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タイタン大気の起源と進化 −組成比と同位体比の考察から− 惑星物理学研究室 〇　中神　雄一

大気の起源/進化 材料物質 　- 原始太陽系星雲ガス / 直接捕獲 　- 微惑星、氷天体（クラスレート）     / 集積時の脱ガス 大気形成後 　- 大気散逸 　- 内部からの脱ガス 　- 光化学反応 　- 表層との相互作用

研究の目的/方向性  初期の大規模な散逸過程  原始大気 　　- 氷天体への揮発物質の取り込み 　　- solar nebula, subnebula での物質進化  内部構造     - 揮発物質の取り込み、脱ガス (分化時)

タイタン大気の概要とレビュー

タイタンの概要 （現在） 土星最大の衛星 　　直径　：　〜5200km 濃い大気 （1.5 bar）． 組成　：　N2 主成分     　CH4,H2,等 表面温度　：　94K 大気進化は専ら光化学反応による.

タイタン大気の起源/進化  N2 は NH3 の形で氷に取り込まれて集積 　　- 起源は彗星あるいは subnebula     　（彗星起源だとすると現在の D/H と不調和） 　　- N2 はその後の光化学反応により生成 　　- Ar/N2 = 1-10% (N2 origin)                 << 1 %  (NH3 orign)  現在ある CH4（0.06 bar） は 4.5x107 yr で     消滅 　　- D/H 以上     - 内部、表層からの脱ガス

原始大気H2 blowoff による揮発物質の分別効果の検討

大気の起源・進化の制約条件 同位体比    - 15N/14N  : 3.9 – 4.5 x 地球大気 (Marten et al.,2002)     - CH3D/CH4 : 2 – 5 x 原始太陽大気 (Orton, 1992) CH4, N2 存在度 : [CH4] << [N2]    - 現在　          0.06 bar : 1.5 bar    -  45　億年前　  6.0 bar : 45 bar      ・　15N/14N    ⇒　30 倍 (Lammer et al.,2000) 　   ・  CH3D/CH4  ⇒  100 倍 (Lunine et al, 1999)

なぜ N2 に富むのか？  太陽系においては  [CH4] ≧ [N2]      - 太陽組成   　　                3 : 1     - 彗星         　　                 1 : 1 　　- クラスレート  1000 ~ 10000 : 1

タイタンの形成過程 　subnebula 中で集積 - H2大気をまといながら形成   最小質量 subnebula モデル 　　- Mosqueira and Estrada (2003) 　　　　・　土星 subnebula 中の圧力　: P 〜 0.1 bar （20 Rs） 　　　　    H2大気は厚い！

本研究の目的     ・ H2　散逸量と N2・CH4 質量分別     　　　　　　　　　　　　　　　同位体濃縮 　　・ 初期　H2 量の制限 　　・ Ar　の起源

H2大気の初期質量

極端紫外線 (EUV) による H2 の散逸 EUVフラックスの時間変化 恒星 EUV フラックスの観測値 から fitting (Pepin 1991)  H2 フラックス

Crossover mass : mc [amu]

定常散逸による分別

Blowoff による質量分別

CH4の選択的散逸に                   必要なH2 残存率

Blowoff による同位体濃縮

H2 初期質量の制限

残存 Ar 量 　H2大気中の Ar 量 　　　- 大気質量1.75x1020 [kg]          太陽系元素組成から             Ar量 = 5.7x1015 [kg]          ・　Ar は逃げないとする 　　　- Ar/N2  = 4.8x10-5          　≪平均分子量からの推定値 Ar も脱ガス起源

EUVの時間変化を考慮した場合

結果 (散逸開始　t = 5.0x10+6 yr)  散逸選択性 　 - フラックスが小さ     い程強い   - H2の残存率が     小さくなるほど 　　大きい　（初期質量に依存）  Ar は脱ガス起源

まとめ  blowoff による CH4の選択的散逸は可能  彗星的起源物質  初期水素大気質量は~1020kg  同位体異常への寄与は小さい Arの大部分は脱ガス起源