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原始タイタン大気の 大規模散逸の可能性 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    N2 : 1.5 bar    CH4 : ~ 0.06 bar    H2 etc… 地表面温度 ~94K

Contents N2, CH4 の起源についての制約 　　- Huygens のデータからの示唆 厚い H2 大気からの大規模散逸 　　- バルクな見積もり 　　- 基礎方程式 　　　・　Parker 解

タイタン大気の起源と進化 についての制約 N2 の起源 CH4 のリザーバ問題 同位体比からの制約

N2の起源 NH3 として 　 - アンモニアハイドレートとして集積 　 - 光解離によって　N2　生成 　 - [NH3]/[H2O] ~ 10-2 でも 100 bar      の N2 大気 N2　として 　 - 彗星組成　; [CH4]/[N2]~1, D/H 問題 　 - メタンクラスレートへの取り込み

sabunebula の環境

クラスレートへの取り込み タイタン周辺では CH4    rich [N2]/[CH4]    = 10-3 ~ 10-4 現在の大気 　　N2 > CH4

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)

CH４　リザーバ問題  光解離によって減少    　 CH４　＋　ｈυ（λ≦1450Å） 　　　　　　　　　　　    　→　CH　＋　H２　＋　H 　-　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 CH4の供給源 　- CH4-C2H6 海モデル (Lunine et al.,1983)   - 内部からの脱ガス　(氷の火山)

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

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同位体比からの制約 15N/14N    - 3.9-4.5x地球大気 (Marten et al.,2002)        ⇒　３０倍 ; ４５bar           T-Tauri期のスパッタリング           (Lammer et al.,2000) CH3D/CH4    - 2-5 x 原始太陽大気 (Orton,1992)        ⇒　100 倍　; 6 bar           光解離　〜　4.5 Gyr                       (Lunine et al.,1999)

厚い原始 H2 大気からの大規模散逸 バルクな見積もり  　- 大気組成に与えた影響　(N2, CH4) 詳細な見積もりに向けて 　- 基礎方程式系 　- Parker モデル

厚い大気の可能性 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] N2, CH4 最大集積量    CH4 ; 数百bar / クラスレート起源 　(Lunine, 1989)    N2   ; 100 bar / NH3ハイドレート 起源 (Owen, 2000)

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

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

Blowoff による散逸フラックス　Fi(t)

エネルギーバランス EUV　フィッティング関数 エネルギーバランス

拡散律速フラックス

散逸フラックス

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

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

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

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

今後の検討課題 EUV 以外の波長によるエネルギー輸送の影響 　 - 赤外による加熱、冷却　(CH4, NH3) 光化学反応, 地表面でのクラスレートの再凝縮過程の影響     - NH3 ⇒　N2 　　- 大気圧低下による地表面温度の低下

一次元大気散逸計算 球対称を仮定 圧縮流体 非定常、非粘性 熱伝導, 放射による輸送も考慮

方程式系