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天体衝突による大気散逸に関する研究は少ないが,Ahrens らの研究結果[4, 5]も, それを支持する結論を地球型惑星形成の現代的描像においては, まず初め導き出している. したがって, 地球型惑星の大気・海に, 微惑星の集積によって火星サイズの原始惑星が地は, 巨大天体衝突ステージの後のイベントで作られた球型惑星形成領域に数十個形成される[1]. その後,と考えられるようになった. 特に, 隕石重爆撃期に衝

これら火星サイズの原始惑星は互いに衝突を繰り返し突したと考えられる隕石や彗星に含まれる揮発性元素(以降, 巨大天体衝突と呼ぶ), 現在の地球型惑星が形が, 大気・海の起源として有力視されてきた (レイト成される[2, 3]. したがって, 地球型惑星, 特に地球ベニア起源の大気・海と呼ばれる). そして, 当然のと金星は, その形成過程末期に, 複数回の巨大天体衝ことだが, 巨大天体衝突ステージ以前に惑星が獲得し突を経験したと考えられている. 以降, 巨大天体衝突た大気は, あまり重要視されなくなった.

が起こる時期のことを巨大天体衝突ステージと呼ぶこ とにする.
巨大天体衝突が起こると, それまで原始惑星が保持していた大気は失われてしまうのだろうか？もし, す

巨大天体衝突による大気散逸のメカニズムは2つ考べて失われてしまうのならば, 現在の地球型惑星の大えられる. 1つは, 衝突によって惑星内部に生じた衝気 (海) は, 最後の巨大天体衝突の後に作られたこと撃波が, 惑星内部を伝播し, 惑星表面を全球的に激しになる. 一方, 巨大天体衝突で少なくとも一部の大気く外側に運動させ, 大気を吹き飛ばすというメカニズ(海) が生き残るならば, 巨大天体衝突以前に原始惑ムである (図1). 衝突地点付近の大気は, 衝突地点付星が獲得した大気 (海) が, 地球型惑星の大気の起源近から高速放出されるイジェクタによって, 一般的にに影響を及ぼしているはずである. 特に, 原始惑星がは剥ぎ取られると考えられているが, 惑星全体の大気獲得した大気には, ネビュラガスを起源とする大量の量と比べるとそれほど多くない. したがって, 惑星表太陽組成の希ガスが含まれている. したがって, 巨大面の全球的な運動による大気散逸が重要となってくる.

天体衝突による大気散逸の問題は, 大気・海の起源と大気が直接, 地面の運動によって力学的に押し出され直結していること, そして, 大気組成 (特に希ガス)ることから, 力学的散逸と呼ぶことにする. 2つ目のに大きな影響を及ぼすことから, 重要な問題の一つで大気散逸のメカニズムとしては, 巨大天体衝突によっあると考えられる.て非常に高温となった惑星表層からの大気の熱的散逸

一般的に, 特に欧米では, ひとたび巨大天体衝突がである. 高温大気 (特に, 分子量の小さい水素) は,起こると, それまで惑星が保持していた大気・海はす

惑星重力に束縛されず, 熱的に散逸する可能性がある.

べて失われてしまうと, 漠然と考えられてきた. 巨大Ahrens らの研究[4, 5] は力学的散逸に注目をしたも       95

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23 4567のであった. Ahrens [4] の研究は, 大気がすべて散逸するために必要な地面の速度を解析的に見積もった研究で, 大気の全散逸の条件は, 地面速度1.6〜2.8km/s と見積もられている. また, Chen and Ahrens [5]の研究は, １次元球対称の地面の運動に対する大気の運動を数値計算した研究である. いずれの研究も, 巨8+,7 9:; ()$<=
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大天体衝突で (ほとんど) すべての大気が失われるという結論を導き出している. しかし, これら過去の研た, すべての大気を散逸させるためには, 地面が惑星究は, 以下の点で間違った結論を導き出している. まの脱出速度を超えなければならないことがわかった.

ず, Ahrens [4] の見積もりには理論的な間違いがあでは, 実際に巨大天体衝突が起こった時に想定されり, 大気がすべて散逸する地面の速度を見積もったつる地面の速度は, どれくらいになるのだろうか？月のもりが, 実は, 大気が散逸し始める条件を見積もって起源として有力なジャイアントインパクト説との関連しまっている. そして Chen and Ahrens [5] は, 後から, SPH (smoothed particle hydrodynamics) と呼ば述するように計算した初期条件が少なすぎることと,れる流体コードを用いた巨大天体衝突の直接計算がい最終的な大気の散逸量を過大評価してしまっている.

くつかなされている. それらの結果によると, 地球サ

そこで, 我々は, 1次元球対称のモデルを用いて,イズの天体に火星サイズの天体が, 脱出速度で衝突し惑星表面の運動と大気の散逸量の関係を系統的に調べ,た場合, 地球サイズの天体側の地面では最大6km/s 程

最終的に巨大天体衝突によって失われる大気の散逸量

度 [7] , 惑星表面の平均速度は4-5km/s 程度 [8] とを再評価した[6]. その結果, 大気が散逸する割合なることがわかっている. この地面の速度と我々の結(以降, 散逸率と呼ぶ) は, 大気の種類によらず, 惑果から, １回の巨大天体衝突で, 10〜30%の大気が散星の脱出速度で規格化した地面の速度だけで決まるこ逸し, 相当量(70〜90%)の大気が生き残ることがわかとがわかった (図2). また, Ahrens [4] が見積もっる. この結果は, 明らかに過去の研究[5]と異なってた大気の全散逸の条件(地面速度1.6〜2.8km/s)は, 大いる. Chen and Ahrens [5] は地面速度8km/s におけ気が散逸し始める条件でしかないことがわかった. まる大気の運動を数値計算し, ほとんどすべての大気が地球型惑星の大気形成における巨大天体衝突の影響／玄田, 阿部

96散逸するという数値計算を得て, 巨大天体衝突による地面速度6km/s [7]を引用し, ほとんどすべての大気が散逸すると結論付けたが, 実際には地面速度6km/sの数値計算は行っていない. その結果, 彼らは大気の散逸量を過大評価しており, 我々の結論と異なった.
また, 我々は, インパクターである火星サイズの原始惑星の大気散逸率や, 火星サイズ同士の衝突による大気散逸率も見積もった. その結果, いずれの場合も相当量(50〜70%)の大気が生き残ることがわかった.
したがって, 巨大天体衝突ですべての大気が力学的に散逸するという過去の研究, および思い込みは間違っていて, むしろ相当量の大気が生き残り, さらにインパクターの大気も相当量持ち込まれるということがわかった.

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水素以外の分子量の大きい気体 (例えば H２O や CO２)は, 5000〜10,000K 程度の温度では, 惑星重力に束縛

巨大天体衝突によって解放されるエネルギーは極めされていることがわかった. 一方, 混合大気中に含まて大きく, 惑星全体が高温となる. 特に, 惑星表層は,れるもっとも分子量の小さい水素は, このような高温衝突地点および衝突天体から吹き飛ばされた大量の物状態では, 惑星重力に束縛されておらず, ハイドロダ質が再集積することによって選択的に極めて高温(500

イナミックエスケープが起こることがわかった. そこ

0〜10,000K)となる. この時, 力学的に散逸しなかっで, 問題となってくるのは, 原始大気とケイ酸塩ガスた原始大気が惑星表層に存在していたならば, 再集積の混合大気から, 水素ガスが選択的に散逸するかどうしてきた物質は, 原始大気に突入し, 部分的に蒸発すかである. もし, 水素の大規模散逸が起こったならば,る. また蒸発しなかった物質は, 惑星表面に衝突して,水素以外の気体も, 水素に引きずられて散逸する可能大量の物質が大気中に放出され, 大気と相互作用する.

性がある. そこで, これら混合大気からの水素散逸を最終的に, 惑星表層には, 再集積してきた物体および模擬した数値計算を行い, 水素散逸のタイムスケール

惑星表面から蒸発したケイ酸塩ガスと, 力学的に散逸を求めた.

しなかった原始大気との高温(5000〜10,000K)の混合

その結果 (図3), 惑星表面が高温 (4000K 以上) の大気が形成されると考えられる. 一般的に高温大気は,時は, 大量に蒸発したケイ酸塩ガスが水素の散逸を抑

惑星重力にバウンドされておらず, ハイドロダイナミッ制することがわかった. これは, 惑星重力に束縛されクエスケープを経験する可能性がある. ハイドロダイているケイ酸塩ガス分子が散逸しようとしている水素

ナミックエスケープは, ジーンズエスケープや非熱的分子と衝突することによって水素の散逸速度が抑制さ散逸よりも散逸規模が大きいことが知られている.

れてしまうのが原因である. また, 惑星表層が冷却しそこで, まず, 解析的な手法を用いて, この混合大ていき, 低温 (2000〜4000K) になると, 今度は, 原

気がハイドロダイナミックエスケープを起こすかどう

始大気中に含まれる水素以外の分子量が大きな気体か見積もってみた[9]. その結果, ケイ酸塩ガスや,(例えば H２O や CO２) が水素散逸を抑制し始める.

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最終的に, いかなる温度領域においても, 水素の散逸獲得した原始大気が, 巨大天体衝突で失われずに生きのタイムスケールが100万年以上かかることがわかっ

残り, 地球型惑星の大気の起源として重要な役割をもった. 一方, 惑星表層は長くとも数万年で冷却してしまているということがわかった.

うため, 事実上, 水素および原始大気の散逸は起こらないことがわかった.

巨大天体衝突ステージ以前に原始惑星が獲得した大気が生き残るという上記の結論は, 現在の地球型惑星の大気組成や同位体比と調和的であろうか？少なくと

も, 次のような問題がある. それは, 地球も金星も(火星も) 同じような大気が作られてしまう点である１.

1回の巨大天体衝突で, 力学的散逸においては相当さらに, 原始惑星は, ネビュラ中で形成した可能性が量の大気が生き残り, 熱的には大規模な散逸は起こら高く, ネビュラガスを重力的に捕獲しているはずであないことがわかった. 次に, 我々は, 1回の巨大天体る. したがって, 巨大天体衝突ステージ後に生き残っ衝突で失われる大気散逸率の結果を用いて, 火星サイた大気には, ネビュラを起源とする太陽組成の希ガスズの原始惑星が, 複数回の巨大天体衝突を繰り返し,が多く含まれている. そのような大気は, 現在の地球最終的に地球サイズの天体に成長するまでに生き残る大気とは明らかに異なり, 希ガスが過剰となってしま大気量を見積もった. その結果, 最終的に生き残る大う. 一方, 現在の金星大気は, 地球大気と比べて10〜気量は, 火星サイズの原始惑星が持つ大気量の2〜3倍100倍程度の希ガス (Ar, Kr, Xe) を持っており, そ程度となることがわかった (図4). 以上のことから,の組成が太陽組成に近いことが知られている. また,巨大天体衝突ステージ以前に火星サイズの原始惑星が火星サイズの原始惑星が重力的に獲得するネビュラガ
スの量は, 現在の金星大気の希ガス量を説明するのに多すぎもなく少なすぎもない. したがって, 力学的散逸で, 原始大気が生き残るという我々の結論は金星大気にとっては多くの点で都合がよいが, 地球大気にとっては必ずしも都合が良くない.
地球と金星の大気組成が違ったものになる理由として, 原始惑星表面での海の有無があるかもしれない.
太陽放射の大きさを考えると, 大気中に水蒸気が存在していれば, 地球軌道付近では原始惑星表面に海が形成されるが, 金星軌道より内側では海が形成されない.

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原始惑星表面に海が存在すると, 巨大天体衝突時に海の全蒸発が起こるために, 大気が散逸し, 水蒸気だけが残る可能性がある. このことによって金星と地球で原始大気組成が違ったものになる可能性がある.

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我々の研究では, 巨大天体衝突ステージにおいて,太陽系を取り巻いていたネビュラガスが完全に晴れて   !"#$%&'() *+,-./01 23456789:;<=>?.@ABCD!/01 @ED*+,-.2FGH <= >?.@ABC  IJK LM&NOGPQRSTURST VWFGXY.
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ガスが完全に晴れた時期には不確定性がある. 定性的には, ネビュラガスが存在すると, 巨大天体衝突による大気散逸は抑制される. 簡単な見積もりでは, 林モデルの約10%以上のガス密度(10−7 kg/m３ )が存在する[1] Kokubo, E. and S. Ida, 1998, Icarus 131, 171.と, 大気の力学的散逸は抑制される. 一方, ガス密度[2] Chambers, J. E. and G. W. Wetherill, 1998, Icarus

が10%よりもはるかに小さければ, その影響はほとん

136, 304.

ど無視でき, セクション2の結果が適用される. いず[3] Kominami, J. and S. Ida, 2002, Icarus 157, 43.

れにしても, 相当量の大気が生き残ることとなる. む[4] Ahrens, T. J., 1993, Annu. Rev. Earth Planet. Sci.

しろ, 惑星本体の質量が巨大天体衝突で増加することによって, 重力的に捕獲する大気量が増加するはずである.
巨大天体衝突ステージにネビュラガスが少しだけ残っていた方が, 現在の地球型惑星の軌道を説明するのに都合がよいという研究もある[3]. 一方で, 惑星が地球サイズにまで成長した段階で, まわりにネビュラガ

21, 525.
[5] Chen, G. Q. and T. J. Ahrens, 1997, Phys. EarthPlanet. Inter. 100, 21.
[6] Genda, H. and Y. Abe, 2003, Icarus 164, 149.
[7] Cameron, A. G. W., 1992, Lunar Planet. Sci.
XXIII, 199.
[8] Asphaug, E. and C. Agnor, 2003, personal commu-スが存在すると, 大量のネビュラガスを捕獲しすぎてnication

しまう[11]. 状況によっては, 木星のような巨大ガス

Conference, Houston, TX.

惑星となってしまう可能性もある[12]. この点では,ネビュラは完全に晴れていた方が都合がよい. いずれにしても, 観測・理論によるネビュラガスの散逸時期に関するさらなる研究が必要である.
大気の起源と進化を考える上で, 大気中の希ガス存
在度や同位体比は, さまざまな制約条件を与えてくれる. 地球大気の場合は, 直接, サンプルが手に入るため, 詳細に調べられている. 一方, 金星大気については, そのデータがかなり不確定である. Kr と Xe の存在量自体不確定性をかなり含んでおり, さらにその同位体比については信頼できる情報がない. 金星大気の組成・同位体比を正確に測定することは, 金星大気の起源と進化の研究を発展させるだけでなく, 金星と地球の比較によって, 地球大気の起源と進化についても多くの情報を与えてくれるはずである.

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本稿執筆にあたり, 有意義な査読意見をいただきま

atLunarandPlanetaryScience[9] Genda, H. and Y. Abe, 2003, Proc. 36th ISAS
Lunar and Planet. Symp., 29.
[10] Abe, Y. and T. Matsui, 1986, Proc. Lunar Planet.
Sci. Conf. 17th, in J. Geophys. Res. 91, suppl.,
E291.
[11] Hayashi, C. et al., 1979, Earth Planet. Sci. Lett.
43, 22.
[12] Ikoma, M. et al., 2000, Astrophys. J. 537, 1013.