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たのかについてはわかっていないが, 金星と地球はほぼ等しい組成の物質が集積して形成されたと考えられ金星は地球からもっとも近い距離にある惑星でそのている. その第一の理由は地球と金星の平均密度で,質量も地球とほぼ同じであるが, 現在の金星表層環境

天体内部の高圧の影響を差し引いて比べると両者はほは地球と大きく違っている (表1). 金星の大気量と地とんど同じ値となっている. このことは両者が似たよ

表温度はそれぞれ地球の約100倍と約2.5倍. 惑星表層

うな物質から構成されていることを示唆し, それからにある水の存在量には両者で10万倍以上もの開きがあ材料物質も似たようなものであったと推察される. まる. しかし, 水の存在量を除けば金星と地球で惑星表た, 微惑星の集積がおこっているときには原始惑星の層の親気性元素の量は似ているようにも見える.

重力散乱によって動径方向に物がかき混ぜられるので,ここでは, 金星で地球と異なる大気・表層環境がつこのことによっても金星と地球の材料物質は均質化さくられた過程についての標準的な (やや古典的な) シせられたものと推測される. ただし, 金星と地球で材ナリオをレビューし,いくつかの問題点を指摘する.
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料物質が違っていたことを示唆するような事実もあり(6章を参照), 材料物質が同じでなかった可能性は排 !" #'(" #$%&$)

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除されないことを指摘しておく.
惑星の集積過程及び初期進化において重要な役割を果たしたと考えられる衝突現象についても, 金星と地球で大きな違いはなかったと考えられる. 原始惑星に集積する微惑星は原始惑星の重力に引かれて高速衝突するが, この衝突によって発生する衝撃波は原始惑星   !"の加熱や衝突脱ガスなどを通じて惑星の形成に大きな影響を及ぼしたと考えられている. 微惑星衝突の影響を考える上で重要なパラメタのひとつとなるのは衝突速度であるが, 集積過程における微惑星の衝突速度は原始惑星の脱出速度に同じくらいとされている. したがって, 質量が同程度で脱出速度も同じくらいの金星と地球では, 似たような衝突速度で微惑星が集積し同標準的な太陽系形成論によれば, 地球型惑星は原始じような惑星形成過程が進行したものと推測される.

惑星系円盤の中で微惑星が集積して形成される[2].

似たような物質が似たような過程を経て集積し形成

原始惑星系円盤の中に化学的な不均質がどの程度あっされる金星と地球は, 集積過程が終了したときに似た  金星大気の形成と進化／はしもとじょーじ

5

ような原始大気を形成すると考えてよいだろうか？に起こったことが示されている. このことは衝突脱ガ

個々の衝突現象がもたらす影響はそれぞれ違ったもの

スによる大気の形成と整合的である. 衝突脱ガスによっであるはずだが, 多数の小さな微惑星の衝突によってて大気が形成されたとするならば, 集積過程が完了し惑星が形成されたのならそうした差違は均されてしまたときに現在ある大気の元となった原始大気が形成さう. したがって, 金星と地球が多数の小さな微惑星のれていたことになる. しかし, 原始大気の組成を知る

集積によって形成されたのなら, ほぼ同じ原始大気が手がかりとなるような地質学的証拠は見つかっておら金星と地球で形成されることになるだろう.

ず, 原始大気の組成は理論的に推測するしかない.

しかし近年は, そうではない可能性が考えられるよ

ここでは, マグマの海 (magma ocean) が形成されうになっている. 惑星の集積過程では小さな微惑星がた場合の原始大気組成を惑星集積完了時の大気組成と集積するだけでなく, 火星程度の質量を持った巨大なして話を進めることにする. 惑星表層が全球的に融解

微惑星の衝突 (giant impact) が数回程度あったと考している状態をマグマの海と呼ぶが, このとき大気組えられている[2]. 巨大衝突が大気に及ぼす影響はま成は大気とマグマの間の元素分配によってコントローだ十分に解明されていないが, 巨大衝突は規模が大きルされる. マグマの海の形成を直接的に示す証拠は見いだけに大気に大きな影響を与えた可能性があり, まつかっていないが, 微惑星が集積する時の高速衝突をた回数が少ないため個々の巨大衝突が大気に異なる影

考えると原始惑星がある程度の融解を経験したことは響を与えるときその結果は統計的に均されない. した間違いない. 特に巨大衝突があったときには, 瞬間的がって, 巨大衝突が現在あるような金星と地球の表層に強い加熱が起こるので惑星は大規模に融解してマグ環境の差違をつくりだした可能性は否定されない.

マの海が形成されるだろう. また, 巨大衝突がない場

ここでは惑星の集積過程において金星と地球の差違合でも大気の保温効果 (blanketing effect) が働いて惑がつくられた可能性もあることを指摘するにとどめ,星表面が冷却しにくくなれば, 小さな微惑星の集積に以下では集積過程が終了したときに金星と地球で似たよる加熱によっても惑星表面の温度は全球的に岩石がような原始大気が形成されたとしてその後の進化を議融解する温度まで上昇しマグマの海が形成される[3].

論することとする.

大気とマグマの海との間の元素分配を考える上でもっとも重要となるのは金属鉄の存在の有無である. 金属鉄が惑星表層に存在し大気と反応する場合には, 親鉄性のある炭素や窒素といった元素が熔融金属鉄に熔け

地球型惑星の大気は微惑星に含まれる親気性元素が込むことで大気から取り去られ, 酸化還元状態は金属脱ガスして形成されたと考えられている (大気の二次鉄と珪酸塩の酸化還元反応によってコントロールされ起源論) [3]. 原始太陽系星雲ガスを原始惑星が重力る. そのため, 金属鉄が存在する場合には炭素・窒素・的に捕獲することで大気が形成される可能性もあるが,酸素などに枯渇した大気が形成される.

この大気 (俗に一次大気と呼ばれる) は大気主成分元

惑星集積と並行して形成される大気は, 金属鉄と反素 (炭素や窒素) に比べて希ガスを多く含んでいるた応していたと考えるのが自然である. 大気が金属鉄とめ, それを進化させて現在あるような地球型惑星の大反応するかどうかは, 集積する微惑星に金属鉄が含ま気をつくるのは難しいと考えられている.

れていたかどうかで決まる. 微惑星の組成は不明であ脱ガスのメカニズムとしては衝突脱ガスを考えるのるが, 惑星をつくった微惑星の平均組成は惑星の平均が一般的である. 地球大気を形成した脱ガスについて組成と同じようなものであったはずなので, 大局的には放射性元素を用いた研究から地球史の初期に集中的は惑星の平均組成であるような物質が集積していたと

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日本惑星科学会誌Vol.13.No.1,2004

考えてよい. 惑星の平均組成は地球型惑星の中心に金表面で解放される重力エネルギーが小さくなると, マ属鉄のコアがあることを反映して金属鉄を含むものとグマの海は冷却して固化する. さらに冷却がすすみ惑なっているので, 惑星の平均組成をもった物質が集積

星表層の温度が低下すると, 原始大気中の水蒸気が凝(均質集積) していれば金属鉄と反応した大気が形成結して雨が降り海洋が形成される. このようなことがされる.

地球では起こったと考えられているが, 金星でも海洋以上の考察より, 惑星集積と並行して形成される原は形成されたのだろうか？

一次元放射対流平衡モデ

始大気は200-300気圧程度の H２・H２O と数10気圧程度

ルによって調べられた海洋形成条件[5]を見ると, 金の CO・CO２を主成分とするようなものになると推定星でも地球と同様に形成末期には海洋が形成された可されている[4]. 次章以降はこの原始大気を出発点と能性のあることがわかる.

して議論を進めていくことにするが, これとは違った海洋が形成されるための条件はいくつかあるが, 十原始大気というものもありえるので, そのことについ分な量の H２O がある場合に金星で問題となるのは暴て簡単に述べておく.

走温室状態に陥らないための条件である. ここで暴走

ここまで, 形成された大気が失われる過程について温室状態とは, 海洋が存在する条件の下で加熱と冷却は考えてこなかったが, 大気がなんらかの過程で失わの釣り合いが取れなく (加熱が過剰に) なって海洋がれた可能性がないわけではない. 例えば, 巨大衝突に完全に蒸発する状態と定義される. この暴走温室状態

よって大気が大規模に散逸する可能性が指摘されていの発生においては, 海洋が存在する条件下で惑星放射たりする. もし, 惑星集積の末期に大気の大部分を失(惑星が宇宙空間に射出する熱放射) に上限のあるこうようなことが起これば, 現在の大気は大気散逸後のとが本質的に重要である. 熱放射は温度が上がれば大惑星集積最末期に集積した物質から形成されることにきくなるが, 海洋が存在する場合には熱放射を吸収すなる. 惑星集積の最末期は微惑星の衝突頻度が減少しる大気水蒸気量も温度とともに増加するため, 温度がているため, マグマの海が存在しない状況で大気が形上昇しても惑星放射はある値以上には大きくなること成された可能性が高い. また, 惑星集積の最末期にはができない. そのため, この惑星放射の上限 (射出限集積する物質の組成が変化する可能性も考えられてい界) を上回る加熱があったとき海洋は安定に存在するる (不均質集積) . あるモデルでは, 金属鉄を含まなことができなくなって蒸発する. 射出限界の値は一次

い酸化的な物質 (炭素質隕石や彗星のような組成を持っ元放射対流平衡モデルを使った研究によって 300-325たものを想定することが多い) が選択的に集積するこ[W/㎡]程度と推定されている[5].とを考えたりする (レイト・ベニア (late veneer) ) .

暴走温室状態になるかどうかは, 他の熱源がない場

この場合に形成される大気は金属鉄と反応しないため,合には太陽放射で惑星がどれほど加熱されるかによっ

上に述べたような惑星集積過程に形成される大気とはて決まり, それは太陽光度と惑星アルベドによって決全く異なる性質のものになる. 大気が失われない場合

まる. 地球に比べ太陽に近い金星は, より強い太陽放でもレイト・ベニアによる大気汚染というのはありえ

射 (地球の約２倍) による加熱を受けるため暴走温室るのだが, 実際にどれくらいの影響があったのかは明状態に陥りやすいと言える. 太陽光度の時間変化は恒らかではない.

星の物理モデルによって推定されており, 惑星形成が完了したころは現在の70-75%程度であったとされている. 一方, 惑星アルベドを推定することは非常に難しい. 惑星アルベドの値は雲によって大きく変わるが,惑星集積の末期に微惑星の衝突頻度が減少して惑星

現在の我々の知見ではどのような雲がどこにどれほど金星大気の形成と進化／はしもとじょーじ

7できるのか予測することができない. このことは惑星ているし, 水蒸気を多く含む光学的に厚い大気中で雲表層環境を考える上での大きな問題である.

が生成しても惑星放射は大きくは変わらないので, 雲

いちおう雲がない場合の惑星アルベドは計算可能なは暴走温室状態の発生を妨げる方向に働くと考えてよので, それに基づいて海洋形成条件が満足されるかどいように思われる. ただし, 雲の影響は生成する雲のうかを調べることはできる. 一般に雲の反射率は大き分布や性質によって変わるため, 暴走温室状態と雲のいため雲ができると惑星アルベドは大きくなる. その関係を定量的に評価するには暴走温室状態が発生する

ため雲がないときの惑星アルベドは惑星アルベドの最ような状況でどのような雲が生成するのかを調べるこ小値と考えることができ, 最小アルベドなどと呼ばれとが必要である.

る. 最小アルベドの値は大気量によって変わるが, 現海洋が形成された場合には, 海洋中で炭酸塩が生成

在の金星大気くらいの CO２があるときには0.4程度にして大気から CO２ が取り除かれると考えられる. 実なる[5]. 惑星アルベドがこの大きさであれば, 太陽際に地球ではこの過程によって大気中の CO２ が取り光度が現在の70-75%であった45億年前の金星は暴走除かれ, 現在あるような大気がつくられたと考えられ温室状態にならない(図１).ている[6]. 炭酸塩の生成によって大気量が減少する$)と最小アルベドは小さくなるので, もし雲によって惑星アルベドが維持されなければ暴走温室状態に陥って$%34567

しまう. 雲による不確定が大きいので確かなことは言$2

えないが, 海洋はそれ自身が炭酸塩を生成して大気量$

を減らすことによって暴走温室状態を作りだし自らを蒸発させてしまうのかもしれない.

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雲によって高い惑星アルベドが維持される場合には,{|;}~Z$

金星でも海洋は長い期間にわたって存在し続けること
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惑星アルベドの0.45という値をどう考えるべきであるかは難しいところであるが, あり得ないと簡単に切り捨てることはできないとは言えるだろう. 長期にわたって金星に海洋が存在した可能性を無視することはできない. 金星に海洋が存在したことを示す証拠は見つかっていないが, 真剣に探してみる価値はあるものと思う雲が生成する場合は雲がない場合より暴走温室状態[7].に陥りにくくなると一般に考えられている. 雲には,最後に, 現在の金星は暴走温室状態でないことを指惑星アルベドを大きくすることで太陽放射の加熱を弱摘しておく. 現在の金星は惑星アルベドが0.77と大きめる働きと, 惑星が射出する熱放射を吸収・散乱するいため, 太陽放射による加熱は射出限界を下回っていことで惑星放射を弱める働き (射出限界を下げる働き)る (図１). 現在の金星に海洋が存在しないのは, 惑があるが, 前者が卓越すると考えられているわけであ星表層に存在する H２O の量が少ないためである[5].

る. 実際に現在の地球で雲は地球を冷やす方向に働い

また過去においても, 惑星集積の間を除いたら金星が

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暴走温室状態になったことは一度もなかったかもしれまで H２O が持ち上がればよい. 水素を金星から散逸ない. 仮に初期の金星で海洋が形成された場合には海させる過程はいくつかあるが, 短時間で大量の水素を洋が消失しなければならないが, 暴走温室状態になら散逸できる過程はハイドロダイナミック・エスケープ

ずとも惑星表層の H２O 存在量が減少すれば海洋は消(hydrodynamic escape) と考えられている[9]. ハイド

失する. すなわち, 金星に海洋が存在しないことは必ロダイナミック・エスケープは, 極端紫外線などで加ずしも暴走温室状態の発生を示すものではない.

熱された上層大気が惑星の重力で束縛されなくなって宇宙空間へと流出する過程で, 流出のフラックスは主に上層大気の水蒸気混合比と加熱源である極端紫外線の強度で決まる. 若い恒星は強い紫外線を発している

金星で海洋が形成されたかどうかは不明であるが,原始大気に大量の水蒸気が含まれていたのなら, そのと考えられていたので, 大量の水素を短時間のうちに散逸させることができると思われていた.

H２ O は取り除かれなければならない. 金星大気からしかし近年, 強い紫外線が発せられるのは惑星形成物を移動させるとしたら, その行き先は内 (惑星内部)以前との見方がされるようになってきた[10]. 仮に極か外 (宇宙空間) のどちらかということになる.

端紫外線の強度が現在と変わらないとするならば, ハ

まず惑星の内部に入った H２O の量だが, これはそイドロダイナミック・エスケープで金星から地球海洋れほど多くない. 金星マントルに含まれる H２O の量に相当する量の水を散逸させるのに少なくとも6億年の上限は, ここ40億年の間に脱ガスした H２O の総量の時間がかかる. この6億年という時間は極端紫外線と脱ガスしたマントルの体積の下限から制約することのエネルギーが100%の効率で散逸に使われると仮定ができる[8]. 前者を水素の散逸フラックスから, 後して導いたものなので, 実際に必要な時間はこれより者を大気中の 40Ar の量から推定すると, 現在の金星マ長い.

ントルの H２O の存在度は15ppm 以下となる[8]. これ

また, ハイドロダイナミック・エスケープで惑星表から見積もられる金星マントル中の H２O の量は原始層の H２O を全て散逸させるわけにはいかないという大気中の水蒸気量 (200-300bar) に比べてとても少な問題もある. 水素の流出フラックスは上層大気の水蒸い.

気混合比が小さくなると急激に小さくなるため, コー

H２ O が内へ入らなかったのなら外 (宇宙空間) へルド・トラップ (cold trap) の水蒸気混合比が0.1を逃がさなければならない. 惑星の重力圏の外へ物を運下回るとハイドロダイナミック・エスケープで水素はぶためには, 惑星の重力を振り切るに十分な運動エネ流出しなくなる. したがって, H２ O が大量にあるとルギーを与える必要がある. 質量の大きなものほど必きはハイドロダイナミック・エスケープで水素を散逸要なエネルギーが大きくなるので散逸しにくくなる.

させることができるが, H２ O が減ってハイドロダイ金星くらいの大きさの天体になると重力がかなり大き

ナミック・エスケープがなくなった後に残されたいため, 水素とヘリウム以外の成分は容易に散逸しな

H２ O は他のなんらかの過程で散逸させなければならい. すなわち H２O はそのままの形では散逸しないとない.

考えられる.

ハイドロダイナミック・エスケープ終了時の大気にしかし, 水素は散逸できるので H２O を分解して水含まれる H２ O の量は, CO２ や N２ といった H２ O 以外素を宇宙空間へ逃がせば金星表層から H２O を減らすの大気成分の量によって決まる. 大気に CO２や N２なことができる. H２ O は波長の短い紫外線によって分どが多く含まれていると大気の水蒸気混合比は小さく解されるので, そういった光が入ってくる大気の上層なるので, かなりの量の H２O が残される. 現在の金金星大気の形成と進化／はしもとじょーじ

9星大気にある量の CO２ が大気にあった場合には,となると, 後は地面と反応して失われたと考えるしか10bar 程度の H２O が大気に残される. 一方, 海洋が形ない. 地殻やマントルは大量にあるので量が問題にな成され CO２ の大部分が炭酸塩として固定されていれることはないが, どのように反応したかということはば大気の水蒸気混合比が大きいままに保たれるので,問題かもしれない. 現在の金星表面が非常に酸化されハイドロダイナミック・エスケープ終了時に残るているというわけではないので, 表面だけでなく地殻H２O の量はずっと少なくなる.

全体 (あるいはマントルも) が酸化されなければならハイドロダイナミック・エスケープの後に金星からない. また, H２ O が紫外線によって分解されて酸素水を散逸させる過程は主に非熱的散逸となる. 非熱的が発生するのは大気の上層であり地面からは離れてい散逸とは, 熱平衡状態から逸脱して大きな運動エネルる. 分解によって発生した酸素がそのまま残っている

ギーを持った粒子 (分子, 原子, イオンなど) を生成と, 再び水素と結合してしまい水素の散逸効率が低下して, それらが宇宙空間へ散逸する過程である. 電荷するという問題も生じるかもしれない.

交換, 衝突解離, スパッタリング (sputtering) , 太陽

最後に水素の散逸と同位体組成の関連について述べ

風によるピックアップなどが, 非熱的散逸の代表的なておく. 初期の金星に大量の水が存在したと仮定して過程として挙げられる.

議論をすすめてきたが, 大量の水があったことは金星

非熱的散逸で流出する水素の量もまた上層大気中の大気の水素の同位体組成からも示唆されると考えられ水蒸気混合比に強く依存しているが, 上層大気に水素ている[13]. 金星大気の水素の同位体組成は D/H=が十分にあったとしても非熱的散逸で減らすことので(2.5±0.5) ×10−２で, 地球の海水 (D/H=1.6×10−４)

きる H２O の量は20億年で1bar 程度と見積もられていに比べると重水素が水素に対し100倍くらい多くなっる[11]. 実際には上層大気に含まれる水素の量が少なている. 散逸の過程では軽いものほど失われやすいのくなっているので, 0.1bar の H２ O であってもそれをで質量数に応じた同位体分別がおこる. したがって,消失させるにはかなりの時間が必要とされる. そう考

金星大気に重水素が多いことは, 初期に大量の水が存えると, 金星でもいったんは海洋が形成し大気中の在し水素が散逸したとするシナリオと整合的である.

CO２が炭酸塩として固定され, ハイドロダイナミック・

しかしながら, 初期に大量の水がなかったとしても,エスケープで大部分の水素が散逸したと考えるべきな

脱ガスや彗星の衝突による大気への水の供給と水素ののかもしれない[12]. ただし, 非熱的散逸の多くには散逸によって金星大気の水素の同位体組成を説明するイオンや電子が介在していて磁場も絡んでくることかことが可能と言われている[14]. 必ずしも金星大気のら, まだ十分に解明されていないことも多い. 非熱的水素同位体組成の解釈は一意的でないことに留意する

散逸で散逸する水素の量を定量的に評価することは非必要がある.

常に重要である.
さて, H２ O のうち水素は散逸するとしたが, 酸素はどこへ行くのであろうか？

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実は H２O が分解して生成する酸素の行方はよくわからない. 水素が散逸す

希ガスは基本的に化学反応することがない親気性元るときに酸素も引きずられて散逸するとの考えもある

素であり, かつ同位体も含め様々な質量数のものが存が, 酸素は重いので散逸させるのは難しいように思わ在することから, 大気の起源や形成過程を制約する有れる. 大気中の CO などと反応して失われたとする考用なツールになる. そのため希ガスに関連した様々なえもあるが, H２ O が分解して発生する大量の酸素を研究がなされているが, それらの全てをここでレビュー全て消費するには量的に不足しているように思われる.

することは無理なので以下では重要度が特に高いと思10

日本惑星科学会誌Vol.13.No.1,2004

われる事柄に絞って簡単に説明することにする. 惑星

大気の希ガスに関するレビューは文献[15]を参考にされたい.

現在の金星と地球の表層環境は全く違うものである

金星大気と地球大気の希ガスを比較したときの最もが, その違いがいつ生じたのかは明らかでない. 金星

顕著な特徴は, 金星に希ガスが多いことである[15].と地球ではそもそも材料物質からして違っていたのか

金星大気の炭素と窒素の存在量は地球表層のそれと同もしれないし, 惑星集積過程において例えば巨大衝突程度であるが, 非放射性元素起源の Ne と Ar はそれのような現象で差違がつくられたのかもしれない.

ぞれ地球の約30倍と約70倍もの量が金星にある. He

惑星集積過程において金星と地球が同じように形成以外の希ガスは容易には散逸しえないので金星と地球された場合でも, その後の進化によって金星と地球のにおける希ガスの存在量の違いは惑星の集積過程でつ差違はつくられうる. 惑星集積が終了したときの原始くられたと考えられるが, その具体的な過程は明らか

大気が金星と地球で同じようなものであったとしたら,でない. 現時点でもっとも無理がないと考えられてい大昔の金星にも海洋が形成されていた可能性がある.

る説明は, 金星と地球で材料物質に含まれる希ガスの太陽に少し近い金星は大気温度が高く大気中の水蒸気量が違っていたとするものである. ただし, 惑星集積量が多くなるため水素が散逸して水が失われる. 太陽の章で述べたように原始惑星が成長するとき原始惑星から少し遠い地球ではコールド・トラップの働きによっ系円盤は動径方向にかき混ぜられてしまうことが問題て水素の散逸が抑えられ, 現在まで海洋が保持される.

である. ちなみに巨大衝突によって地球にある希ガスの量を減らすという考えもあるが, この場合には炭素・窒素・クリプトン・キセノンなどの量が金星と地球で同程度であることを説明することが難しくなる.
金星大気にある 36Ar の存在量は, 地球との比較とい査読者の倉本圭氏のコメントは, 本論文の読みやすさうことに関係なくそれ自体が大きな謎となっている.

を大きく向上させた. また, ゲストエディターの今村36

金星にある Ar の量を惑星の質量で規格化した値は,剛氏が原稿作成の遅れに辛抱強く対応してくれたおか

もっとも Ar を多く含む隕石と同程度になる. Ar を多げで, 本論文を書き上げることができた. 両名に対しく含む物質だけを集めて金星が形成されるのなら金星心から感謝したい.

36の Ar 存在量を説明することもできるが, そのように考えるのは非常に不自然であるように思われる. 金星の 36Ar 存在量を説明するための仮説はいくつか提案されているが, いずれの仮説にも無理があるように見えるのが現状である.
反応性のある大気主成分と希ガスが同じ振る舞いをするとは限らないので, 希ガスから導かれる制約の全てが大気主成分にも当てはまるとは言えないが, 大気の起源や形成を考える上で希ガスを無視することはできない. 金星大気の形成および進化を考えるときには,主成分元素だけでなく希ガスとの整合性も考慮することが重要と言えよう.

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