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タイタン大気進化過程のおさらいと H 2 原始大気の可能性

タイタン大気進化過程のおさらいと H 2 原始大気の可能性. 惑星物理研究室 中神　雄一 nakagami@ep.sci.hokudai.ac.jp. タイタンの概要　（現在）. 土星最大の衛星 　　直径　：　～ 5200 km 濃い大気 N 2 : 1.5 bar CH 4 : ~ 0.06 bar H 2 etc … 地表面温度 ~94K. http://nssdc.gsfc.nasa.gov/image/planetary/saturn/titan.jpg. 同位体比・組成. H,N 同位体比　 : 大規模な大気散逸を示唆

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タイタン大気進化過程のおさらいと H 2 原始大気の可能性

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Presentation Transcript

  1. タイタン大気進化過程のおさらいとH2原始大気の可能性タイタン大気進化過程のおさらいとH2原始大気の可能性 惑星物理研究室 中神　雄一 nakagami@ep.sci.hokudai.ac.jp

  2. タイタンの概要　（現在） • 土星最大の衛星 　　直径　：　～ 5200 km • 濃い大気 N2 : 1.5 bar CH4 : ~ 0.06 bar H2 etc… • 地表面温度 ~94K http://nssdc.gsfc.nasa.gov/image/planetary/saturn/titan.jpg

  3. 同位体比・組成 • H,N 同位体比　: 大規模な大気散逸を示唆 - 15N/14N : 1.3-1.6x地球大気 (Waite et al.,2005) ⇒　1.6 ～100 倍　(Lunine et al.,1999) - CH3D/CH4 2-5 x 原始太陽大気(Orton,1992) ⇒100 倍(Lunine et al.,1999) • CH4,N2存在度 : [CH4] <<[N2] - 現在　　　　　　　0.06 bar : 1.5 bar - 45 億年前　　　6.0 bar : 150 bar

  4. 発表の概要 • 原始 H2大気大規模散逸の影響 - ハイドロダイナミックエスケープ - 原始地球の場合　(Tian et al.,2005) • タイタン大気進化におけるH2大規模散逸　 の位置づけ - 従来からの大気進化のシナリオの整理 - H2大規模散逸の検討

  5. 原始 H2大気大規模散逸が　　惑星表層環境に与える影響

  6. ハイドロダイナミックエスケープ 大気の静水圧平衡が破れる時に生じる散逸 ポリトロープ大気で静水圧平衡が破れる条件 p : 圧力 r : 惑星中心からの距離 γ : ポリトリピック指数 λ : エスケープパラメータ 0 : 惑星表面 r →∞　で p が有限値を持つ条件 G :万有引力定数 k : ボルツマン定数 T : 温度 M : 半径 r の球殻内の質量 m :分子質量 ただし

  7. S(x)＝x2 x 一次元流体計算 • Pure な H2大気 • 球対称を仮定 • 圧縮流体 • 非定常、非粘性 • 熱伝導, EUV放射による加熱も考慮

  8. p : 圧力 ρ: 密度 m: 分子質量 kB : ボルツマン定数 u : 流速 γ :　比熱比 g : 重力加速度 κ : 熱伝導率 T : 温度 q : 放射エネルギー 方程式系 （状態方程式） （質量保存） （運動量保存） （エネルギー保存）

  9. 解の性質　（等温定常解） 臨界点 遷音速解 (Lamers and Cassinelli, 1999) u : 流速 a : 音速

  10. 原始地球からのH2散逸 (Tian et al., 2005) 遷音速点 脱出速度 • ＥＵＶがx 2.5、x 5.0 では上端で超音速。 • 上部境界での流速は惑星脱出速度程度 - H2散逸の可能性 • EUV をよく吸収する層での温度は　700-800 K になるが、上端では断熱冷却の効果で温度が低下 EUV フラックスを現在の x1, x2.5, x.5.0 とした 時の速度分布と温度分布。 (Tian et al.,2005)

  11. H2の蓄積 • EUV によるハイドロダイナミックエスケープ散逸率は拡散律速よりもオーダ２小さい • 大気中のH2混合比は10-3から　30%に増加 散逸率と均質圏界面でのH2混合比の関係。水平線は地球内部からのH2脱ガス率。上が初期地球、下が現在の値。 （Tian et al.,2005）

  12. 地球表層環境への影響 • H2 混合比が大きいと大気中での有機物合成に有利 - 光化学反応による生成率はオーダ 3 増大 - 海洋での生命誕生を支持　 ハイドロダイナミックエスケープによる H2散逸量の 見積りによって、従来の惑星大気進化のシナリオ を再検討する必要も出てくる。

  13. タイタン大気進化におけるH2大規模散逸の位置づけタイタン大気進化におけるH2大規模散逸の位置づけ

  14. 従来からの大気進化　　　　　　のシナリオの整理従来からの大気進化　　　　　　のシナリオの整理 • 微衛星への揮発物質の捕獲- N2の起源問題 • 集積と原始大気形成 • NH3から　N2生成 • 大気散逸、光化学反応、内部脱ガス- CH4枯渇問題

  15. Subnebula の環境 太陽組成 C~O 余剰のOが少ない。H2O 少ない 集積時の水の消失？ 余剰のOが多い H2O 多い (Lunine and Tittemore, 1993)

  16. クラスレートへの捕獲 CH4 rich • [N2]/[CH4] = 10-3 ~ 10-4 • タイタン大気 N2 > CH4 ・CH4だけを選択的に 減少させるのは困難 ・N2として窒素を捕獲 したとは考えにくい H2O, CO, CH4全体に含まれるC/O の比 は太陽組成 (Lunine et al.,1985)

  17. N2の起源 • N2　としてメタンクラスレートに捕獲 　 　　 ⇒　36,38Ar/N2～１ - 成層圏では Ar は未検出　(Waite et al.,2005) • NH3として - アンモニアハイドレートとして捕獲 - 光解離によって　N2　生成 - [NH3]/[H2O] ~ 10-2でも 100 bar の N2大気 の可能性　 (Owen, 2000)

  18. 集積中、直後の構造 • 集積中の大気構造は湿潤断熱　　　　　 - high opacity - 活発な対流 (Lunine and Stevenson. 1987)

  19. 再冷却：メタンクラスレートの再凝縮 • 集積が終了すると地表面は冷却する。 • やがてメタンクラスレートの解離圧曲線にぶつかるとメタンクラスレートは再凝結を開始 • この間は解離圧曲線に沿って温度、圧力は動く • アンモニアと水の共融点(172K) に達するとアンモニア氷が生成しメタンクラスレートの再凝縮は停止する。 • 大気中の残存 CH4分圧 0.18 bar メタンクラスレート相 アンモニア水 (Lunine et al.,1985)

  20. NH3　から　N2への変換 • 大気中に NH3, N2H4　が存在できる条件 - Ts > 150 K • タイタン形成後約 1 億 　 年で現在の　N2量が生成される (Lunine et al.,1989) 温度の条件 Ts > 150 K が維持できるかどうかは unknown (Atreya et al.,1978)

  21. CH４　枯渇問題 • 光解離によって減少 -　大気中のCH4は40Myrで消滅 (Yung et al.,1984) - 分解された CH4は 45 億年間で ~ 6bar - D/H (CH3D/CH4) とも調和的 - CH3D/CH4 2-5 x 原始太陽　(Orton,1992) ⇒100 倍(Lunine et al.,1999) CH４＋ｈυ（λ≦1450Å） →　CH＋H2＋H

  22. CH4リザーバ CH4 Lake? 234x73 km • 内部からの脱ガス - 氷の火山 - CH4の湖 • 12C/13C ～ 1 xEarth 十分な供給を示唆 http://saturn.jpl.nasa.gov/multimedia/images/

  23. タイタンが subnebula 　　　　　　　　　　で集積した場合 • 微衛星への揮発物質の捕獲 • 集積と原始大気形成 • NH3から　N2生成 • 大気散逸、光化学反応、内部脱ガス

  24. 厚い H2 大気の可能性 [H2]:[N2]:[CH4]=2:1:1 • 湿潤断熱大気を仮定 - 上端の圧力 10 – 104 [Pa] (Mosqueira et al.2003) • 初期 H2量 102-103 [bar] NH3, CH4の凝結、赤外冷却の効果は unknown

  25. Pn nebula Nebula の消失に伴う散逸 Nebula 消失 • 残存する大気のNebula の消失率依存性 • 大気組成への影響 (N2/CH4, 同位体比) - blow off (H2の散逸に引きずられて重い分子も散逸) - 温度の低下による地表面での再凝結への影響

  26. 太陽 EUV 加熱による大気散逸 • Tian et al.,2005 と同様の計算を原始タイタン大気について行う。 - NH3, CH4等のドラッグ - 赤外活性分子からの冷却 • 大気組成、同位体組成への影響 - NH3から N2の変換へも影響 Nebula 消失後の原始タイタン大気について…

  27. 今後の作戦 １、タイタンについてハイドロダイナミックエスケープを解く　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　- nebula が消失する場合 - EUV 加熱を受ける場合 ２、Nebula 中で集積した H2 大気の構造を解く - CH4, NH3　の凝結、赤外冷却も検討

  28. Blowoff による散逸フラックス　Fi(t) (Hunten et al.,1987) FH2 : H2フラックス mH2 : 水素分子質量 g : 重力加速度 re : 散逸高度 k : ボルツマン定数 T : 温度　(T=100K) bi : 拡散パラメータ • 　存在度比 j : H2, N2, CH4 • 　水素分子との質量差 bN2 = 1.875×1019T0.82 bCH4 = 2.30 ×1019T0.765 (Mason and Marreo, 1970)

  29. 拡散律速フラックス N2　の　blowoff 停止後 H2のモル比が減少すると、 H2フラックスは拡散律速となる可能がある Hunten et al.,1973 HN2 : N2のスケールハイト If

  30. EUV　フィッティング関数 エネルギーバランス エネルギーバランス （Pepin, 1991） [erg cm-2 s-1] G : 万有引力定数 Mt : タイタン質量 ここで とおく

  31. 散逸フラックス re = 5,000 km t0 = 5 Myr (散逸開始時間) 初期分圧 H2 : 100 bar, N2 : 100 bar (const), CH4 : 40 bar

  32. 散逸 H2量 • 散逸 H2量の上限 　 ・　< 100 bar • CH4が多い程散逸量は小さくなる 　　・　質量の大きな成分 　　　　の散逸にエネルギー 　　　　が消費される • 初期 H2が 10 bar ではほとんどの H2 が消失　　

  33. 残存 CH4分圧 • H2　がほとんど消失する場合, 残存分圧は初期の半分以下まで減少　（重い分子種の残存量は H2の残存率に依存） • H2　初期分圧　100~20 bar, CH4初期分圧 10~20 bar で　CH4 は~ 6 bar 残存

  34. 残存 N2量 • H2初期分圧　40 ~ 60 bar で N2 ~ 45 bar 残存

  35. 大気組成への影響 • 原始太陽からの EUV フラックスにより H2は流体力学的に散逸 • このとき N2, CH4も散逸 （blowoff） • 初期 H2分圧　; 10 ~ 1000 bar

  36. ここまでのまとめ • 初期 H2分圧　：　40~60 bar - 土星 subnebula の H2分圧はそれほど大きくな かったことを示唆 （別の散逸過程？） -　原始タイタン地表面でのメタンクラスレートの再凝 結で大気中の CH4量は ~1/10 まで減少

  37. CH4-C2H6海モデル • 成層圏のこう化学反応で CH4から C2H6が生成する。 • ４６億年間で全球平均 0.6 km の海に相当する C2H6が形成 (Lunine and Stevenson, 1985)

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