度、鉱物組成を室内実
験と数値計算により制約－シリカ濃度の決定要因は何か？
－N2がないことと両⽴するのか？
－熱史・形成時期に対する制約は？
熱史・形成時期に対する制約は？

熱⽔実験

エンセラダス内部〜
ンセラダス内部 地球海底熱⽔噴出孔
P = 400 bar & T = 200
200–400℃
400℃• Starting materials
NH3 (1%) & NaHCO3 (350mM) 溶液
1. Olivine (100%)

PressurizedwaterGold tube
reaction cell

(Mg1.81.8
1 8Fe0.2
0 2SiO4) : Mg/Si ~1.8
内部は地球マントル的（岩⽯成分も分化）

2. Opx (70%) + oli (30%)
MgSiO3: Mg/Si~1.2
Mg/Si~1 2
内部はコンドライト的Inconel‐alloy
autoclave分析・解析
・溶液組成

溶存気体：GC, GC-MS
GC MS

・鉱物化学組成

溶存種：ICP-AES
溶存種：ICP
AES

実験後固体回収 ⇒ SEM-EPMASEM EPMA & XRD

・熱⼒学平衡計算
熱⼒学平衡計算
平衡定数 ⇒ SUPCRT92 (Johnson et al.,al 1992)
鉱物９種：serpentine, brucite, saponite, magnesite・・・
イオン１０種：H+, OH-, Na+, Mg2+, CO32-, HCO3-, NH4+・・・
溶存４種：CO2, NH3, SiO2, H2SiO3
塩２種：NaHCO3, NaOH

結果：⼆次鉱物・溶存ガス種• Dissolved
Di l d gas species
i (300℃(300℃, olivine実験)
li i 実験)
Olivine + Opx → 含⽔鉱物

は活発に進⾏

Mg1.8FeM
F 0.2SiO4 → Mg
M 3Si2O5(OH)4 (serpentine)(i )SEM‐EPMA images
Fe(II) → Fe3O4 (magnetite) +H2magnetite
Feolivine

Si50 μm

serpentine

結果：⼆次鉱物・溶存ガス種• Dissolved
Di l d gas species
i (300℃(300℃, olivine実験)
li i 実験)
Olivine + Opx → 含⽔鉱物

は活発に進⾏

Mg1.8FeM
F 0.2SiO4 → Mg
M 3Si2O5(OH)4 (serpentine)(i )Fe(II) → Fe3O4 (magnetite) +H2

⼆次鉱物組成次鉱物組成

Olivine実験
実験 ((Mg/Si~1.8)
g/S8)

Opx‐oli実験 (Mg/Si ~1.2)

Mg3Si2O5(OH)4 (serpentine)

Mg3Si2O5(OH)4 (serpentine)

Mg(OH)2 (brucite)

Mg3Si4O10(OH)2 (saponite/talc)

MgCO3 (magnesite)

M CO3 (magnesite)
MgCO(it )地球マントル的Fe3O4 (magnetite)

コンドライト的

Mg/Si~1.5

Fe3O4 (magnetite)結果：⼆次鉱物・溶存ガス種• Dissolved
Di l d gas species
i (300℃(300℃, olivine実験)
li i 実験)

NH3

CO2

N2CH4MgCO3 (magnesite)

炭酸塩

NH3 分解は速度論的に進⾏しない（触媒必要）→ N2が無いことは必ずしも低温を意味しない結果: 溶存シリカ濃度 (ΣSiO2=SiO2,aq+HSiO3-)

Opx-oliv実験:
O
li 実験 serpentine-talc/saponite
tit l /
it bufferb ff
Mg3Si2O5(OH)4 + 2SiO2,aq ⇔ Mg3Si4O10(OH)2 + 2H2O
Olivine実験: serpentine
serpentine-brucite
brucite buffer
Mg3Si2O5(OH)4 + H2O ⇔ 3Mg(OH)2 + + 2SiO2,aq

pH依存性
SiO2,aq+H2O ⇔ HSiO3-+ H+

溶液中のシリカ濃度は⼆次鉱物組成＋温度
次 物組度(＋pH)で決まる

Opx-oliv 実験

Olivine 実験

考察: 内部温度と岩⽯組成の制約
シンプルな仮定（熱⽔循環）
１ 内部の⾼温部で熱⽔反応
１．内部の⾼温部で熱⽔反応→岩⽯と溶液が平衡に２．0℃の海で冷やされる℃ 海 冷やされ← H2Oガスの熱速度 ~0℃(S h(Schumidtidt ett al.,l 2007)

~0℃

Warm

考察: 内部温度と岩⽯組成の制約
Serpentine-brucite buffer（岩⽯組成 Mg/Si > 1.5）
→ ⾼温でも0℃での溶解度を上回らない→ シリカ⽣成は起きない
Serpentine-talc buffer（岩⽯組成 Mg/Si<1.5）/）→ ⾼温で0℃での溶解度を上回る→ シリカ⽣成が起きる
実験中の溶液を0℃→シリカコロイド

Opx-oliv 実験

Olivine 実験

シリカ⽣成するには岩⽯コアは炭素質コンドラ
イトのような組成（c.f. セレス: Milliken & Rivkin, 2009）

考察: 内部温度と岩⽯組成の制約• 0℃でシリカ⽣成が起きるための最低温度
内部温度は100℃以上（pH 8–10 ）Warm(>100‐150℃)

考察: 内部プロセス• 潮汐による変形で岩⽯コア内 100 km 程度まで破砕(Vance et al., 2009) → コア深部までの熱⽔活動• 氷マントルに熱⽔ホットスポット
氷トルに熱⽔ホ ト ポ ト → 潮汐散逸 → 融解
（正のフィードバック）：表⾯の熱異常は内部熱由来?
(Tobie et al., 2009)• Cassiniによる⾼解像度のプリューム噴出孔と熱異常地点の⼀致 → shear heating ではなく内部由来の熱 (Porco etal., 2013)

Warm(>100‐150℃)

Tiger stripe 上に集中する熱考察: 形成年代• 内部海でのシリカ粒⼦の寿命は短い ← アグリゲイトになってしまう (Hsu et al., in prep) ：地質的に最近（もしくは現在）の100℃以上の熱⽔活動（内部温度）• 100℃以上が維持されるためには、Enceladus が太陽系形成後 3–5 Maで形成される必要 (Castillo-Rogez et al., 2007)• ⾼いH2濃度 (> 1mM) を予測 ← 今後の観測で検証可能
CAIs形成後 7 Ma

CAIs形成後 4 Ma

物質科学的には⼟星は太陽系形成後 3–5 Ma
物質科学的には⼟星は太陽系形成後M=30––50 K) を持ちに薄い周惑星円盤 (T=30形成が完了したことを⽰唆

まとめ
氷衛星の化学情報
・熱進化を経ていない天体→ ガス惑星形成領域の温度のトレーサー
ガス惑星形成領域の温度のトレ サ・地質活動が活発な天体
内部進化度、温度・酸化還元状態の⽐較
酸化還元状態の⽐較→ 内部進化度、温度
⼟星系の形成条件に対する制約