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日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 3, 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3回
阿部 豊

1

2008年11月27日受領，2010年8月6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．第1回（第1〜3章）[1]と第2回（第4・5章）[2]までの議論をふまえ，最終回の今回は，より原理的な立場から水惑星の形成・維持について検討する．第6章では，
再び惑星の表層環境を決める問題をとりあげて，
空間的・時間的に中心星から受け取るエネルギーが変化する，ということから導かれてくる問題を中心に検討する．
第7章では，
水の供給に注目して，
生存可能惑星の形成について問題点を議論する．それぞれ，第2・3章，第4章の議論の拡張と問題提起になっている．

6. 惑星気候学

全球平均の気候モデルでは，惑星表面に湿った部分と乾燥した部分が存在する場合を扱うことができなか

ここから続く6章と7章では，より原理的な立場からった．しかし，現実には，砂漠が広く広がっているが，

水惑星の形成・維持について考えてみる．しかし，現局地的にはふんだんに水があるという場合もありえる．

時点ではこのような試みはまだ不十分であり，確定しそういった水が局地的にしか存在しない惑星も，生存た結果と言えるようなものはあまりない．したがって，

可能惑星となることができるかもしれない．

4章までの議論と違って，むしろ問題提起といったも

2. 季節変化を無視しているのに近くなってくることを了承いただきたい．

現在の地球は自転軸の傾斜が23.5度ほどで，この傾

この章では再び惑星の表層環境を決める問題についきがあることによって季節変化が生じている．惑星のて考えよう．2章と3章では全球平均で惑星気候を考え

気候システムは非線形であるため，年平均日射が同じ

た．全球平均で考えるということ自体，第0次近似とであっても日射の季節変化の振幅が年平均気温に影響

して悪いことではない．しかし，惑星では，中心星かすることが知られている．

らの光によって表面のエネルギー収支が決まっている

例えば，わずかな軌道要素の変化による季節変化のから，エネルギーを多く受け取る緯度帯と，あまり受振幅の変動が平均的な気候状態に影響する例として，

け取らない緯度帯が生じることは必然的であり，その地球の氷期間氷期サイクルがある．今後発見されることにともなう環境の不均質性は避けて通れない問題

太陽系外の地球型惑星は様々な軌道要素を持つだろう．

である．

たとえその惑星が受ける年平均日射が同じであったと

この章では，空間的・時間的に中心星から受け取る

しても，離心率や自転軸傾斜が異なれば，それによるエネルギーが変化する，ということから導かれてくる

日射の季節変化の違いは，地球で氷期間氷期サイクル問題を中心に考えてみたい．具体的には全球年平均的を生み出している違いよりも遙かに大きくなることが推定には次の二つの問題がある．

予想され，惑星の表層の平均的環境は大きく異なる可1. 表面が一様均質であると仮定されている能性がある．

1. 東京大学大学院理学系研究科
ayutaka@eps.s.u-tokyo.ac.jp

表面の不均質性や季節変化の問題は，惑星上の水平方向の熱や物質の輸送に関わっている．2章では，全ハビタブルプラネットの起源と進化第3回／阿部

191

球平均を仮定して，大気の鉛直運動のダイナミクスを帯収束帯）では降水が多いが，陸惑星の場合にはこの無視し，鉛直方向の熱輸送だけを考慮して議論を進め

地域も乾燥する．これは地球の場合には亜熱帯地帯にてきた．水平方向の熱輸送を考える場合，大気運動のも海が存在し，海からの水の供給があるが，陸惑星でダイナミクスをまともに考えないわけにはいかない．

は亜熱帯地域は全面的に乾燥してしまい，熱帯収束帯

この章では，筆者らが最近，大気大循環モデル（6.1.2に水が運ばれないためである．より詳しくは6.2節で節参照）を用いて行った研究を中心に，特に大気運動述べるが，こうして自転軸傾斜がハドレーセルの幅よのダイナミクスを考慮することによって現れてくる現りも小さい陸惑星の中低緯度は乾燥し，高緯度域に水象について解説したい．

が局在する．一般に陸惑星では，太陽放射が大きく平6.1

表面の不均一6.1.1

陸惑星と海惑星

均温度が高い地域から低温の地域に向けて水は輸送されていくため，太陽放射が大きい地域は乾燥している．
6.1.2

大気大循環モデル

惑星上の不均一としては，地形や植生，地面の熱慣

ここで用いた大気大循環モデルは東京大学気候シ性の違いなど，色々なものが考えられる．しかし，こステム研究センターと国立環境科学研究所の共同で

こでは大気循環にともなってある意味で必然的に起こ開発されたモデル（大 気 大 循 環 モ デ ル CCSR/NIES

ると考えられる，水循環にともなう不均一性を考えよ

AGCM5.4g）の地表面条件だけを単純化したものであう．地球のように大量の水が表面にある惑星では，地る．したがって，地球サイズの天体上に1気圧の地球形的に低い場所は常に水で覆われ，海となっている．

大気がある場合である．温室効果ガスの濃度は変えな

海の特徴は，地球の亜熱帯域のように蒸発が降水よりい．ただし，大気中の水蒸気量は固定せずにモデル内も卓越するようなところでも，蒸発した水が海を通しで予報させた．惑星の公転周期は360日，自転周期はた水輸送によって補給されるため，常に水が存在でき24時間とした．地面条件としては，陸惑星，海惑星，

ることである．その結果，大気循環の如何に関わらず，

沼惑星を考えた．

海がある場所は，その表面がいたるところで湿ってい陸惑星では土壌水量は飽和水量10cmのバケツモデ

る．一方，陸上では，河川による流入がない限りは，ルで計算した．ただしバケツ自体の深さは非常に深く蒸発が降水よりも卓越する場所では地面が乾燥する．

取り，実験期間中にバケツから水があふれないように

しかし，降水が多いところでは地面が湿って，場合にした．河川などによる地表での水輸送，地下水の輸送

よっては大きな湖のようなものさえできる．地面の乾は考慮していないから，土壌水量は蒸発と降水のバラ

燥の度合いは大気中の水輸送によって支配される．

ンスによって決まる．飽和土壌水量より土壌水量が多このような地面の性質の違いを考え，それを理想

い限り，蒸発効率は変化せず，したがって蒸発量は化したものとして，海惑星（Ocean Planet）と陸惑星

土壌水量によらない．つまり10cmよりも大量の土壌（Land Planet）を次のように定義する．海惑星は，降水を与えたとしても結果には影響しない．雪や氷に覆

水や蒸発によらず惑星表面が（海洋によって）常に湿っ

われていないときの地表面アルベドは，典型的な砂漠た状態に保たれている惑星である．この場合には降水における値0.3とした．湿った陸面のアルベドは砂漠と蒸発は局所的にはバランスしない．一方，陸惑星はのアルベドよりも低いので，この影響を調べるために，

惑星表面の水分布が大気中の循環で支配される惑星で熱帯雨林の典型的な値0.11とした場合も計算し，0.3のある．簡単のために大気循環以外の例えば河川などに場合と比較した．また計算の初期の擾乱による悪影響

よる水の輸送は考えないことにする．この場合には降を除去するために，地面を飽和状態に保ったまま10年

水と蒸発が局所的にバランスする．陸惑星では水の局

間の馴らし実験を行い，大気の循環場が定常になった在化が起こることが重要な特徴である．

ことを確かめて，これを初期条件として計算を行った．

陸惑星では蒸発が降水よりも卓越する場所は乾燥す

海惑星では，全球は50ｍ深さの混合層海洋で覆われる．したがって，地球と同じような自転軸傾斜の場合ているとした．海洋のアルベドは0.07として，海洋にには，地球でも砂漠地帯が連なる亜熱帯地帯は全面的

よる熱輸送は考慮しない．

に乾燥地帯になる．地球ではさらに低緯度の地域（熱沼惑星というのは海惑星と同様に地面は土壌水量に192

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図6.1 緯度の効果を考慮したときの太陽放射と惑星放射の釣り合いの模式図．(a)地面が全球にわたって湿っている状態で，低緯度側の太陽放射が射出限界を超えている場合（ただし，全球平均の太陽放射が射出限界を超えていない状況）．この場合，低緯度側の惑星放射は，地面が湿っているため，射出限界を超えることができない．射出限界を超えた残りの太陽放射（領域①）は，大気の熱輸送などによって，高緯度側へ輸送される．高緯度側では，入射する太陽放射よりも大きな惑星放射を射出することによって（領域②），惑星全体の釣り合いを保つことが可能となる．(b)地面が全球にわたって湿っている状態で，全球平均の太陽放射が射出限界を超えた場合．全緯度帯で惑星放射が射出限界に一致するが，それでも高緯度側で低緯度側の過剰な太陽放射を惑星放射として補うことができない．このような場合，地面の水がすべて蒸発するまで地表温度が上昇する（暴走温室状態）．(c)全球平均の太陽放射が射出限界を超えているが，低緯度側の地面が乾燥している場合．乾燥している領域は，惑星放射に射出限界がないため，低緯度側で，大きな惑星放射をもつことが可能となる．その分，高緯度側の惑星放射は，射出限界以下に抑えられる．このとき，高緯度側の地面では，水が液体として存在することが可能となる．

図 6.1

緯度の効果を考慮したときの太陽放射と惑星放射の釣り合いの模式図．

(a)地面が全球にわたって湿っている状態で，低緯度側の太陽放射が射出限界を超えている場合（ただし，全球平均の太陽放射が射出限界を超えていない状況）．
この場合，低緯度側の惑星放射は，地面が湿っているため，射出限界を超えることができない．射出限界を超えた残りの太陽放射（領域①）は，大気の熱輸送などによって，高緯度側へ輸送される．高緯度側では，入射する太陽放射よよらず，地面は常に水に飽和しているが，熱容量は陸

全惑星表面上で年平均した日射に対して研究されてきりも大きな惑星放射を射出することによって（領域②），惑星全体の釣り合いを惑星と同じという仮想惑星である．陸惑星と海惑星でた．この場合の完全蒸発限界は射出限界に一致する．
は，地面の湿り具合だけでなく，熱容量が大きく違っ
全球平均1次元ではない場合，これはどう変わるだ
保つことが可能となる．(b)地面が全球にわたって湿っている状態で，全球平均ているため，地面の湿り具合と熱容量の効果を区別す

ろうか．緯度方向に入射する太陽放射の値が違っていの太陽放射が射出限界を超えた場合．全緯度帯で惑星放射が射出限界に一致す
る場合について考察してみよう．簡単のために自転軸るために導入したものである．実体としては，陸惑星の初期の馴らし実験をそのまま延長したものである．
傾斜がない場合を考えよう．地面が湿っている限り，るが，それでも高緯度側で低緯度側の過剰な太陽放射を惑星放射として補うこ
沼惑星は常に湿っていることから地表面アルベドは1次元モデルが示すように惑星放射には上限が生じる．

0.11としている．

低緯度で入射する太陽エネルギーが射出限界を超えてとができない．このような場合，地面の水がすべて蒸発するまで地表温度が上昇する（暴走温室状態）．(c)全球平均の太陽放射が射出限界を超えているが，雪，氷が存在する場合の地表面アルベドは標準的ないても，過剰入射分は大気中の熱輸送で高緯度に運ば
地球モデルのものと同じで，積雪量および温度に依存れ，そこから射出される（図6.1a）．現在の地球は低緯
低緯度側の地面が乾燥している場合．乾燥している領域は，惑星放射に射出限して変化する．与えた太陽放射のもとで定常的な循環度では射出限界を超える入射があり，この状況にある．

界がないため，低緯度側で，大きな惑星放射をもつことが可能となる．その分，が確立するように陸惑星と沼惑星では20年以上，海惑
全球で平均した入射太陽エネルギーが射出限界を超星では60年以上の数値実験を行った．その後の10年間えてしまうと（図6.1b），惑星全域で射出限界まで惑星
高緯度側の惑星放射は，射出限界以下に抑えられる．このとき，高緯度側の地の平均値を解析している．

放射を射出したとしてもエネルギー収支が合わなくな

6.1.3

り，暴走温室状態に入り，地表温度は上昇する．これ

面では，水が液体として存在することが可能となる．
完全蒸発限界水がすべて蒸発している状態を「完全蒸発状態」，地は地面が湿っているという状態が解消されるまで続く

表に水や氷が残っている状態を「部分凝結状態」と呼ことになる．つまり，すべての水が蒸発する．射出限ぶことにしよう．部分凝結状態から完全蒸発状態へ移界の値はH2Oの物性値でほとんど決まることはすでにる条件，そのときの正味太陽放射の値を完全蒸発限界

述べた．

と呼ぶことにしよう．まずは，陸惑星と海惑星で，完また，暴走温室効果が発生するときの気温はほぼ全全蒸発限界に違いが生じるかについて検討しよう．2

球で一様になることが予測される．これは次のような章で議論したように，完全蒸発限界は暴走温室効果の事情による．地面が湿っている場合，大気中の水蒸気発生で与えられていると考えられてきた．暴走温室量は地表温度が高いほど多いから，原理的にはその分状態発生の研究は1次元の放射対流平衡モデルを用い，だけ圧力が高い．現在の地球大気中の水蒸気量はあま- 36 -

ハビタブルプラネットの起源と進化第3回／阿部193

り多くないから，この効果はほかの圧力変動要因に比

こり，同時に熱輸送も起こる．この過程は圧力差が十べて小さい．しかし，射出限界付近では数十hPa相当

分小さくなるまで，すなわち温度差が小さくなるまでの水蒸気が大気中にあり，また，温度上昇につれて飽続くはずである．これは温度上昇とともに熱輸送効率1

和水蒸気圧の温度依存性は強まるから ，地表温度差がよくなることを意味する．こうして暴走しつつあるは地表圧力差に直接的に反映されるようになる．大きとき，温度上昇とともに全球一様な温度に近づくことな水平方向の圧力勾配を支えることは力学的に無理だが予想される．

から，高温＝高圧側から低温＝低圧側へ大気運動が起したがって，1次元モデルで全球平均放射を用いて考えた場合と3次元モデルの場合で，結果は大きく変
わらず，暴走温室状態発生条件に大きな不確定性は無いと考えられてきた．
ここで，どんなに大量の水があっても，ということが一つの「罠」である．直感的に，水の量が少なけれ
ばより容易に蒸発して，水は失われるであろうと考えられ，水の量が少なければどうなるか，ということが充分に検討されてこなかった．しかし，水は水蒸気フィードバックを介して，暴走温室効果の原因を引き起こす物質である．水が少なければ，そもそも，温室効
果が強くならない可能性がある．
もう一つの「罠」は，全球平均1次元モデルを使用していたことである．確かに地面の水が蒸発しきった段
階で温室効果の増大は止まり，それ以上の温度上昇は起こらない．しかし，そのとき全球平均モデルでは，

図6.2 地面の水量を変えたときの，相対太陽放射と大気中の水蒸
気量．入射エネルギーは，現在の地球軌道での太陽放射で地面の水量を変えたときの，相対太陽放射と大気中の水蒸気量．入射エ
規格化してある．完全蒸発限界以下（170%以下）では大気
ネルギーは，現在の地球軌道での太陽放射で規格化してある．完全蒸発限界以中の水蒸気量は，初期に地面に与えた水の量にほとんど依下（170%以下）では大気中の水蒸気量は，初期に地面に与えた水の量にほとん
存しない．
図 6.2

ど依存しない．

全球で地面は乾燥してしまっている．この場合，まさに水の量が少なければより容易に蒸発してしまうはずだ．
だが地面に湿っている場所と乾いている場所という- 37 -

図6.3 全球平均した惑星放射に対する可降水量（左図）と地面水量（右図）．灰色の領域では，すべての水が蒸発している．破線は，1次
元放射対流平衡モデルによって得られる射出限界値で，それぞれ仮定した相対湿度を図中に示した．

図 6.3

全球平均した惑星放射に対する可降水量（左図）と地面水量（右図）．

灰色の領域では，すべての水が蒸発している．破線は，1 次元放射対流平衡モデ
ルによって得られる射出限界値で，それぞれ仮定した相対湿度を図中に示した．

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図6.4 相対太陽放射を変化させたときの，緯度平均・年平均の地
相対太陽放射を変化させたときの，緯度平均・年平均の地表温度(ºC)．
表温度(ºC)．完全蒸発限界（170%）以下では，低緯度の温完全蒸発限界（170%）以下では，低緯度の温度は極めて高いが，高緯度では穏
度は極めて高いが，高緯度では穏やかな気候となっている．
やかな気候となっている．一方，完全蒸発限界以上では，蒸発した水蒸気によ
一方，完全蒸発限界以上では，蒸発した水蒸気による極める極めて強力な温室効果のため，全球が高温となっている．
て強力な温室効果のため，全球が高温となっている．
図 6.4

図6.5 惑星放射に対する大気上端における絶対湿度．破線は，1次元放射対流平衡モデルによって得られる射出限界値で，
図 6.5 惑星放射に対する大気上端における絶対湿度．破線は，1 次元放射対流
それぞれ仮定した相対湿度を図中に示した．
平衡モデルによって得られる射出限界値で，それぞれ仮定した相対湿度を図中に示した．

不均質性を考えれば，状況は変わってくるかもしれな十分なので，今の実験では充分である．実際，数値実い．乾いている場所からの惑星放射は射出限界の制約

験の結果によると，完全蒸発限界はいずれの場合も，を受けない．6.2節で述べるように自転軸傾斜がハド相対太陽放射（現在の地球が受け取る太陽放射を100%

レーセルの幅よりも小さい陸惑星では低緯度は乾燥としたときの相対値）が170%程度であり，結果は完全する．図6.1cで低緯度が乾燥した場合の状況を示した．

蒸発限界以下では与えた水の量にほとんど依存しない

全球平均で入射するエネルギーが射出限界を超えたと（図6.2）．完全蒸発限界以下で気候状態が水の量に依しても，低緯度の放射が射出限界を超えて大きくなる- 40 存しない理由は極めて簡単で，地面に飽和土壌水量以ため，高緯度は射出限界以下の射出でも全体収支は成上の水が存在しても，そのことによって大気中の水蒸- 39 り立つ．すなわち高緯度には水が存在できる．このよ

気量が影響を受けないことに依っている．飽和土壌水

うな状況は惑星表面上の日射分布と水循環を考慮して量以下では地面からの蒸発量は地面の含水量に依存す初めて現れるもので，全球平均では考えられない．

るが，ここでの設定では土壌水量が 10cm以下の場合

この状況が現実に発生できるか否かは，大気中の水だけなので，実質的な差は小さい．水が完全に蒸発し平方向の熱輸送で決まっている．つまり，低緯度からてしまうと大気中の水蒸気量は与えた水の量で決まる

高緯度への熱輸送が速やかであるならば，高緯度も高ことになるから，気候状態は与えた水の量に強く依存温となって水が残らないことが考えられるからである．

する．

そこで，大気大循環モデルを利用して上記のようなことが起こるのかを確認した[3]．

図6.3では正味太陽放射に対して可降水量と地面水量を示した．図から明らかなように少なくとも415W/
2

この数値実験では自転軸傾斜が0度の1気圧の空気を

m までは地表に液体の水が安定に存在できる．すな

持つ陸惑星で，太陽放射を徐々に増やし，完全蒸発限

わち完全蒸発限界は415W/m 以上である．完全蒸発界を探した．すでに述べたように自転軸傾斜が小さい

限界近くでは太陽放射は1%刻みで増大させているに陸惑星では高緯度に水が局在し，低緯度は乾燥していもかかわらず，正味太陽放射は完全蒸発限界を挟んでる．この状態で太陽放射を増大させた．惑星表面にはジャンプしている．これは完全蒸発が起こったときに全球平均で 20cm，40cm，60cm の深さの水を置いた

大気中の水蒸気が急増し，温室効果が強まるために気場合を考えた．この量は非常に少ないように見えるか

温が急上昇して雲が蒸発し，アルベドが著しく減少すもしれないが，射出限界の発生には 40cm程度の水でるためである．地面が湿っていれば地面からの水蒸気

1. 300K付 近 で は1Kで2hPa，350K付 近 で は1Kで15hPa，400K付
近では1Kで150hPaに達する圧力差が生じる．

2の供給で相対湿度が維持されるから，雲が消えることはないが，完全蒸発すると地面からの水蒸気供給がな

ハビタブルプラネットの起源と進化第3回／阿部

195-9くなるので，気温上昇によって大気の相対湿度は減少．このことは，陸の水蒸気量は極端に小さい（～ 10 ）2

惑星の水は非常にわずかな水の量（平均水深1mm）でし，雲が消失するのである ．
この大循環モデルでは技術的な理由で射出限界の正も長期間安定に存在できることを意味する．

味太陽放射が求められていないので，完全蒸発限界と完全蒸発限界以上の大きな太陽放射の状況を初期値

射出限界を直接比較できない．異なる放射モデルの間として，完全蒸発状態から太陽放射を減少させる実では単純な比較はできないが，射出限界の正味太陽放験も行った．いずれの場合も太陽放射160%では地面

射は水蒸気の物性と相対湿度で決まっているので，現に水は存在できず，水量が60cmの場合には太陽放射

実的物性を考慮したモデルの間では大きな違いはない

120%，水量が40cmの場合には太陽放射130%でも，そだろう．そこで図には1次元放射対流平衡モデルで相れぞれ完全蒸発状態になっている．

対湿度を仮定して求めた射出限界の値が示されている．
2

射出限界値は相対湿度100%のとき310W/m ，75%の
2

2

これは大気中の水蒸気量が初期条件によって違っているからである．太陽放射を増やしていくとき，完全と き330W/m ，50%の と き350W/m で あ る． 相 対 湿

蒸発限界以下ならば，高緯度の地表に水の大部分が固度は1次元モデルでは決まらないが，中島ら[4]の1次

定されているために，大気中の水蒸気量は少なく，し元のモデルを3次元に拡張した石渡ら[5]の海惑星でのたがって温室効果も小さい．一方で，完全蒸発限界以大気大循環モデルによる計算結果では，3次元の大気

上から太陽放射を減らしていく場合，水は全て大気中での射出限界は1次元放射対流平衡モデルで相対湿度に水蒸気として存在しているから，大気中の水蒸気量

2を約60%としたときの射出限界（約340W/m ）に相当し， は多く，温室効果は大きい．このように同じ太陽放射
相対太陽放射は110%程度になっている．このことかであっても，初期条件によって温室効果が強く高温のら陸惑星の完全蒸発限界は射出限界を大きく超えてい

状態と，温室効果が弱く低温の状態が存在している．

ることが分かる．

つまり地面の水の状態に関して多重平衡状態が現れて図6.4には相対太陽放射を変化させたときの緯度平いる．

均・年平均の地表温度を示した．完全蒸発限界以下で多重平衡状態の上限太陽放射は完全蒸発限界であは温度条件はかなり温和である．低緯度の温度は極めるが，下限太陽放射は良く決まっていない．しかし，て高いが，高緯度の湿潤な領域では穏やかな気候とな

水量が60cmの場合に完全蒸発状態は正味太陽放射がっていることがわかる．まさに図6.1cで示したような

298W/m までは安定であり，この値が一次元モデル

状況が起こっている．

で推定された射出限界の値に近いことは，与えられた

2

図6.5には大気上端における絶対湿度を示した．上

水が多い時には多重平衡状態の下限太陽放射は射出限

層大気に含まれる水蒸気の量は長期間における惑星上界であることを示唆している．そうだとすると，完全での水の安定性（長期間の保持）を考える上で極めて重蒸発限界と射出限界の間では一度暴走温室状態になっ要である．それは上層大気で水蒸気が紫外線によってた場合，射出限界以下の太陽放射になるまで，地表に分解され宇宙空間に水素として散逸していくことが地

液体の水が現れることはない．このことは，海惑星が

表から水を失う重要な過程であるからである（3.1.3節）．

射出限界以上の太陽放射で暴走温室状態に入り，地表

現在の地球では対流圏界面付近のいわゆるコールドトの水が蒸発した場合，大気中の水蒸気が流体力学的散ラップによって成層圏より上の大気に含まれる水蒸気

逸などで失われ，大気が乾燥したとしても，たとえ完量は著しく制限を受けている．このことが地球上にお全蒸発限界以下であっても，陸惑星状態になって地表ける水の安定性に大きな意味を持っている．キャスに液体の水が現れることはないことを示している．

ティングら[6]によると上層大気の水蒸気の混合比が3

6.1.4

-3

全球凍結限界×10 以上のときには46億年以内に海洋質量程度の水

まず言葉の整理を行おう．季節的に積雪や海氷があ

蒸気が失われる．しかしこの図を見てもわかるように，っても，惑星上のどこにも永久的な積雪または海氷が完全蒸発状態でない場合，限界付近でも，成層圏上部

無い場合を「無凍結状態」と呼ぶことにする．惑星上

2. 射出限界以上の惑星放射を射出するためには相対湿度が低下
しなければならないことに注意されたい．

のどこかに一年を通して積雪または海氷があるが，積雪または海氷が消滅する地域・季節がある場合には
「部

196

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 3, 2010

図6.6 相対太陽放射を100%から変化させたときの，陸惑星と海惑星の積雪・雪氷分布．ここでは自転軸傾斜が0度の場合を示した．
図中，白っぽいほど積雪・雪氷は多く，黒い部分は積雪・雪氷がないことを示している．

図 6.6

相対太陽放射を 100%から変化させたときの，陸惑星と海惑星の積雪•雪

氷分布．ここでは自転軸傾斜が 0 度の場合を示した．図中，白っぽいほど積雪•雪氷は多く，黒い部分は積雪•雪氷がないことを示している．

図6.7 相対太陽放射を100%から変化させたときの，陸惑星と海惑星の地表温度(℃ )と太陽放射の関係．図上部の白抜き三角は，全球凍結限界を示す．

図 6.7

相対太陽放射を 100%から変化させたときの，陸惑星と海惑星の地表温度(ºC)と太陽放射の関係．図上部の白抜き三角は，全球凍結限界を示す．
分凍結状態」と呼ぶ．一年を通して全球が積雪またはへと移る臨界の太陽放射を「部分凍結限界」，部分凍結
海氷で覆われているとき「全球凍結状態」と呼ぶ．こ状態から全球凍結状態へと移る臨界の太陽放射を「全れらの3つの状態は多重平衡状態になっていることが球凍結限界」と呼ぶことにする．いずれも現在の太陽知られているが，以下では主に太陽放射を減らしてい放射を基準として，それに対する相対値で表すことにったときのことを考え，無凍結状態から部分凍結状態

する．多重平衡状態の問題については6.4節で議論す

表6.1：凍結限界

る．

表 6.1

凍結限界

陸惑星

海惑星

沼惑星

部分凍結限界100%以上100%以上100%以上完全凍結限界

77%

90%

92%

それぞれ値は相対太陽放射

図6.6に陸惑星と海惑星の積雪・雪氷分布を太陽放射の関数として示した．太陽放射を減らしていったと
きに見られる状態が示されている．自転軸傾斜が0度の場合，現在の太陽放射を与えた場合でも両極には万- 41 -

ハビタブルプラネットの起源と進化第3回／阿部

年雪が生じている．この計算では初期には全く雪がない状態から計算を始めているから，これは初期条件の197

結しにくい．
一方，沼惑星の場合に凍結限界が高い直接の原因は，影響ではなく，この太陽放射で無凍結状態は不安定で

海惑星よりもさらに雲量が多く，惑星アルベドが高い

部分凍結状態が安定であることを示している．すなわためである．湿った陸面のアルベドの値が小さい効果

ち部分凍結限界は，陸惑星と海惑星ともに，現在の太は雲の効果で完全に打ち消されている．沼惑星の雲量

陽放射の100％以上である．太陽放射を減らすと雪のが多くなる理由は，海惑星よりも熱容量が小さく，日縁の緯度が徐々に下がってくるが，陸惑星の場合，現射による加熱がより直接的に蒸発に結びつくためであ

在の77%のところで全球が雪で覆われる．したがって

ろう．凍結限界は仮定する陸面アルベドの値にある程

全球凍結限界は77%である．78％からの変化は劇的で度は依存するが，むしろ雲やアイスアルベドの効果のある．海惑星の場合，全球凍結限界は陸惑星の場合よ方が大きい．

りもかなり大きく，90％となっている．すなわち，海6.1.5

陸惑星が意味すること

惑星の方が凍りやすい．凍結限界を表6.1にまとめた．

以上の実験が示すように，大気が1気圧で自転軸傾

図6.7は陸惑星と海惑星の地表温度と太陽放射の関

斜が0度の場合，海惑星では海が長期間存在できる太係を示している．太陽放射が現在の値では海惑星の方

陽放射の範囲は現在の地球における太陽放射の90 ～が温暖であるが，太陽放射が減少していくと逆転が起110%であるのに対し，陸惑星では77 ～ 170％であった．

こり，陸惑星の方が温暖になることに注意しよう．陸ここでは大気組成や大気量の影響は全く考えていない．

惑星では大気が乾燥しているので水蒸気による温室効特に炭素循環などによって大気組成や大気量が自動調

果が弱い．このために，同じ正味太陽放射では陸惑星

節される影響は考慮していない．その影響まで考えるは海惑星よりも地表温度が低い．この効果は地表温度と生存可能領域（Habitable Zone）の幅はここで考えたが高いほど大きく，すなわち水蒸気フィードバックがものとは違ってくるであろう．しかし，同じ大気条件

弱い．この効果のために相対太陽放射が大きいときにであれば，水が安定に存在出来る条件は，陸惑星の方は海惑星の方が陸惑星よりも温暖である．しかし，凍が海惑星より広い．上で述べた太陽放射の範囲の違い

結限界近くではそもそも大気中の水蒸気が非常に少なは大した違いではないように見えるが，これが生存可くなっているため，この効果はほとんど影響しない．

能領域の違いであると考えると幅は3倍以上違ってい太陽放射が小さいときに陸惑星が海惑星よりも温暖る．

で凍結しにくい理由は一言で言えばアルベドが低く，

海惑星・陸惑星とは具体的にはどのような惑星であアイスアルベドフィードバックが弱いためである．陸ろうか．現実の惑星では，地球は海惑星としての特惑星は乾燥しているため雲が少ない．惑星アルベドは徴を持っているように思われる．一方，現実の惑星

海惑星では雲によるアルベドと地面アルベドの和で決で，これが陸惑星である，というような惑星は分からまっているが，陸惑星ではほとんど陸面アルベドで決ない．しかし，非常に昔（Noachian）の火星は陸惑星

まっている．陸面アルベドは低温では積雪の影響を強的だった可能性が考えられる．また，最近の観測によく受けるが，陸惑星の積雪は海惑星の積雪に比べて少ると土星の衛星タイタンが，循環しているのは水ではない．理由は，大気が乾燥していることに加えて，熱ないが，陸惑星としての特徴を示しているように思わ

容量が小さいために気温の日変化が大きく，昼間に雪れる．なお，SFの世界では陸惑星は昔から知られてが融けやすいことによる．結局，雲と積雪が少ないたいる（“Dune”砂の惑星[7]）．

めに，陸惑星のアルベドは同じ温度の海惑星よりも常陸惑星は一種の理想化された極限である．実際の惑に小さい．その傾向は地表温度が低いほど大きく，す星では地表での流水によっても水分布は影響を受ける．

なわち陸惑星では海惑星に比べてアイスアルベドフィ

地表での流水は水を等ポテンシャル面に沿って分布さードバックが弱い．前述のように低温では温室効果にせようとする．等ポテンシャル面に沿って再分布する違いはないから，地表温度は正味太陽放射と直結し時間と大気中の水輸送で局在化する時間のかねあいで，ている．つまり，同じ相対太陽放射では陸惑星の方が陸惑星的に振る舞うか否かが決まる．地形的起伏が大海惑星よりも正味太陽放射が大きく，温度が高く，凍きく，水が少ない惑星では，地表の流水による水の再198

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 3, 2010

分配は効率が悪く，大気循環にともなう水輸送が卓越

球年平均の太陽放射は自転軸傾斜によって影響を受けして陸惑星的に振る舞うことが期待される．一方で，ないが，季節変化の振幅が自転軸傾斜に依存すること

地形的起伏が小さく，水が多い惑星では，地形的凹地によって，気候システムの非線形性を通し，全球年平を水が満たし，速やかに等ポテンシャル面に沿って再均の気候状態も影響を受ける．

分布するために，海惑星的に振る舞うことが期待され

例えば，わずかな季節変化の振幅の変動が平均的なる．地球の状態はこの状態であると考えられる．現時

気候状態に影響する例として，地球の氷期間氷期サイ点では水がどれ位少量であれば陸惑星として振る舞う

クルがある．地球の自転軸傾斜は約4万年間で約1度変かはよくわからないが，陸惑星は比較的少量の水があ化する．軌道離心率も約10万年で変化する．自転軸傾る惑星で期待される．すなわち地球のように大量の水斜と軌道離心率がある場合には，自転軸と軌道の歳差を持つ惑星が，必ずしも液体の水を表面に持ちやすい

運動によって，近日点・遠日点を通過する季節が変わ

わけではないことになる．

る．地球ではこれにより，夏と冬の日射変化の振幅がこのことの意味することは極めて重要である．表面約2万年で変化する．自転軸傾斜の変動や歳差運動でに液体の水がある惑星というと，暗黙のうちに地球のは季節変化の振幅が変化するだけで，地球全体でみれように大量の水がある惑星を想定しているが，必ずしば太陽から受ける日射の総量は変わらないが，これらもそれが「水惑星」の標準的な姿ではないかもしれなの軌道要素の周期的な変化により，平均気温も変化し，いのである．現在の地球では海と陸の熱容量の違いに

地球は数万年～ 10万年周期で氷期と間氷期を繰り返

より，海洋上の温度変化の方が大陸上の温度変化よりしている．

も小さい．このことからH2Oはしばしば地球環境を安

非線形性を生み出すメカニズムはいろいろあるが，定化していると言われる．しかし必ずしもそうとは言アイスアルベドフィードバックは代表的なものの一つ

えない．その理由はH2Oが非常に強い正のフィードバである．例えば日射が小さい季節に雪が降るとアルベ

ック効果を持つからである．つまり，H2Oは強い温室

ドが上がるので，雪が降らない場合より高い日射まで効果気体であって，温暖であるほど蒸発し，蒸発する

低い温度と高いアルベドが保たれる．その結果，年平ほど温室効果を強める，という水蒸気フィードバック

均の正味日射は小さく，年平均気温は低くなる．このを持つ．また，H2Oは寒くなると凝結し，凝結するとメカニズムは上述の地球の氷期間氷期サイクルの要因

アルベドを上げ，寒冷化させる，というアイスアルベの一つと考えられている（ミランコビッチ理論）．

ドフィードバックを持つ．どちらも強い正のフィード

また，一般に惑星の自転軸傾斜は，その惑星の公転

バックである．2章で議論した液体の水の安定条件は，面の傾き，つまり軌道傾斜が他の惑星からの永年摂動

高温側では水蒸気フィードバック，低温側ではアイスによって周期的に変化することによって変化する．しアルベドフィードバックで決まっている．すなわち，

かし，近年の天体力学的な研究によって，自転軸傾斜

H2O自身が持つ不安定性によって境界が決められていがカオス的に変化する場合があることが知られている．

るのである．ここまで述べてきた海惑星と陸惑星におこれは軌道傾斜が変化する周期と，自転軸の方向が歳ける完全蒸発限界，全球凍結限界の違いは，正にこの差運動によって変化する周期が近いものになってしま

二つの強い正のフィードバックの効き方の違いによっった場合に，両者の共鳴が起こるためである[8]．自ている．

転軸傾斜の変化の周期は，通常数万年以上かかるから，

地球的ではない「水惑星」も検討対象としなければ観測的な実例はないものの，太陽系内では火星が大きいけない．また，大気のダイナミックスが場合によっな自転軸傾斜の変化を経験したと考えられている．現ては平均的な気候状態も大きく変える可能性を考えに

在の火星の自転軸傾斜は25度であるが，10 〜10 年の入れなければならない．

周期で平均25度の周りを20度近い振幅をもって変動す

6.2

自転軸傾斜

5

6

ることが知られている[9]．一方，地球は，月の潮汐力によって，月がない場合に比べて自転軸の歳差の速さ

惑星が自転軸傾斜，すなわち自転軸の公転面の法線が約3倍になっている．このため軌道傾斜が変化するに対する傾き，をもつ場合には季節変化が生じる．全周期と自転軸の歳差周期が大きく異なったものになり，

ハビタブルプラネットの起源と進化第3回／阿部199

図6.86.8
自転軸傾斜を変化させたときの，(a)夏至における（冬半球では冬至）日平均の日射分布と(b)年平均の日射分布
図
自転軸傾斜を変化させたときの，(a)夏至における（冬半球では冬至）日平均の日射分布と(b)年平均の日射分布

図6.9 自転軸傾斜を変化させたときの，全球凍結が起こっていない陸惑星における年間降水量．自転軸傾斜が小さい場合，低緯度は乾燥し，高緯度で主に降水が起こるのに対して，自転軸傾斜が大きい場合は，すべての緯度で降水が起こる．

図 6.9

自転軸傾斜を変化させたときの，全球凍結が起こっていない陸惑星にお共鳴は起こらない．したがって，地球の自転軸傾斜のを介して惑星が凍結するか否かにまで大きく影響してける年間降水量．自転軸傾斜が小さい場合，低緯度は乾燥し，高緯度で主に降
変動はおよそ1度と小さい．しかし月の潮汐力がなけいることを示そう．

れば共鳴してしまうと考えられ，自転軸傾斜は10度以

6.2.1

水が起こるのに対して，自転軸傾斜が大きい場合は，すべての緯度で降水が起こる．
上の変動が起こる．

直立レジームと傾斜レジーム

図6.8に夏至における（冬半球では冬至）日平均の日

この節では，自転軸傾斜が大気循環のダイナミクス

射分布と年平均の日射分布を自転軸傾斜の関数として- 43 -

200

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 3, 2010

射よりも小さく，逆に地球よりも自転軸傾斜が大きい
惑星では，夏至には高緯度側の日平均日射が低緯度側の日平均日射よりも大きくなる．また，年平均日射では，自転軸傾斜が55度程度を超えたときには高緯度側の方が低緯度側よりも多くの日射を受けることになる．
また，春分や秋分における日平均の日射分布は自転軸傾斜によらず自転軸傾斜が0度の日平均の日射分布と等しい．
自転軸が大きく傾いている場合と，あまり傾いていない場合では大気循環は全く異なる振る舞いをし，異なる気候レジームを構成している．前者を「直立レジーム」，後者を「傾斜レジーム」と呼ぼう[10]. 2つのレジームの選択はハドレーセルの占める緯度帯の幅と自転軸傾斜の大小関係で決まっている．自転軸傾斜は回帰線緯度に等しいから，回帰線緯度とハドレーセルの幅の大小関係で決まっていると言ってもよい．
「直立レジーム」は自転軸傾斜がハドレー循環の幅
図 6.10地表温度の季節変化．図中の数字は絶対温度単位の地表
地表温度の季節変化．図中の数字は絶対温度単位の地表温度，等高線
図6.10の幅は 10K
にとってある．(a)直立レジーム：自転軸傾斜が 23.5 度の陸惑星の温度，等高線の幅は10Kにとってある．(a)直立レジーム：
場合と，(b)傾斜レジーム：自転軸傾斜が60 度の陸惑星の場合．
自転軸傾斜が23.5度の陸惑星の場合と，(b)傾斜レジーム：
自転軸傾斜が60度の陸惑星の場合．

よりも小さいときのレジームである．この場合，常に低緯度帯は中・高緯度帯よりも温度が高い．このため，中緯度帯では，自転方向に吹く風（以下では地球の場
合にあわせて「西風」と呼ぶ）
が卓越する．全球凍結が起こっていない陸惑星では，緯度方向の温度勾配にと- 45 -

もなって水蒸気は低緯度から高緯度に輸送されてしまい，低緯度は著しく乾燥化し，高緯度で主に降水が起
こり，低緯度ではほとんど降水がない（図6.9）．
「傾斜レジーム」は自転軸傾斜がハドレー循環の幅よりも大きいときのレジームである．この場合には，夏半球の中高緯度は低緯度よりも温度が高くなるため，
夏半球中高緯度からハドレー領域に向かっての熱と水の輸送が起こる．このため，中緯度帯では，自転方向と逆に吹く風（「東風」と呼ぶ）が卓越する．全球凍結が起こっていない陸惑星では，この熱輸送にともなっ

図6.11 自転周期を変化させたときの気候レジーム変化の例．自図 6.11 自転周期を変化させたときの気候レジーム変化の例．自転軸傾斜が 45
転軸傾斜が45度の陸惑星で相対太陽放射が100%の場合．
度の陸惑星で相対太陽放射が 100%の場合．自転周期が 24 時間の場合(実線)は傾
自転周期が24時間の場合(実線)は傾斜レジームに属し，
斜レジームに属し，240 時間の場合(波線)は直立レジームに属する年平均降水量
240時間の場合(波線)は直立レジームに属する年平均降水の緯度分布となっていることがわかる．
量の緯度分布となっていることがわかる．

て夏半球の低緯度での降水が起こる．その結果，全ての緯度で降水が起こり，どちらかというと高緯度側が乾燥する（図6.9）．また，夏半球の温度に関しては同じ太陽放射・大気組成・大気量であっても「直立レジ示した．当然のことながら自転軸傾斜が大きいほど夏ーム」に比べて非常に高くなる（図6.10）．

至における高緯度の日射は大きくなる．偶然であるが，ハドレー循環の幅自体が気候状態に依存している．

現在の地球の自転軸傾斜（23.5度）では夏至の日の夏半

しかし，ここで重要なことは，自転によるコリオリ力

球の日平均日射はほとんど緯度によらない．だから，のために，ハドレー循環の幅には上限があるというこ

地球よりも自転軸傾斜が小さい惑星では，1年を通しとである．

ていつも高緯度側の日平均日射は低緯度側の日平均日- 46 -

佐藤[11]によると，温度ピークの位置が高緯度になハビタブルプラネットの起源と進化第3回／阿部

201

ると，温度ピークの位置とハドレー循環の上昇位置がとき冬半球における季節積雪が起こらなくなっている．

一致しなくなることがわかっている．これは緯度方向

これは水蒸気が永久積雪として低緯度に固定されてしの温度勾配に依存しているが，現在の地球の自転周期まった結果，冬半球高緯度が乾燥し，積雪が起こらなでは勾配が大きい極限で25.5度となる．数値実験で得くなったものと考えられる．この場合，高緯度では寒られた幅の上限はこれよりも少し大きいようであるが，冷化にともなってむしろ積雪が減少することになる．

自転軸傾斜が30度と45度の間で循環のレジームは入れ

図6.13には図6.7と同じように，陸惑星の場合の地表替わる．

気温の緯度分布を太陽放射の関数として示した．当然

ところで，上述の議論に従えば，ハドレー循環の幅のことながら自転軸傾斜が大きい場合には夏半球と冬の上限は自転周期に依存しているはずであるから，同半球の温度差が大きい．全球凍結が起こると劇的に地じ自転軸傾斜であっても自転周期が異なれば，異なる

表温度が下がるが，これはアイスアルベドフィードバ

循環レジームが得られるはずである．実際，自転軸傾ックの効果である．また，自転軸傾斜が大きいときに斜が45度の場合，自転周期が24時間の場合，傾斜レジ

は，冬半球の温度も高くなっていることに注意しよう．

ームの循環が得られているが，自転周期を10倍に伸ばこれは夏に暖かくなる影響が冬にまでおよんでいるこ

すとハドレー循環の上限の幅が大きくなり，直立レジとを示している．

ームの循環が得られる（図6.11）．

図6.14と図6.15は，それぞれ，海惑星の場合の積雪

図6.11の数値実験では，力学的な自転周期，すなわ

分布と太陽放射の関係，地表温度分布と太陽放射の関

ちコリオリ力に関するパラメータだけを変化させ，日係を示している．傾向的には陸惑星の場合と同様であ射の変化する周期はどちらも同じである．したがって，って，全球凍結限界は自転軸傾斜が大きいほど小さく

ここでいう「自転周期を長くした場合」は，通常の自なのる．海の大きな熱容量を反映して，自転軸傾斜が転周期の実験と日射の与え方に関しては厳密に一致し大きい場合でも夏半球と冬半球の温度差は陸惑星の場ている．したがって，この2つのレジームの交替はダ合に比べて小さい．

イナミクスで支配されていることが分かる．

このように自転軸傾斜が小さい場合には凍結しやす

数値実験の結果では，地球や火星の自転周期では，

く，自転軸傾斜が大きい場合には凍結しにくい結果がハドレーセルの幅はだいたい30度前後である．現在の得られた[12]．しかし，この結果だけではレジームが地球や火星の自転軸の傾きは約23 ～ 24度なので，こ異なることが凍結条件に影響しているのか，単に自転

れは「直立レジーム」に属する．しかし過去の火星で軸傾斜の違いによる日射分布の違いが凍結条件に影響

は自転軸が60度程度まで傾いた時期があったとされてしているのか，明らかではない．一方，すでに述べたおり，この場合は「傾斜レジーム」になる．このこと

ように，自転周期に依存して直立レジームと傾斜レジから，古火星においては気候状態が「直立レジーム」

ームの両方が現れる場合があることが分かっている．

と「傾斜レジーム」の間を遷移した可能性が示唆され

季節的日射分布が同じで，レジームが違うケースにつる．

いて凍結条件を検討した．ここでは力学的な自転周期，6.2.2

全球凍結限界図6.12に陸惑星の場合の積雪分布を太陽放射の関数として示した．太陽放射を減らしていったときに見られる状態が示されている．表6.2に部分凍結限界，全球凍結限界の値をまとめた．傾斜レジーム(60度)の全すなわちコリオリ力に関するパラメータだけを変化させ，日射の変化する周期は同じなので，日射の与え方に関しては差がない．
表6.2：凍結限界と自転軸傾斜の関係（陸惑星の場合）
表 6.2 凍結限界と自転軸傾斜の関係（陸惑星の場合）

球凍結限界は直立レジーム（0度や23.5度）の場合より

自転軸傾斜

部分凍結限界完全凍結限界も著しく小さい．すなわち，傾斜レジームの場合の方

0度

100%以上77%

が凍結に陥りにくいことがわかる．さらに，傾斜レジ

23.5度

90%

77%

ームの場合の興味深い特徴に，季節積雪の分布の変化

45度

90%

70%

がある．無凍結状態では冬半球で積雪が起こっている．

60度

90%

58%

部分凍結状態では低緯度に永久積雪が生じるが，このそれぞれ値は相対太陽放射

202

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 3, 2010

図6.13 相対太陽放射を減少させたときの自転軸傾斜の異なる陸図 6.13 相対太陽放射を減少させたときの自転軸傾斜の異なる陸惑星の地表温惑星の地表温度分布(℃ )．図上部の三角の意味は図6.12と同じ．
度分布(ºC)．図上部の三角の意味は図6.12 と同じ．

図 6.12

図6.12 相対太陽放射を減少させたときの，異なる自転軸傾斜を持つ陸惑星における積雪分布．北半球の夏至前後3 ヶ月間の平均的積雪分布を経度方向に平均化して示している．
すなわち南半球部分は冬季3 ヶ月間の積雪分布を表している．図中，白っぽいほど積雪・雪氷は多く，黒い部分
は積雪・雪氷がないことを示している．図上部の白抜き
三角は全球凍結限界を，黒三角は部分凍結限界を示す．

ことから，凍結条件は単に日射の季節変化の違いによ- 48 -

相対太陽放射を減少させたときの，異なる自転軸傾斜を持つ陸惑星にっているのではなく，気候レジームに依存しているこ

おける積雪分布．北半球の夏至前後 3 ヶ月間の平均的積雪分布を経度方向に平とが明らかである．一般的に傾斜レジームにある方が均化して示している．すなわち南半球部分は冬季 直立レジームにあるよりも凍結しにくいと言うことが3 ヶ月間の積雪分布を表して
自転軸傾斜が45度の陸惑星の場合，自転周期24時間できる．理由は，ハドレー循環は熱輸送効率がよいた

いる．図中，白っぽいほど積雪•雪氷は多く，黒い部分は積雪•雪氷がないこと
では傾斜レジームであり，凍結条件は約70%であるかめである．全球凍結限界は，夏に最も多く日射を受けら，太陽放射75%では全球凍結しない結果が得られた． る地域で凍結が起こるか否かが決めていると考えてよを示している．図上部の白抜き三角は全球凍結限界を，黒三角は部分凍結限界
一方，自転周期240時間で直立レジームに入っているい．直立レジームでは最も多く日射を受ける地域はハ

場合には全球凍結する結果が得られた（図6.16)．この

ドレー循環地帯の中にあり，熱は効率的にその地域かを示す．

- 47 -

ハビタブルプラネットの起源と進化第3回／阿部203

図6.15 相対太陽放射を減少させたときの自転軸傾斜の異なる海
惑星の地表温度分布(℃ )．図の見方は図6.13と同じ．

図 6.15相対太陽放射を減少させたときの自転軸傾斜の異なる海惑星の地表温度分布(ºC)．図の見方は図 6.13 と同じ．

図6.14 相対太陽放射を減少させたときの自転軸傾斜の異なる海
惑星の積雪分布．図の見方は図6.12と同じ．

図 6.14 相対太陽放射を減少させたときの自転軸傾斜の異なる海惑星の積雪分

布．図の見方は図 6.12 と同じ．

ら外に運び出されてしまう．それに対して傾斜レジーになる．そこでは熱輸送効率があまりよくないので，

ムでは最も多く日射を受ける地域はハドレー循環の外

熱が外の地域へ運び出されにくく，それゆえ高い温度- 50 -- 49 -

204

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 3, 2010

やかで，かつ，地球より凍結しにくい惑星は，実験した範囲では自転軸傾斜が45度の海惑星の場合であっ
た．

6.3

軌道離心率

太陽系の惑星はどれもあまり軌道離心率が大きくな
く，ほとんど円軌道である．しかし，現在までに発見された系外惑星では軌道離心率が非常に大きい惑星が多数知られている（Eccentric Planet）[例えば13]．離心率が大きい惑星ではどのような気候が実現されるので
あろうか．
離心率
（e）
が日射に与える影響は二つある（図6.17）．
一つは離心率が大きくなると同じ軌道長半径でも年平均の日射が大きくなることである．ただし，この効果
は離心率が小さいときは小さく，e = 0.3ぐらいまではあまり変化しないで，離心率が大きくなると急激に大
図 6.16 自転周期を変化させたときの地表温度
自転周期を変化させたときの地表温度(ºC)の季節変化の例．自転軸傾
図6.16（℃）の季節変化の例．自転軸傾斜が45度の陸惑星で相対太陽放射が75%の
斜が 45 度の陸惑星で相対太陽放射が75%の場合．自転周期が 24 時間の場合(a)場合．自転周期が24時間の場合（a）は傾斜レジームに属は傾斜レジームに属し，240
時間の場合(b)は直立レジームに属する温度分布とし，240時間の場合（b）は直立レジームに属する温度分布なっていることがわかる．(b)は全球凍結状態である．
となっていることがわかる．（b）は全球凍結状態である．

きくなる．もう一つの効果は，近点と遠点で日射が大きく変わることである．このために，年間の温度変化が大きくなることが予想される．それだけでなく，年平均日射は射出限界を超えないが，近点付近では全球平均の日射が射出限界を超える場合や，年平均日射はを維持しやすい．このような影響は程度の差はあって全球凍結限界を下回らないが，遠点付近では全球平均

も，陸惑星でも海惑星でも起こる．陸惑星・海惑星をの日射が全球凍結限界を下回る場合が生じる．前者の問わず，直立レジームの場合よりも傾斜レジームの場

場合には水蒸気フィードバック，後者の場合にはアイ合の方が全球凍結しにくいと結論できる．

スアルベドフィードバックという非線形の効果が働く- 51 -

ところで，自転軸傾斜が大きい惑星と小さい惑星のどちらが生存に適しているかは難しい問いである．自ために，年平均の気候状態にも大きな影響が出る可能性がある[14][15][16]．

転軸傾斜が大きい場合には凍結は起こりにくいものの，年間を通して日平均日射が変化することによって，大きな季節変化を経験する．季節変化が地球程度に穏すでに述べた無凍結状態，
部分凍結状態，
全球凍結状態，

図6.17 軌道離心率の日射量への効果．(左)年平均日射量と(右)日射振幅．

図 6.17軌道離心率の日射量への効果．(左)年平均日射量と(右)日射振幅．

ハビタブルプラネットの起源と進化第3回／阿部

205

また，年平均日射が射出限界を超えている，年平均暴示した．図6.18に多重平衡状態の概念図を示した．本

走温室状態のほかに，年間のある一時期，遠点近傍の稿で定義した部分凍結限界は，図6.18の無凍結状態の時期だけ全球凍結に陥る，一時全球凍結状態が現れる．

下限NIminに相当し，全球凍結限界は，部分凍結状態

離心率が大きい場合には全球凍結状態は現れにくい．

の下限PIminに相当する．一方，全球凍結状態から他360日という公転周期のもとでは1気圧の大気が持つの状態に移るためには，全球凍結限界ではなく，さ熱容量でも，熱慣性の効果がかなり大きく，一時的凍らに強い太陽放射が必要で，図の全球凍結状態の上結や一時的暴走温室状態の発生が全球平均気温に与え（気候ジャ限CImax以上になって初めて他の状態に遷移る影響はあまり大きく無いようである．しかし，近点ンプ）
することができる．多重性があることによって，付近で射出限界を越える日射がある場合，射出限界の気候状態にはヒステリシスが生じる．ヒステリシスが効果で熱をためこみ，その結果，遠点付近でも温度低存在するということは，惑星表層環境の進化上の道筋

下があまり大きくならないという場合がある．

に関して一種の制約が生ずるということであって，ど

惑星大気の質量が大きい場合や，海がある場合にのような環境が実現し得るかに大きな影響を与える．

は，惑星表層の熱容量が大きくなるために，年間を通このうち凍結側のヒステリシスは惑星内部の活動なじての日射量変化の影響はあまり現れなくなる．しどによって打ち消される可能性がある．たとえば，全たがって，年間の温度変化が小さいという意味で，離球凍結状態からの脱出が，二酸化炭素循環によって引心率が大きいときは海惑星の方がより生存可能な惑

き起こされる，というような状況である（3章と5章参星のようである．この場合には，離心率を持つことに照）．このことは，惑星内部の活動によって複数あり

よって年平均日射が大きくなるために，生存可能領域

うる表層環境のうちの一つの状態だけが選択される，（Habitable Zone）はやや外側に広がる．

ということを意味していて，惑星内部の活動が表層環

離心率と自転軸傾斜が両方ともある場合には，近点境を決める上で重要であるということを示唆している．

を通過する季節がいつであるかによって，いろいろな

また，離心率や自転軸傾斜が大きい場合，どちらも年場合が生ずる．とりわけ，近点を冬至に通過し，遠点間の気温変動を大きくするため，凍結側の気候の多重を夏至に通過する場合，中心星からの距離の変化と季性が消える傾向がある．

節変化が打ち消し合うために，年間を通した温度変化

一方で，水が蒸発する側の多重性とヒステリシスはは小さくなる．このとき反対側の半球では，近点を夏残る可能性が高いだろう．これは，一つには太陽放射

至に，遠点を冬至に通過するから，年間の温度変化はが太陽の進化にともなって増大傾向にあるために，一非常に大きくなる．前述の半球では年間を通した温度

度蒸発してしまった水が元に戻るという変化が起こり変化は小さく，生存可能になるであろう．もし，自転にくいためである．
もう一つは，
一度蒸発してしまうと，軸と軌道の歳差運動がないならば，近点を通過する季

大気上層に上がった水蒸気が分解されて散逸し，失わ節は変わらないから，気候状態も変わらない．しかし， れてしまうことが考えられるからである．このことは，
自転軸傾斜があり，惑星が扁平率を持つ場合，中心星

金星のような天体と地球のような天体の進化上の分岐からの潮汐力によって自転軸の歳差運動が起こること

点として重要であるかもしれない．

は避けられないから，この状態は長続きしない．歳差運動の効果まで考慮すると，離心率が大きくかつ自転
軸傾斜も大きい惑星では，いつかは年間の温度変化が大きくなると考えられる．

6.4

多重性

6.5 汎水惑星気候学に向けて
この章では，比較的水が少なく，大きな海はないが液体の水は存在するという「水惑星」の理想化された姿としての陸惑星の気候について触れた．そのふるまいは，海を持つ地球的な「水惑星」とはかなり異なるが，

6.1.4節で無凍結状態，部分凍結状態，全球凍結状態

陸惑星も「水惑星」である．また，軌道要素の影響にの三つの状態を定義した．これは凍結状態に対する多ついても議論し，自転軸傾斜によって，異なる大気循重平衡解となっている．また 6.1.3節では完全蒸発状環が生ずることを示した．特に重要なことは，大気循

態と部分凝結状態の間で多重平衡解が存在することを環場が違うということが，惑星が全球凍結してしまう206

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 3, 2010

か否か，といった平均的長期的な環境にまで影響を及

境と惑星内部の「共進化」が実際に起こっているのか，

ぼすことである．また，6.2.1節で触れたように，自転どのような条件が満たされると起こるのか，といった周期も気候に大きな影響を与える．

問題は「水惑星」環境の形成条件を考える上で極めて地球と同程度に水があり，地球と似たような環境を重要であるが，難しい問題でもある．

つくる条件は，自転軸傾斜や離心率の効果まで考える

プレートテクトニクスが働かない場合には，炭素循と，かなり厳しいかもしれない．その反面で，液体の環は定量的な検討が難しい．また，陸惑星ではCO2は水を表面に長期間にわたって維持する環境は，必ずしあるが海がないために，炭酸塩形成による炭素固定はも地球的な環境であるとは限らない．地球的な水惑星

おそらく非常に遅いと考えられる．したがって，同じと地球的ではない水惑星の両方を合わせて考えた場合，脱ガス率では温暖化しやすいと推測できる．このよう必ずしも水惑星となる条件の範囲は狭くなさそうであに，炭素循環は惑星内部の活動のみならず，気候状態る．

にも強く依存し，互いに影響しあうと考えられる．固しかし，地球的ではない水惑星の検討は始まったば

体惑星部分と大気の間での揮発性物質交換は，大気散

かりで，多くの課題が残されている．そもそも現段階

逸問題とも関連し，金星や火星の環境進化を検討するでは，海惑星と陸惑星の境界がどのように決まるのか上でも重要であるが，未だ理解は不十分である．

よくわからない．極限としての海惑星と陸惑星の中間的な状況も考えられる．大気組成や大気量の影響，ど7. 生存可能惑星の形成の程度まで地形の存在が平均的な環境に影響を及ぼすか，など，様々な検討課題が考えられる．

この章では生存可能惑星（Habitable Planet）の形成

さらに，惑星の長時間の，あるいは平均的な表層環

条件について，惑星形成論の立場から検討してみたい．

境を決める要因としては，大気や海洋が決める気候そ現在までの理論で，いくつかの未解決の問題があるものもののふるまいに加えて，その上側と下側の境界条のの，大量の円盤ガスを捕獲した木星型，巨大氷惑星

件として，大気散逸や，固体惑星の挙動が考えられる．

である海王星型，岩石質惑星である地球型の三つのタ

大気散逸の問題は3章で議論した．定量的には多く

イプの惑星の作りわけについて，大局的には理解がでの問題が存在している．特に水の散逸に関しては，3きている[17]．現時点ではこの中で大きいもの，すな

章でも取り上げた酸素の処理の問題がある．固体惑星

わち木星型と海王星型の一部だけが観測で見えている

表面との反応，非熱的散逸，還元的大気組成など，いと考えて理論と観測の間で大きな矛盾はない．この議

ろいろな検討課題が残されている．還元的大気組成に論にしたがうと，惑星系の10%位はいわゆる生存可能関しては，揮発性物質の供給問題と関連して7章で少領域（Habitable Zone）に火星質量から地球質量の数倍

し触れよう．

までの質量をもつ惑星があって不思議がない．

固体惑星の挙動が表層環境に与える影響として，固しかし，いわゆる生存可能領域にある，ある程度の体惑星部分と大気の間での揮発性物質交換がある．こ質量の惑星であれば，必ず水惑星になるか，というとのうち3章では炭素循環を取り上げた．地球のように必ずしもそう言えるかどうか疑問の余地がある．6章

プレートテクトニクスが働いている惑星では炭素循環でみたように，惑星表面の条件を少し変えれば生存可の議論はだいたい良いかもしれないが（問題点につい

能領域の大きさは変わってくるし，離心率や自転軸傾ては5章で述べた），プレートテクトニクスが働いてい斜によっても惑星表層環境は大きく変化する．さらに，る惑星自体が水惑星と同程度，あるいはそれ以上に珍

表層環境は惑星内部のテクトニクスにも強く依存する．

しい可能性がある．

また，適当な量の水が必ず供給されるものであるか否

水の存在が岩石のレオロジーや破壊条件を介してプかわからない．惑星が小さければ，おそらく大気が散

レートテクトニクスに影響する可能性がある．プレー

逸するために水惑星であり続けることは難しいであろ

トテクトニクスの存在は海の維持に寄与していると考うが，惑星がどこまで大きくても良いのか，上限はよえられるから，表層環境と惑星内部の活動は互いに影

くわからない．たとえば大きな惑星では水素が散逸し響を与えつつ，進化してきた可能性がある．表層環ないために，地球型惑星であっても大気組成は太陽系

ハビタブルプラネットの起源と進化第3回／阿部

207

生存可能惑星の条件として，液体の水が表面にあることを課してきたが，ここまで「水の量」に関しての条件は考えてこなかった．水は多ければ多いほどよいのだろうか．
惑星の環境の規定要因という視点でいえば，必ずしも水が多いほどよい，とは言えなかった．6章でみたように，水が局在している陸惑星の方が，全面が水で覆われている海惑星よりも，中心星からの距離が広い
範囲で液体の水が存在できた．また，3章でみたように，
液体の水が存在できないと言うわけではないが，大陸が存在しなければ地表温度は非常に高く保たれた．もし，地球上で液体の水が現在の海の量の10倍もあった
図6.18 多重平衡状態の概念図．
図 6.18多重平衡状態の概念図．

ならば（2倍程度でも充分かもしれないが）大陸は水没してしまう．地球よりも水が多い惑星は地球より遙かの地球型惑星とは異なる可能性がある．また，重力がに高温になるかもしれない．

大きいことは大型の生物の生存には不向きであるかも

また，生物の側から検討した場合，生物にとってもしれない．すなわち，いわゆる生存可能領域にある大水は多いほどよい，と言えるのだろうか．生物が水だ型の地球型惑星が「地球」になるのか，金星や火星のけでできているわけではない，ということに注目すれような環境になってしまうことはないのか．逆に，地ば，水とそれ以外の物質（つまるところ岩石）の間の適球的ではないが生存可能な惑星が形成される条件が，正な量比はあるのではないだろうか．化学反応でエネ実現されるのか．つまるところ，太陽系で見られていルギーを得ている生物にとって，ある程度高濃度で物るような地球型惑星の多様性，さらには理論的にあり質のやりとりができる，ということは重要なはずであ得る地球型惑星の多様性を作りわけるところまで，現り，そのために液体の水が重要であった．充分に高い- 53 -

濃度で溶質が溶けていないのであれば，溶媒としての在の議論は進んでいない．

この章では，水の供給に注目して，生存可能惑星の形成について問題点を考えてみたい．

7.1

適量の水

地球はしばしば水惑星であるといわれる．実際，地球は金星・火星・水星に比べて圧倒的に大量の水を表面に持っている．金星では明らかに表面にH2Oがない
し，火星では地下にある程度固定されている可能性は

水の意義はあまりない．
今の段階ではどの程度の量が最も適切であるか，ということは明らかではないが，「水の適量」は存在すると考えられる．おそらく，「真の水惑星」である海王星型惑星は水が多すぎるのではないだろうか．

7.2

水の供給と大気形成

1章でも述べたように，宇宙における元素の存在度あるが，少なくとも表面にはH2Oがほとんど無い．地から考えて，H2Oは非常に大量に存在しうる分子であ球では単に絶対量としてH2Oが多いというだけではなる．原始太陽系円盤の環境では，酸素はMgやSiといく，他の揮発性物質に対して相対的にH2Oが多いことった金属元素と結合し，次に炭素と結合し，残りの酸にも注意すべきであろう．

素は水素と結合してH2Oとなる，と考えてよい．この

しかし，地球の海洋の質量は地球質量の0.023%に過なかで最も大量に存在するのは炭素である．したがっぎず，全体として見ればわずかな量である．これと比て，炭素にすべての酸素がとられてしまわない限り，

べれば，海王星や天王星は，その質量と半径から，60

大量のH2Oが生成される ．太陽系の元素存在度では，

3〜70%がH2Oであると考えられているから，惑星の大部分がH2Oでできているという意味では，「真の水惑星」は海王星型惑星であると言える．

3. ここでは炭素は主に一酸化炭素COの形になっている，と考えた．炭素が主にメタンCH4の形になっていると考えると，もっと大量のH2Oが生成する．

208

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 3, 2010

地球型惑星の主成分である岩石や鉄（酸化したあるい惑星が現在存在する領域では組成の空間分布の推定はは酸化していない金属元素）の2倍から3倍の量のH2O難しい．

が生成される．その意味で，惑星環境でH2Oが得にく

原始太陽系内で隕石などの固体物質の組成を変えたい，ということはあまり無いと考えられる．真の水惑事件がどのようなものであったか，可能性はいろいろ星と呼んだ海王星型惑星は，低温環境で凝縮しているあり得る．岩石や同位体の組成に影響を与える現象は成分（岩石や鉄とH2Oの氷）を集めてできていると考え

高温でエネルギーが高い現象だった可能性が高い．しれば極めて自然な組成である．

かし，揮発性物質の含有量，特に親気性物質の含有量

このように見てみると，地球は中途半端に大量のH2Oを持っている惑星であり，その中途半端であるこは，比較的低温で影響を受けるから，違う現象が両者を決めた可能性がある．

と，が生存可能惑星としての地球環境を生む上で重さらに，現在推定される地球の平均組成は，同位体要であったと考えられる．では，どのようにして，そ比まで考えれば，隕石グループの混合だけでは説明での中途半端な量を獲得したのであろうか．4章で地球

きない．このことは，我々が現在隕石として手に入れ

大気の形成を議論したとき，この点については実はきることができない固体惑星材料物質の存在を示唆する

ちんと考えていない．4章では，主に地球のマントル[例えば19]．地球型惑星の領域では惑星そのものが質

組成をよく説明できる簡単なモデルとして2成分モデ量の大部分を占めていて，小惑星が占める割合は小さ

ルを導入し，それに基づいて揮発性物質の供給量を推いことを考えるならば，未知の物質の方が主である可定した．だから，現在の地球組成にうまく合うように， 能性もあるだろう．理論上は全く親気性物質の含有量
いわば地球組成をカンニングして，材料を決めたのでが異なる未知の地球材料物質があっても良い．

あって，そのような組成にどうして到達したのか，と7.2.1

氷微惑星からの地球型惑星形成

いうことには全く答えていない．また，2成分モデル

古典的な原始太陽系円盤モデル[20]では，地球軌道

でも，全体として1%くらいのH2Oを含んでいたと推付近は太陽光によって固体の塵が直接加熱されると考定され，地球の海の質量の40倍近くの量に達する膨大えていたため，原始太陽系円盤の圧力で太陽組成の気な量であった．

体から氷が凝結する温度，約150Kよりもかなり高く，

現在の惑星形成論では，直接原始太陽系円盤内の組

地球軌道付近の固体物質は基本的には乾燥していたと成・同位体分布を推定することは未だできていない．

考えられてきた．しかし，円盤内に惑星材料となる塵そのため，円盤のどこにあった微惑星を集めて地球型が大量にある段階では，円盤の中心面付近に直接太陽惑星が形成されるか，ある程度の推測はできるにせよ，

光が射すとは考えられない．円盤表面は太陽放射によ個々の惑星がどのような組成になるべきか，とりわけ，って加熱されるが，円盤内部には直接太陽光は差し込

どの程度の量の揮発性物質が個々の惑星に供給される

まない．このようなモデル[21]で推定される円盤からべきか，ということには答えが出せていない．

の赤外放射は，観測される原始惑星系円盤からの放射

原始太陽系円盤内の組成・同位体を推定するためにを良く説明するとされる．

使われるのは隕石である．隕石の揮発性物質の含有量

一方，円盤内部は円盤表面からの放射によって加熱はグループごとにかなり大きな違いがある．隕石を異される．しかし，太陽光は円盤に斜めにかするようになる組成・同位体比をもつグループに分類することが入射するために，円盤単位面積あたりに受ける太陽放できることは，原始太陽系内に組成・同位体の不均質

射フラックスは非常に小さくなること，さらに円盤表があったことを意味する．しかし，組成的不均質が空面からの放射の1/2は円盤外へ失われること，から円間的にどのようなものであったのかはっきりしたこと

盤内部はかなり低温になる可能性がある．円盤表面かはわからない．一つの情報は小惑星帯における異なるらの入射フラックスと赤外放射フラックスの釣り合い

反射スペクトルを持つ小惑星の軌道分布である．反射で，円盤内部の温度を求めると，微惑星が形成されるスペクトルの一致から隕石と小惑星の対応がつけられ，前の段階では，金星軌道0.7AUのすぐ外側まで氷が凝組成の空間分布がある程度推測できる[18]．だが，小結するほど低温であったと推定できる．

惑星は大型の惑星になれなかった物質であり，地球型円盤内部に大きな熱源があれば中心面の温度は低く

ハビタブルプラネットの起源と進化第3回／阿部

ならないが，そのためには円盤が中心星へ降着しているなどの状況が必要である．微惑星形成が起こる段階
で円盤が中心星へ降着していない限り，地球軌道付近

209

H2O + CO ←→ H2 + CO2
2H2O + CH4 ←→ 4H2 + CO2の微惑星も形成直後には氷が凝結するほど低温であっ言い換えれば，CH4やCOに富む大気の場合，それがたと推定できる．

原因で水が不安定になるかもしれない．炭素の挙動とこのモデルを地球型惑星の集積に適用すると，地球量は生存可能惑星を考える上で極めて重要である．う型惑星の領域でも金星軌道の外側では，氷微惑星からまく炭素を処理してあげないと惑星は水を保持できなの惑星形成が起こることになる．一方，微惑星形成にい．上で述べたようにCとHの比の違いが，まったくともなって円盤から固体ダストが失われ，円盤の透明

異なる環境を生むかもしれない．

度が上がるにつれて，微惑星に直接太陽光があたるよ

7.2.3 捕獲大気と脱ガス大気

うになり，地球軌道付近の微惑星は温度が上昇し，い惑星への水の供給，揮発性物質の供給，という視点

ずれ氷は失われる．微惑星内部の短寿命放射性核種のでみたとき，一つの不思議な点がある．4章でも述べ

崩壊や，微惑星の衝突合体にともなう重力エネルギー

たように，太陽系の木星型惑星，海王星型惑星の大気の解放によっても温度上昇し，氷は失われるだろう．

は原始太陽系円盤ガスを捕獲して生じた「捕獲大気」

しかしこの場合，固体惑星材料物質の中に氷，間隙水，である．それに対して太陽系の地球型惑星の大気は，含水鉱物などの形で固定されて取り込まれる可能性は何らかの固体材料物質からの脱ガスで生じた「脱ガス否定できない．微惑星は昇華しながら集積し，惑星に大気」である．しかし，惑星形成の一般的な姿として，供給される水の量は集積と昇華の競合で決まることに地球型惑星の大気が「脱ガス大気」にならなければななる．簡単なモデルでこの過程を検討してみると，最らない必然性はないはずである．こう考えると，系外

終的に惑星に供給される水の量は様々なパラメータに地球型惑星には，太陽系のように「脱ガス大気」を持依存し，乾燥した惑星から，数%以上の水が残る惑星

つ惑星もあれば，原始太陽系円盤ガス起源の「捕獲大まで，幅ができるようだ[22]．しかし，地球軌道付近

気」を持つものもあるだろう．これらは地球型惑星との氷微惑星は，現時点では理論的に推定されるのみで，いっても，異なる表層環境となる可能性がある．

直接サンプルされないため，物質化学的にはこれを裏付けることができていない．

原始太陽系円盤ガスの分子組成を推定すると，H2OとCOがほぼ等量存在するから，COが適当に酸化されまた，惑星形成過程で水が取り込まれても，そのなかった場合，H2Oが残らない可能性がある．円盤ガ

後の進化過程で，大気散逸，金属鉄コアにHを取り込

スを捕獲したからといって，その大気が全く酸化されむ，などの過程によって，合計で地球の質量の2%くず，H2Oが保持できなくなる，とは言えないが，捕獲

らいの水は地表から取り去られる可能性があるだろう

大気と脱ガス大気では組成が異なる可能性があり，生[23]．

存可能性も違ってくるかもしれない．

以上で述べてきたような変化の幅が地球型惑星の多様性の起源，さらには系外地球型惑星の多様性の起源

7.2.4

混合大気

原始惑星は円盤起源と微惑星起源の揮発性物質が混につながっていると面白い．

合した大気を持つと考えられる．この大気を以下では

7.2.2「混合大気」と呼ぶことにしよう．混合大気の性質は炭素の挙動

3章で水蒸気の宇宙空間への散逸を検討したとき，まだ十分に理解されていないことが多い．混合原始大酸素の処理が問題であると指摘した．大量の還元的気では，H2Oや炭素，窒素などの大気主成分は脱ガス

気体が存在すれば，それは酸素の受け取り手となる．

成分から供給されるため，太陽組成ガスだけから大CH4やCOが多く，H2が散逸する場合，惑星表面から気を作る場合のような希ガス存在量の制限（4.3.1節参H2Oが失われる可能性がある．それは，次のような反照）は受けない．しかし，このような混合原始大気の応が右に進むことによってH2Oが分解されてしまうか

性質はいまだ良く研究されていない．

らである．

210

7.3

日本惑星科学会誌 Vol. 19, No. 3, 2010

課題はたくさんある

今のところ，惑星大気の材料物質から，捕獲，脱ガ

読者はしもとじょーじ博士には多くの建設的なコメントをいただきました．説明を明確なものにする上で大変有益でした．感謝いたします．

ス，散逸，固体惑星との相互作用を経て，どのような大気組成・大気量になるか，という惑星大気形成進化

参考文献の一般理論は完成していない．大気形成の包括的理解へ向けての検討課題としては[1] 阿部豊, 2009, 遊星人 18, 194.

・原始太陽系円盤の中での揮発性物質の分布[2] 阿部豊, 2010, 遊星人 19, 112.

・混合原始大気の構造とその性質[3] Abe, Y. et al., 2005, Proc. 38th ISAS LPS, 56.

・集積過程での固体惑星内部への揮発性物質分配とそ[4] Nakajima, S. et al., 1992, J. Atmos. Sci. 49, 2256.

の影響
・巨大衝突直後の高温原始大気＝シリケイト大気とその影響[5] Ishiwatari, M. et al., 2002, J. Atmos. Sci. 59, 3223.
[6] Kasting, J. F. et al., 1993, Icarus 101, 108.
[7] Herbert, F., 1963, Dune, Clinton, New York.

・集積直後の原始大気の組成とその変遷[8] Atobe, K. et al., 2004, Icarus 168, 223.

・大気散逸機構の定量的理解[9] Laskar, J. et al., 2002, Nature 419, 375.

などが挙げられる．系外水惑星を理解するにはこれら[10] Abe, Y. et al., 2005, Icarus 178, 27.

の問題解決が必要であろう．

[11] Satoh, M., 1994, J. Atmos. Sci. 51, 1947.

ところで現在の地球大気は生物の光合成を起源とす
る酸素分子を除いたとしても，大気中の炭素は最も酸化的な形態である二酸化炭素になっているため，かな
り酸化的な大気であるといえる．このような物質からは容易に有機物は形成されない[24]．もし原始大気が有機物を合成し易い還元的なものであり，後に有機物[12] Abe, Y. and Abe-Ouchi, A., 2002, Proc. 35th ISAS
LPS, 21.
[13] 井田茂, 2003, 異形の惑星 – 系外惑星形成理論から, NHKブックス.
[14] Konishi, T. and Abe, Y., 2005, Proc. 38th ISAS LPS,
60.

を合成しにくい現在のような組成になったのならば，[15] Tsuihiji, D. et al., 2006, Proc. 39th ISAS LPS, 170.

生命の自然発生は地球進化の初期の限られた時期だけ[16] Tsuihiji, D. and Abe, Y., 2007, Proc. 40th ISAS LPS,に許された現象だったのかもしれない．一方で，多158.

細胞生物に高い酸素濃度が必要という議論がある[25]． [17] Ida, S. and Lin, D. N. C., 2004, Astrophys. J. 604, 388.
もしこれが正しいならば，多細胞生物は大気環境がし[18] Binzel, R. P. et al., 2003, in Asteroid III, 255.

かるべく進化する惑星にだけ存在できることになるの[19] Sasaki, S., 1991, Icarus 91, 29.

かもしれない．

[20] Hayashi, C., 1981, Prog. Theor. Phys. Suppl. 70, 35.
[21] Sasselov, D. D. and Lecar, M., 2000, Astrophys. J. 528,

謝 辞

995.
[22] Machida, R. and Abe, Y., 2010, Astrophys. J. 716,

この原稿は2006年夏のフロンティアセミナーの講演1252.

をまとめ直したものです．はじめに著者に講演の機会[23] Abe et al., 2000, in Origin of the Earth and Moon, 413.

を与えてくれた関係各位に感謝いたします．玄田英典[24] Miller, S. L. and Schlesinger, G., 1983, Advances in

博士，佐々木貴教博士には講演記録の作成からはじまり，図表の準備，引用文献の選択整理，投稿および改訂原稿の整形修正，さらに印刷原稿の校正に至るまで，全ての段階でお手伝いいただきました．両博士の強力なサポート無くてはこの原稿は完成しませんでした．
両博士に深く感謝いたします．最後になりますが，査Space Research 3, 47.
[25] Catling, D. C. et al., 2005, Astrobiology 5, 415.